Voir la source de (20000) Varuna

{{voir homonymes|Varuna (homonymie)}}
{{Infobox Planète mineure
| nom=(20000) Varuna [[fichier:Varuna symbol (bold).svg|24px]]
| image=20000-varuna_hst.jpg
| légende=Image de Varuna prise par le [[Hubble (télescope spatial)|télescope spatial ''Hubble'']] en 2005.
| découvreur=[[Robert S. McMillan]] <br>[[Spacewatch]]<ref name="jpldata" />
| lieu=[[Observatoire de Kitt Peak|Kitt Peak]]<ref name="jpldata" />
| date_découverte={{date|28|novembre|2000}}<ref name="jpldata" />
| date prédécouverte={{date|24|11|1954}}<ref name="jpldata" />
| désignations={{PM2|2000 WR|106}}
| catégorisation=[[cubewano]]<ref name="MPEC2009-P26" /> chaud<ref name="johnston" /><br>[[Disque des objets épars]]<ref name="Buie" />
| époque={{date|27|avril|2019}} ([[Jour julien|JJ]] 2458600,5)
| nombre d'observations = 1215
| arc d'observation = 69 ans
| incertitude = 0<ref name="jpldata" />
| demi-grand axe = 6.399{{x10|9}}
| demi-grand axe ua=42.781
| demi-grand axe notes=<ref name="jpldata" />
| périhélie = 6.053{{x10|9}}
| périhélie ua=40.466
| périhélie notes=<ref name="jpldata" />
| aphélie = 45.09{{x10|9}}
| aphélie ua=45.097
| aphélie notes=<ref name="jpldata" />
| excentricité=0.05413
| excentricité notes=<ref name="jpldata" />
| période de révolution=102138
| période de révolution alt=279,83 [[Année julienne|a]]
| période de révolution notes=<ref name="jpldata" />
| inclinaison=17.220
| inclinaison notes=<ref name="jpldata" />
| nœud ascendant=97.369
| nœud ascendant notes=<ref name="jpldata" />
| argument du périhélie=262.875
| argument du périhélie notes=<ref name="jpldata" />
| anomalie moyenne=117.224
| anomalie moyenne notes=<ref name="jpldata" />
| vitesse orbitale=4.53
| vitesse orbitale notes=<ref name="jpldata" />
| Tisserand=5.591<ref name="jpldata" />
| satellites=0
| DMIO astre adjectif=[[Neptune (planète)|Neptune]]
| DMIO astre distance=12,040 [[unité astronomique|ua]]<ref name="MPC" />
| dimensions=~678 km{{efn|nom="moyenne"}}{{,}}<ref name="johnston" /><br>{{val|654|154|102|u=km}}<ref name="Lellouch2019" /><br>{{val|668|154|86|u=km}}<ref name="TNOsCool9" />
| masse=~1.55×10{{20}}
| masse notes={{efn|Calculée à partir du diamètre obtenu à l'aide des télescopes Spitzer et Herschel de {{unité|668|km}} (rayon de {{unité|334|km}})<ref name="TNOsCool9" /> et avec une densité de {{unité|0,992|g/cm3}}<ref name="LacerdaJewitt2007" />. En supposant que Varuna possède une forme sphérique, le rayon de {{unité|334|km}} donne un volume d'approximativement {{unité|1,548|e=20|km3}}. Multiplier son volume avec sa densité de {{unité|0,992|g/cm3}} donne une masse approximative de {{unité|1.55|e=20|kg}}.}}
| masse volumique={{val|992|86|15}}
| masse volumique notes=<ref name="LacerdaJewitt2007"/>
| gravité=0.15
| vitesse de libération=0.39
| période de rotation=0.26431
| période de rotation alt=6.343572 ± 0.000006 [[heure|h]]
| période de rotation alt notes=<ref name="Valenzuela2019" />
| classification spectrale=[[Objet transneptunien#Couleurs|IR]] (moderément rouge)<ref name="Mommert2013" /><br>B−V = 0,88 ± 0,02<ref name="Belskaya2015" />{{,}}<ref name="lcdb" /><br>V−R = 0,62 ± 0,01<ref name="Belskaya2015" /><br>V−I = 1,24 ± 0,01<ref name="Belskaya2015" />
| magnitude=3.760 ± 0.035
| magnitude notes=<ref name="TNOsCool9"/>,<br>3.79<ref name="jpldata"/>
| albédo={{val|0.127|0.04|0.042}}
| albédo notes=([[albédo géométrique]])<ref name="TNOsCool9" />
| température=~59
| origine nom = [[Varuna]]
}}

'''(20000) Varuna''', désignation provisoire {{PM2|2000 WR|106}}, est un [[objet transneptunien]] massif d'environ {{nobr|700 kilomètres}} de diamètre et une [[liste de planètes naines potentielles|planète naine potentielle]] de la [[ceinture de Kuiper]]. Il a été découvert en {{date-|novembre 2000}} par l'astronome américain [[Robert S. McMillan|Robert McMillan]] durant un relevé [[Spacewatch]] à l'[[observatoire de Kitt Peak]]. Il est nommé d'après la [[Divinités du Sanatana Dharma|divinité hindoue]] [[Varuna]], qui est l'une des plus vieilles divinités mentionnées dans les [[Veda|textes védiques]].

La [[courbe de lumière]] de Varuna indique qu'il s'agit d'un [[ellipsoïde de Jacobi]], ayant une forme allongée en raison de sa rotation rapide. La surface de Varuna est d'une couleur [[Objet transneptunien#Couleurs|modérément rouge]] en raison de la présence de [[Composé organique|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 [[Impact cosmique|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 ==
=== Découverte ===
[[Fichier:At Kitt Peak National Observatory.jpg|vignette|gauche|Varuna a été découvert avec le télescope [[Spacewatch]] de {{unité|0,9|m}} de l'[[observatoire de Kitt Peak]].]]
Varuna est découvert par l'astronome américain [[Robert S. McMillan|Robert McMillan]] en utilisant le télescope [[Spacewatch]] de {{unité|0,9|mètre}} durant un relevé de routine le {{date-|28 novembre 2000}}<ref name="spacewatch" />. Ce relevé Spacewatch était conduit par McMillan à l'[[observatoire de Kitt Peak]] près de [[Tucson]] en [[Arizona]], aux [[États-Unis]]<ref name="jpldata" />. Au moment de sa découverte, Varuna était localisé au sein d'un champ d'étoiles modérément dense, situé au nord cependant non loin de l'[[Système de coordonnées galactiques|équateur galactique]]<ref name="NYT-2000"/>. Bien que Varuna n'ait pas été détecté par le logiciel de [[système temps réel]] de McMillan, il réussit à identifier son lent mouvement parmi les étoiles situées en arrière-plan en comparant manuellement plusieurs balayages de la même région en utilisant la [[Comparateur à clignotement|méthode du clignotement]]<ref name="spacewatch" />. Varuna fut réobservé les nuits suivantes par l'astronome Jeffrey Larsen, qui remplaçait McMillan dans le roulement des observateurs, afin de confirmer l'objet<ref name="spacewatch" />{{,}}<ref name="NYT-2000" />. Les deux astronomes firent au total douze observations de Varuna, qui s'étalèrent sur trois nuits<ref name="spacewatch" />.

La découverte de Varuna a été formellement annoncée dans une [[Minor Planet Circulars|circulaire électronique du Centre des planètes mineures]] le {{date-|1 décembre 2000}}<ref name="MPEC" />. Il lui fut attribuée la [[désignation provisoire]] {{PM2|2000 WR|106}} 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<ref name="designation" />. La lettre « R » et le nombre « <sub>106</sub> » en indice indiquent que Varuna est le 2667{{e}} objet observé dans la seconde moitié de novembre<ref name="spaceguard" />. Au moment de sa découverte, on pensait que Varuna était l'une des [[planète mineure|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 impliquait qu'il aurait fait environ un quart de la taille de [[Pluton (planète naine)|Pluton]] et qu'il aurait été comparable en taille à la planète naine [[(1) Cérès|Cérès]], ce qui était une première<ref name="spacewatch" />{{,}}<ref name="JewittSheppard2002" />{{,}}<ref name="NYT-2000" />.

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]]<ref name="spacewatch" />{{,}}<ref name="spaceguard" />. Une image de prédécouverte en particulier, prise avec le télescope Big Schmidt en 1955, montrait que Varuna était localisé à trois [[degré (angle)|degrés]] de sa position extrapolée d'après l'orbite circulaire approximative déterminée en {{date-|décembre 2000}}<ref name="spacewatch" />. La plus vieille image de prédécouverte de Varuna a été prise le {{date-|24 novembre 1954}}<ref name="jpldata" />. 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<ref name="JewittSheppard2002" />{{,}}<ref name="spacewatch" />{{,}}<ref name="spaceguard" />.

En {{date-|janvier 2001}}, le Centre des planètes mineures a attribué le [[Désignation des planètes mineures|numéro de planète mineure]] 20000 à Varuna, puisque son orbite était désormais bien déterminée grâce aux images de prédécouverte et grâce aux observations ultérieures<ref name="MPC41805" />{{,}}<ref name="spacewatch" />{{,}}<ref name="spaceguard" />. 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 parce qu'on pensait qu'il était aussi grand que Cérès<ref name="MPC41805" />. Le nombre 20000 a également été choisi afin de commémorer symboliquement le {{200e}} anniversaire de la découverte de Cérès, qui eut lieu par coïncidence en janvier tout comme lorsque Varuna fut numéroté<ref name="MPC41805" />.

=== Nom ===
[[Fichier:Rajarani Temple 03.jpg|vignette|gauche|upright=0.6|alt=Statue en pierre représentant une divinité hindoue souriante, debout sur un socle|Statue du dieu [[Varuna]] du temple hindou du {{s|XI}} de Rajarani]]
Le nom de Varuna provient de la [[Deva (divinité)|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 en [[Objets en résonance avec Neptune|résonance majeure avec Neptune]] sont nommés d'après des divinités de la création<ref name="spacewatch" />. Son nom a été proposé par une chorégraphe indienne, [[Mrinalini Sarabhai]], et a été approuvé par l'UAI en {{date-|mars 2001}}<ref name="MPC42368" />. Varuna est l'une des divinités [[Veda|védiques]] les plus anciennes de la [[littérature hindi]], puisqu'elle est mentionnée notamment dès les premiers hymnes du ''[[Rig-Véda]]''<ref name="MPC42368" />{{,}}<ref name="jpldata" />. Dans la littérature hindi, Varuna a créé et gouverné les eaux du paradis et de l'océan<ref name="Oldenberg1988p104" />{{,}}<ref name="MPC42368" />, 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<ref name="MPC42368" />{{,}}<ref name="Srinivasan1997p48" />.

== Rotation ==
[[Fichier:Varuna artistic.png|vignette|droite|redresse|Représentation d'artiste de Varuna illustrant sa couleur rougeâtre et sa forme ellipsoïdale.]]
Varuna possède une [[période de rotation]] rapide d'environ {{nombre|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<ref name="IAUC7583" />{{,}}<ref name="Valenzuela2019" />. La rotation de Varuna a été mesurée pour la première fois en {{date-|janvier 2001}} par l'astronome Tony Farnham à l'[[observatoire McDonald]] en utilisant son télescope de {{unité|2,1|mètres}}, au sein d'une étude portant sur la rotation et la couleur des objets distants<ref name="Farnham2001 "/>{{,}}<ref name="IAUC7583" />. La [[photométrie (astronomie)|photométrie]] [[Dispositif à transfert de charges|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 apparente|magnitudes]] et une période à un pic simple de {{nombre|3,17|heures}}<ref name="Farnham2001" />{{,}}<ref name="Jewitt2001" />{{,}}<ref name="JewittSheppard2002" />. 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<ref name="Farnham2001" />{{,}}<ref name="IAUC7583" />. D'autres périodes de rotation possibles de 2,79 et de 3,66 heures, qui ne pouvaient alors être exclues, ont également été obtenues par Farnham<ref name="Farnham2001" />{{,}}<ref name="IAUC7583" />.

Une interprétation de la courbe de lumière de Varuna comme un pic simple ({{nombre|3,17|h}}) présumerait qu'il serait de forme sphérique et qu'il possèderait des [[Formation d'albédo|formations d'albédo]] à sa surface qui seraient à l'origine de ses variations de luminosité<ref name="Farnham2001" />. Cependant, cette interprétation impliquerait si elle est valide que Varuna devrait être plus dense que {{unité|1|g/cm3}} (soit à peu près la densité de l'eau), étant donné que cette période de rotation est supérieure à la {{Lien|langue=en|trad=critical speed|fr=vitesse critique|texte=vitesse de rotation critique}} d'environ {{nombre|3,3|heures}} pour un corps avec une densité de {{unité|1|g/cm3}} au-delà de laquelle il se désintégrerait<ref name="Farnham2001"/>. Une solution à double pic de la courbe de lumière de rotation de Varuna ({{nombre|6,34|h}}) supposerait que Varuna possède une forme [[ellipsoïde|ellipsoïdale]] allongée, avec un [[Ellipse (mathématiques)#Relations entre les grandeurs|rapport de ses axes]] ''a''/''b'' de 1,5-1,6<ref name="Farnham2001" />{{,}}<ref name="IAUC7583" />. La courbe de lumière de rotation de Varuna a été ultérieurement étudiée par les astronomes [[David Jewitt]] et [[Scott Sheppard]] en février et avril 2001. Ils en ont conclu que l'interprétation à double pic de la courbe de lumière de Varuna est la solution la plus plausible, en raison de l'absence d'une variation de la couleur de Varuna dans le [[spectre visible]] durant sa rotation<ref name="Lellouch2002" />{{,}}<ref name="JewittSheppard2002" />.

L'examen des observations photométriques passées de la courbe de lumière de Varuna a montré que l'amplitude de sa courbe de lumière s'est accrue d'à peu près 0,13 magnitudes entre 2001 et 2019<ref name="Valenzuela2019" />. Cet accroissement s'explique par les effets combinés de la forme ellipsoïdale de Varuna, de sa rotation, et de son [[angle de phase (astronomie)|angle de phase]] variable. Les [[Modélisation géométrique|modèles géométriques]] prenant en compte le changement de l'amplitude de Varuna ont fourni plusieurs solutions possibles de l'orientation de ses pôles de rotation, avec la meilleure solution qui adopte un [[Pôle d'un corps céleste|axe de rotation]] ayant une [[ascension droite]] de 54° et une [[déclinaison (astronomie)|déclinaison]] de −65°<ref name="Valenzuela2019" />{{,}}{{efn|Les valeurs données d'[[ascension droite]] et de [[déclinaison (astronomie)|déclinaison]] caractérisent la position de Varuna dans le [[système de coordonnées équatoriales]] [[géocentrique]]. L'ascension droite est la [[distance angulaire]] à l'est de l'[[équateur céleste]] en partant du [[point vernal]] ([[équinoxe]] de mars) alors que la déclinaison est la distance angulaire perpendiculaire ou verticale à l'équateur céleste<ref name="coordonnées" />}}. La meilleure orientation polaire de Varuna implique qu'il est vu dans une configuration quasiment de côté, dans laquelle son équateur fait presque directement face à la Terre<ref name="Valenzuela2019" />{{,}}{{efn|Le pôle Nord de Varuna pointe dans la direction {{nobr|α <nowiki>=</nowiki> 54°}} et {{nobr|δ <nowiki>=</nowiki> −65°}}, ce qui signifie que l'ascension droite du pôle pointe presque perpendiculairement au point vernal (résultant en une vue de face de l'équateur de Varuna) et la déclinaison négative indiquant que le pôle Nord de Varuna pointe vers le bas, 65° au sud de l'équateur céleste.}}.

La rotation rapide de Varuna semble avoir été provoquée par des [[Impact cosmique|collisions]] perturbatrices qui ont accéléré sa rotation durant la [[formation du système solaire]]. Le taux de collision actuel dans la région transneptunienne est très faible ; cependant, elles étaient plus fréquentes durant la formation du Système solaire<ref name="JewittSheppard2002" />. 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 telles collisions<ref name="JewittSheppard2002" />. Pour expliquer l'abondance de ces OTNs, le taux de collisions parmi les OTNs doit probablement s'être accru à la suite de la [[migration planétaire|migration]] de [[Neptune (planète)|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<ref name="JewittSheppard2002" />.

== Caractéristiques physiques ==
=== Aspect physique ===
{| class="wikitable floatleft" style="text-align: center; font-size: 0.9em; margin-right: 12px;"
|+ Estimations de la taille de Varuna
!Année!!Diamètre (km)!!Méthode!!Réf
|-
|2000
|{{unité|900|+=129|-=145}}
|thermique
|<ref name="Jewitt2001" />
|-
|2002
|{{unité|1060|+=180|-=220}}
|thermique
|<ref name="Lellouch2002" />
|-
|2002
|~788
|meilleur ajustement<br>de l'albédo
|<ref name="Doressoundiram2002" />
|-
|2005
|{{unité|936|+=238|-=324}}
|thermique
|<ref name="Grundy2005" />
|-
|2005
|{{unité|600|±=150}}
|thermique
|<ref name="Stansberry2005" />
|-
|2005
|{{unité|586|+=129|-=190}}
|thermique
|<ref name="Cruikshank2005" />
|-
|2007
|{{unité|502|+=64.0|-=69.5}}<br>''ou''&nbsp;412,3&thinsp;~&thinsp;718,2<br>''ou''&nbsp;≤744,1
|thermique<br><small>(Bande 1 de Spitzer)</small>
|<ref name="Stansberry2008" />
|-
|2007
|>{{unité|621|+=178.1|-=139.1}}
|thermique<br><small>(Bande 2 de Spitzer)</small>
|<ref name="Stansberry2008" />
|-
|2010
|{{unité|1003|±=9}}<br><small>(uniquement taille<br>minimale de l'axe long)</small>
|occultation
|<ref name="Bruno2010"/>
|-
|2013
|{{unité|668|+=154|-=86}}
|thermique
|<ref name="TNOsCool9" />
|-
|2013
|~816
|meilleur ajustement<br>de l'albédo
|<ref name="Mommert2013" />
|-
|2013
|~686
|occultation
|<ref name="Braga-Ribas2014" />
|-
|2014
|~670 <small>(minimale)</small>
|occultation
|<ref name="Braga-Ribas2014" />
|-
|2019
|{{unité|654|+=154|-=102}}
|thermique
|<ref name="Lellouch2019" />
|}

[[Fichier:Varuna, Earth & Moon size comparison.png|vignette|upright=1|Varuna comparé à la [[Terre]] et à la [[Lune]].]]
En raison de sa rotation rapide qui est peu commune pour un objet aussi grand, Varuna possède une forme [[ellipsoïde|ellipsoïde triaxiale]]. Elle est plus précisément décrite comme un [[ellipsoïde de Jacobi]], avec un [[Ellipse (mathématiques)#Relations entre les grandeurs|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 à 1,6 fois plus grand que le grand axe ''b'')<ref name="JewittSheppard2002" />{{,}}<ref name="IAUC7583" />. 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<ref name="LacerdaJewitt2007" />.

La forme ellipsoïdale de Varuna est à l'origine de multiples estimations de son diamètre, qui sont comprises entre {{unité|500|et=1000|km}}<ref name="johnston" />. La plupart d'entre elles ont été déterminées en mesurant son [[rayonnement thermique]]. À la suite des mesures thermiques effectuées depuis l'espace, ces estimations ont pu être contraintes vers des valeurs plus petites car l'[[albédo]] de Varuna s'est avéré être plus élevé qu'initialement envisagé<ref name="johnston" />. L'observation des étoiles [[occultation|occultées]] par l'astre ont également fourni des estimations variables de sa taille<ref name="Braga-Ribas2014" />. Une occultation en {{date-|février 2010}} a donné une longueur de [[corde (géométrie)|corde]] de {{unité|1003|km}}, dont on a déduit qu'elle coïncidait avec son axe le plus long<ref name="Bruno2010" />. Des occultations ultérieures en 2013 et 2014 ont fourni des diamètres moyens de {{unité|686|km}} et de {{unité|670|km}}, respectivement<ref name="Braga-Ribas2014" />.

Depuis la découverte de Varuna, [[(136108) Hauméa|Hauméa]], qui est un autre objet à rotation rapide ({{nombre|3,9|h}}) qui fait plus de deux fois la taille de Varuna{{efn|Les dimensions d'Hauméa sont de {{unité|2322|×=1704|××=1026|km}}, avec {{unité|2322|km}} qui correspond à son grand axe le plus grand<ref name="Ortiz2017" />. En comparaison, le grand axe de Varuna le plus grand vaut {{unité|1003|km}}, soit moins de la moitié de celui d'Hauméa<ref name="Bruno2010" />. En fait, le grand axe polaire d'Hauméa de {{unité|1026|km}} est également plus de deux fois plus grand que celui de Varuna, qui possède un grand axe polaire qui vaut {{unité|400|–=500|km}}, basé sur les valeurs de son [[aplatissement]] apparent qui ont été obtenues à partir des occultations de 2010 et de 2013<ref name="Braga-Ribas2014" />.}}, a été découvert et il possède également une forme allongée<ref name="Rabinowitz2006" />, 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 {{unité|1.757|–=1.965|g/cm3}})<ref name="LacerdaJewitt2007" />{{,}}<ref name="Ortiz2017" />.

=== Possible planète naine ===
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 de manière générale<ref name="IAU0603" />. L'astronome [[Gonzalo Tancredi]] considère Varuna comme une [[Liste de planètes naines potentielles#Liste de Gonzalo Tancredi (2010)|« candidate vraisemblable »]], partant du principe qu'elle possède une densité supérieure ou égale à celle de l'eau ({{unité|1|g/cm3}}) nécessaire pour qu'elle puisse être en [[équilibre hydrostatique]] en tant qu'ellipsoïde de Jacobi<ref name="Tancredi2008" />{{,}}<ref name="Tancredi2010" />. Cependant, Tancredi n'a pas émis de recommandation explicite pour son acceptation en tant que planète naine<ref name="Tancredi2010"/>. L'astronome américain [[Michael E. Brown|Michael Brown]] considère Varuna comme une planète naine [[Liste de planètes naines potentielles#Liste de Mike Brown (au moins depuis 2011)|« hautement vraisemblable »]], la plaçant juste en dessous de la limite avec les objets « proche de la certitude »<ref name="Brown-dplist" />. En se basant sur le modèle d'ellipsoïde de Jacobi le mieux adapté à Varuna, Lacerda et Jewitt ont estimé que Varuna possède une densité faible de {{unité|0.992|g/cm3}}, légèrement inférieure au critère de densité minimale de Tancredi. Malgré cela, ils ont supposé que Varuna était en équilibre hydrostatique dans leur modèle<ref name="LacerdaJewitt2007" />. L'astronome William Grundy et ses collègues ont proposé que les objets transneptuniens sombres, de faible densité, qui sont d'une taille comprise entre {{unité|400|et=1000|km}} sont vraisemblablement des objets intermédiaires partiellement [[différenciation planétaire|différenciés]] avec une composition interne poreuse et rocheuse. Alors que l'intérieur des OTNs de taille moyenne comme Varuna se sont probablement [[Compression gravitationnelle|comprimés sous l'effet de leur propre gravité]], leur surface ne se serait pas comprimée, si bien que Varuna pourrait ne pas être en équilibre hydrostatique<ref name="Grundy2019" />.

=== Mesures thermiques ===
Les observations du [[rayonnement thermique]] de Varuna réalisées depuis le sol de 2000 à 2005 ont donné des estimations de grands diamètres allant de {{unité|900|à=1060|km}}, ce qui est comparable à la taille de [[(1) Cérès|Cérès]]<ref name="johnston" />. Contrairement aux estimations faites depuis le sol, les observations thermiques réalisées depuis l'espace grâce au [[Spitzer (télescope spatial)|télescope spatial Spitzer]] ont fourni une gamme de valeurs réduites et plus petites, comprises entre {{unité|450|et=750|km}}<ref name="Grundy2005" />{{,}}<ref name="Stansberry2008" />. Cette différence entre les estimations des observations basées au sol et les estimations des observations depuis l'espace sont en fait dues à la limitation des [[longueurs d'onde]] observables depuis le sol en raison de l'[[absorption (optique)|absorption]] causée par l'[[atmosphère terrestre]]<ref name="JewittKBOs" />. Les objets transneptuniens distants comme Varuna émettent un rayonnement thermique intrinsèque à de plus grandes longueurs d'onde en raison de leurs faibles températures<ref name="JewittKBOs" /> Cependant, à de telles longueurs d'onde, 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 [[Infrarouge#Découpage utilisé en astronomie|proche infrarouge]] et du [[Observation millimétrique|submillimétrique]], détériorant la précision des mesures thermiques<ref name="JewittKBOs" />{{,}}<ref name="Lellouch2002" />.

Observer depuis l'espace permet de s'affranchir de l'absorption créée par l'atmosphère terrestre, et il est ainsi possible de réaliser de meilleurs mesures thermiques, sur une plus grande gamme de longueurs d'onde<ref name="Grundy2005" />{{,}}<ref name="JewittKBOs" />. Les premières mesures réalisées 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  {{unité|400|-=750|km}}<ref name="Stansberry2005" />{{,}}<ref name="Cruikshank2005"/>. Les mesures ultérieures de Spitzer à de multiples gammes de longueurs d'onde (bandes) en 2007 ont produit des estimations de diamètre moyen d'environ {{unité|~502|km}} et de {{unité|~621|km}} selon l'utilisation des données issues des mesures avec une seule bande ou avec deux bandes, respectivement<ref name="Stansberry2008" />. La réalisation de nouvelles observations thermiques multi-bandes par le [[Herschel (télescope spatial)|télescope spatial Herschel]] en 2013 ont produit un diamètre moyen de {{unité|668|+=154|-=86|km}}, cohérent avec les contraintes précédentes sur le diamètre de Varuna<ref name="TNOsCool9" />.

=== Occultations ===
Les premières tentatives d'observations d'[[occultation]]s 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<ref name="Occultation2005" />{{,}}<ref name="Occultation2008" />. Puis en 2010, une occultation fut observée avec succès par une équipe d'astronomes dirigée par [[Bruno Sicardy]] durant la nuit du {{date-|19 février}}, depuis plusieurs régions d'Afrique australe et du nord-est du [[Brésil]]<ref name="Bruno2010" />. 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 (Maranhão)|São Luís]] dans le [[Maranhão]], ont détecté avec succès une occultation par Varuna, d'une durée de {{nombre|52,5|secondes}}, d'une étoile de [[magnitude apparente|magnitude]] 11,1. L'occultation a permis de déterminer une longueur de [[corde (géométrie)|corde]] de {{unité|1003|±=9|km}}, relativement importante comparée aux diamètres moyens estimés par les mesures thermiques<ref name="Bruno2010" />. 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<ref name="Bruno2010" />. São Luís était également localisée, sur le trajet de l'ombre de Varuna, près de son axe central<ref name="MIT_PAL" />, 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 {{unité|450|km}} au sud (et qui était prédite se situer à l'extrémité sud du trajet de l'ombre)<ref name="MIT_PAL" />, a montré une occultation de {{nombre|28|secondes}}, ce qui correspond à une corde d'approximativement {{unité|535|km}}, bien plus longue que ce qui était attendu<ref name="Occultation2010" />. Cependant l'observation à [[Quixadá]], à {{unité|255|km|}} au sud de São Luís {{incise|entre cette dernière et Camalaú}} a paradoxalement montré un résultat négatif<ref name="Bruno2010" />. 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''&thinsp;≤&thinsp;0,44)<ref name="Braga-Ribas2014" /> ce qui correspond à une taille polaire minimale de {{unité|441,3|km}}, basée sur la longueur de corde donnée de {{unité|1003|±=9|km}}{{efn|La taille polaire est calculée en multipliant la corde de {{unité|1003|±=9|km}} avec le rapport ''c''/''a'' de 0,44, lui-même calculé à partir de 1&thinsp;–&thinsp;0,56, qui est l'aplatissement maximal imposé par Braga-Ribas {{et al.}} en 2014<ref name="Braga-Ribas2014" />.}}. 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<ref name="LacerdaJewitt2007" />. 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 »<ref name="Bruno2010" />.

Des occultations ultérieures en 2013<ref name="Sendai2013" /> et en 2014 ont donné des diamètres moyens {{unité|686|km}} et de {{unité|670|km}} respectivement<ref name="Braga-Ribas2014" />. Le diamètre moyen de {{unité|678|km}}, calculé à partir des deux longueurs de corde issues de ces occultations{{efn|Le diamètre moyen de {{unité|~678|km}} est issu du calcul du diamètre moyen des cordes des occultations de 2013 et de 2014 de {{unité|~686|km}} et de {{unité|~670|km}}, respectivement<ref name="Braga-Ribas2014" />|nom=moyenne}} apparaît être cohérent avec les mesures thermiques combinées de Spitzer et de Herschel de {{unité|668|km}}<ref name="johnston" />. Alors que l'aplatissement apparent de Varuna n'a pu être déterminé à partir de la seule corde obtenue durant l'occultation de 2014, celle de 2013 en a donné deux, ce qui permet de calculer un aplatissement apparent d'environ 0,29<ref name="Occultation2013" />{{,}}<ref name="Braga-Ribas2014" />. L'aplatissement imposé pour la longueur de corde de 2013 de {{unité|686|km}} comme diamètre de Varuna correspond à une taille polaire de {{unité|487|km}} environ{{efn|La taille polaire est calculée en multipliant la corde de 2013 de {{unité|686|km}} avec un rapport ''c''/''a'' de 0,71, lui-même calculé à partir de l'aplatissement moyen 1&thinsp;–&thinsp;0,29 imposé par [[Felipe Braga-Ribas|Braga-Ribas]] {{et al.}} en 2014<ref name="Braga-Ribas2014" />.}}, ce qui est quelque peu cohérent avec la taille polaire minimale donnée en 2010 de {{unité|441,3|km}}.

=== Spectre et surface ===
[[Fichier:TheTransneptunians Size Albedo Color.svg|vignette|upright=1.5|Comparaison de la taille, de l'albédo, et de la couleur de plusieurs des principaux objets transneptuniens connus. Les arcs gris représentent les incertitudes sur leur taille.]]
Le [[spectre d'absorption|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]]. Ces observations spectroscopiques dans les longueurs d'onde 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'onde comprises entre {{unité|0,9|et=1,8|[[μm]]}}. Le spectre de Varuna montre également de fortes [[raie spectrale|raies d'absorption]] à des longueurs d'onde de {{unité|1,5|et=2|μm}}, ce qui indique la présence de [[glace]] d'eau à sa surface<ref name="Licandro2001" />{{,}}<ref name="Lellouch2002" />.

La couleur rouge de Varuna est issue de la [[photolyse]] des [[composé organique|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 [[tholin]]s, 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. 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. 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<ref name="Licandro2001" />.

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<ref name="Barkume2008" />{{,}}<ref name="Lorenzi2014" />. 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. 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. 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<ref name="Lorenzi2014" />.

Les modèles explicatifs du spectre de Varuna suggèrent que sa surface est très probablement formée d'un mélange de [[silicate]]s 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 %. Le méthane, [[substance volatile|volatil]], pourrait avoir été apporté après la formation de Varuna étant donné que sa masse n'est pas suffisante pour retenir les composés volatils à sa surface. Un événement survenu durant son histoire, tel qu'un impact de haute énergie, expliquerait probablement la présence de méthane à sa surface<ref name="Lorenzi2014" />. 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 {{unité|2,2|et=2,5|μm}} qui pourraient être associées à la présence d'[[éthane]] et d'[[éthylène]], selon les premières analyses<ref name="Holler2017" />. 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 éléments volatils plus légers que le méthane selon les théories de la rétention des volatils formulées par les astronomes Schaller et Brown en 2007<ref name="Holler2017" />{{,}}<ref name="Schaller2007" />

=== Luminosité ===
[[Fichier:Varuna artistic2.png|vignette|gauche|upright=1|Vue d'artiste de Varuna, incorporant une partie de ce qu'on lui connaît grâce aux analyses spectrales, dont sa forme et sa coloration.]]
La [[magnitude apparente]] de Varuna varie ente 20 et 20,3<ref name="IMCEE" />. Les mesures thermiques combinées des télescopes spatiaux Spitzer et Herschel en 2013 lui ont établi une [[magnitude absolue#Magnitude absolue des objets du Système solaire (H)|magnitude absolue]] visuelle (''H<sub>V</sub>'') de 3,76, comparable à [[(28978) Ixion|Ixion]] (''[[magnitude absolue#Magnitude absolue des objets du Système solaire (H)|H<sub>V</sub>]]'' = 3,83) qui est un objet de la ceinture de Kuiper de taille similaire<ref name="TNOsCool9" />. Varuna est l'un des vingt objets transneptuniens les plus lumineux connus d'après le Centre des planètes mineures, qui lui attribue une magnitude absolue de 3,6<ref name="MPC-TNOs" />{{,}}<ref name="MPC" />.

La surface de Varuna est sombre, avec un [[albédo géométrique]] de 0,127 qui a été mesuré à partir des observations thermiques de 2013<ref name="TNOsCool9" />. Il est similaire à celui de la possible planète naine [[(50000) Quaoar|Quaoar]], qui possède un albédo géométrique de 0,109<ref name="Braga-Ribas-2013" />{{,}}<ref name="TNOsCool9" />. À l'origine, on pensait que Varuna possédait un albédo bien plus faible. Les observations de son émission thermique depuis le sol entre 2000 et 2005 avaient en effet fourni des estimations d'albédo comprises entre 0,04 et 0,07<ref name="johnston" />, ce qui environ huit fois plus sombre que l'albédo de [[Pluton (planète naine)|Pluton]]<ref name="IAUC7554" />. Les mesures thermiques ultérieures de Varuna par les télescopes spatiaux ont cependant réfuté ces premières mesures de l'albédo. Ainsi, Spitzer a mesuré un albédo géométrique plus élevé de 0,116<ref name="Stansberry2008" />, alors que les mesures ultérieures combinées de Spitzer et de Herschel en 2013 ont permis d'estimer un albédo géométrique de 0,127<ref name="TNOsCool9" />.

Des observations photométriques ont été conduites en 2004 et en 2005 afin d'observer des changements dans la [[courbe de lumière]] de Varuna qui seraient dus à des [[effet d'opposition|effets d'opposition]], qui se produisent quand son [[angle de phase (astronomie)|angle de phase]] approche 0° lors de l'[[opposition (astronomie)|opposition]]. Celles-ci ont montré que l'amplitude de la courbe de lumière de Varuna a décru de 0,2 magnitude à l'opposition par rapport à son amplitude moyenne de 0,42 magnitude. Ils ont également montré un accroissement dans l'asymétrie de la courbe de lumière de Varuna près de l'opposition, ce qui indique des variations de ses propriétés de [[diffusion des ondes|diffusion]] à sa surface. L'effet d'opposition de Varuna diffère de celui qui existe parmi les [[astéroïde]]s sombres, qui devient progressivement de plus en plus prononcé près de leur opposition, ce qui contraste avec celui de Varuna qui est étroit et où l'amplitude de sa courbe de lumière change rapidement au sein d'un angle de phase de 0,5°. Les effets d'opposition des autres corps du système solaire avec des albédos modérés se comportent d'une manière similaire à celui de Varuna, ce qui suggérait déjà d'une manière indirecte que Varuna pouvait avoir un albédo plus élevé que celui proposé par les estimations existantes au milieu des années 2000<ref name="Belskaya2006" />.

=== Structure interne ===
Varuna possède une [[masse volumique apparente]] estimée de {{unité|0,992|g/cm3}}, ce qui est à peine inférieur à celle de l'eau ({{unité|1|g/cm3}})<ref name="LacerdaJewitt2007" />. Sa faible masse volumique est probablement due à sa structure interne [[porosité|poreuse]] composée d'un mélange presque équivalent de glace d'eau et de roches<ref name="JewittSheppard2002" />. Afin d'expliquer sa structure interne poreuse et sa composition, Lacerda et Jewitt ont suggéré que Varuna pourrait avoir une structure interne [[matériau granulaire|granulaire]]. On pense qu'elle résulterait des fractures créées par des collisions passées, probablement à l'origine de sa vitesse de rotation rapide<ref name="JewittSheppard2002" />. D'autres objets, comme les lunes de [[Saturne (planète)|Saturne]] [[Téthys (lune)|Téthys]] et [[Japet (lune)|Japet]] sont également connus pour posséder une densité basse combinée à une structure interne poreuse et de composition dominée par la glace d'eau et les roches<ref name="JewittSheppard2002" />. William Grundy et ses collaborateurs ont proposé que les objets transneptuniens sombres, de faible densité, qui ont une taille à peu près comprise entre {{unité|400|et=1000|km}} marquent la transition entre les petits corps poreux (et donc de faible densité) et les corps planétaires plus grands, plus brillants, et géologiquement [[différenciation planétaire|différenciés]] (comme les planètes naines)<ref name="Grundy2019" />. Ainsi la structure interne des OTNs de faible densité comme Varuna s'est seulement partiellement différenciée, car ses régions internes rocheuses n'ont pas atteint une température suffisante pour enclencher une [[fusion partielle]] et [[Compression gravitationnelle|se comprimer sur elles-mêmes]], de telle sorte que leur porosité se réduirait. Ainsi, la plupart des OTNs de taille intermédiaire sont restés poreux à l'intérieur, ce qui explique leur faible densité<ref name="Grundy2019" />. Dans ce cas, Varuna pourrait ne pas être en équilibre hydrostatique<ref name="Grundy2019" />.

== Orbite et classification ==
{{multiple image
 |direction=horizontal
 |align=right
 |width1=320
 |width2=160
 |width3=181
 |image1=TheKuiperBelt Orbits Varuna.svg
 |image2=TheKuiperBelt_Orbits_Varuna_PolarView.svg
 |image3=Cubewanos.png
 |footer=Vue polaire et [[écliptique]] des orbites de Varuna (bleu), de Pluton (rouge), et de Neptune (blanc). Les inclinations orbitales de Varuna et de Pluton, comme montré dans la vue écliptique, sont notablement similaires. L'image à droite montre les orbites de plusieurs autres grand objets de la ceinture de Kuiper, Neptune (bleu) Pluton (rose) et Quaoar (jaune).}}

Varuna orbite autour du [[Soleil]] à une distance moyenne {{conversion|42.8|UA|km|lk=on}}, et il lui faut {{nombre|280|années terrestres}} pour compléter une orbite<ref name="MPC" />. Cette dernière, avec une [[excentricité orbitale|excentricité]] de 0,054, est quasi circulaire. La distance de Varuna par rapport au Soleil varie tout de même quelque peu<ref name="MPC" />, et elle est ainsi comprise entre {{unité|40,5|UA}} au [[périhélie]] (distance la plus proche) et {{unité|45,1|UA}} à l'[[aphélie]] (distance la plus lointaine)<ref name="jpldata" />. Son orbite est [[inclinaison orbitale|inclinée]] de {{unité|17|[[degré (angle)|degrés]]}} par rapport à l'[[écliptique]], ce qui est similaire à l'inclinaison orbitale de [[Pluton (planète naine)|Pluton]]<ref name="jpldata" />. L'astre est passé au périhélie en 1928 et s'éloigne actuellement du Soleil, s'approchant de son aphélie qu'il atteindra en 2071<ref name="jpldata" />{{,}}<ref name="Horizons" />.

Avec son orbite quasi circulaire comprise entre {{unité|40|et=50|UA}}, Varuna est classé comme un [[objet classique de la ceinture de Kuiper]] (ou cubewano)<ref name="MPEC2009-P26" />. Son [[demi-grand axe]] de {{unité|42,8|UA}} est similaire à celui d'autres grands cubewanos comme [[(50000) Quaoar|Quaoar]] (avec [[demi-grand axe|a]] = {{unité|43,7|UA}}<ref name="ssd-quaoar" />) et [[(136472) Makémaké|Makémaké]] (a = {{unité|45,6|UA}}<ref name="ssd-makemake" />), bien que d'autres de ses paramètres orbitaux comme l'inclinaison diffèrent largement<ref name="jpldata" />. Varuna fait partie de la classe « dynamiquement chaude » (« ''dynamically hot'' ») des objets classiques de la ceinture de Kuiper<ref name="Mommert2013" />, ce qui signifie qu'il possède une inclinaison orbitale de plus de {{unité|4|°}}, soit au-delà de l'inclinaison maximale imposée pour les membres « dynamiquement froids » des cubewanos<ref name="beyond" />. En tant que cubewano, Varuna n'est pas en [[résonance orbitale]] avec [[Neptune (planète)|Neptune]] et elle est également libre de toute perturbation importante de la planète géante<ref name="MPC" />{{,}}<ref name="Buie" />. La distance minimale possible ([[Distance minimale d'intersection d'une orbite|DMIO]]) de Varuna par rapport à Neptune est de {{unité|12,04|UA}}<ref name="MPC" />.
{{clr}}

== Possible satellite ==
Les observations [[Photométrie (astronomie)|photométriques]] de la courbe de lumière de Varuna, conduites par Valenzuela et ses collègues en 2019, indiquent qu'un possible satellite pourrait être en orbite autour de Varuna à une faible distance<ref name="Valenzuela2019" />. En utilisant la méthode de l'[[séries de Fourier|analyse de Fourier]] qui permet de combiner quatre courbes de lumières différentes qu'ils ont obtenues en 2019, ils en ont dérivé une courbe d'amplitude totale de qualité inférieure mais avec une quantité plus importante de [[résidu (statistiques)|résidus]]. Leurs résultats indiquent que la courbe de lumière de Varuna subit un changement subtil au cours du temps. Ils en ont tracé les résidus dans un {{Lien|langue=en|trad=Least-squares spectral analysis|fr=périodogramme de Lomb}} et en ont dérivé une période orbitale de {{unité|11,9819|heures}} pour le possible satellite<ref name="Valenzuela2019" />, dont la luminosité varie de 0,04 magnitudes lors de son orbite. En supposant que la densité de Varuna est de {{unité|1,1|g/cm3}} et que son satellite est en [[rotation synchrone]], l'équipe estime qu'il orbiterait à une distance de {{unité|1300|-=2000|km}}, soit juste au-delà de la [[limite de Roche]] de Varuna (qui est d'environ {{unité|1000|km}})<ref name="Valenzuela2019" />. En raison de cette grande proximité, il n'est pas encore possible de distinguer le satellite avec les télescopes spatiaux comme le [[Hubble (télescope spatial)|télescope spatial ''Hubble'']], étant donné que la [[distance angulaire]] entre Varuna et sa lune est plus petite que la résolution actuelle des télescopes spatiaux<ref name="Valenzuela2019" />. Bien que des observations directes ne sont donc pas encore possibles, l'équateur de Varuna est vu directement de côté, ce qui implique que des événements d'[[éclipse]]s mutuelles entre Varuna et son satellite pourraient se produire dans le futur<ref name="Valenzuela2019" />.

== Exploration ==
La [[planétologie|planétologue]] [[Amanda Zangari]] a calculé qu'une mission de survol à destination de Varuna nécessiterait un peu plus de {{nombre|12|ans}} pour arriver à destination en utilisant l'[[assistance gravitationnelle]] de [[Jupiter (planète)|Jupiter]], avec une date de lancement en 2035 ou en 2038. Des trajectoires alternatives, utilisant l'assistance gravtitationnelle de Jupiter, de [[Saturne (planète)|Saturne]] ou d'[[Uranus (planète)|Uranus]] ont également été étudiées<ref name="Zangari2018" />. Une trajectoire utilisant l'assistance gravitationnelle de Jupiter et d'Uranus pourrait prendre un peu plus de {{nombre|13|ans}}, avec une date de lancement en 2034 ou en 2037, alors qu'une trajectoire qui utiliserait l'assistance gravitationnelle de Saturne et d'Uranus prendrait moins de {{nombre|18|ans}}, mais elle partirait plus tôt, soit en 2025 soit en 2029. Varuna serait situé à approximativement {{unité|45|UA}} du Soleil quand la sonde arrive avant 2050, quelle que soit la trajectoire utilisée<ref name="Zangari2018" />.

== Annexes ==

=== Bibliographie ===
* {{Ouvrage
|auteur1=[[Alain Doressoundiram]] et [[Emmanuel Lellouch]]
|titre=Aux Confins du système solaire
|éditeur=
|année=2008
|isbn=
|référence=Référence:Aux Confins du système solaire (Alain Doressoundiram et Emmanuel Lellouch)
}}

=== Lien externe ===
* {{Small-Body DB|20000}}

== Notes et références ==
=== Notes ===
{{Références |groupe=note}}

=== Références ===
{{Traduction/Référence|en|20000 Varuna|927082022}}
{{Références|références=
<ref name="spacewatch">{{Lien web |langue=en |titre=Spacewatch Discovery of Minor Planet {{PM2|2000 WR|106}} |url=https://spacewatch.lpl.arizona.edu/news/spacewatch-discovery-minor-planet-2000-wr106 |site=Lunar & Planetary Laboratory |éditeur=[[Université de l'Arizona]] |date=décembre 2000 |consulté le=21 novembre 2019}}</ref>

<ref name="jpldata">{{Lien web |langue=en |titre=JPL Small-Body Database Browser: 20000 Varuna ({{PM2|2000 WR|106}}) |url=https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=20000 |éditeur=[[Jet Propulsion Laboratory]] |consulté le=12 septembre 2019}}</ref>

<ref name="NYT-2000">{{Lien web |langue=en |titre='Minor Planet' Found in Obscure Corner of Northern Milky Way |url=https://www.nytimes.com/2000/12/05/science/acuteminor-planetacute-found-in-obscure-corner-of-northern-milky-way.html |site=[[The New York Times]] |date=5 décembre 2000 |consulté le=15 septembre 2019}}</ref>

<ref name="MPEC">{{Lien web |langue=en |prénom=Brian G. |nom=Marsden |titre=MPEC 2000-X02 : {{PM2|2000 WR|106}} |éditeur=[[Union astronomique internationale]] |site=Minor Planet Electronic Circular |date={{1er}} décembre 2000 |url=https://minorplanetcenter.net//mpec/K00/K00X02.html |bibcode=2000MPEC....X...02M |consulté le=16 septembre 2019}}</ref>

<ref name="designation">{{Lien web |langue=en |titre=New- And Old-Style Minor Planet Designations|url=https://minorplanetcenter.net/iau/info/OldDesDoc.html |éditeur=Minor Planet Center |consulté le=15 septembre 2019}}</ref>

<ref name="spaceguard">{{Lien web |langue=en |titre=Varuna, goddess of Heaven and Earth |url=http://spaceguard.iaps.inaf.it/tumblingstone/issues/num2/varuna.htm |prénom=Andrea |nom=Boattini |site=Tumbling Stone |éditeur=[[Spaceguard]] |consulté le=15 septembre 2019}}</ref>

<ref name="JewittSheppard2002">{{Article |langue=en |prénom1=David C. |nom1=Jewitt |prénom2=Scott S. |nom2=Sheppard |titre=Physical Properties Of Trans-Neptunian Object (20000) Varuna |périodique={{AJ}} |volume=123 |numéro=4 |pages=2110–2120 |date=2002 |doi=10.1086/339557 |arxiv=astro-ph/0201082 |bibcode=2002AJ....123.2110J}}</ref>

<ref name="MPC42368">{{Lien web |langue=en |titre=M.P.C. 42368 |éditeur=[[Union astronomique internationale]] |site=Minor Planet Circular |url=https://minorplanetcenter.net/iau/ECS/MPCArchive/2001/MPC_20010309.pdf |date=9 mars 2001 |consulté le=17 septembre 2019}}</ref>

<ref name="Oldenberg1988p104">{{Ouvrage |langue=en |prénom1=Hermann |nom1=Oldenberg |titre=The Religion of the Veda |éditeur=Motilal Banarsidass |année=1988 |pages totales=359 |passage=104 |isbn=978-81-208-0392-3 |lire en ligne=https://books.google.com/books?id=uKeubCiBOPQC}}</ref>

<ref name="Srinivasan1997p48">{{Ouvrage |langue=en |prénom1=Doris |nom1=Srinivasan |titre=Many Heads, Arms, and Eyes : Origin, Meaning, and Form of Multiplicity in Indian Art |lieu=Leiden/New York/Köln |éditeur=BRILL Academic |année=1997 |pages totales=48–49 |isbn=90-04-10758-4 |lire en ligne=https://books.google.com/books?id=vZheP9dIX9wC&pg=PA48}}</ref>

<ref name="MPC41805">{{Lien web |langue=en |titre=M.P.C. 41805 |éditeur=[[Union astronomique internationale]] |site=Minor Planet Circular |url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/ECS/MPCArchive/2001/MPC_20010109.pdf |date=9 janvier 2001 |consulté le=4 juillet 2010}}</ref>

<ref name="IAUC7583">{{Lien web |langue=en |titre=IAUC 7583: 2001U; 2001R; 2001S; (20000) 2000 WR_106|pages=4 |prénom=Daniel W. E. |nom=Green |éditeur=[[Union astronomique internationale]] |site=Central Bureau for Astronomical Telegrams |date=6 février 2001 |url=http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/07500/07583.html |bibcode=2001IAUC.7583....4F |consulté le=19 septembre 2019}}</ref>

<ref name="Valenzuela2019">{{Article | langue=en |prénom1=Estela |nom1=Fernández-Valenzuela |et al.=oui |titre=The Changing Rotational Light-curve Amplitude of Varuna and Evidence for a Close-in Satellite |périodique={{ApJ}} Letters |volume=883 |numéro=1 |date=23 septembre 2019 |doi=10.3847/2041-8213/ab40c2 |arxiv=1909.04698 |url=https://arxiv.org/pdf/1909.04698.pdf}}</ref>

<ref name="Farnham2001">{{Lien conférence |langue=en |url=https://aas.org/archives/BAAS/v33n3/dps2001/603.htm |prénom=T. L. |nom=Farnham  |titre=Rotation and Color Studies of Centaurs, KBOs and Comets |conférence=33rd DPS Meeting |éditeur=American Astronomical Society |volume=33 |page=1047 |id=12.10 |bibcode=2001DPS....33.1210F |date=27 novembre 2001 |consulté le=19 septembre 2019}}</ref>

<ref name="Jewitt2001">{{Article |langue=en |prénom1=D. |nom1=Jewitt |prénom2=H. |nom2=Aussel |prénom3=A. |nom3=Evans |date=2001 |titre=The size and albedo of the Kuiper-belt object (20000) Varuna |périodique={{Nature}} |volume=411  |numéro=6836 |pages=446–7 |doi=10.1038/35078008 |pmid=11373669 |bibcode=2001Natur.411..446J}}</ref>

<ref name="Lellouch2002">{{Article |langue=en |prénom1=E. |nom1=Lellouch |et al.=oui |titre=Coordinated thermal and optical observations of Trans-Neptunian object (20000) Varuna from Sierra Nevada |périodique={{A&A}} |volume=391 |numéro=3 |pages=1133–1139  |date=2002|doi=10.1051/0004-6361:20020903 |arxiv=astro-ph/0206486 |bibcode=2002A&A...391.1133L}}</ref>

<ref name="Doressoundiram2002">{{Article |langue=en |prénom1=A. |nom1=Doressoundiram |et al.=oui  |titre=The color distribution in the Edgeworth-Kuiper Belt |périodique={{AJ}} |volume=124 |numéro=4 |date=octobre 2002 |pages=2279–2296 |doi=10.1086/342447 |arxiv=astro-ph/0206468  |bibcode=2002AJ....124.2279D}}</ref>

<ref name="Grundy2005">{{Article |langue=en |prénom1=W. M. |nom1=Grundy |prénom2=K. S. |nom2=Noll |prénom3=D. C. |nom3=Stephen |titre=Diverse albedos of small trans-neptunian objects |périodique=Icarus |volume=176 |numéro=1 |pages=184–19 |date=2005 |doi=10.1016/j.icarus.2005.01.007 |bibcode=2005Icar..176..184G |arxiv=astro-ph/0502229}}</ref>

<ref name="Stansberry2005">{{Lien conférence |langue=en |nom1=Stansberry |prénom1=J. A. |et al.=oui |titre=Albedos, Diameters (and a Density) of Kuiper Belt and Centaur Objects |conférence=37th DPS Meeting |éditeur=American Astronomical Society |volume=37 |page=737 |id=52.05 |bibcode=2005DPS....37.5205S |date=août 2005}}</ref>

<ref name="Cruikshank2005">{{Ouvrage |langue=en |prénom1=D. P. |nom1=Cruikshank |prénom2=M. A. |nom2=Barucci |prénom3=J. P. |nom3=Emery |prénom4=Y. R. |nom4=Fernández |prénom5=W. M. |nom5=Grundy |prénom6=K. S. |nom6=Noll |prénom7=J. A. |nom7=Stansberry |titre=Protostars and Planets V |lieu=Tucson/Houston |éditeur=University of Arizona Press |année=2005 |pages totales=879–893 |isbn=978-0-8165-2755-7 |lire en ligne=https://www.lpi.usra.edu/books/PPV/8050.pdf |titre chapitre=Physical Properties of Transneptunian Objects}}</ref>

<ref name="Stansberry2008">{{Ouvrage |langue=en |prénom1=John |nom1=Stansberry |prénom2=Will |nom2=Grundy |prénom3=Mike |nom3=Brown |prénom4=Dale |nom4=Cruikshank |prénom5=John |nom5=Spencer |prénom6=David |nom6=Trilling |prénom7=Jean-Luc |nom7=Margot |titre=The Solar System Beyond Neptune |lieu=Tucson/Houston |éditeur=University of Arizona Press |année=2008 |pages totales=161–179 |isbn=978-0-8165-2755-7 |arxiv=astro-ph/0702538 |lire en ligne=https://www.lpi.usra.edu/books/ssbn2008/7017.pdf |titre chapitre=Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from the Spitzer Space Telescope}}</ref>

<ref name="Bruno2010">{{Lien conférence |langue=en |auteur1=[[Bruno Sicardy]] |et al.=oui |titre=The 2010, February 19 stellar occultation by Varuna |url=http://www.abstractsonline.com/Plan/ViewAbstract.aspx?mID=2704&sKey=91ea750d-febb-4140-90a7-18400852e1d2&cKey=74324b85-5c97-4767-a0a4-eee3306e8b98 |date=octobre 2010 |conférence=42nd DPS Meeting |éditeur=American Astronomical Society |volume=42 |id=23.11 |page=993 |bibcode=2010DPS....42.2311S |consulté le=12 novembre 2010}}</ref>

<ref name="TNOsCool9">{{Article |langue=en |prénom=E. |nom=Lellouch |et al.=oui |titre="TNOs are Cool": A survey of the trans-Neptunian region. IX. Thermal properties of Kuiper belt objects and Centaurs from combined Herschel and Spitzer observations |périodique={{A&A}} |volume=557 |pages=A60 |date=septembre 2013 |doi=10.1051/0004-6361/201322047 |bibcode=2013A&A...557A..60L}}</ref>

<ref name="Mommert2013">{{Article |langue=en |prénom=Michael |nom=Mommert |titre=Remnant Planetesimals and their Collisional Fragments |url=https://refubium.fu-berlin.de/bitstream/handle/fub188/2283/PhD_mommert_fuonline.pdf?sequence=1&isAllowed=y |périodique=Refubium |éditeur=Freie Universität Berlin |doi=10.17169/refubium-6484 |année=2013 |consulté le=28 septembre 2019}}</ref>

<ref name="Braga-Ribas2014">{{Lien conférence |langue=en |nom1=Braga-Ribas |prénom1=F. |et al.=oui |url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..44/PDF/RMxAC..44_PS_braga-ribas.pdf |titre=Stellar Occultations by Transneptunian and Centaurs Objects: results from more than 10 observed events |périodique=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias |volume=44 |date=octobre 2014 |pages=3 |bibcode=2014RMxAC..44....3B}}</ref>

<ref name="Lellouch2019">{{Article |langue=en  |prénom1=E. |nom1=Lellouch |et al.=oui |titre=The thermal emission of Centaurs and Trans-Neptunian objects at millimeter wavelengths from ALMA observations |périodique={{MNRAS}} |volume=488 |numéro=3 |pages=3035–3044  |date=septembre 2019 |doi=10.1093/mnras/stz1880 |arxiv=1709.06747}}</ref>

<ref name="LacerdaJewitt2007">{{Article |langue=en |prénom1=P. |nom1=Lacerda |prénom2=D. |nom2=Jewitt |titre=Densities Of Solar System Objects From Their Rotational Lightcurve |périodique={{AJ}} |volume=133 |numéro=4 |pages=1393–1408 |date=2006 |doi=10.1086/511772 |bibcode=2007AJ....133.1393L |arxiv=astro-ph/0612237}}</ref>

<ref name="Sendai2013">{{Lien web |langue=en |titre=(20000)Varuna on 2013.1.8 |url=http://sendaiuchukan.jp/data/occult/1301varuna-red.gif |auteur=Sendai Uchukan |date=8 janvier 2013 |consulté le=13 novembre 2019}}</ref>

<ref name="johnston">{{lien web|langue=en|titre=Liste des objets transneptuniens|url=http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnoslist.html|website=Johnston's Archive|site=www.johnstonsarchive.net|date=17 juin 2023|consulté le=30 décembre 2023}}</ref>

<ref name="Ortiz2017">{{Article |langue=en |nom1=Ortiz |prénom1=J. L. |et al.=oui |titre=The size, shape, density and ring of the dwarf planet Haumea from a stellar occultation |périodique={{Nature}} |volume=550 |numéro=7675 |année=2017 |pages=219–223 |doi=10.1038/nature24051 |pmid=29022593 |bibcode=2017Natur.550..219O |hdl=10045/70230}}</ref>

<ref name="Rabinowitz2006">{{Article |langue=en |prénom1=David L. |nom1=Rabinowitz |et al.=oui |titre=Photometric Observations Constraining the Size, Shape, and Albedo of {{PM2|2003 EL|61}}, a Rapidly Rotating, Pluto-Sized Object in the Kuiper Belt |périodique={{ApJ}} |volume=639 |numéro=2 |pages=1238–1251 |date=2006 |doi=10.1086/499575 |bibcode=2006ApJ...639.1238R |arxiv=astro-ph/0509401}}</ref>

<ref name="IAU0603">{{Lien web |langue=en |date=24 août 2006 |éditeur=Union astronomique internatinale (News Release - IAU0603)  |titre=IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes  |url=http://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau0603/  |consulté le=2 octobre 2019}}</ref>

<ref name="Tancredi2008">{{Lien web |langue=en |nom1=Tancredi |prénom1=G. |nom2=Favre |prénom2=S. |date=2008 |titre=Which are the dwarfs in the solar system? |éditeur=Asteroids, Comets, Meteors |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/acm2008/pdf/8261.pdf |consulté le=23 septembre 2011}}</ref>

<ref name="Tancredi2010">{{Article |langue=en |prénom=Gonzalo |nom=Tancredi |titre=Physical and dynamical characteristics of icy "dwarf planets" (plutoids) |url=https://www.cambridge.org/core/services/aop-cambridge-core/content/view/S1743921310001717 |périodique=Proceedings of the International Astronomical Union |date=6 avril 2010 |volume=5 |numéro=S263 |pages=173–185 |bibcode=2010IAUS..263..173T |doi=10.1017/S1743921310001717}}</ref>

<ref name="Brown-dplist">{{Lien web |langue=en |date=13 septembre 2019 |titre=How many dwarf planets are there in the outer solar system? (updates daily) |éditeur=California Institute of Technology |prénom=Michael E. |nom=Brown |url=http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/dps.html |consulté le=14 septembre 2019}}</ref>

<ref name="Grundy2019">{{Article |langue=en |prénom1=W.M. |nom1=Grundy |et al.=oui |titre=The Mutual Orbit, Mass, and Density of Transneptunian Binary Gǃkúnǁʼhòmdímà ({{PM1|229762|2007 UK|126}}) |url=http://www2.lowell.edu/~grundy/abstracts/2019.G-G.html |périodique=Icarus |doi=10.1016/j.icarus.2018.12.037 |date=décembre 2018}}</ref>

<ref name="JewittKBOs">{{Lien web |langue=en |titre=The 1000 km Scale KBOs |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/big_kbo.html |prénom=David |nom=Jewitt <!-- Le prénom de l'auteur donné dans l'article est « Dave », bien qu'il soit connu comme « David » dans d'autres travaux scientifiques et dans la littérature --> |site=www2.ess.ucla.edu |date=juin 2008 |consulté le=27 septembre 2019}}</ref>

<ref name="Occultation2005">{{Lien web |langue=en |titre=Analysis of possible occultation by (20000) Varuna on Dec 31, 2005 |url=http://spiff.rit.edu/richmond/occult/varuna_2006/varuna_2006.html |site=spiff.rit.edu |prénom=Michael |nom=Richmond |date=8 janvier 2008 |consulté le=28 septembre 2019}}</ref>

<ref name="Occultation2008">{{Lien web|langue=en |titre=Attempted Varuna Observations |url=http://occult.mit.edu/research/occultations/kbo/Varuna/Varuna.20081207/index.html|prénom=M. J. |nom=Person |site=MIT Planetary Astronomy Lab |date=8 décembre 2008 |consulté le=6 juin 2023}}</ref>

<ref name="MIT_PAL">{{Lien web |langue=en |url=http://occult.mit.edu/research/occultations/kbo/Varuna/Varuna.20100219/ |titre=Occultation prediction page for 20000 Varuna |site=Planetary Astronomy Lab |éditeur=[[Massachusetts Institute of Technology]] |consulté le=11 août 2019 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20190811235130/http://occult.mit.edu/research/occultations/kbo/Varuna/Varuna.20100219/ |archivedate=12 août 2019}}</ref>

<ref name="Occultation2010">{{Lien web |langue=en |titre=Varuna.20100219 Occultation February 19, 2010 |url=http://occult.mit.edu/research/occultations/kbo/Varuna/Varuna.20100219/index.html|site=Planetary Astronomy Lab|éditeur=[[Massachusetts Institute of Technology]] |consulté le=23 juin 2023}}</ref>

<ref name="Occultation2013">{{Lien web |langue=en |titre=Varuna's limb with (x ; y) ~ (+7050 ; -3230) |url=http://lesia.obspm.fr/lucky-star/campaigns/results/Varuna_20130108.pdf |prénom=N. |nom=Ligier |site=ERC Lucky Star project |année=2013 |consulté le=25 octobre 2019}}</ref><!-- http://occultations.ct.utfpr.edu.br/results/ -->

<ref name="Licandro2001">{{Article |langue=en |prénom1=J. |nom1=Licandro |prénom2=E. |nom2=Oliva |prénom3=M. |nom3=di Martino |titre=NICS-TNG infrared spectroscopy of trans-neptunian objects 2000 EB173 and 2000 WR106 |périodique={{A&A}} |volume=373 |numéro=3 |pages=29–32L |date=2001 |doi=10.1051/0004-6361:20010758 |bibcode=2001A&A...373L..29L |arxiv=astro-ph/0105434}}</ref>

<ref name="Barkume2008">{{Article |langue=en |nom1=Barkume |prénom1=K. M. |nom2=Brown |prénom2=M. E. |nom3=Schaller |prénom3=E. L. |titre=Near-Infrared Spectra of Centaurs and Kuiper Belt Objects |périodique={{AJ}} |volume=135 |numéro=1 |pages=55–67 |date=2008 |doi=10.1088/0004-6256/135/1/55 |bibcode=2008AJ....135...55B}}</ref>

<ref name="Lorenzi2014">{{Article |langue=en |prénom1=V. |nom1=Lorenzi |et al.=oui |titre=Rotationally-resolved spectroscopy of (20000) Varuna in the near-Infrared |périodique={{A&A}} |volume=562 |pages=A85 |date=2014 |doi=10.1051/0004-6361/201322251 |bibcode=2014A&A...562A..85L |arxiv=1401.5962}}</ref>

<ref name="Holler2017">{{Lien conférence |langue=en |titre=Radiolysis by-products on the surface of Kuiper Belt Object (20000) Varuna |nom1=Holler |prénom1=Bryan J. |et al.=oui |conférence=49th DPS Meeting |éditeur=American Astronomical Society |id=216.17 |bibcode=2017DPS....4921617H |date=octobre 2017}}</ref>

<ref name="Schaller2007">{{Article |langue=en |nom1=Schaller |prénom1=E. L. |nom2=Brown |prénom2=M. E. |titre=Volatile Loss and Retention on Kuiper Belt Objects |périodique={{ApJ}} |volume=659 |numéro=1 |pages=L61–L64 |date=14 mars 2007 |doi=10.1086/516709 |bibcode=2007ApJ...659L..61S}}</ref>

<ref name="IMCEE">{{Lien web |titre=Éphémérides de position |url=https://ssp.imcce.fr/forms/ephemeris |site=ssp.imcce.fr |éditeur=[[Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides]] |consulté le=19 novembre 2019}}. Taper puis choisir « Varuna » dans le champ « Corps du système solaire », puis choisir 365 dates (jours) dans le champ « Époque ». La magnitude apparente correspind à la colonne « m<sub>v</sub> mag ».</ref>

<ref name="MPC">{{Lien web |langue=en |titre=(20000) Varuna = {{PM2|2000 WR|106}} Orbit |éditeur=IAU Minor Planet Center |url=http://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=Varuna |consulté le=12 septembre 2019}}</ref>

<ref name="MPC-TNOs">{{Lien web |langue=en |titre=List Of Trans-Neptunian Objects |url=http://www.minorplanetcenter.net/iau/lists/t_tnos.html |site=Minor Planet Center |consulté le=24 septembre 2019}}</ref>

<ref name="Braga-Ribas-2013">{{Article |langue=en |prénom1=F. |nom1=Braga-Ribas |et al.=oui |titre=The Size, Shape, Albedo, Density, and Atmospheric Limit of Transneptunian Object (50000) Quaoar from Multi-chord Stellar Occultations |périodique={{ApJ}} |volume=773 |numéro=1 |page=13 |date=août 2013 |bibcode=2013ApJ...773...26B |doi=10.1088/0004-637X/773/1/26}}</ref>

<ref name="IAUC7554">{{Lien web |langue=en |prénom=Daniel W. E. |nom=Green |titre=IAUC 7554: 2000 WR_106; 2001A; Poss. N IN Pup |éditeur=[[Union astronomique internationale]] |site=Central Bureau for Astronomical Telegrams |date=2 janvier 2001 |url=http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/07500/07554.html |consulté le=22 septembre 2019}}</ref>

<ref name="coordonnées">{{Lien web |langue=en |titre=Celestial Equatorial Coordinate System |url=https://astro.unl.edu/naap/motion1/cec_units.html |site=astro.unl.edu |éditeur=University du Nebraska-Lincoln |consulté le=21 septembre 2019}}</ref>

<ref name="Belskaya2006">{{Article |langue=en |nom1=Belskaya |prénom1=I. N. |et al.=oui |titre=Low phase angle effects in photometry of trans-neptunian objects: 20000 Varuna and 19308 ({{PM1|1996 TO|66}}) |url=https://eg.uc.pt/bitstream/10316/4395/1/filee054a1c5e16a4552aaed3f9b9f4b58bc.pdf |périodique=Icarus |éditeur=Elsevier |volume=184 |numéro=1 |pages=277–284 |bibcode=2006Icar..184..277B |date=septembre 2006 |doi=10.1016/j.icarus.2006.04.015 |hdl=10316/4395}}</ref>

<ref name="MPEC2009-P26">{{Lien web |langue=en |titre=MPEC 2009-P26: Distant Minor Planets (2009 AUG. 17.0 TT) |prénom=Brian G. |nom=Marsden |éditeur=[[Union astronomique internationale]] |site=Minor Planet Electronic Circular |date=7 août 2009 |url=http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K09/K09P26.html |consulté le=16 septembre 2009}}</ref>

<ref name="Horizons">{{Lien web |langue=en |titre=HORIZONS Web-Interface |url=https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi?find_body=1&body_group=sb&sstr=20000 |éditeur=Jet Propulsion Laboratory |consulté le=14 septembre 2019}}</ref>

<ref name="ssd-quaoar">{{Lien web |langue=en |titre=JPL Small-Body Database Browser: 50000 Quaoar ({{PM2|2002 LM|60}}) |url=https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2050000 |éditeur=Jet Propulsion Laboratory |consulté le=14 septembre 2019}}</ref>

<ref name="ssd-makemake">{{Lien web |langue=en |titre=JPL Small-Body Database Browser: 136472 Makemake ( {{PM2|2005 FY|9}}) |url=https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2136472 |éditeur=Jet Propulsion Laboratory |consulté le=14 septembre 2019}}</ref>

<ref name="beyond">{{Ouvrage |langue=en |prénom1=Audrey |nom1=Delsanti |prénom2=David |nom2=Jewitt |titre=The Solar System Beyond The Planets |éditeur=Institute for Astronomy, University of Hawaii |année=2006 |isbn= |bibcode=2006ssu..book..267D |lire en ligne=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2006/DJ06.pdf}}</ref>

<ref name="Buie">{{Lien web |langue=en |prénom=M. W. |nom=Buie |date=12 janvier 2007 |titre=Orbit Fit and Astrometric record for 20000 |éditeur=[[Southwest Research Institute]] |url=http://www.boulder.swri.edu/~buie/kbo/astrom/20000.html |consulté le=19 septembre 2008}}</ref>

<ref name="Zangari2018">{{Article |langue=en |titre=Return to the Kuiper Belt: Launch Opportunities from 2025 to 2040 |prénom1=Amanda M. |nom1=Zangari |et al.=oui |périodique=Journal of Spacecraft and Rockets |volume=56 |numéro=3 |année=2018 |pages=919–930 |arxiv=1810.07811 |doi=10.2514/1.A34329}}</ref>

<ref name="Belskaya2015">{{Article |langue=en |prénom1=Irina N. |nom1=Belskaya |et al.=oui |titre=Updated taxonomy of trans-neptunian objects and centaurs: Influence of albedo |date=avril 2015 |périodique=Icarus |volume=250 |pages=482–491 |doi=10.1016/j.icarus.2014.12.004 |bibcode=2015Icar..250..482B}}</ref>

<ref name="lcdb">{{Lien web |langue=en |titre=LCDB Data for (20000) Varuna |éditeur=Asteroid Lightcurve Database (LCDB) |url=http://www.minorplanet.info/PHP/GenerateALCDEFPage_Local.php?AstInfo=20000%7CVaruna |consulté le=18 octobre 2019}}</ref>
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