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La température de Pluton et Charon Emmanuel Lellouch LESIA Observatoire de Paris.

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1 La température de Pluton et Charon Emmanuel Lellouch LESIA Observatoire de Paris

2 Introduction Température de surface : –rôle pour les échanges surface/atmosphère (cycles sublimation/condensation, transport de volatils) aspect visuel de Pluton –Composition atmosphérique (abondance de CH 4 ) Volatils en surface: N 2 (+CO+CH 4 ), CH 4 Douté et al. 1999

3 Mesures « indirectes » A partir de la pression atmosphérique sur Pluton supposée refléter un équilibre avec la surface –P(N 2 ) > 3 µbar T(N 2 ) > 35 K, probablement uniforme –q(CH 4 ) ~ 1 % T(CH 4 ) > 42 K, probablement non uniforme A partir des signatures spectrales des glaces dans lIR proche –Pluton: T(N 2 ) = 40+/- 2 K (Tryka et al. 1994) –Charon: T(H 2 O) = 60+/-20 K (Buie et Grundy 2000)

4 PLUTON Tryka et al. 1994: T(N 2 ) = 40 +/-2 K CHARON T(H 2 O) = 60 +/-20 K

5 Mesures directes A partir du flux thermique, mesuré en mm/submm ou en IR lointain –Mesures « uniques » –Courbes de lumière Mesures « uniques » –Première détection du flux thermique de P+C: IRAS à 60 et 100 µm (Sykes et al. 1987) T(P+C) ~ 58 K –Mesures en submm/mm (Altenhoff et al. 1988, Stern et al. 1993, Jewitt 1994): T B ~ K Multiples températures? Effets démissivité à grande

6 Gurwell et al Submillimeter 1.4 mm

7 Courbes de lumières thermiques On sattend à une multiplicité de températures sur Pluton, à cause de la courbe de lumière visible (brillant = froid) Sykes 2000 IRAS Buie et al Lellouch, Moreno & Paubert mm IRAM 30m

8 Les mesures ISO ISO: détection claire de la courbe de lumière à 60 µm (et 100 µm) Anti-corrélée avec courbe de lumière visible, mais imparfaitement effet dinertie thermique Lellouch et al. 2000

9 Modélisation Modèle thermophysique –Conduction en sous-surface (inertie thermique, paramètre thermique ) = (temps pour rayonner la chaleur stockée dans le sous-sol )/ (durée du jour) joue sur la phase de la courbe thermique et sur le niveau de flux mesuré –Rugosité de surface –Albédos et émissivités bolométriques, émissivités spectrales Modèle à 4 unités, contraint par la courbe de lumière visible et la spectro IR proche –Charon (uniforme) –3 unités sur Pluton N 2 CH 4 Tholins+H 2 O

10 ISO: Résultats Inertie thermique de Pluton = (1.5-10)x10 4 erg cm -2 s -1/2 K -1 –Tmax coté jour ~54-63 K –Complication pour les modèles déquilibre et de transport de volatils (CH 4 ) Emissivités bolométriques non faibles (probablement >0.8)

11 SPITZER Observations Aug-Sept MIPS –Photometry at 24, 70, 160 µm –8 orbital longitudes IRS –Spectroscopy at µm –8 orbital longitudes –Search for spectral features; none found

12 The 24 µm flux: constraint on Charons temperature Maximum Charon 24 µm flux = 5.4 mJy max Charon brightness temperature : T B < 59 K Indicates thermal parameter > 2 Charon has non-zero thermal inertia Charon max = 5.4 mJy

13 IRS observations

14 PLUTO = 8 CHARON = 3

15 Results and conclusions Plutos thermal inertia PL = (3-5)x10 4 erg cm -2 s -1/2 K -1, consistent and more accurate than from ISO Newest result: CHARON = K, i.e. CH = (1-2)x10 4 erg cm -2 s -1/2 K -1 –More accurate than SMA interferometric measurements (Gurwell et al. 2005): T B = 54+/-14 K –Charon is not in instantaneous equilibrium with Sun, but probably has lower thermal inertia than Pluto. Thermal inertia –Much smaller than expected for pure compact ices (e.g. 2x10 6 pour H 2 O ice) high surface porosity –Plutos TI comparable to Moon and Galilean satellites –Charons TI comparable to Saturns icy satellites (~2 times less): Plutos TI enhanced by atmospheric conduction in porous regolith?

16 Results and conclusions (contd) Plutos thermal inertia smaller than invoked from volatile transport model (Hansen and Paige 1996), typically 3x10 5 erg cm -2 s -1/2 K -1 –Not necessarily contradictory: FIR probes near surface (first cm) Transport models are sensitive to seasonal temperature variations, i.e. variations over ~10 meters constrained by thermal inertia of underlying substrate Spectral emissivities show unexpected behaviour –CH 4 ice 24-mic emissivity not small (0.7-1) –Emissivities decrease from 24 to 70 and 160 mic. –Low radio brightness temperature probably due to low radio emissivity

17 CH 4 N 2 EMISSIVITY OF ICES (Stansberry et al. 1996)

18 FIN

19 Modelling Thermophysical model (developed for ISO obs. - Lellouch et al. 2000), including: –Sub-surface conduction (thermal inertia, thermal parameter ) = subsurface heat radiative timescale / diurnal timescale –Radiation beaming (surface roughness) –Bolometric albedos (A b ) and emissivity ( b ), spectral emissivities ( ) Four-unit models –Charon (assumed spatially uniform) –3 units on Pluto (test several distributions, Grundy and Buie 2001) N 2 CH 4 Tholins+H 2 O

20 MIPS observations 24 micron 70 micron 160 micron


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