20000 Варуна

20000 Варуна, привремена ознака — голем заднептунски објект во Кајперовиот Појас. Бил откриен во декември 2000 година од американскиот астроном Роберт Мекмилан за време на истражувањето на ''Спејсвоч'' во Националната опсерваторија „Кит Пик“. Има издолжена форма поради брзата ротација. Името го добило по хинду божеството Варуна, едно од најстарите божества споменати во ведските текстови.
Пресметките од светлинската крива на Варуна покажуваат дека тоа е Јакобиски елипсоид, кој има издолжена форма поради неговата брза ротација. Површината на Варуна има умерено црвена боја поради присуството на сложени органски соединенија на нејзината површина. Водениот мраз е исто така присутен на неговата површина и се смета дека бил изложен од минатите судири што може да предизвикале и брза ротација на Варуна. Иако не се пронајдени природни сателити или директно снимени околу Варуна, анализата на варијациите на нејзината светлинска крива во 2019 година сугерира присуство на можен сателит кој орбитира блиску околу Варуна.
1 Историја
1.1 Откритие
Варуна била откриен од американскиот астроном Роберт Мекмилан со помош на телескопот ''Спејсвоч'' од 0,9 метри за време на рутинско истражување на 28 ноември 2000 година. Истражувањето преку ''Спејсвоч'' го спровел Мекмилан во Националната опсерваторија „Кит Пик“ во близина на Тусон, Аризона. Во времето на откривањето, Варуна се наоѓала на умерено густо ѕвездено поле блиску до северниот галактички екватор. Иако Варуна не била откриена од компјутерскиот софтвер на Мекмилан во реално време, тој имал можност да ја идентификува Варуна како се движи бавно меѓу ѕвездите во заднина со рачно споредување на повеќе скенирања на истиот регион со помош на техниката на трепкање. По набљудувачката смена на Мекмилан, последователните набљудувања на Варуна биле спроведени од астрономот Џефри Ларсен со цел да се потврди објектот. До крајот на набљудувачката смена на Ларсен, и Мекмилан и Ларсен направиле вкупно 12 набљудувања во текот на три ноќи.
Откривањето на Варуна било формално објавено во ''Електронски расписи за мали планети'' на 1 декември 2000 година. Нему му била дадена привремената ознака , што укажува дека е откриена во втората половина на ноември 2000 година. Варуна бил 2667-от објект забележан во втората половина на ноември, како што е наведено со последната буква и бројки во неговата привремена ознака. Во тоа време, се сметало дека Варуна е една од наголемите и најсветлите помали планети во Сончевиот Систем поради нејзината релативно висока привидна магнитуда од 20 за далечен објект, што имплицирало дека можеби е околу една четвртина од големината на Плутон и споредлива по големина со џуџестата планета Церера.
Последователно, по објавувањето на откритието на Варуна, германските астрономи Андре Кнофел и Рајнер Стос ги пронашле претходните слики на Варуна во Паломарската опсерваторија. Една посебна снимка, која е направена со телескопот од Биг Шмит на Паломарската опсерваторија во 1955 година, покажала дека Варуна се наоѓа на три степени подалеку од нејзината екстраполирана местоположба врз основа на приближната кружна орбита утврдена во декември 2000 година. Најстарата позната слика на Варуна е направена на 24 ноември 1954 година. Овие снимки од претходното откривање заедно со дополнителните набљудувања од Јапонија, Хаваи и Аризона им помогнале на астрономите да ја усовршат нејзината орбита и да ја одредат соодветната класификација на Варуна.
Во јануари 2001 година, на Варуна ѝ било доделено број за мала планета 20000 од Центарот за мали планети бидејќи нејзината орбита била добро одредена од сликите од претходното закривање и последователните набљудувања. Малата планета со број 20000 била особено избрана за да ја одбележи големината на Варуна, која била наголемиот класичен објект на Кајперовиот Појас познат во тоа време и се верувало дека е голема колку Церера. Бројот 20000 е исто така избран за да ја одбележи случајната 200-годишнина од откривањето на Церера, што се случило во истиот месец со нумерирањето на Варуна.
1.2 Име
Варуна е именувана по истоименото хинду божество Варуна, според конвенцијата за именување на Меѓународниот астрономски сојуз за објектите од Кајперовиот Појас што не звучат според божествата на создавачите. Името било предложено од индискиот кореограф Мриналини Сарабхаи и било одобрено од МАС во март 2001 година. Варуна е едно од најстарите ведски божества на хиндуската литература, споменато во најраните химни на ''Ригведа''. Во хинду книжевноста, Варуна ги создавал и претседавал со водите на небото и океанот. Варуна е крал на боговите и луѓето и универзумот и има неограничено знаење.
2 Орбита и класификација
Варуна кружи околу Сонцето на просечно растојание од 42,7 AU, потребни се 279 години за да се заврши целосната орбита. Нејзината орбита е речиси кружна, со мала орбитална ексцентричност од 0,056. Поради нејзината мала орбитална ексцентричност, нејзиното растојание од Сонцето малку варира во текот на нејзиното орбита. Минималното можно растојание на Варуна (МРОЗ) од Нептун е 12.04 AU. Во текот на својата орбита, растојанието на Варуна од Сонцето се движи од 40,3 AU на перихел (најблиско растојание) до 45,1 AU на афел (најдалечно растојание). Орбитата на Варуна е наклонета кон еклиптиката за 17 степени, слично на орбиталната наклонетост на Плутон. Варуна го помина својот перихел во 1928 година и моментално се оддалечува од Сонцето, и ќе се приближи до афелот до 2071 година.
Со речиси кружна орбита на околу 40 до 50 AU, Варуна е класифициран како класичен предмет на Кајперовиот Појас (KBO). Големата полуоска на Варуна од 42,8 AU е слична на онаа на другите големи класични KBO како што е Квавар ( a =43,7 AU) и Макемаке (a=45,6 AU), иако другите орбитални одлики, како што е наклонот, многу се разликуваат. Варуна е член на „''динамички жешката''“ класа на класични KBO, што значи дека има орбитална наклонетост поголема од 4 степени, што е наметната максимална наклонетост за динамички студените членови на нејзината популација. Како класичен КБО, Варуна не е во орбитална резонанца со Нептун и исто така е ослободена од какви било значајни растројувања од Нептун.
3 Ротација
Варуна има брз период на ротација од приближно 6,34 часа. Ротацијата на Варуна првпат била измерена во јануари 2001 година од астрономот Тони Фарнам со помош на 2,1-метарскиот телескоп на опсерваторијата Мекдоналд, како дел од студијата за ротацијата и боите на далечните објекти. Фотометријата на CCD на светлинската крива на Варуна во 2001 година открила дека прикажува големи варијации на осветленоста со амплитуда од околу 0,5 магнитуди. Измерената вртежна светлинска крива на Варуна обезбедила два двосмислени периоди на ротација од 3,17 и 6,34 часа. Дополнителни можни периоди на ротација од 2,79 и 3,66 часа, исто така, биле добиени од ''Farnham'', иако овие вредности не можеле да се исклучат во тоа време.
Интерпретацијата со еден врв на вртежната светлинска крива на Варуна (3,17 ч.) би добила сферична форма за Варуна, со албедо одлики на нејзината површина кои би ги објасниле нејзините варијации на осветленоста. Меѓутоа, за да може ова толкување да биде валидно, Варуна мора да има густина многу поголема од (приближно густината на водата), во спротивно ќе се деформира и ќе се распадне бидејќи дадениот вртежен период ја надминува критичната стапка на ротација од ~ 3,3 часа за тело со густина од ''g''/cm<sup>3</sup>. Интерпретацијата со двоен врв на вртежната светлинска крива на Варуна (6,34 ч.) би претпоставила дека обликот на Варуна е издолжен елипсоид, со проценет ''a'' / ''b'' сооднос од 1,5–1,6. Вртежната светлинска крива на Варуна подоцна била истражена од астрономите Дејвид Џуит и Скот Шепард во текот на февруари и април 2001 година, кои заклучиле дека интерпретацијата со двоен врв за светлинската крива на Варуна е најверодостојното решение поради отсуството на вртежни варијации во бојата на Варуна во видливиот спектар.
Испитувањето на минатите фотометриски набљудувања на кривата на светлината на Варуна покажале дека замавот на нејзината светлинска крива се зголемила за приближно 0,13 магнитуди од 2001 до 2019 година. Ова зголемување се должи на комбинираните ефекти на елипсоидната форма на Варуна, ротацијата и различниот фазен агол. Геометриските модели за променливиот замав на Варуна дале неколку можни решенија за ориентацијата на вртежните полови на Варуна во еклиптички координати, со најдоброто решение кое усвојува десно воздигнување на оската на вртење и деклинација од 54° и −65°, соодветно. Најдобро одговара ориентација на полот на Варуна имплицира дека се гледа на блискиот раб на конфигурацијата, во која екваторот на Варуна речиси е свртен директно кон Земјата.
Се верува дека брзата ротација на Варуна е резултат на нарушувачки судири кои ја забрзале нејзината ротација за време на формирањето на Сончевиот Систем. Сегашната стапка на судир во заднептунскиот регион е минимална, иако судирите биле почести за време на формирањето на Сончевиот Систем. Сепак, Џуит и Шепард пресметале дека стапката на прекинувачки судири меѓу големи заднептунски објекти (ЗНО) за време на формирањето на Сончевиот Систем е крајно невообичаена, контрадикторна со сегашното изобилство на бинарни и брзо ротирачки ЗНО за кои се верува дека потекнуваат од такви судири. За да се објасни изобилството на бинарни и брзо ротирачки ЗНО, стапката на судири меѓу ЗНО најверојатно се зголемила како резултат на надворешната миграција на Нептун што ги нарушува орбитите на ЗНО, со што се зголемува честотата на судири што можеби довело до брза ротација на Варуна.
4 Физички одлики
4.1 Големина и облик
+Проценки за големината на Варуна, година, Пречник (км), Метод, Реф
2000, топлински,
2002, топлински,
2002, најдобро одговара албедо,
2005, топлински,
2005, топлински,
2005, топлински,
2007, ''или'' 412.3 ~ 718,2''или'' ≤744,1, топлински,
2007, >, топлински,
2007, топлински,
2008, топлински,
2010, , прикривање,
2013, топлински,
2013, најдобро одговара албедо,
2013, прикривање,
2014, прикривање,
2019, топлински,
Како резултат на нејзината брза ротација, обликот на Варуна се деформира во триаксијален елипсоид. Со оглед на брзата ротација, ретка за објекти толку големи, обликот на Варуна е опишан како Јакобиски елипсоид, со однос ''a'' / ''b'' од околу 1,5–1,6 (во кој најдолгата полуоска ''a на'' Варуна е 1,5–1,6 пати подолга од нејзината ''b'' полуоска). Испитувањето на светлинската крива на Варуна покажало дека најдобро одговара модел за обликот на Варуна е триаксијален елипсоид со полуоските ''a'', ''b'' и ''c'' во сооднос во опсег од ''b'' / ''a'' = 0,63-0,80, и ''c'' / ''a'' = 0,45-0,52.
Поради елипсоидната форма на Варуна, повеќекратните набљудувања дале различни проценки за нејзиниот пречник, кои се движат од 500-1000 километри. Повеќето проценки на пречникот за Варуна биле утврдени со мерење на нејзината топлинска емисија, иако проценките на големината биле ограничени на помали вредности како резултат на повисокото албедо утврдено со топлински мерења базирани на вселената. Набљудувањата на ѕвездените прикривања од Варуна, исто така, дало проценки за различни големини. Прикривање од Варуна во февруари 2010 година дал акорд со должина од 1,003 километри, со заклучок дека е преку неговата најдолга оска. Подоцнежните прикривања во 2013 година и 2014 година дале просечни пречници од 686 и 670 километри соодветно.
Од откривањето на Варуна, била откриена и Хаумеја, уште еден поголем брзо ротирачки (3,9 часа) објект кој е двојно поголем од Варуна, и исто така се смета дека има издолжена форм, иако малку помалку изразена (проценети соодноси од ''b'' / ''a'' = 0,76~0,88, и ''c'' / ''a'' = 0,50~0,55, веројатно поради поголема проценета густина приближно ).
4.1.1 Џуџеста планета?
Астрономот Гонсало Танкреди сметал дека Варуна најверојатно е џуџеста планета и во форма на Јакобиски елипсоид. Лакеда и Џевид проценуваат дека Варуна има прилично мала густина, од , веднаш под критериумот за минимална густина на Танкреди. И покрај ова, тие претпоставуваа дека Варуна е во хидростатичка рамнотежа за нивните пресметки. Астрономот Вилијам Грунди и неговите колеги предлагаат темни, ЗНО со мала густина со опсег 400-1000 километри кои веројатно се некомпресирани и се делумно порозни тела. Додека поголемите објекти во овој опсег, како што е Варуна, можеби целосно се срушиле во цврст материјал во нивната внатрешност, нивните површини веројатно остануваат некомпресирани. Односно, тие не би биле во хидростатичка рамнотежа и не би биле џуџести планети.
4.1.2 Топлински мерења
Набљудувањата на земјата на топлинската емисија на Варуна од 2000 до 2005 година дадоа проценки со голем пречник од 900 до 1060 километри, што го прави споредлив со големината на Церера. Спротивно на копнените проценки, вселенските топлински набљудувања од вселенскиот телескоп „Спицер“ обезбедиле опсег со помал пречник од 450-750 километри. Неусогласеноста помеѓу проценките за големината на земјата и вселената се должи на ограничените забележливи бранови должини за набљудувања на земјата, како резултат на апсорпцијата на атмосферата на Земјата. Далечните заднептунски објекти како што е Варуна суштински испуштаат топлинско зрачење на подолги бранови должини поради нивните ниски температури. Меѓутоа, при долги бранови должини, топлинското зрачење не може да помине низ атмосферата на Земјата и набљудувањата на земјата може да ги измерат само слабите термални емисии од Варуна на блиску инфрацрвени и субмилиметарски бранови должини, што ја попречува точноста на термалните мерења на земјата.
Набљудувањата базирани на вселената обезбедиле попрецизни топлински мерења бидејќи тие се способни да ги измерат топлинските емисии на широк опсег на бранови должини кои вообичаено се мешаат од атмосферата на Земјата. Прелиминарните топлински мерења со „Спицер“ во 2005 година обезбедиле повисоко ограничување на албедото од 0,12 до 0,3, што одговара на ограничување со помал пречник од 450-750 километри. Понатамошните топлински мерења на Спицер на повеќе опсези на бранови должини (појаси) во 2007 година дале проценки на просечниот пречник околу и за еднопојасно и двопојасно решение за податоците, соодветно. Од овие резултати, усвоениот среден пречник бил 500 километри. Последователните термални набљудувања со поголем опсег од вселенската опсерваторија Хершел во 2013 година дале просечен пречник од , во согласност со претходните ограничувања за пречникот на Варуна.
4.1.3 Прикривања
Претходните обиди за набљудување на ѕвездените прикривања од Варуна во 2005 и 2008 година биле неуспешни поради несигурноста во сопственото движење на Варуна заедно со неповолните услови за набљудување. Во 2010 година, прикривање од Варуна било успешно забележано од екипа астрономи предводени од Бруно Сикарди ноќта на 19 февруари. Прикривањето било забележано од различни региони во јужна Африка и сесевероисточен Бразил. Иако набљудувањата на прикривањето од Јужна Африка и Намибија имале негативни резултати, набљудувањата од Бразил, особено во Сао Луис во Марањао, успешно откриле со ѕвезда со светлинска величина. Прикривањето дало должина на акорд од , доста голем во споредба со процените на просечниот пречник од топлинските мерења. Бидејќи прикривањето се случило во близина на максималната осветленост на Варуна, прикривањето ја набљудувала максималната привидна површина за елипсоидна форма; најдолгата оска на обликот на Варуна била забележана за време на прикривањето. Сао Луис исто така се наоѓал многу блиску до предвидената централна линија на патеката на сенката на Варуна, што значи дека должината на акордот била блиску до најдолгата мерлива за време на настанот, блиску ограничувајќи го можниот максимален екваторски пречник.
Резултати од истиот настан од Камалау, Параиба, приближно 450 километри на југ (и на она што било предвидено да биде појужниот дел на патеката во сенка), покажале прикривање од 28 секунди, што одговара на приближно 535 километри акорд, многу подолг отколку што инаку можело да се очекува. Сепак, Кишада, 255 километри јужно од Сао Луис – меѓу него и Камалау – имале негативен резултат. За да се земат предвид негативните резултати на Кишада, очигледната заобленост (израмнување) на Варуна била наметната на минимална вредност од приближно 0,56 (сооднос на аспект ''c'' / ''a'' ≤ 0,44), одговара на минимална поларна димензија од приближно 441 километри, врз основа на дадената должина на акорд од . Резултирачката долна граница на поларната димензија на Варуна е приближно еднаква на долната граница на Лацерда и Џуит ''c'' / ''a'' сооднос од 0,45, што тие претходно го пресмле аа во 2007 годин. Прелиминарната презентација на конференцијата, дадена пред целосно да се анализираат резултатите од Камалау, закллаучи каза Вару има издолжена формана.
Подоцнежните прикривања во 2013 и 2014 година дале просечни пречници од 686 килоетри и 670 километри. Просечниот пречник од 678 километри, пресметано од двата акорда од прикривањата, изгледа навидум во согласност со термалното мерење на Спицер и Хершел од 668 километри. Додека привидната заобленост на Варуна не можела да се одреди од единечниот акорд добиен од прикривањето во 2014 година, прикривањето од 2013 година дало два акорда, што одговара на привидна заобленост од приближно 0,29. Наметнатата заобленост за должината на акордите од 2013 година од како пречникот на Варуна одговара на поларна димензија од приближно 487 километри, донекаде во согласност со пресметаната минимална поларна димензија за 2010 година од .
4.2 Спектар и површина
Спектарот на Варуна првпат бил анализиран на почетокот на 2001 година со спектрометарот на блиска инфрацрвена камера (NICS) на Националниот телескоп „Галилео“ во Шпанија. Спектралните набљудувања на Варуна на блиску инфрацрвени бранови должини открило дека површината на Варуна е умерено црвена и прикажува црвен спектрален наклон помеѓу опсегот на бранова должина од 0,9 и 1,8 μm. Спектарот на Варуна, исто така, покажува силни појаси на апсорпција на бранови должини од 1,5 и 2 μm, што укажува на присуство на воден мраз на нејзината површина.
Црвената боја на површината на Варуна е резултат на фотолизата на органските соединенија озрачени од сончевата светлина и космичките зраци. Зрачењето на органски соединенија како што е метанот на површината на Варуна произведува толини, за кои е познато дека ја намалуваат нејзината површинска рефлексивност (албедо) и се очекува да предизвикаат нејзината спектар да изгледа без одлики. Во споредба со Хуја, која била забележана заедно со Варуна во 2001 година, таа изгледа помалку црвена и покажува повеќе очигледни појаси за апсорпција на мразот на водата, што укажува на тоа дека површината на Варуна е релативно свежа и дека има задржано дел од својот оригинален материјал на нејзината површина. Свежиот изглед на површината на Варуна можеби е резултат на судири кои изложиле свеж воден мраз под слојот на толини на Варуна над неговата површина.
Друга студија за спектрите на Варуна на блиску инфрацрвени бранови должини во 2008 година дала безобичен спектар со сина спектрална падина, спротивно на претходните резултати во 2001 година. Спектрите добиени во 2008 година не покажале јасна индикација за воден мраз, што е контрадикторно со резултатите од 2001 година. Несовпаѓањето помеѓу двата резултати било протолкувано како индикација за варијација на површината на Варуна, иако оваа можност подоцна била отфрлена од студијата за спектрите на Варуна во 2014 година. Резултатите од 2014 година тесно се совпаѓаат со претходните спектри добиени во 2001 година, што значи дека безкарактеристичните спектри добиени во 2008 година веројатно се погрешни.
Моделите за спектарот на Варуна сугерираат дека нејзината површина најверојатно е формирана од мешавина на аморфни силикати (25%), сложени органски соединенија (35%), аморфен јаглерод (15%) и воден мраз (25%) до 10% метански мраз. За објект со големина сличен на Варуна, присуството на испарливиот метан не може да биде исконско бидејќи Варуна не е доволно масивна за да ги задржи испарливите материи на својата површина. Настанот што се случил подоцна по формирањето на Варуна – како што е енергетскиот удар – веројатно би го отслужил присуството на метан на површината на Варуна. Дополнителни блиски инфрацрвени набљудувања на спектрите на Варуна биле спроведени во постројката за инфрацрвен телескоп на НАСА во 2017 година и идентификувале одлики на апсорпција помеѓу 2,2 и 2,5 μm што може да биде поврзано со етан и етилен, врз основа на прелиминарна анализа. За телата со средна големина како што е Варуна, испарливите материи како што се етанот и етиленот се со поголема веројатност да се задржат отколку полесните испарливи како што е метанот според теориите за испарливо задржување формулирани од астрономите Шалер и Браун во 2007 година.
4.2.1 Осветленост
Очигледната величина на Варуна, нејзината осветленост гледана од Земјата, варира од 19,5 до 20 магнитуди. При спротивставување, нејзината привидна магнитуда може да достигне до 20,3 степени. Комбинираните топлински мерења од вселенскиот телескоп Спицер и вселенската опсерваторија Хершел во 2013 година добиле визуелна апсолутна величина (''H <sub>V</sub>'') од 3,76, споредлива со онаа на објектот со слична големина на Кајперовиот Појас, Иксион (''H <sub>V</sub>'' = 3,83). Варуна е меѓу дваесетте најсветли познати заднептунски објекти, и покрај тоа што Центарот за мали планети претпоставува апсолутна магнитуда од 3,6.
Површината на Варуна е темна, со измерено геометриско албедо од 0,127 врз основа на топлински набљудувања во 2013 година. Геометриското албедо на Варуна е слично на она на можната џуџеста планета Квавар, која има геометриско албедо од 0,109. Првично се сметало дека Варуна има многу пониско геометриско албедо, бидејќи раните земјени набљудувања на топлинските емисии на Варуна од 2000 до 2005 година проценети вредности на албедо се движат од 0,04 до 0,07, околу осум пати потемни од албедото на Плутон. Подоцнежните термални мерења на Варуна со телескопи базирани на вселената ги побиле овие претходни мерења на албедо: Спицер измерил повисоко геометриско албедо од 0,116 додека понатамошните топлински мерења од Спицер и Хершел во 2013 година процениле геометриско албедо од 0,127.
Фотометриските набљудувања на Варуна во 2004 и 2005 година биле извршени за да се набљудуваат промените во кривата на светлината на Варуна предизвикани од спротивставени бранови кога фазниот агол на Варуна се приближува до нула степени при спротивставување. Резултатите од фотометријата покажале дека амплитудата на кривата на светлината на Варуна се намалила на 0,2 магнитуди при спротивставување, помалку од нејзината вкупна амплитуда од 0,42 магнитуди. Резултатите од фотометријата, исто така, покажале зголемување на асиметријата на светлинската крива на Варуна во близина на спротивставување, што укажува на варијации на својствата на расејување над нејзината површина. Опозицискиот бран на Варуна се разликува од оние на темните астероиди, кои постепено стануваат поизразени во близина на противположба за разлика од тесниот бран на спротивставување на Варуна, во кој амплитудата на нејзината светлинска крива остро се менува во фазен агол од 0,5 степени. Спротивните бранови на други тела на Сончевиот Систем со умерено албедо се однесуваат слично како Варуна, индиректно сугерирајќи дека Варуна може да има повисоко албедо за разлика од проценките на албедото на земјата. Оваа импликација на повисоко албедо за Варуна била потврдена во последователните термални мерења од Спицер и Хершел.
4.3 Внатрешна структура
Варуна се проценува дека има зафатнинска густина од , маргинално помала од онаа на водата ( ''g''/cm<sup>3</sup>). Ниската зафатнинска густина на Варуна најверојатно се должи на порозната внатрешна структура составена од речиси пропорционален сооднос на воден мраз и карпи. За да ја објаснат нејзината порозна внатрешна структура и состав, Лацерда и Џуит сугерирале дека Варуна може да има зрнеста внатрешна структура. Зрнетата внатрешна структура на Варуна се смета дека е резултат на фрактури предизвикани од минатите судири кои најверојатно се одговорни за нејзината брза ротација. Други објекти, вклучувајќи ги месечините на Сатурн, Тетида и Јапет, исто така се познати по тоа што имаат слично мала густина, со порозна внатрешна структура и состав кој е претежно воден мраз и карпи. Вилијам Гранди и неговите колеги предложиле темни, ЗНО со мала густина околу опсегот на големина од приближно 400-1000 километри се преодни помеѓу помали, порозни (а со тоа и тела со мала густина) и поголеми, погусти, посветли и геолошки диференцирани планетарни тела (како што се џуџестите планети). Внатрешните структури на ЗНО со мала густина, како што е Варуна, биле само делумно диференцирани, бидејќи нивната веројатна карпеста внатрешност не достигнала доволна температура за да се стопи и да пропадне во порите простори од формирањето. Како резултат на тоа, повеќето ЗНО со средна големина останале внатрешно порозни, што резултирало со мала густина. Во овој случај, Варуна можеби не е во хидростатичка рамнотежа.
5 Можен сателит
Фотометриските набљудувања на светлинската крива на Варуна, предводени од Валенсуела и колегите во 2019 година, покажуваат дека можен сателит би можел да кружи околу Варуна на блиска далечина. Со користење на методот на Фурјеова анализа за комбинирање на четири посебни криви на светлината добиени во 2019 година, тие извлекле амплитуда на кривата на светлината со понизок квалитет со поголемо количество на остатоци. Нивниот резултат покажал дека светлинската крива на Варуна доживува суптилни промени со текот на времето. Тие ги нацртале остатоците од комбинираната светлинска крива во периодограм и извеле орбитален период од 11,9819 часа за можниот сателит. Сателитот варира во осветленоста за 0,04 магнитуди додека кружи околу Варуна. Под претпоставка дека густината на Варуна е и сателитот е плимно сврзан, тимот проценува дека кружи околу Варуна на растојание од 1,300-2000 километри, веднаш над проценетата граница на Рош на Варуна (~ ). Поради близината на сателитот до Варуна, сè уште не е можно да се реши со вселенски телескопи како што е вселенскиот телескоп Хабл бидејќи аголното растојание помеѓу Варуна и сателитот е помало од резолуцијата на сегашните вселенски телескопи. Иако директните набудувања на сателитот на Варуна се неостварливи со сегашните телескопи, екваторот на Варуна директно се гледа на крајна конфигурација, што значи дека меѓусебните настани меѓу сателитот и Варуна веројатно би можеле да се случат во иднина.
6 Истражување
Планетарниот научник Аманда Зангари пресметал дека мисијата на прелет до Варуна може да потрае нешто повеќе од 12 години со помош на гравитациска помош на Јупитер, врз основа на датумот на лансирање 2035 или 2038 година. Разгледани се и алтернативни траектории со помош на гравитацијата од Јупитер, Сатурн или Уран. Траекторијата со помош на гравитацијата од Јупитер и Уран би можела да потрае нешто повеќе од 13 години, врз основа на датумот на лансирање во 2034 или 2037 година, додека траекторијата со помош на гравитацијата од Сатурн и Уран би можела да потрае под 18 години, врз основа на претходен датум на лансирање во 2025 година или 2029 година. Варуна би била оддалечена приближно 45 ае од Сонцето кога вселенското летало ќе пристигне пред 2050 година, без оглед на траекториите што се користат.