Это хорошая статья. Для получения дополнительной информации нажмите здесь.
Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Эта статья о малой планете. Для использования в других целях, см Варуна (значения) .

20000 Варуна
20000-varuna hst.jpg
Изображение Варуны, сделанное космическим телескопом Хаббл в 2005 году.
Открытие  [1]
ОбнаружилSpacewatch
( Роберт Макмиллан )
Дата открытия28 ноября 2000 г.
Обозначения
(20000) Варуна
Произношение/ V Aer ən ə / Варра -ə-nə [4]
Названный в честь
Варуна
2000 WR 106
TNO  · cubewano  [2]
Scat-Ext [3]
ПрилагательныеVarunian / v ə г ¯u п я ə п / [5]
Орбитальные характеристики  [1]
Эпоха 31 мая 2020 г. ( 2459000,5 иорданских динаров)
Параметр неопределенности 2
Дуга наблюдения64,49 года (23 555 дней)
Самая ранняя дата открытия24 ноября 1954 г.
Афелий45,117  AU (6,7494  тм )
Перигелий40,319 AU (6,0316 тм)
42,718 AU (6,3905 тм)
Эксцентриситет0,05617
279,21 год (101980 г )
4.53 км / с
119.121 °
0 ° 0 м 12,708 с / сутки
Наклон17,221 °
97,372 °
262,220 °
Нептун  MOID12,040 AU (1,8012 Tm) [6]
Физические характеристики
Средний диаметр
~ 678 км (рассчитано) [а] [8]
654+154
−102 км [9]
668+154
−86 км [10]
Масса≈ 1,55 × 10 20  кг [b]
Средняя плотность
0,9920,086
-0,015 г / см 3 [11]
Период ротации
6,343572 ± 0,000006  ч [12]
Геометрическое альбедо
0,127+0,04
-0,042[10]
Спектральный тип
ИК (умеренно красный) [13]
B − V =0,88 ± 0,02 [14] [15]
V − R =0,62 ± 0,01 [14]
V − I =1,24 ± 0,01 [14]
Видимая величина
20,3 ( оппозиция ) [16] [17]
Абсолютная звездная величина  (H)
3,760 ± 0,035 , [10]
3,6 [1]

20000 Варуна , [c] предварительное обозначение 2000 WR 106 , является крупным транснептуновым объектом и возможной карликовой планетой в поясе Койпера . Он был обнаружен в декабре 2000 года американским астрономом Робертом Макмилланом во время исследования Spacewatch в Национальной обсерватории Китт-Пик . Имеет удлиненную форму за счет быстрого вращения . Он назван в честь индуистского божества Варуны , одного из старейших божеств, упоминаемых в ведических текстах .

Расчеты по кривой блеска Варуны показывают, что это эллипсоид Якоби , имеющий удлиненную форму из-за его быстрого вращения. Поверхность Варуны умеренно красного цвета из-за наличия на ее поверхности сложных органических соединений . На его поверхности также присутствует водяной лед , и считается, что он был обнажен в результате прошлых столкновений, которые также могли вызвать быстрое вращение Варуны. Хотя естественные спутники вокруг Варуны не были обнаружены или напрямую сфотографированы, анализ изменений его кривой блеска в 2019 году предполагает наличие возможного спутника, вращающегося вокруг Варуны.

История [ править ]

Открытие [ править ]

Варуна был обнаружен с помощью 0,9-метрового телескопа Spacewatch в Национальной обсерватории Китт-Пик.

Варуна была обнаружена американским астрономом Робертом Макмилланом с помощью 0,9-метрового телескопа Spacewatch во время обычного обзора 28 ноября 2000 г. [18] Обзор Spacewatch был проведен Макмилланом в Национальной обсерватории Китт-Пик недалеко от Тусона, штат Аризона. [1] На момент открытия Варуна находился в звездном поле средней плотности недалеко от северного галактического экватора . [19] Хотя Варуна не был обнаружен компьютерным программным обеспечением Макмиллана, работающим в режиме реального времени , он смог идентифицировать Варуну, медленно движущегося среди фоновых звезд, вручную сравнивая несколько сканирований одной и той же области с использованием техники мигания. После смены наблюдений Макмиллана астроном Джеффри Ларсен провел дополнительные наблюдения за Варуной, чтобы подтвердить объект. [18] [19] К концу смены наблюдений Ларсена и Макмиллан, и Ларсен провели в общей сложности 12 наблюдений за три ночи. [18]

Об открытии Варуны было официально объявлено в электронном циркуляре по малым планетам 1 декабря 2000 года. [20] Ей было присвоено предварительное обозначение 2000 WR 106 , что указывает на то, что она была открыта во второй половине ноября 2000 года. [21] Варуна был тем самым Варуна. 2667-й объект наблюдался во второй половине ноября, на что указывают последняя буква и цифры в его предварительном обозначении. [22] В то время Варуна считалась одной из самых больших и ярких малых планет в Солнечной системе из-за его относительно высокой видимой величины 20 для удаленного объекта, что означало, что он мог быть примерно в четверть размера. изПлутон и сопоставим по размерам с карликовой планетой Церерой . [18] [23] [19]

Впоследствии, после объявления об открытии Варуны, предварительные изображения Варуны были найдены немецкими астрономами Андре Кнофелем и Райнером Штоссом в Паломарской обсерватории . [18] [22] Одно конкретное изображение предварительного открытия, которое было получено телескопом Биг Шмидт Паломарской обсерватории в 1955 году, показало, что Варуна находился в трех  градусах от своего экстраполированного местоположения на основе приблизительной круговой орбиты, определенной в декабре 2000 года. [18] Самый старый из известных снимков Варуны был сделан 24 ноября 1954 года [1].Эти предварительные изображения вместе с дополнительными наблюдениями из Японии, Гавайев и Аризоны помогли астрономам уточнить его орбиту и определить правильную классификацию Варуны. [23] [18] [22]

В январе 2001 года Центр малых планет присвоил Варуне малой планете номер 20000, так как ее орбита была точно определена на основе предварительных изображений и последующих наблюдений. [24] [18] [22] Малая планета с номером 20000 была выбрана специально для того, чтобы отметить большие размеры Варуны, являясь крупнейшим классическим объектом пояса Койпера, известным в то время и считавшимся таким же большим, как Церера. [24] Число 20000 было также выбрано в ознаменование совпадающей 200-летней годовщины открытия Цереры, которое произошло в том же месяце, что и нумерация Варуны. [24]

Имя [ редактировать ]

Варуна назван в честь одноименного индуистского божества Варуны в соответствии с соглашением Международного астрономического союза о присвоении имен нерезонансным объектам пояса Койпера в честь божеств-создателей. [18] Название было предложено индийским хореографом Мриналини Сарабхаи , и был утвержден IAU в марте 2001 года [25] Варуна один из самых старых ведических божеств индуистского литературы , упоминается в самых ранних гимнов в Ригведе . [25] [1] В индуистской литературе Варуна создал воды небес и океана и руководил ими. [26]Варуна - царь богов, людей и вселенной, обладающий безграничными знаниями. [25] [27]

Вращение [ править ]

Впечатление художника от Варуны, запечатлевшего его красноватый цвет и эллипсоидальную форму.

У Варуны период быстрого вращения составляет приблизительно 6,34 часа, что определяется решением двухпиковой кривой блеска Варуны . [28] Вращение Варуны было впервые измерено в январе 2001 года астрономом Тони Фарнхэмом с помощью 2,1-метрового телескопа обсерватории Макдональд в рамках исследования вращения и цвета далеких объектов. ПЗС- фотометрия кривой блеска Варуны в 2001 году показала, что она показывает большие изменения яркости с амплитудой около 0,5 звездной величины . [29]Измеренная вращательная кривая блеска Варуны дала два неоднозначных периода вращения 3,17 и 6,34 часа для решения с одним и двумя пиками, соответственно. Дополнительные возможные периоды вращения 2,79 и 3,66 часа были также получены Фарнхэмом, хотя в то время нельзя было исключить эти значения. [29] [28]

Однопиковая интерпретация вращательной кривой блеска Варуны (3,17 ч) приняла бы сферическую форму для Варуны с особенностями альбедо на его поверхности, которые могли бы объяснить изменения его яркости. Однако для того, чтобы эта интерпретация была верной, Варуна должен иметь плотность намного больше, чем1  г / см 3 (примерно плотность воды), иначе она деформируется и развалится, поскольку данный период вращения превышает критическую скорость вращения ~ 3,3 часа для тела с плотностью1 г / см 3 . [29] Двухпиковая интерпретация вращательной кривой блеска Варуны (6,34 ч) предполагает, что форма Варуны представляет собой удлиненный эллипсоид с оценочным соотношением сторон a / b 1,5–1,6. [29] [28] Вращательная кривая блеска Варуны была позже исследована астрономами Дэвидом Джевиттом и Скоттом Шеппардом в феврале и апреле 2001 г. и пришла к выводу, что двухпиковая интерпретация кривой блеска Варуны является наиболее правдоподобным решением из-за отсутствия вращательное изменение цвета Варуны в видимом спектре . [30] [23]

Изучение прошлых фотометрических наблюдений кривой блеска Варуны показало, что амплитуда ее кривой блеска увеличилась примерно на 0,13 звездной величины с 2001 по 2019 год. [12] Это увеличение амплитуды связано с комбинированными эффектами эллипсоидальной формы, вращения и переменной фазы Варуны. угол . Геометрические модели изменяющейся амплитуды Варуны предоставили несколько возможных решений для ориентации полюсов вращения Варуны в эклиптических координатах , с наиболее подходящим решением, принявшим прямое восхождение и склонение оси вращения 54 ° и -65 °, соответственно. [12] [d]Наилучшая ориентация полюса Варуны подразумевает, что он рассматривается с ближнего края конфигурации, в которой экватор Варуны почти обращен прямо к Земле. [12] [e]

Считается, что быстрое вращение Варуны было результатом разрушительных столкновений , которые ускорили его вращение во время формирования Солнечной системы . В настоящее время частота столкновений в транснептуновом регионе минимальна, хотя столкновения были более частыми во время формирования Солнечной системы. [23] Однако Джуитт и Шеппард подсчитали, что частота разрушительных столкновений между большими транснептуновыми объектами (ТНО) во время формирования Солнечной системы крайне необычна, что противоречит нынешнему обилию двойных и быстро вращающихся ТНО, которые, как полагают, возникли. от таких столкновений. [23]Чтобы объяснить обилие двойных и быстро вращающихся TNO, скорость столкновений между TNO, вероятно, увеличилась в результате внешней миграции Нептуна, нарушившей орбиты TNO, тем самым увеличив частоту столкновений, которые, возможно, привели к быстрому вращению Варуны. [23]

Физические характеристики [ править ]

Размер и форма [ править ]

Примерные размеры для Варуны
ГодДиаметр (км)МетодикаСсылки
2000 г.900+129
−145		термический[32]
2002 г.1060+180
-220		термический[30]
2002 г.~ 788наиболее подходящее альбедо[33]
2005 г.936+238
−324		термический[34]
2005 г.600 ± 150термический[35]
2005 г.586+129
−190		термический[36]
2007 г.50264,0
-69,5
или  412,3 ~ 718,2
или  ≤744,1		термический
(Spitzer 1-Band)		[37]
2007 г.>621+178,1
−139,1		термический
(Spitzer 2-Band)		[37]
2007 г.500 ± 100термический
(принятый)		[37]
2008 г.714+178
−128		термический[38]
2010 г.1003 ± 9
(минимум только по длинной оси)		затмение[39]
2013668+154
−86		термический[10]
2013~ 816наиболее подходящее альбедо[13]
2013~ 686затмение[7]
2014 г.~ 670 (минимум)затмение[7]
2019 г.654+154
−102		термический[9]
Варуна по сравнению с Землей и Луной

В результате быстрого вращения форма Варуны деформируется в трехосный эллипсоид. Учитывая быстрое вращение, редкое для таких больших объектов, форма Варуны описывается как эллипсоид Якоби с соотношением сторон a / b около 1,5–1,6 (в котором самая длинная полуось Варуны a в 1,5–1,6 раза длиннее, чем его b. полуось). [23] [28] Исследование кривой блеска Варуны показало, что наиболее подходящей моделью для формы Варуны является трехосный эллипсоид с полуосями a , b и c в соотношении в диапазоне b / a  = 0,63–0,80 , иc / a  = 0,45–0,52. [11]

Из-за эллипсоидальной формы Варуны многочисленные наблюдения дали разные оценки его диаметра в пределах 500–1000 км (310–620 миль). [8] Большинство оценок диаметра Варуны были получены путем измерения его теплового излучения , хотя оценки размеров были ограничены меньшими значениями в результате более высоких альбедо, определенных космическими тепловыми измерениями. [8] Наблюдения Варуны за затмениями звезд также дали разные оценки размеров. [7] Затмение Варуной в феврале 2010 г. дало длину хорды 1003 км (623 мили), предположительно поперек ее самой длинной оси. [39] Более поздние затмения в 2013 г. [40]и 2014 дали средний диаметр 686 км (426 миль) и 670 км (420 миль) соответственно. [7]

С момента открытия Варуны, Хаумеа , еще одного более крупного быстро вращающегося (3,9 ч) объекта, вдвое превышающего размер Варуны, [f] был обнаружен и, как полагают, также имеет удлиненную форму [42], хотя и немного менее выраженную (оценочные соотношения из b / a  = 0,76 ~ 0,88 и c / a  = 0,50 ~ 0,55, возможно, из-за более высокой приблизительной плотности1,757–1,965 г / см 3 ). [11] [41]

Возможный статус карликовой планеты [ править ]

Международный астрономический союз не классифицируется Варуна как карликовая планета и не рассматривается возможность официально приема дополнительных карликовых планет с принятием Макемаке и Хаумеа в 2008 году [43] [44] Астроном Гонсало Танкреди считает Варуна как вероятный кандидат в считалось, что его плотность больше или равна плотности воды (1 г / см 3 ), чтобы он находился в гидростатическом равновесии как эллипсоид Якоби. [45] [46] Однако Танкреди не дал прямых рекомендаций для включения ее в качестве карликовой планеты. [46] Американский астроном Майкл Браун считает, что Варуна с большой долей вероятности является карликовой планетой, что помещает ее на порог «весьма вероятной». [47] Основываясь на наиболее подходящей модели эллипсоида Якоби для Варуны, Ласерда и Джевитт оценили, что Варуна имеет низкую плотность0,992 г / см 3 , что немного меньше критерия минимальной плотности Танкреди. Несмотря на это, в их модели предполагалось, что Варуна находится в гидростатическом равновесии. [11] Астроном Уильям Гранди и его коллеги предположили, что темные TNO с низкой плотностью в диапазоне размеров примерно 400–1000 км (250–620 миль), вероятно, частично отличаются от пористой и скалистой внутренней части. Хотя внутренности TNO среднего размера, таких как Варуна, вероятно, обрушились под действием гравитации, поверхность осталась несжатой, подразумевая, что Варуна не мог находиться в гидростатическом равновесии. [48]

Тепловые измерения [ править ]

Наземные наблюдения теплового излучения Варуны с 2000 по 2005 год дали оценки большого диаметра от 900 км (560 миль) до 1060 км (660 миль), что делает его сопоставимым с размером Цереры. [8] В отличие от наземных оценок, космические тепловые наблюдения с космического телескопа Спитцер дали меньший диапазон диаметров - 450–750 км (280–470 миль). [34] [37] Расхождение между наземным и оценки космических размеров обусловлены ограниченными наблюдаемыми длинами волн для наземных наблюдений, в результате поглощения в атмосфере Земли . [49]Далекие транснептуновые объекты, такие как Варуна, по своей природе излучают тепловое излучение на более длинных волнах из-за их низких температур. [49] Однако на длинных волнах тепловое излучение не может проходить через атмосферу Земли, и наземные наблюдения могли измерить только слабое тепловое излучение Варуны в ближнем инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах волн , что снижает точность наземных тепловых измерений. [49] [30]

Космические наблюдения позволили получить более точные тепловые измерения, поскольку они позволяют измерять тепловое излучение в широком диапазоне длин волн, которым обычно мешает атмосфера Земли. [34] [49] Предварительные тепловые измерения со спутником Spitzer в 2005 г. дали более высокое ограничение по альбедо от 0,12 до 0,3, что соответствует ограничению меньшего диаметра в 450–750 км (280–470 миль). [35] [36] Дальнейшие тепловые измерения Спитцером в разных диапазонах длин волн в 2007 г. дали оценки среднего диаметра около~ 502 км и~ 621 км для однополосного и двухдиапазонного решения для данных соответственно. Исходя из этих результатов, принятый средний диаметр составил 500 км (310 миль). [37] Последующие многодиапазонные тепловые наблюдения, проведенные Космической обсерваторией Гершеля в 2013 г., дали средний диаметр668+154
−86 км , что соответствует предыдущим ограничениям на диаметр Варуны. [10]

Оккультации [ править ]

Предыдущие попытки наблюдения звездных покрытий, предпринятые Варуной в 2005 и 2008 годах, не увенчались успехом из-за неопределенностей в собственном движении Варуны и нежелательных условий для наблюдений. [50] [51] В 2010 году в ночь на 19 февраля группа астрономов во главе с Бруно Сикарди успешно наблюдала затмение Варуной. [39] Затмение наблюдалось из различных регионов на юге Африки и северо-востоке Бразилии. [39] Хотя наблюдения за затемнением в Южной Африке и Намибии дали отрицательные результаты, наблюдения из Бразилии, особенно в Сан-Луисе в Мараньяне , успешно обнаружили52,5-секундное затмение Варуной звезды с величиной 11,1. Затмение дало длину хорды1003 ± 9 км , что довольно велико по сравнению с оценками среднего диаметра по тепловым измерениям. [39] Поскольку затмение происходило около максимальной яркости Варуны, затмение наблюдало максимальную видимую площадь поверхности для эллипсоидальной формы; самая длинная ось формы Варуны наблюдалась во время затмения. [39] Сан-Луис также был расположен очень близко к прогнозируемой центральной линии пути тени Варуны [52], что означает, что длина хорды была близка к самой длинной, которую можно было измерить во время события, что сильно ограничивало возможный максимальный экваториальный диаметр.

Результаты того же события в Камалау , Параиба , примерно в 450 км (280 миль) к югу (и на том, что, по прогнозам, является самой южной частью пути тени) [52], показали 28-секундное затмение, соответствующее приблизительно 535 км (332 миль) по хорде, намного длиннее, чем можно было бы ожидать. [53] Однако Кихада , расположенный в 255 км (158 миль) к югу от Сан-Луиса - между ним и Камалау - парадоксальным образом дал отрицательный результат. [39] Чтобы учесть отрицательные результаты Quixadá, очевидная сплющенность (уплощение) Варуны была наложена на минимальное значение приблизительно 0,56 (соотношение сторон c / a  ≤ 0,44),[7], что соответствует минимальному полярному размеру примерно 441,3 км (274,2 мили), исходя из заданной длины хорды1003 ± 9 км . [g] Результирующая нижняя граница полярного измерения Варуны примерно равна нижней границе Ласерды и Джевитта c / a аспектному соотношению 0,45, которое они ранее рассчитали в 2007 году. [11] Предварительная презентация конференции, сделанная до того, как были полностью получены результаты Камалау. проанализировал, пришел к выводу, что результаты Сан-Луиса и Кихада вместе предполагают, что для Варуны требуется значительно удлиненная форма. [39]

Более поздние покрытия в 2013 и 2014 годах дали средний диаметр 686 км (426 миль) и 670 км (420 миль) соответственно. [7] Средний диаметр 678 км (421 миль), рассчитанный по обеим хордам от покрытий, [a] кажется, по-видимому, согласуется с тепловыми измерениями Спитцера и Гершеля в 668 км (415 миль). [8] В то время как кажущееся сжатие Варуны не могло быть определено по единственному аккорду, полученному от затмения 2014 года, затмение 2013 года дало две хорды, соответствующие кажущемуся сжатию приблизительно 0,29. [54] [7] Наложенное сжатие для длины хорды 2013 г.686 км, как диаметр Варуны, соответствует полярному измерению примерно в 487 км (303 мили), [ч] в некоторой степени согласуется с расчетным минимальным полярным размером 2010 г.441.3 км .

Спектры и поверхность [ править ]

Сравнение размеров, альбедо и цветов различных крупных транснептуновых объектов. Серые дуги представляют неопределенность размера объекта.
Художественная концепция Варуны, включающая кое-что из того, что известно, включая его форму и окраску, из спектрального анализа.

Спектр Варуны был впервые проанализирован в начале 2001 года с помощью спектрометра с камерой ближнего инфракрасного диапазона (NICS) Национального телескопа Галилео в Испании . Спектральные наблюдения Варуны в ближнем инфракрасном диапазоне длин волн показали, что поверхность Варуны умеренно красная и показывает красный спектральный наклон в диапазоне длин волн от 0,9 до 1,8  мкм . Спектр Варуны также демонстрирует сильные полосы поглощения на длинах волн 1,5 и 2 мкм, что указывает на наличие водяного льда на его поверхности. [55] [30]

Красный цвет поверхности приводит Варуны от фотолиза из органических соединений при облучении солнечным светом и космическими лучами . Облучение органических соединений, таких как метан, на поверхности Варуны производит толины , которые, как известно, уменьшают его поверхностную отражательную способность ( альбедо ) и, как ожидается, сделают его спектр безликим. По сравнению с Хуйей, который наблюдался вместе с Варуной в 2001 году, он кажется менее красным и демонстрирует более очевидные полосы поглощения водяного льда, предполагая, что поверхность Варуны относительно свежая и сохранила часть своего первоначального материала на своей поверхности. Свежий вид поверхности Варуны мог быть результатом столкновений, которые обнажили пресноводный лед под слоем толинов Варуны над его поверхностью. [55]

Другое исследование спектров Варуны в ближнем инфракрасном диапазоне в 2008 г. дало безликий спектр с синим спектральным наклоном, что противоречит более ранним результатам 2001 г. [56] [57] Спектры, полученные в 2008 г., не показали четких признаков водяного льда, что противоречит итоги 2001 года. Расхождение между двумя результатами было интерпретировано как указание на вариации поверхности Варуны, хотя эта возможность была позже исключена исследованием спектров Варуны в 2014 году. Результаты 2014 г. близко совпадают с предыдущими спектрами, полученными в 2001 г., из чего следует, что безликие спектры, полученные в 2008 г., вероятно, ошибочны. [57]

Модели для спектра Варуны предполагают, что его поверхность, скорее всего, образована смесью аморфных силикатов (25%), сложных органических соединений (35%), аморфного углерода (15%) и водяного льда (25%), с вероятностью до до 10% метанового льда. Для объекта с размером, подобным Варуне, присутствие летучего метана не могло быть изначальным, поскольку Варуна недостаточно массивен, чтобы удерживать летучие вещества на своей поверхности. Событие, которое произошло впоследствии после образования Варуны, такое как энергетический удар, вероятно, объясняет присутствие метана на поверхности Варуны. [57] Дополнительные наблюдения спектров Варуны в ближнем инфракрасном диапазоне были проведены в Инфракрасном телескопе НАСА.в 2017 году и на основании предварительного анализа определили характеристики поглощения от 2,2 до 2,5 мкм, которые могут быть связаны с этаном и этиленом . [58] Для тел среднего размера, таких как Варуна, летучие вещества, такие как этан и этилен, вероятно, будут удерживаться, чем более легкие летучие вещества, такие как метан, согласно теориям удержания летучих, сформулированным астрономами Шаллером и Брауном в 2007 году. [58] [59]

Яркость [ править ]

Видимая звездная величина Варуны , его яркость с Земли варьируется от 19,5 до 20 звездных величин. [23] В оппозиции его видимая величина может достигать 20,3 звездной величины. [16] [17] Комбинированные тепловые измерения космического телескопа Спитцера и космической обсерватории Гершеля в 2013 году дали визуальную абсолютную звездную величину ( H V ) 3,76, сравнимую с величиной объекта пояса Койпера аналогичного размера Ixion ( H V = 3,83). ). [10] Варуна входит в двадцатку самых ярких известных транснептуновых объектов, несмотря на то, что Центр малых планет принимает абсолютную звездную величину 3,6. [60][6]

Поверхность Варуны темная, с измеренным геометрическим альбедо 0,127, основанным на тепловых наблюдениях в 2013 году. [10] Геометрическое альбедо Варуны аналогично альбедо возможной карликовой планеты Квавар , геометрическое альбедо которой составляет 0,109. [61] [10] Варун первоначально считался, имеет гораздо ниже геометрическое альбедо, как и ранние наземные наблюдения тепловых выбросов Варунов с 2000 по 2005 году оцениваются альбедо значения в диапазоне от 0,04 до 0,07, [8] вокруг восемь раз темнее , чем Плутон «с альбедо. [62]Более поздние тепловые измерения Варуны с помощью космических телескопов опровергли эти предыдущие измерения альбедо: Спитцер измерил более высокое геометрическое альбедо, равное 0,116 [37], в то время как дальнейшие тепловые измерения, проведенные Спитцером и Гершелем в 2013 году, оценили геометрическое альбедо в 0,127. [10]

Фотометрические наблюдения Варуны в 2004 и 2005 гг. Проводились для наблюдения изменений кривой блеска Варуны, вызванных всплесками оппозиции, когда фазовый угол Варуны приближается к нулю в противостоянии. Результаты фотометрии показали, что амплитуда кривой блеска Варуны уменьшилась до 0,2 звездной величины в оппозиции, что меньше ее общей амплитуды в 0,42 звездной величины. Результаты фотометрии также показали увеличение асимметрии кривой блеска Варуны вблизи оппозиции, что указывает на вариации рассеивающих свойств по ее поверхности. Оппозиционная волна Варуны отличается от таковой у темных астероидов., который постепенно становится более выраженным вблизи оппозиции, в отличие от узкой волны оппозиции Варуны, в которой амплитуда его кривой блеска резко изменяется в пределах фазового угла 0,5 градуса. Противодействующие выбросы других тел Солнечной системы с умеренным альбедо ведут себя аналогично Варуне, косвенно предполагая, что Варуна может иметь более высокое альбедо в отличие от наземных оценок альбедо. [63] Это значение более высокого альбедо для Варуны было подтверждено в последующих тепловых измерениях со Спитцера и Гершеля. [10]

Внутренняя структура [ править ]

Варуна, по оценкам, имеет объемную плотность от0,992 г / см 3 , немного меньше, чем у воды (1 г / см 3 ). [11] Низкая объемная плотность Варуны, вероятно, связана с пористой внутренней структурой, состоящей из почти пропорционального соотношения водяного льда и камня. [23] Чтобы объяснить его пористую внутреннюю структуру и состав, Ласерда и Джевитт предположили, что Варуна может иметь зернистую внутреннюю структуру. Считается, что гранулированная внутренняя структура Варуны возникла в результате трещин, вызванных прошлыми столкновениями, вероятно, ответственными за его быстрое вращение. [23] Другие объекты, включая спутники Сатурна Тетис и Япет.также известно, что они имеют столь же низкую плотность, пористую внутреннюю структуру и состав, состоящий преимущественно из водяного льда и горных пород. [23] Уильям Гранди и его коллеги предположили, что темные TNO с низкой плотностью в диапазоне размеров примерно 400–1000 км (250–620 миль) являются переходным звеном между меньшими пористыми (и, следовательно, с низкой плотностью) телами и более крупными и плотными, более яркие и геологически дифференцированные планетные тела (например, карликовые планеты). [48] Внутренние структуры TNO с низкой плотностью, таких как Варуна, дифференцировались лишь частично, так как их скалистые внутренние части не достигли достаточных температур, чтобы плавиться и разрушаться в поровые пространства с момента образования. В результате большинство TNO среднего размера оставалось внутренне пористым, что приводило к низкой плотности. [48]В этом случае Варуна может не находиться в гидростатическом равновесии. [48]

Орбита и классификация [ править ]

Полярный и эклиптический вид орбит Варуны (синий), Плутона (красный) и Нептуна (белый). Наклонения орбит Варуны и Плутона, показанные на снимке с эклиптики, заметно схожи. На изображении справа показаны орбиты нескольких других крупных объектов пояса Койпера, включая Плутон.

Варуна вращается вокруг Солнца на среднем расстоянии 42,7  а.е. (6,39 миллиарда км; 3,97 миллиарда миль), а полный оборот по орбите занимает 279 лет. [6] Его орбита почти круглая, с низким эксцентриситетом 0,056. Из-за низкого эксцентриситета орбиты расстояние от Солнца незначительно меняется в зависимости от его орбиты. Минимальное возможное расстояние Варуны ( MOID ) от Нептуна - 12,04 а.е. [6] На протяжении его орбиты расстояние Варуны от Солнца колеблется от 40,3 а.е. в перигелии (ближайшем расстоянии) до 45,1 а.е. в афелии (самом дальнем расстоянии). [1] Орбита Варуны наклонена кэклиптика на 17 градусов , что похоже на наклонение орбиты Плутона. [1] Варуна прошел свой перигелий в 1928 году и в настоящее время удаляется от Солнца, приближаясь к афелию к 2071 году. [1] [16]

Имея почти круговую орбиту в диапазоне от 40 до 50 а.е., Варуна классифицируется как классический объект пояса Койпера (KBO). [2] Большая полуось Варуны в 42,8 а.е. аналогична полуоси других крупных классических КБО, таких как Квавар ( а = 43,7 а.е.) [64] и Макемаке (а = 45,6 а.е.), [65] хотя другие орбитальные характеристики, такие как наклонения широко различаются. [1] Варуна является членом класса «динамически горячих» классических КБО, [13] что означает, что он имеет наклонение орбиты более 4 градусов, налагаемое максимальное наклонение для динамически холодных членов его популяции. [66] Как классический КБО, Варуна не ворбитальный резонанс с Нептуном и также свободен от каких-либо значительных возмущений со стороны Нептуна. [6] [3]

Возможный спутник [ править ]

Фотометрические наблюдения кривой блеска Варуны, проведенные Валенсуэлой и его коллегами в 2019 году, показывают, что возможный спутник может вращаться вокруг Варуны на близком расстоянии. [12] Используя метод анализа Фурье, объединяющий четыре отдельные кривые блеска, полученные в 2019 году, они получили амплитуду кривой блеска более низкого качества с большим количеством остатков . Их результат показал, что кривая блеска Варуны со временем претерпевает незначительные изменения. Они построили невязки комбинированной кривой блеска на периодограмме Ломба и получили орбитальный период 11,9819 часа для возможного спутника. [12]Спутник вращается вокруг Варуны по яркости на 0,04 звездной величины. В предположении, что плотность Варуны равна1,1 г / см 3, и спутник заблокирован приливом , команда оценивает, что он вращается вокруг Варуны на расстоянии 1300–2000 км (810–1240 миль), что чуть выше расчетного предела Роша для Варуны (~1000 км ). [12] Из-за непосредственной близости спутника к Варуне, пока невозможно разрешить его с помощью космических телескопов, таких как космический телескоп Хаббла, поскольку угловое расстояние между Варуной и спутником меньше, чем разрешение современных космических телескопов. телескопы. [12] Хотя прямые наблюдения спутника Варуны невозможны с помощью нынешних телескопов, экватор Варуны просматривается напрямую в конфигурации с ребра, подразумевая, что взаимные события между спутником и Варуной могут произойти в будущем. [12]

Исследование [ править ]

Ученый-планетолог Аманда Зангари подсчитала, что полет к Варуне может занять чуть более 12 лет с использованием гравитационного ассистента Юпитера , исходя из даты запуска 2035 или 2038 года. Также рассматривались альтернативные траектории с использованием гравитационного ассистента от Юпитера, Сатурна или Урана. [67] Траектория с использованием гравитационной помощи от Юпитера и Урана может занять чуть более 13 лет, исходя из даты запуска 2034 или 2037 года, тогда как траектория с использованием гравитационной помощи от Сатурна и Урана может занять менее 18 лет, исходя из более ранней даты запуска. в 2025 или 2029 году. Варуна будет примерно в 45 а.е. от Солнца, когда космический корабль прибудет до 2050 года, независимо от используемых траекторий. [67]

Заметки [ править ]

  1. ^ a b Средний диаметр~ 678 км рассчитано как средний диаметр хорд покрытий 2013 и 2014 гг.~ 686 км и~ 670 км соответственно. [7]
  2. ^ Рассчитано с использованием диаметра Спитцера и Гершеля 668 км (радиус 334 км) [10] и плотности0,992 г / см 3 . [11] Предполагая сферическую форму Варуны, радиус 334 км дает объем приблизительно1,548 × 10 20  км 3 . Умножая объем на его плотность0,992 г / см 3 дает приблизительную массу1,55 × 10 20  кг .
  3. ^ С ударением на первый слог
  4. ^ Указанные значения прямого восхождения и склонения определяют положение объекта в геоцентрической экваториальной системе координат . Прямое восхождение - это угловое расстояние к востоку от небесного экватора, начиная с весеннего (мартовского) равноденствия, а склонение - это угловое расстояние, перпендикулярное или вертикальное к небесному экватору. [31]
  5. ^ Северный полюс Варуны указывает на направлениепрямого восхождения = 54 ° и склонение = -65 ° , что означает, что прямое восхождение полюса указывает почти перпендикулярно точке весеннего равноденствия (что дает вид на экватор Варуны сбоку) и отрицательное склонение, указывающее на то, что Северный полюс Варуны направлен вниз, на 65 ° южнее небесного экватора.
  6. ^ Размеры Хаумеа2322 км × 1704 км × 1026 км , с2322 км - самая длинная полуось. [41] Для сравнения, самая длинная полуось Варуны составляет 1003 км, что вдвое меньше, чем у Хаумеа. [39] Фактически, полярная полуось Хаумеа1026 км также более чем в два раза длиннее, чем у Варуны, имеющей полярную полуось вокруг400–500 км на основе значений кажущейся сплющенности от покрытий в 2010 и 2013 гг. [7]
  7. ^ Полярный размер рассчитывается путем умножения хорды1003 ± 9 км с отношением c / a 0,44, рассчитанным из 1 - 0,56, максимального сжатия, установленного Брага-Рибас и др. в 2014 году. [7]
  8. ^ Полярный размер рассчитывается путем умножения хорды 2013 г.686 км с отношением c / a 0,71, рассчитанным из 1–0,29, кажущееся сжатие, наложенное Braga-Ribas et al. в 2014 году. [7]

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d e f g h i j "Браузер базы данных малых тел JPL: 20000 Varuna (2000 WR106)" (22 мая 2019 г., последнее наблюдение). Лаборатория реактивного движения. 12 июля 2019 . Проверено 20 февраля 2020 года .
  2. ^ a b Марсден, Брайан Г. (7 августа 2009 г.). «MPEC 2009-P26: далекие малые планеты (2009 AUG. 17.0 TT)» . Электронный циркуляр по малой планете . Международный астрономический союз . Проверено 16 сентября 2009 года .
  3. ^ a b Buie, MW (12 января 2007 г.). «Подгонка орбиты и астрометрический рекорд для 20000» . Юго-Западный научно-исследовательский институт . Проверено 19 сентября 2008 года .
  4. ^ Университетский словарь Мерриам Вебстер . С санскрита वरुण[ʋɐˈɽʊɳɐ]
  5. ↑ Duchesne-Guillemin (1958) Западный ответ Зороастру
  6. ^ a b c d e "(20000) Варуна = 2000 WR106 Орбита" . Центр малых планет МАС . Проверено 12 сентября 2019 .
  7. ^ a b c d e f g h i j k Braga-Ribas, F .; Vieira-Martins, R .; Ассафин, М .; Камарго, JIB; Sicardy, B .; Ортис, Дж. Л. (октябрь 2014 г.). Звездные затенения транснептуновыми объектами и кентаврами: результаты более чем 10 наблюдаемых событий (PDF) . Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . 44 . п. 3. Bibcode : 2014RMxAC..44 .... 3B .
  8. ^ a b c d e е Джонстон, Вм. Роберт (23 октября 2018 г.). «TNO / Centaur диаметры, альбедо и плотности» . Архив Джонстона . Проверено 14 сентября 2019 года .
  9. ^ a b Lellouch, E .; Moreno, R .; Мюллер, Т .; Fornasier, S .; Sanstos-Sanz, P .; Moullet, A .; Gurwell, M .; Stansberry, J .; Leiva, R .; Sicardy, B .; Батлер, Б .; Буасье, Ж. (сентябрь 2019 г.). «Тепловое излучение кентавров и транснептуновых объектов на миллиметровых волнах по наблюдениям ALMA». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 488 (3): 3035–3044. arXiv : 1709.06747 . DOI : 10.1093 / MNRAS / stz1880 .
  10. ^ a b c d e f g h i j k Lellouch, E .; Santos-Sanz, P .; Lacerda, P .; Mommert, M .; Duffard, R .; Ортис, JL; Мюллер, Т.Г.; Fornasier, S .; Stansberry, J .; Поцелуй, Cs .; Vilenius, E .; Мюллер, М .; Peixinho, N .; Moreno, R .; Groussin, O .; Delsanti, A .; Харрис, AW (сентябрь 2013 г.). « » TNOs прохладное «:.. Обзор по транснептунового области IX Термические свойства объектов пояса Койпера и кентавров из комбинированных наблюдений Гершеля и Spitzer» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 557 : A60. Bibcode : 2013A&A ... 557A..60L . Дои : 10.1051 / 0004-6361 / 201322047 . Проверено 7 ноября 2014 года .
  11. ^ a b c d e f g Lacerda, P .; Джевитт, Д. (2006). "Плотности объектов Солнечной системы по их вращательной кривой блеска". Астрономический журнал . 133 (4): 1393–1408. arXiv : astro-ph / 0612237 . Bibcode : 2007AJ .... 133.1393L . DOI : 10,1086 / 511772 .
  12. ^ a b c d e f g h i Фернандес-Валенсуэла, Эстела; Ортис, Хосе Луис; Моралес, Николас; Сантос-Санс, Пабло; Даффард, Рене; Азнар, Амадео; Лоренци, Ваня; Пинилья-Алонсо, Ноэми; Леллуш, Эммануэль (23 сентября 2019 г.). "Изменение вращательной амплитуды кривой блеска Варуны и свидетельства близкого спутника". Письма в астрофизический журнал . 883 (1): L21. arXiv : 1909.04698 . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / ab40c2 .
  13. ^ a b c Моммерт, Майкл (2013). Остатки планетезималей и их столкновительные фрагменты (PDF) . Рефубиум (Диссертация). Свободный университет Берлина. DOI : 10,17169 / refubium-6484 . Проверено 28 сентября 2019 .
  14. ^ a b c Бельская, Ирина Н .; Баруччи, Мария А .; Фульчиньони, Марчелло; Лаццарин, М. (апрель 2015 г.). «Обновленная таксономия транснептуновых объектов и кентавров: влияние альбедо». Икар . 250 : 482–491. Bibcode : 2015Icar..250..482B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.12.004 .
  15. ^ "Данные LCDB для (20000) Варуна" . База данных световых кривых астероидов (LCDB) . Проверено 18 октября 2019 .
  16. ^ a b c "Веб-интерфейс HORIZONS" . Лаборатория реактивного движения . Проверено 14 сентября 2019 года .
  17. ^ a b "(20000) Варуна – Эфемериды" . Математический факультет Пизанского университета, Италия . Проверено 19 октября 2019 года .
  18. ^ a b c d e f g h i "Космический дозор: открытие малой планеты 2000 WR106" . Лунно-планетная лаборатория . Университет Аризоны . Декабрь 2000 . Проверено 15 сентября 2019 .
  19. ^ Б с « „ Minor Planet“Найдено в темном углу Северного Млечного Пути» . Нью-Йорк Таймс . 5 декабря 2000 . Проверено 15 сентября 2019 .
  20. ↑ Марсден, Брайан Г. (1 декабря 2000 г.). «MPEC 2000-X02: 2000 WR106» . Электронный циркуляр по малой планете . Международный астрономический союз . 2000-X02. Bibcode : 2000MPEC .... X ... 02M . Проверено 16 сентября 2019 .
  21. ^ "Обозначения малых планет в новом и старом стиле" . Центр малых планет . Проверено 15 сентября 2019 .
  22. ^ a b c d Боаттини, Андреа. «Варуна, богиня Неба и Земли» . Кувыркающийся камень . Космический страж . Проверено 15 сентября 2019 .
  23. ^ a b c d e f g h i j k Jewitt, David C .; Шеппард, Скотт С. (2002). «Физические свойства транснептунового объекта (20000) Варуна». Астрономический журнал . 123 (4): 2110–2120. arXiv : astro-ph / 0201082 . Bibcode : 2002AJ .... 123.2110J . DOI : 10.1086 / 339557 .
  24. ^ a b c "MPC 41805" (PDF) . Циркуляр малых планет . Международный астрономический союз. 9 января 2001 . Проверено 4 июля 2010 года .
  25. ^ a b c "MPC 42368" (PDF) . Циркуляр малых планет . Международный астрономический союз. 9 марта 2001 . Проверено 17 сентября 2019 года .
  26. ^ Ольденберг, Герман (1988). Религия Вед . Motilal Banarsidass. п. 104. ISBN 978-81-208-0392-3.
  27. Перейти ↑ Srinivasan, Doris (1997). Многие головы, руки и глаза: происхождение, значение и форма множественности в индийском искусстве . BRILL Academic. С. 48–49. ISBN 90-04-10758-4.
  28. ^ a b c d Грин, Дэниел В.Е. (6 февраля 2001 г.). «IAUC 7583: 2001U; 2001R; 2001S; (20000) 2000 WR_106» . Центральное бюро астрономических телеграмм . Международный астрономический союз . 7583 : 4. Bibcode : 2001IAUC.7583 .... 4F . Проверено 19 сентября 2019 года .
  29. ^ a b c d Фарнхэм, TL (27 ноября 2001 г.). Вращение и цветовые исследования кентавров, КБО и комет . 33-е заседание ДПС. 33 . Американское астрономическое общество. п. 1047. Bibcode : 2001DPS .... 33.1210F . 12.10 . Проверено 19 сентября 2019 года .
  30. ^ a b c d Lellouch, E .; Moreno, R .; Ортис, JL; Paubert, G .; Doressoundiram, A .; Peixinho, N .; и другие. (Июнь 2002 г.). «Скоординированные тепловые и оптические наблюдения транснептунового объекта (20000) Варуна из Сьерра-Невады». Астрономия и астрофизика . 391 (3): 1133–1139. arXiv : astro-ph / 0206486 . Бибкод : 2002A & A ... 391.1133L . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20020903 .
  31. ^ "Небесная экваториальная система координат" . astro.unl.edu . Университет Небраски-Линкольн . Проверено 21 сентября 2019 года .
  32. ^ Jewitt, D .; Aussel, H .; Эванс, А. (2001). «Размер и альбедо объекта пояса Койпера (20000) Варуна» (PDF) . Природа . 411 (6836): 446–7. Bibcode : 2001Natur.411..446J . DOI : 10.1038 / 35078008 . PMID 11373669 . Архивировано из оригинального (PDF) 29 апреля 2006 года . Проверено 23 апреля 2006 года .  
  33. ^ Doressoundiram, A .; Peixinho, N .; de Bergh, C .; Fornasier, S .; Thébault, Ph .; Баруччи, Массачусетс; Вейе, К. (октябрь 2002 г.). «Распределение цвета в поясе Эджворта-Койпера». Астрономический журнал . 124 (4): 2279–2296. arXiv : astro-ph / 0206468 . Bibcode : 2002AJ .... 124.2279D . DOI : 10.1086 / 342447 .
  34. ^ а б в Гранди, ВМ; Нолл, Канзас; Стивенс, округ Колумбия (2005). «Разнообразные альбедо малых транснептуновых объектов». Икар . 176 (1): 184–191. arXiv : astro-ph / 0502229 . Bibcode : 2005Icar..176..184G . DOI : 10.1016 / j.icarus.2005.01.007 .
  35. ^ a b Stansberry, JA; Cruikshank, DP; Гранди, WG; Марго, JL; Эмери, JP; Фернандес, Ю. Р.; Рейке, Г. Х. (август 2005 г.). Альбедо, диаметры (и плотность) пояса Койпера и объекты-кентавры . 37-е заседание ДПС. 37 . Американское астрономическое общество. п. 737. Bibcode : 2005DPS .... 37.5205S . 52.05.
  36. ^ a b Крукшанк, Д.П .; Баруччи, Массачусетс; Эмери, JP; Fernández, YR; Гранди, ВМ; Нолл, Канзас; Стэнсберри, Дж. А. (2005). «Физические свойства транснептуновых объектов» (PDF) . Протозвезд и планет V . Университет Аризоны Press. С. 879–893. ISBN  978-0-8165-2755-7.
  37. ^ a b c d e f Стэнсберри, Джон; Гранди, Уилл; Браун, Майк; Крукшанк, Дейл; Спенсер, Джон; Триллинг, Дэвид; Марго, Жан-Люк (2008). "Физические свойства пояса Койпера и объектов-кентавров: ограничения космического телескопа Спитцера" (PDF) . Солнечная система за пределами Нептуна . Университет Аризоны Press. С. 161–179. arXiv : astro-ph / 0702538 . ISBN  978-0-8165-2755-7.
  38. ^ Brucker, MJ; Гранди, ВМ; Stansberry, JA; Спенсер, младший; Шеппард, СС; Chiang, EI; Buie, MW (май 2009 г.). «Высокие альбедо объектов классического пояса Койпера с низким наклонением». Икар . 201 (1): 284–294. arXiv : 0812.4290 . Bibcode : 2009Icar..201..284B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.12.040 .
  39. ^ a b c d e f g h я Сикардия, Бруно; F., Colas; L., Maquet; Ф. Вашье; А., Дорессундирам; F., Roques; и другие. (Октябрь 2010 г.). Звездное затмение 19 февраля 2010 года Варуной . 42-е заседание ДПС. 42 . Американское астрономическое общество. п. 993. Bibcode : 2010DPS .... 42.2311S . 23.11. Архивировано из оригинального 13 ноября 2013 года . Проверено 12 ноября 2010 года .
  40. ^ Сендай Uchukan (8 января 2013). «(20000) Варуна на 2013.1.8» . Проверено 12 ноября 2019 .
  41. ^ а б Ортис, JL; Santos-Sanz, P .; Sicardy, B .; Бенедетти-Росси, G .; Bérard, D .; Morales, N .; и другие. (2017). «Размер, форма, плотность и кольцо карликовой планеты Хаумеа от звездного затмения». Природа . 550 (7675): 219–223. Bibcode : 2017Natur.550..219O . DOI : 10.1038 / nature24051 . ЛВП : 10045/70230 . PMID 29022593 . 
  42. ^ Рабиновиц, Дэвид Л .; Баркуме, Кристина; Браун, Майкл Э .; Роу, Генри; Шварц, Майкл; Туртеллотта, Сюзанна; Трухильо, Чад (2006). "Фотометрические наблюдения, ограничивающие размер, форму и альбедо 2003 EL 61 , быстро вращающегося объекта размером с Плутон в поясе Койпера". Астрофизический журнал . 639 (2): 1238–1251. arXiv : astro-ph / 0509401 . Bibcode : 2006ApJ ... 639.1238R . DOI : 10.1086 / 499575 .
  43. ^ «Генеральная Ассамблея IAU 2006: Результат голосов Резолюции IAU» (пресс-релиз). Международный астрономический союз (выпуск новостей - IAU0603). 24 августа 2006 . Дата обращения 2 октября 2019 .
  44. ^ «Именование астрономических объектов» . Международный астрономический союз . Дата обращения 2 ноября 2019 .
  45. ^ Tancredi, G .; Фавр, С. (2008). "Какие карлики в солнечной системе?" (PDF) . Астероиды, кометы, метеоры . Проверено 23 сентября 2011 года .
  46. ^ a b Танкреди, Гонсало (6 апреля 2010 г.). «Физические и динамические характеристики ледяных« карликовых планет »(плутоидов)» . Труды Международного астрономического союза . 5 (S263): 173–185. Bibcode : 2010IAUS..263..173T . DOI : 10.1017 / S1743921310001717 .
  47. ^ Браун, Майкл Э. (13 сентября 2019 г.). «Сколько карликовых планет есть во внешней Солнечной системе? (Обновляется ежедневно)» . Калифорнийский технологический институт . Проверено 14 сентября 2019 года .
  48. ^ а б в г Гранди, ВМ; Нолл, Канзас; Буйе, МВт; Бенекки, SD; Ragozzine, D .; Роу, HG (декабрь 2018 г.). «Взаимная орбита, масса и плотность транснептуновой двоичной Gǃkúnǁʼhòmdímà ( (229762) 2007 UK 126 )» (PDF) . Икар . DOI : 10.1016 / j.icarus.2018.12.037 . Архивировано из оригинального 7 -го апреля 2019 года.
  49. ^ a b c d Джевитт, Дэвид (июнь 2008 г.). «КБО масштаба 1000 км» . www2.ess.ucla.edu . Проверено 27 сентября 2019 .
  50. ↑ Ричмонд, Майкл (8 января 2008 г.). «Анализ возможного затмения (20000) Варуной 31 декабря 2005 г.» . spiff.rit.edu . Проверено 28 сентября 2019 .
  51. ↑ Человек, MJ (8 декабря 2008 г.). «Попытка наблюдений Варуны» . Лаборатория планетарной астрономии Массачусетского технологического института . Архивировано из оригинального 22 июня 2010 года.
  52. ^ a b «Страница с предсказанием затмения для 20000 Варуна» . Лаборатория планетарной астрономии . Массачусетский технологический институт . Архивировано из оригинального 11 августа 2019 года . Проверено 11 августа 2019 .
  53. ^ "RELATÓRIO FINAL OCULTAÇÃO DA ESTRELA UCAC2 41014042 PELO ASTEROIDE VARUNA" (PDF) (на португальском языке). Архивировано из оригинального (PDF) 21 ноября 2011 года . Проверено 18 сентября 2010 года .
  54. Перейти ↑ Ligier, N. (2013). «Конечность Варуны с (x; y) ~ (+7050; -3230)» (PDF) . ERC Проект Lucky Star . Проверено 25 октября 2019 года .
  55. ^ a b Licandro, J .; Oliva, E .; ди Мартино, М. (2001). «Инфракрасная спектроскопия НИКС-ТНГ транснептуновых объектов 2000 EB173 и 2000 WR106». Астрономия и астрофизика . 373 (3): 29–32L. arXiv : astro-ph / 0105434 . Бибкод : 2001A & A ... 373L..29L . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20010758 .
  56. ^ Баркуме, КМ; Браун, МЭ; Шаллер, Э.Л. (2008). "Спектры кентавров и объектов пояса Койпера в ближнем инфракрасном диапазоне" . Астрономический журнал . 135 (1): 55–67. Bibcode : 2008AJ .... 135 ... 55B . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 135/1/55 .
  57. ^ a b c Лоренци, В .; Pinilla-Alonso, N .; Dalle-Ore, C .; Эмери, JP (2014). «Спектроскопия с вращательным разрешением (20000) Варуны в ближнем инфракрасном диапазоне» . Астрономия и астрофизика . 562 : A85. arXiv : 1401.5962 . Бибкод : 2014A & A ... 562A..85L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322251 .
  58. ^ a b Холлер, Брайан Дж .; Янг, Лесли; Протопапа, Сильвия; Автобус, Schelte J. (октябрь 2017 г.). Побочные продукты радиолиза на поверхности объекта пояса Койпера (20000) Варуна . 49-е заседание ДПС. Американское астрономическое общество. Bibcode : 2017DPS .... 4921617H . 216,17.
  59. ^ Schaller, EL; Браун, Мэн (14 марта 2007 г.). «Неустойчивые потери и удержание на объектах пояса Койпера» . Астрофизический журнал . 659 (1): L61 – L64. Bibcode : 2007ApJ ... 659L..61S . DOI : 10.1086 / 516709 .
  60. ^ «Список транснептуновых объектов» . Центр малых планет . Международный астрономический союз . Проверено 24 сентября 2019 года .
  61. ^ Брага-Рибас, Ф .; Sicardy, B .; Ортис, JL; Lellouch, E .; Tancredi, G .; Lecacheux, J .; и другие. (Август 2013). «Размер, форма, альбедо, плотность и атмосферный предел транснептунового объекта (50000) Quaoar от многокомпонентных звездных затмений». Астрофизический журнал . 773 (1): 13. Bibcode : 2013ApJ ... 773 ... 26B . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 773/1/26 . ЛВП : 11336/1641 .
  62. ↑ Green, Daniel WE (2 января 2001 г.). "IAUC 7554: 2000 WR_106; 2001A; Poss. N IN Pup" . Центральное бюро астрономических телеграмм . Международный астрономический союз . Проверено 22 сентября 2019 .
  63. ^ Бельская, ИН; Ортис, JL; Rousselot, P .; Иванова, В .; Борисов, Г .; Шевченко В.Г .; Пейсиньо, Н. (сентябрь 2006 г.). «Эффекты малых фазовых углов в фотометрии транснептуновых объектов: 20000 Варуна и 19308 ( 1996 TO 66 )» (PDF) . Икар . Эльзевир. 184 (1): 277–284. Bibcode : 2006Icar..184..277B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.04.015 . ЛВП : 10316/4395 . Проверено 19 сентября 2019 года .
  64. ^ "Браузер базы данных малых тел JPL: 50000 Quaoar (2002 LM60)" (25 мая 2019 г., последнее наблюдение). Лаборатория реактивного движения . Проверено 14 сентября 2019 года .
  65. ^ "Браузер базы данных малого тела JPL: 136472 Makemake (2005 FY9)" (2019-05-12, последнее наблюдение). Лаборатория реактивного движения . Проверено 14 сентября 2019 года .
  66. ^ Delsanti, Одри и Джевитты, Дэвид (2006). Солнечная система за пределами планет (PDF) . Институт астрономии Гавайского университета . Bibcode : 2006ssu..book..267D . Архивировано из оригинального (PDF) 25 сентября 2007 года.
  67. ^ а б Зангари, Аманда М .; Финли, Тиффани Дж .; Стерн, С. Алан; Тэпли, Марк Б. (2018). «Возвращение в пояс Койпера: возможности запуска с 2025 по 2040 год». Журнал космических аппаратов и ракет . 56 (3): 919–930. arXiv : 1810.07811 . DOI : 10.2514 / 1.A34329 .

Внешние ссылки [ править ]

  • "Размер и альбедо объекта пояса Койпера (20000) Варуна" . Домашняя страница Дэвида Джуитта . Проверено 23 января 2010 года .
  • (20000) Варуна - Большой ТНО, сохраненный на нескольких старых пластинах. Изображения Варуны. Проверено 22 сентября 2019.
  • За пределами Юпитера: Мир далеких малых планет - (20000) Варуна
  • 20000 Варуна в базе данных малых тел JPL
    • Близкий подход  · Открытие  · Эфемериды  · Схема орбиты  · Элементы орбиты  · Физические параметры