(20000) Varuna

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(20000) Varuna
Description de cette image, également commentée ci-après
Image de Varuna prise par le télescope spatial Hubble en 2005.
Caractéristiques orbitales
Époque (JJ 2457600,5)
Établi sur 421 observations couvrant 22351 jours, U = 2
Demi-grand axe (a) 6,4430×109 km
(43,068 ua)
Périhélie (q) 6,1174×109 km
(40,892 ua)
Aphélie (Q) 6,7685×109 km
(45,244 ua)
Excentricité (e) 0,0505
Période de révolution (Prév) 103 237 ± 5 j
(282,65 a)
Vitesse orbitale moyenne (vorb) 4,53 km/s
Inclinaison (i) 17,176°
Longitude du nœud ascendant (Ω) 97,305°
Argument du périhélie (ω) 269,37°
Anomalie moyenne (M0) 107,36°
Catégorie Cubewano
Satellites connus 0
Caractéristiques physiques
Dimensions 668+154
−86
km[1]
Masse (m) ~5,9×1020 kg
Masse volumique (ρ) ~1 000 kg/m3
Gravité équatoriale à la surface (g) 0,15 m/s2
Vitesse de libération (vlib) 0,39 km/s
Période de rotation (Prot) 0,26432 j
Classification spectrale ?
Magnitude absolue (H) 3,6
Albédo (A) 0,038 (+0,022/-0,010)
Albédo géométrique= 0.07
Température (T) ~59 K
Découverte
Plus ancienne observation de pré-découverte
Date
Découvert par Robert S. McMillan
Spacewatch
Lieu Kitt Peak
Nommé d'après Varuna
Désignation 2000 WR106

(20000) Varuna, désignation provisoire 2000 WR106, est un objet transneptunien massif d'environ 700 kilomètres de diamètre et une planète naine potentielle de la ceinture de Kuiper. Il a été découvert en par un l'astronome américain Robert McMillan durant un relevé Spacewatch à l'observatoire de Kitt Peak. Il est nommé d'après la divinité hindoue Varuna, qui est l'une des plus vieilles divinités mentionnées dans les textes védiques.

La courbe de lumière de Varuna indique qu'il s'agit d'un ellipsoïde de Jacobi (en), ayant une forme allongée en raison de sa rotation rapide. La surface de Varuna est d'une couleur modérément rouge en raison de la présence de composés organiques complexes. De la glace d'eau est également présente sur sa surface, et on pense qu'elle a été confrontée par le passé à des collisions qui pourraient d'ailleurs être à l'origine de sa rotation rapide. Bien qu'aucun satellite naturel n'ait été trouvé ou directement imagé autour de Varuna, des analyses en 2019 des variations de sa courbe de lumière suggèrent la présence d'un possible satellite en orbite proche autour de l'astre.

Historique[modifier | modifier le code]

Découverte[modifier | modifier le code]

Varuna est découvert par l'astronome américain Robert McMillan en utilisant le télescope Spacewatch de 0,9 mètre durant un relevé de routine le [2]. Ce relevé Spacewtach était conduit par McMillan à l'observatoire de Kitt Peak près de Tucson en Arizona, aux États-Unis[3]. Au moment de sa découverte, Varuna était localisé au sein d'un champ d'étoiles modérément dense, situé au nord mais non loin de l'équateur galactique[4]. McMillan identifia le mouvement lent de Varuna parmi les étoiles en comparant manuellement plusieurs balayages de la même région, utilisant la méthode du clignotement. Le mouvement subtil de Varuna n'a pas été détecté par le logiciel de système temps réel de McMillan, qui était conçu pour identifier des objets en mouvement[2]. Varuna fut réobservé les nuits suivantes par l'astronome Jeffrey Larsen, qui remplaçait McMillan dans le roulement des observateurs, afin de confirmer l'objet[2],[4]. Les deux astronomes firent douze observations de Varuna qui s'étalèrent sur trois nuits en tout[2]. La découverte a été par la suite rapportée au Centre des planètes mineures.

La découverte de Varuna a été formellement annoncée dans une circulaire électronique du Centre des planètes mineures le [5]. Il lui fut attribuée la désignation provisoire 2000 WR106 qui indique l'année de sa découverte, avec la lettre « W » spécifiant que sa découverte eut lieu dans la seconde moitié du mois de novembre[6]. La lettre « R » et le nombre « 106 » en indice indiquent que Varuna est le 2667e objet observé dans la seconde moitié de novembre[7]. Au moment de sa découverte, on pensait que Varuna était l'une des planètes mineures les plus massives et les plus lumineuses du Système solaire en raison de sa magnitude apparente relativement élevée de 20 pour un objet aussi éloigné, ce qui implique qu'il ferait environ un quart de la taille de Pluton et qu'il est comparable en taille à la planète naine Cérès, ce qui était une première[2],[8],[4]. Après l'annonce de sa découverte, des images de prédécouverte de Varuna ont été trouvées par les astronomes allemands Andre Knofel et Reiner Stoss à l'observatoire Palomar[2],[7]. Une image de prédécouverte en particulier, prise avec le télescope Big Schmidt en 1955, montrait que Varuna était localisé à trois degrés de sa position extrapolée d'après l'orbite circulaire approximative déterminée en [2]. La plus vieille image de prédécouverte de Varuna a été prise le [3]. Ces images, combinées avec des observations supplémentaires depuis le Japon, Hawaii, et l'Arizona ont permis aux astronomes d'affiner son orbite et de déterminer la classification adéquate de Varuna[8],[2],[7]

Nom[modifier | modifier le code]

Statue en pierre représentant une divinité hindoue souriante, debout sur un socle
Statue du dieu Varuna du temple hindou du XIe siècle de Rajarani

Le nom de Varuna provient de la divinité hindoue Varuna, et suit la convention de nommage édictée par l'Union astronomique internationale (UAI) qui stipule que les objets de la ceinture de Kuiper qui ne sont pas résonance majeure avec Neptune sont nommés d'après des divinités de la création[2]. Son nom a été proposé par une chorégraphe indienne, Mrinalini Sarabhai, et a été approuvé par l'UAI en [9]. Varuna est l'une des divinités védiques les plus anciennes de la littérature hindi, puisqu'elle est mentionnée notamment dès les premiers hymnes du Rig-Véda[9],[3]. Dans la littérature hindi, Varuna a créé et gouverné les eaux du paradis et de l'océan[10],[9], ce qui le rapproche en certains points de Poséidon/Neptune. Varuna est le roi des dieux, des hommes et de l'univers, et il possède un savoir illimité[9],[11].

En , un peu avant qu'il ne soit nommé, le Centre des planètes mineures a attribué le numéro de planète mineure 20000 à Varuna, puisque son orbite était désormais bien déterminée grâce aux images de prédécouverte et grâce aux observations ultérieures[12],[2],[7]. Le numéro « 20000 » a été particulièrement choisi afin de mettre en évidence la grande taille de Varuna, puisqu'il était en effet à cette date le plus grand objet classique de la ceinture de Kuiper connu, et qu'on pensait qu'il était aussi grand que Cérès[12]. Le nombre 20000 a également été symboliquement choisi afin de commémorer le 200e anniversaire coïncidant de la découverte de Cérès, qui eut lieu en janvier comme lorsque Varuna fut numéroté[12].

Rotation[modifier | modifier le code]

Représentation d'artiste de Varuna illustrant sa couleur rougeâtre et sa forme ellipsoïdale.

Varuna possède une période de rotation rapide d'environ 6,34 heures, dérivée à partir d'une interprétation comme un double pic de la courbe de lumière créée par la rotation de l'astre[13],[14]. La rotation de Varuna a été mesurée pour la première fois en par l'astronome T. L. Farnham à l'observatoire McDonald en utilisant son télescope de 2,1 mètres, au sein d'une étude portant sur la rotation et la couleurs des objets distants[15],[13]. La photométrie CCD de la courbe de lumière de Varuna a révélé qu'il présentait de grandes variations de luminosité d'une amplitude d'environ 0,5 magnitude et une période à un pic simple de 3,17 heures[15],[16],[8]. La courbe de lumière rotationnelle mesurée de Varuna a fourni deux périodes de rotation ambigües de 3,17 et 6,34 heures, pour une interprétation à pic simple et à double pic, respectivement[15],[13]. Farnham en a également déduit de possibles périodes de rotation additionnelles de 2,78 et de 3,67 heures qui ne pouvaient être exclues[13],[15].

Une interprétation de la courbe de lumière de Varuna comme un pic simple (3,17 h) présume qu'il est de forme sphérique et qu'il possède des formations d'albédo à sa surface qui sont la cause de ses variations de luminosité[15]. Cependant, cette interprétation implique que Varuna doit être plus dense que 1 g/cm3 (soit à peu près la densité de l'eau), étant donné que sa période de rotation est très proche de la vitesse de rotation critique (en) d'environ 3,3 heures pour un corps avec une densité de 1 g/cm3 au-delà de laquelle il se désintégrerait[15]. Varuna ne serait certainement pas en mesure de maintenir une forme sphérique avec la vitesse de rotation précédemment mentionnée, ce qui rend cette interprétation invalide[15]. Une solution à double pic de la courbe de lumière de rotation de Varuna (6,34 h) suppose que Varuna est de forme allongée, avec un rapport de ses axes a/b de 1,5~1,6[15],[13]. La courbe de lumière de rotation de l'objet a été ultérieurement étudiée par David Jewitt et Scott Sheppard en février et avril 2001. Ils en ont déduit une courbe de lumière à double pic avec une période de 6,3442 ± 0,0002 heures et une amplitude de 0,42 ± 0,02 magnitude[17],[8]. L'absence, durant sa rotation, d'une variation de la couleur de Varuna dans le spectre visible les a amenés à conclure qu'une courbe de lumière à double pic avec une période d'au moins 6,34 heures pour la rotation de Varuna est la solution la plus plausible[17],[8].

La rotation rapide de Varuna semble avoir été provoquée par des collisions perturbatrices qui ont accéléré sa rotation durant la formation du système solaire. Le taux actuel de collisions dans la région transneptunienne est très faible ; cependant, elles étaient plus fréquentes aux débuts du Système solaire, environ 100 millions d'années après sa formation[8]. Jewitt et Sheppard ont cependant calculé que le taux de collisions perturbatrices parmi les grands objets transneptunions (OTNs) demeurait extrêmement bas même durant la formation du système solaire, ce qui est contradictoire avec l'abondance des OTNs binaires ou qui tournent rapidement sur eux-mêmes et dont on pense qu'ils sont précisément issus de ces collisions[8]. Pour expliquer l'abondance des ces OTNs, le taux de collisions parmi les OTNs doit probablement s'être accru suite à la migration de Neptune vers l'extérieur du système solaire, qui a alors perturbé l'orbite des OTNs et a augmenté la fréquence des collisions qui ont entre autres conduit à la rotation rapide de Varuna[8].

Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]

Aspect physique[modifier | modifier le code]

Estimations de la taille de Varuna
Année Diamètre (km) Méthode Réfs
2000 900+129
−145
thermique [16]
2002 1 060+180
−220
thermique [17]
2005 936+238
−324
thermique [18]
2005 600 ± 150 thermique [19]
2005 586+129
−190
thermique [20]
2007 502+64,0
−69,5

ou 412,3 ~ 718,2
ou ≤744,1
thermique
(Bande 1 de Spitzer)
[21]
2007 >621+178,1
−139,1
[sic]
thermique
(Bande 2 de Spitzer)
[21]
2010 1 003 ± 9
(uniquement taille
minimale de l'axe long)
occultation [22]
2013 668+154
−86
thermique [23]
2013 ~816 meilleur ajustement
de son albédo
[24]
2013 ~686 occultation [25]
2014 ~670 (minimale) occultation [25]
2019 654+154
−102
thermique [26]
Varuna comparé à la Terre et à la Lune.

En raison de sa rotation rapide, Varuna possède une forme ellipsoïde triaxiale. Sa forme allongée est à l'origine de l'amplitude à deux pics de sa courbe de lumière, qui sont produits par les alternances de la vue de côté et de la vue de son extrémité durant sa rotation telle que vue de la Terre[8]. Étant donné sa rotation rapide, peu commune pour des objets aussi grands, la forme de Varuna est décrite comme un ellipsoïde de Jacobi (en), avec un rapport de ses axes a/b d'environ 1,5~1,6 (c'est-à-dire que le grand axe le plus long de Varuna a est 1,5~1,6 fois plus grand que le grand axe b)[8],[13]. L'examen de la courbe de lumière de Varuna a permis de déterminer que le modèle qui correspond le mieux à sa forme est un ellipsoïde triaxial avec ses grands axes a, b, et c qui ont des rapports de l'ordre de b/a = 0,63~0.80, et de c/a = 0,45~0,52[27].

La forme ellipsoïdale de Varuna est à l'origine de multiples estimations de son diamètre, qui sont comprises entre 500 et 1 000 km[28]. La plupart de ces estimations ont été déterminées en mesurant son rayonnement thermique, même si elles ont pu être limitées à des valeurs plus petites en raison de la mesure d'un albédo plus élevé par les observations thermiques du télescope spatial Spitzer en 2005[28],[19]. L'observation des étoiles occultées par Varuna ont également fourni des estimations variables de sa taille[25]. Une occultation en a donné une longueur de corde de 1 003 km, dont on en a déduit qu'elle coïncidait avec son axe le plus long[22]. Des occultations ultérieures en 2013 et 2014 ont fourni des diamètres moyens de ~686 km et de ~670 km respectivement[25], ce qui cohérent avec l'estimation de 2013 de 668 km obtenue à partir des mesures combinées des télescopes spatiaux Spitzer et Herschel[23].

Depuis la découverte de Varuna, Hauméa, qui est un autre objet à rotation rapide (3,9 h) qui fait plus de deux fois la taille de Varuna[note 1], a été découvert et il possède également une forme allongée[30], bien qu'elle soit un peu moins prononcée (avec des rapports estimés de b/a = 0,76~0,88, et de c/a = 0,50~0,55), possiblement grâce à une densité qui serait plus élevée (approximativement 1,7571,965 g/cm3)[27],[29].

Possible planète naine[modifier | modifier le code]

L'Union astronomique internationale n'a pas classé Varuna en tant que planète naine et n'a pas envisagé la possibilité d'accepter de nouvelles planètes naines en général[31]. L'astronome Gonzalo Tancredi considère Varuna comme une « candidate vraisemblable » étant donné qu'on pensait qu'elle avait une densité supérieure ou égale à celle de l'eau (1 g/cm3) nécessaire pour qu'elle puisse être en équilibre hydrostatique en tant qu'ellipsoïde de Jacobi[32],[33]. Cependant, Tancredi n'a pas émis de recommandation explicite pour son inclusion en tant que planète naine[33]. Michael Brown considère Varuna comme étant une planète naine « hautement vraisemblable », la plaçant juste en-dessous de la limite avec les objets « proche de la certitude »[34]. Lacerda et Jewitt ont estimé que Varuna possède une faible densité de 0,992 g/cm3, basée sur le modèle d'ellipsoïde de Jacobi le mieux adapté à Varuna. Lacerda et Jewitt ont supposé que l'équilibre hydrostatique était atteint dans leur modèle, même si leur faible densité estimée ne répond pas aux critères de Tancredi nécessaires pour que l'équilibre hydrostatique soit atteint pour un ellipsoïde de Jacobi[27]. William Grundy et ses collègues ont proposé que les objets transneptuniens sombres, de faible densité, qui sont d'une taille comprise entre 400 et 1 000 km sont vraisemblablement des objets intermédiaires partiellement différenciés avec une composition interne poreuse et rocheuse. Ainsi, l'intérieur des OTNs de taille moyenne comme Varuna se sont probablement comprimés sous l'effet de leur propre gravité tandis que leur surface pourrait ne pas être en équilibre hydrostatique[35].

Mesures thermiques[modifier | modifier le code]

Les observations du rayonnement thermique de Varuna réalisées depuis le sol de 2000 à 2005 ont donné des estimations de grands diamètres allant de 900 à 1 060 km, ce qui est comparable à la taille de la planète naine Cérès[28]. Contrairement aux estimations faites depuis le sol, les observations thermiques réalisées depuis l'espace grâce au télescope spatial Spitzer ont fourni de plus petites estimations de son diamètre, comprises entre 450 et 750 km[18],[21]. Ces estimations apparemment conflictuelles entre les observations basées au sol et les observations depuis l'espace sont en fait dues à la limitation des longueurs d'ondes observables depuis le sol en raison de l'absorption causée par l'atmosphère terrestre[36]. Les objets transneptuniens distants comme Varuna émettent un rayonnement thermique intrinsèque à de plus grandes longueurs d'ondes en raison de leurs faibles températures[36] Cependant, à de telles longueurs d'ondes, le rayonnement thermique ne peut passer à travers l'atmosphère terrestre et les observations depuis le sol ne peuvent mesurer que de faibles émissions thermiques en provenance de Varuna dans les domaines du proche infrarouge et du submillimétrique, détériorant la précision des mesures thermiques réalisées depuis le sol[36],[17].

Les observations basées depuis l'espace ont fourni de meilleures mesures thermiques, puisqu'il est possible de mesurer le rayonnement thermique dans une plus grande gamme de longueurs d'ondes qui sont normalement absorbées par l'atmosphère terrestre[18],[36]. Les premières mesures thermiques effectuées par Spitzer en 2005 ont fourni une meilleure contrainte de l'albédo de Varuna, qui est ainsi compris entre 0,12 et 0,3, correspondant à une contrainte de diamètre inférieure, de 400–750 km[19],[20]. Les mesures ultérieures de Spitzer à de multiples gammes de longueurs d'ondes (bandes) en 2007 ont produit des estimations de diamètre moyen d'environ ~502 km et de ~621 km selon l'utilisation des données issues des mesures avec une seule bande ou avec deux bandes, respectivement[21]. La réalisation de nouvelles observations thermiques multi-bandes par le télescope spatial Herschel en 2013 ont produit un diamètre moyen de 668+154
−86
 km, cohérent avec les contraintes précédentes sur le diamètre de Varuna[23].

Occultations[modifier | modifier le code]

Les premières tentatives d'observations d'occultations d'étoiles par Varuna en 2005 et en 2008 n'ont pas réussi en raison de l'incertitude liée au mouvement propre de Varuna ainsi qu'à de mauvaises conditions d'observation[37],[38]. Puis en 2010, une occultation fut observée par une équipe d'astronomes dirigée par Bruno Sicardy durant la nuit du , depuis plusieurs régions d'Afrique australe et du nord-est du Brésil[22]. Bien que les observations depuis l'Afrique du Sud et la Namibie n'ont pas donné de résultats positifs, les observations depuis le Brésil, en particulier à São Luís dans le Maranhão, ont détecté avec succès une occultation par Varuna, d'une durée de 52,5 secondes, d'une étoile de magnitude 11,1[22]. L'occultation a permis de déterminer une longueur de corde de 1 003 ± 9 km, relativement importante comparée aux diamètres moyens estimés par les mesures thermiques[22]. Parce que l'occultation s'est produite près du maximum de luminosité de Varuna, cela signifie qu'elle couvrait la surface apparente maximale pour une forme ellipsoïdale ; autrement dit, l'axe le plus long de Varuna a été observé durant l'occultation[22]. São Luís était également localisée, sur le trajet de l'ombre de Varuna, près de son axe central[39], ce qui signifie que la longueur de la corde était proche de la longueur maximale mesurable durant l'événement, contraignant étroitement son diamètre équatorial maximal.

Les résultats du même événement observé depuis Camalaú, dans le Paraïba, située approximativement à 450 km au sud (et qui était prédite se situer à l'extrémité sud du trajet de l'ombre)[39], a montré une occultation de 28 secondes, ce qui correspond à une corde d'approximativement 535 km, bien plus longue que ce qui était attendu[40]. Cependant l'observation à Quixadá, à 255 km au sud de São Luís — entre cette dernière et Camalaú — a paradoxalement montré un résultat négatif[22]. Un exposé donné durant une conférence organisée avant que les résultats de Camalaú ne soient totalement analysés en a conclu que « les résultats de São Luís et de Quixadá suggér[aient] qu'une forme significativement allongée est requise pour Varuna »[22].

Afin de prendre en compte les résultats négatifs de Quixadá, l'aplatissement apparemment de Varuna a été imposé à une valeur minimale autour de 0,56 (soit un rapport des axes c/a ≤ 0.44)[25] ce qui correspond à une taille polaire minimale de 441,32 ± 3,96 km, basée sur la longueur de corde donnée de 1 003 ± 9 km[note 2]. La limite inférieure de la taille polaire de Varuna qui en résulte est approximativement égale à la limite inférieure de Lacerda et de Jewitt du rapport des axes c/a de 0,45, qu'ils avaient précédemment calculé en 2007[27]. Des occultations ultérieures en 2013[41] et en 2014 ont donné des longueurs de cordes de 686 km et de 670 km respectivement, même si ces résultats sont préliminaires[25]. Le diamètre moyen de 678 km, calculé à partir des deux longueurs de corde issues de ces occultations[note 3] est cohérent avec l'estimation moyenne en 2013 de 668 km du diamètre obtenue à partir des mesures thermiques combinées de Spitzer et de Herschel[28]. Un aplatissement moyen de 0,29 a été imposé pour les deux cordes obtenues à partir de l'occultation de 2013[42],[25]. L'aplatissement imposé pour la longueur de corde de 2013 de 686 km comme diamètre de Varuna correspond à une taille polaire de 487,06 km, quelque peu cohérent avec la taille polaire minimale donnée en 2010 de 441,32 km[note 4].

Spectre et surface[modifier | modifier le code]

Comparaison de la taille, de l'albédo, et de la couleur de nombreux grands objets transneptuniens. Les arcs gris représentent les incertitudes sur leur taille.

Le spectre de Varuna a été analysé pour la première fois au début de l'année 2001 avec la Near Infrared Camera Spectrometer (NICS) du Telescopio Nazionale Galileo en Espagne. Les observations spectrocopiques de Varuna dans les longueurs d'ondes du proche infrarouge ont ainsi révélé que la surface de l'astre est modérément rouge et montre un gradient spectral rouge dans les longueurs d'ondes comprises entre 0,9 et 1,8 μm[43]. Le spectre de Varuna montre également de fortes raies d'absorption à des longueurs d'ondes de 1,5 et 2 μm, ce qui indique la présence de glace d'eau à sa surface[43],[17].

La couleur rouge de Varuna est issue de l'altération des composés organiques présents à sa surface par le rayonnement solaire et les rayons cosmiques. Par exemple, l'action des rayonnements sur le méthane produit des tholins, qui sont connus pour réduire la réflectivité de sa surface (l'albédo). On s'attend par ailleurs à ce que son spectre soit dépourvu de caractéristiques[43]. Comparé à (38628) Huya, qui a été également observé en 2001, Varuna apparaît moins rouge et montre des raies d'absorption de la glace d'eau, suggérant que la surface de Varuna est relativement préservée et a conservé une partie de son matériau originel à sa surface[43]. La préservation apparente de la surface de Varuna pourrait être issue de collisions qui ont remonté de la glace d'eau fraîche, qui était auparavant située sous la couche de tholins, vers la surface[43].

Une autre étude du spectre de Varuna dans le proche infrarouge en 2008 a produit un spectre sans caractéristiques mais avec un gradient spectral bleu contrairement aux résultats produits en 2001[44],[45]. Le spectre obtenu en 2008 n'a fourni aucune indication claire de la présence de glace d'eau, ce qui est également contradictoire avec les résultats de 2001[44]. La différence entre ces deux résultats a été interprétée comme un changement de la surface de Varuna, bien que cette possibilité a par la suite été écartée par une étude du spectre de Varuna publiée en 2014[45]. Les résultats de 2014 correspondent en effet étroitement aux résultats obtenus en 2001, ce qui signifie que le spectre sans caractéristiques obtenu en 2008 est probablement erroné[45].

Les modèles explicatifs du spectre de Varuna suggèrent que sa surface est très probablement formée d'un mélange de silicates amorphes (25%), de composés organiques complexes (35%), de carbone amorphe (15%) et de glace d'eau (25%), avec une possibilité de glace de méthane présente jusqu'à 10%. Pour un objet présentant les caractéristiques de Varuna, le méthane, volatil, pourrait ne pas être primordial étant donné que la masse de Varuna n'est pas suffisante pour retenir les composés volatils à sa surface. Un événement qui pourrait s'être produit après la formation de Varuna, comme un impact de haute énergie, expliquerait probablement la présence de méthane à sa surface[45]. Des observations supplémentaires du spectre de Varuna dans le proche infrarouge ont été conduites par le NASA Infrared Telescope Facility en 2017 et ont identifié des raies d'absorption entre 2,2 et 2,5 μm qui pourraient être associées à la présence d'éthane et d'éthylène, selon les premières analyses[46]. Pour des objets de taille intermédiaire tels que Varuna, des composés volatils comme l'éthane et l'éthylène sont plus susceptibles d'être conservés que les élements volatils plus légers que le méthane selon les théories de la rétention des volatils formulées par Schaller et Brown en 2007[46],[47]

Orbite[modifier | modifier le code]

Varuna est classé comme un objet transneptunien classique et suit une orbite quasi-circulaire avec un demi-grand axe de ≈ 43 UA, semblable à celui de Quaoar, mais plus incliné. Sa période orbitale est de 283 années terrestres, similaire à celle de Quaoar.

À 43 UA et sur une orbite quasi-circulaire, Varuna est libre de toute perturbation importante de Neptune.

Orbite de (20000) Varuna

Annexes[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Lien externe[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Les dimensions d'Hauméa sont de 2 322 × 1 704 × 1 026 km, avec 2 322 km qui correspond à son grand axe le plus grand[29]. En comparaison, le grand axe de Varuna le plus grand vaut 1 003 km, soit moins de la moitié de celui d'Hauméa[22]. En fait, le grand axe polaire d'Hauméa de 1 026 km est également plus de deux fois plus grand que celui de Varuna, qui possède un grand axe polaire qui vaut 400–500 km, basé sur les valeurs de son aplatissement apparent qui ont été obtenues à partir des occultations de 2010 et de 2013[25].
  2. Calculée en multipliant la corde de 1 003 ± 9 km avec le rapport c/a de 0.44, lui-même calculé à partir de 1 – 0.56, qui est l'aplatissement maximal imposé par Braga-Ribas et al. en 2014[25].
  3. Le diamètre moyen de ~678 km est issu du calcul du diamètre moyen des cordes des occultations de 2013 et de 2014 de ~686 km et de ~670 km, respectivement[25]
  4. Calculée en multipliant la corde de 2013 de 686 km avec un rapport c/a de 0,71, lui-même calculé à partir de l'aplatissement moyen 1 – 0.29 imposé par Braga-Ribas et al. en 2014[25].

Références[modifier | modifier le code]

  1. (en) E. Lellouch, P. Santos-Sanz, P. Lacerda, M. Mommert, R. Duffard, J. L. Ortiz, T. G. Müller, S. Fornasier, J. Stansberry, Cs. Kiss, E. Vilenius, M. Mueller, N. Peixinho, R. Moreno, O. Groussin, A. Delsanti et A. W. Harris, « "TNOs are Cool" Les transneptuniens sont cool [froids] : Une enquête de la région des Transneptuniens. IX. Propriétés thermique des objets de la ceinture de Kuiper et des Centaures en utilisant des observations de Herschel et de Spitzer », Astronomy & Astrophysics, vol. 557,‎ , A60 (DOI 10.1051/0004-6361/201322047, Bibcode 2013A&A...557A..60L, lire en ligne)
  2. a b c d e f g h i et j (en) « Spacewatch Discovery of Minor Planet 2000 WR106 », sur Lunar & Planetary Laboratory, Université de l'Arizona, (consulté le 15 septembre 2019)
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