The Pluto system: atmosphere and surface

Physics of Pluto's atmosphere and the size of Charon obtained from stellar occultations 2002-2006

Nous avons observé depuis la Terre plusieurs occultations stellaires par Pluton et Charon entre 2002 et 2006. Ces occultations ont permis d'obtenir des précisions kilométriques sur la taille de Charon (rayon 603.4 km), et donc de préciser sa masse volumique (1.65 g/cm3). Nous pouvons également donner une limite supérieure à une atmosphère du satellite: entre 15 et 110 nbars,s elon le modèle considéré. Nous avons également montré que l'atmosphère de Pluton a doublé en pression entre 1988 et 2002 - un effet saisonnier qui s'oppose à l'éloignement héliocentrique de la planète, et qui est causée par l'exposition récente de la calotte sud de la planète au Soleil. Un telle expansion n'est pas détectée entre 2002 et 2006, et de futures observations auront pour but de savoir quand cette atmosphère se condensera de nouveau à cause de l'éloignement progressif de Pluton. Des projets d'occultations par des Objets Trans-Neptuniens sont également en cours, pour mesurer la taille de certains corps et détecter des atmosphères éventuelles autour de certains d'entre eux.

Bruno Sicardy et al.

Haze and clouds in Pluto's atmosphere

Pluto has occulted a star in 2002, and for the first time, the data gives an information about the chromatic effect of the extinction layer (Elliot et al., 2002). This allowed to estimate the particle radius in the layer at about 0.2 micron. We have used a microphysical model of haze and clouds in order to estimate the possible conditions which would allow to form such particles. We essentially take Titan as reference, and we find that haze particles are not likely to produce the observed chromatic effect, whatever the structure of the aerosols. On the other hand, cloud particles can possibly produce such effect. We conclude that Pluto extinction layer could be of the same nature than the layer observed on Triton by Voyager (Rages et al., 1992).

Pascal Rannou, Franck Montmessin

Emmanuel Lellouch

Dimension and detection of TNO atmospheres with stellar occultations: physical constraints and perspectives

Les résultats récents pour l’étude de l’atmosphère de Pluton, Charon et Triton (Cf présentation Sicardy) ont apporté des contraintes nouvelles sur la densité des corps et la variabilité saisonnière de la pression. Actuellement une demi-douzaine d’objets transneptuniens sont susceptibles d’élargir le domaine d’application de la méthode des occultations stellaires. Pour les objets dont le diamètre est actuellement faiblement contraint par l’émission thermique, les occultations stellaires fournissent un rayon précis (à quelques km près) de l’objet en combinant les différentes cordes d’occultation. Pour les objets multiples, la période orbitale d’un satellite peut fournir la masse du primaire, et on contraint alors sa densité en mesurant la taille. Ceci donne des contraintes sur la composition et donc l’origine des objets, ainsi que sur les processus de migration et d’évolution du système solaire extérieur. Enfin, on peut déduire l’albédo, qui contraint en retour la nature de la surface et la possibilité d’une atmosphère ténue en fonction de sa composition. Pour la détection directe d’une atmosphère, la méthode des occultations stellaires permet d’atteindre des valeurs limites de l’ordre de quelques nanobars, soit 3 ordres de grandeur inférieur à ce qui est actuellement mesuré pour Pluton (quelques microbars). De nombreuses inconnues subsistent sur les processus de formation. Nous discuterons la typologie des quelques TNOs qui pourraient approcher les caractéristiques de masse, composition de surface, ainsi qu’en distance au soleil pour être susceptibles de voir se développer une atmosphère, et les perspectives d’observations en 2007-2009.

Leslie Young, Eliot Young, R.G. French, C.R. Ruhland, M.W. Buie, C.B. Olkin, J. Regester, K. Shoemaker, G. Blow, J. Broughton, G. Christie, D. Gault, B. Lade, T. Natusch

François Forget

Laboratory data and modeling of Pluto's spectra

Nous présenterons les données spectroscopiques de laboratoire qui ont été obtenues ces dix dernières années au LPG pour l'interprétation des observations spectroscopiques de Pluton (ainsi que pour Triton et Titan) dans le visible et le proche-infrarouge. Ces mesures spectroscopiques concernent les glaces d'eau (Grundy and Schmitt 1998), d'azote (Grundy, Schmitt and Quirico 1993), d'oxyde de carbone, de dioxyde de carbone (Quirico and Schmitt 1997a,b), de méthane (Grundy, W., B. Schmitt, and E. Quirico 2002), d'éthane et d'autres hydrocarbures et nitriles (Quirico and Schmitt 1997a, Quirico et al. 1996, 1999, Trotta 1996) à l'état pur mais aussi en mélanges dans de l'azote solide (Quirico and Schmitt 1997a,b, Quirico et al. 1996, Schmitt et al. 1998). Divers matériaux organiques analogues (Tholins, "poly-HCN", ...) de ceux pouvant se former à la surface de Pluton, Triton et Titan ont aussi été mesurés (Bernard et al. 2006, Quirico et al. en préparation). Les données numériques des spectres et constantes optiques de ces glaces et matériaux organiques seront bientôt accessible sur une base web de données spectrales. Nous montrerons ensuite comment ces données, couplées à un modèle de transfert radiatif dans les surfaces (Douté and Schmitt 1998) ont été utilisées pour l'interprétation des observations spectroscopiques de Pluton : identification des molécules présentes, extraction des informations sur la composition, le mode de mélange et d’organisation des glaces (stratification, …), contraintes sur la température de la surface de Pluton, ... (Owen et al. 1993, Quirico 1995, Douté 1998, Douté et al. 1999, Olkin et al. 2006). Nous conclurons en précisant comment ces données de laboratoire doivent être utilisées pour interpréter les spectres des différents types de TNO, quelles en sont les limitations actuelles et quels types d’information peuvent être extraites pour les TNO dominés par les glaces non volatiles d’eau, de CO2, … et par des molécules et matériaux organiques : phase de la glace, température, … (Grundy et al. 1999, Quirico et al. 1999, Cruikshank et al. 2000).

Bernard Schmitt, Eric Quirico, Sylvain Douté, Olivier Brissaud

Observation of TNOs and other small bodies

Observations spectroscopiques des objets transneptuniens à partir de la Terre : apports et limites

La spectroscopie des objets transneptuniens (OTNs) à partir de la Terre est limitée à l’étude des objets les plus brillants et ne peut se faire qu’à l’aide des plus gros télescopes. Notre équipe (au sein du LESIA, à l’Observatoire du Paris) est impliquée depuis de nombreuses années dans ce type d’observations, en utilisant essentiellement les télescopes de 8-m du VLT (ESO, Chili). De nombreuses nuits d’observations ont été consacrées à ce projet (en particulier grâce à un « Large Programme » de l’ESO). Les spectres des OTNs montrent une grande diversité de pentes. Les observations en infrarouge proche ont permis de détecter les glaces d’eau (pour beaucoup d’objets), de méthanol (pour un objet) et de méthane (pour deux gros objets). Celles qui ont été effectuées dans le visible ont mis en évidence quelques absorptions faibles non encore identifiées (dues à des minéraux hydratés ?) pour quelques OTNs. D’autres composés ont été introduits dans les modèles pour rendre compte de l’allure générale des spectres (beaucoup d’objets sont rouges) et/ou du faible albédo. Il s’agit essentiellement de matériaux carbonés réfractaires naturels (comme les kérogènes) ou synthétiques (comme les tholins) dont certains sont des produits d’irradiation (tholins de glace, par exemple). La qualité des spectres infrarouges obtenus jusqu’à présent n’a pas permis de mettre en évidence des signatures spectrales éventuelles (certains ne possèdent aucune signature) caractéristiques de ces composés. Ce sont essentiellement les gros objets qui sont recouverts de glace. Certains, comme Eris ou 2005FY9, dont la surface est couverte de méthane (et probablement aussi d’azote pour le premier) doivent posséder une atmosphère mince lorsqu’ils sont près de leur périhélie, comme c’est le cas pour Pluton.

Catherine de Bergh, A. Barucci, A. Doressoundiram, F. Merlin, A. Delsanti

Serendipitous stellar occultations and the structure of the Kuiper Belt

Françoise Roques, Alain Doressoundiram, George Georgevits, Vik Dhillon

Analysis of spectral features in TNO and asteroid spectra

Modern spectroscopic observations of Trans-Neptunian Objects are providing insights to surface composition and evolution of these objects. However, because TNOs are dark and distant, the data are usually rather noisy and the presence and characteristics of absorption features is often difficult to assess. A similar situation occurs with recent resolved spectra of Main Belt asteroids, where spectral features hardly stand out of the noise. We present here a new method based on wavelet decomposition and on a multiscale vision model, partly derived from image analysis techniques (e.g., Starck et al. Ap. J. 1997). This method was originally developed to process large imaging spectroscopy data sets from space borne instruments, and to extract the relevant information from highly correlated data, where it only represents a small fraction of the overall variance. The outcome of the analysis is a description of the bands detected, and a quantitative and reliable confidence parameter. The bands can be described either by the most appropriate wavelet scale only (for rapid analyses) or after reconstruction from all scales involved (for more precise measurements). An interesting side effect is the ability to separate even narrow features from random noise, as well as to identify low-frequency variations i.e., wide and shallow bands. The principle of the method is presented here, and it is tested on simulated reflectance spectra of ices (H2O, NH3, CH4, CH3OH, N2). The techniques is then applied to NIR spectra of Trans-Neptunian Objects and Main Belt asteroids, including recent observations of Sedna and 1 Ceres at the VLT. In both cases, the robustness of the method allows to identify and characterize spectral features in these very low signal-to-noise situations.

Cometary activity of Centaurs: the case of 174P/Echeclus

Le Centaure 174P/Echeclus (initialement dénommé 2000 EC98) a présenté un brusque sursaut d'éclat lié à une activité cométaire en décembre 2005 (Choi et al. 2006), alors qu'il se situait à 13 UA du Soleil. Avant cet étonnant sursaut nos observations, obtenues essentiellement en avril 2001 avec le télescope de 3,5 m NTT de l'ESO, n'avaient montré aucune activité détectable, ceci jusqu'à la magnitude 27/degré carré (Rousselot et al. 2005; Lorin & Rousselot 2006). Les images du sursaut d'éclat de 2000 EC98 ont révélé une situation complexe et inhabituelle. En effet le centre de l'activité cométaire est nettement distincte, à une distance de l'ordre de 50000 km du Centaure. Nous présentons des observations obtenues les 22 et 29 mars 2006 avec le télescope VLT de 8,20 m de l'ESO. Ces observations, obtenues en mode imagerie et spectroscopie visible avec l'instrument FORS 1, permettent de quantifier l'activité cométaire de 174P/Echeclus et d'apporter des contraintes pour essayer d'expliquer ce phénomène. Ces éléments sont comparés aux autres cas connus de Centaures présentant une activité cométaire.

The New Horizons mission

The New Horizons mission to Pluto and the Kuiper Belt

New Horizons is NASA's mission to Pluto, the first mission to explore the icy worlds in the third zone of our solar system. New Horizons was launched on 2006 January 19, uses a Jupiter Gravity Assist (closest approach to Jupiter is 2007 February 28), for arrival at Pluto on 2015 July 14. If NASA approves an extended mission, New Horizons will target one or two 30-50 km diameter Kuiper Belt objects after Pluto. The New Horizons science payload is comprised of Alice, an ultraviolet spectrometer; Ralph/MVIC, a visible panchromatic and color imager; Ralph/LEISA, an infrared imaging spectrometer; REX, a radio science experiment; LORRI, a high- resolution panchromatic imager; PEPSSI, an energetic particle detector, SWAP, a solar wind analyzer; and SDC, a student-built dust counter. At the Pluto system, New Horizons observations will include color and panchromatic maps, 1.25-2.50 micron spectral images, measurements of Pluto's atmosphere through UV airglow, UV solar and stellar occultations, and uplink radio occultations, and measurements of the energetic particle environment and solar wind interaction. These will extend our knowledge of Pluto and other objects formed in the outer solar system, such as comets and other icy dwarf planets.

Leslie Young, NH Deputy Project Scientist

Des satellites de Saturne aux TNOs : quelles conditions pour une convection thermique ?

Onset of convection and early evolution of large Kuiper Belt Objects

Les KBO, ou objet de la ceinture de Kuiper, sont actuellement tous mort d'un point de vue géologique. Dans les premiers temps après leur formation, ces objets étaient sans aucun doute plus actifs. A ce moment, leur intérieur était-il en convection ? Le but de cette étude est de savoir si l'on peut avoir de la convection dans ces premiers ages. Pour cela on utilise un code numérique 2D qui permet de modéliser la convection et modifié afin de nous donner un temps de démarrage de la convection. Nos résultats sont effectués dans un premier temps pour le cas de Pluton. Ils montrent bien qu'une convection a lieu dans les couches externes de cette planète naine. Les temps de début de convection sont de l'ordre de plusieurs centaines de millions d'années suivant que l'on fait varier le temps d'accrétion du satellite. Ces résultats démontrent de plus le rôle majeur des éléments à longues périodes radioactives. Des tests sont également réalisés sur d'autre type de KBO en faisant varier le rapport volumique roche/glace.

Tidal interactions in the Pluto-Charon system: origin, evolution, and consequences

Pluton et Charon sont le seul couple du système solaire en rotation et révolution synchrone, d’une période de 6,387 jours. Cette configuration singulière correspond très probablement à l’état final stable de l’évolution orbitale du système soumis aux phénomènes de marée. Ces effets de marée proviennent de la résultante des forces d’attraction mutuelle des deux corps et de la force centrifuge, liée à la rotation sur lui-même pour Pluton et liée aux mouvements orbitaux pour Charon. L’échange de moment angulaire dû à l’interaction entre le satellite Charon et le bourrelet équatorial de Pluton induit par les force de marée, aurait amené à l’état présent par accroissement progressif de l’orbite du satellite et diminution de la période de rotation de Pluton. La question est de savoir à quel moment au cours de l'évolution et à quelle vitesse le couple a convergé vers l’état stable actuel. La vitesse d'évolution du système est en grande partie déterminée par la quantité d’énergie dissipée lors des déformations des intérieurs solides induites par les forces de marée. Elle est par conséquent directement liée à l’état thermique de leur intérieur, et donc à leur évolution thermique. En utilisant un modèle d’évolution couplée de l’intérieur et de l’orbite de Pluton et Charon, j’illustrerai quels sont les paramètres clés qui peuvent contrôler l’évolution du système binaire. Je discuterai également les signatures tectoniques à la surface de ces deux corps que pourraient laisser l ‘évolution de la rotation et des marées et comment ces signatures pourraient être utilisées pour contraindre les modèles d’évolution du couple Pluton-Charon.

The geology of Pluto as revealed by New Horizons - Geological forecast at C/A - 3105

This talk focuses on (1) the possible cryovolcanic activity of Pluto, and (2) the structural geology methods that can be used to infer the thickness of Pluto's britle "crust" from observations that can be made using LORRI and RALPH onboard New Horizons. Cryovolcanism: Detailed analysis of cryovolcanic activity of Triton shows an amazing diversity of morphologies, which requires ice magmas of various composition, viscosity, and modes of emplacement. Such a diversity may also be observed on Pluto. Tectonics and rheology: The brittle ice shell thickness of Pluto may be cosntrained from application of fault scaling relationships. Changes in the exponent of the power-law distribution of fault lengths, which can be obtained from imagery, may be indicative of major rheological transitions. By measuring fault length and displacement using imagery and derived digital elevation models, displacement-length-height scaling may help constrain the maximum fault height, i.e. the maximum depth of faulting in the brittle shell, constraining its thickness.

Dynamics of TNOs and the young solar system

Alessandro Morbidelli

Sébastien Charnoz, Alessandro Morbidelli

Daniel Hestroffer