La température de Pluton et Charon

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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 CH4) Volatils en surface: N2 (+CO+CH4), CH4 Douté et al. 1999

3 Mesures « indirectes » A partir de la pression atmosphérique sur Pluton supposée refléter un équilibre avec la surface P(N2) > 3 µbar  T(N2) > 35 K, probablement uniforme q(CH4) ~ 1 %  T(CH4) > 42 K, probablement non uniforme A partir des signatures spectrales des glaces dans l’IR proche Pluton: T(N2) = 40+/- 2 K (Tryka et al. 1994) Charon: T(H2O) = 60+/-20 K (Buie et Grundy 2000)

4 PLUTON Tryka et al. 1994: T(N2) = 40 +/-2 K CHARON T(H2O) = 60 +/-20 K

5 Mesures directes  A partir du flux thermique, mesuré en mm/submm ou en IR lointain Mesures « uniques » Courbes de lumière 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): TB ~ K  Multiples températures? Effets d’émissivité à grande 

6 Gurwell et al. 2005 Submillimeter array @ 1.4 mm

7 Courbes de lumières thermiques
On s’attend à une multiplicité de températures sur Pluton, à cause de la courbe de lumière visible (brillant = froid) Sykes IRAS Buie et al. 1997 1.2 mm IRAM 30m Lellouch, Moreno & Paubert 2000

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 d’inertie 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 N2 CH4 Tholins+H2O

10 ISO: Résultats Inertie thermique de Pluton  = (1.5-10)x104 erg
cm-2s-1/2 K-1 Tmax coté jour ~54-63 K Complication pour les modèles d’équilibre et de transport de volatils (CH4) Emissivités bolométriques non faibles (probablement >0.8)

11 SPITZER Observations Aug-Sept. 2004 MIPS IRS
Photometry at 24, 70, 160 µm 8 orbital longitudes IRS Spectroscopy at µm Search for spectral features; none found

12 The 24 µm flux: constraint on Charon’s temperature
Maximum Charon 24 µm flux = 5.4 mJy max  Charon brightness temperature : TB < 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
Pluto’s thermal inertia PL = (3-5)x104 erg cm-2s-1/2 K-1, consistent and more accurate than from ISO Newest result: <T>CHARON = K, i.e. CH = (1-2)x104 erg cm-2s-1/2 K-1 More accurate than SMA interferometric measurements (Gurwell et al. 2005): TB = 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. 2x106 pour H2O ice)  high surface porosity Pluto’s TI comparable to Moon and Galilean satellites Charon’s TI comparable to Saturn’s icy satellites (~2 times less): Pluto’s TI enhanced by atmospheric conduction in porous regolith?

16 Results and conclusions (cont’d)
Pluto’s thermal inertia smaller than invoked from volatile transport model (Hansen and Paige 1996), typically 3x105 erg cm-2s-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 CH4 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 CH4 N2 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 (Ab) and emissivity (b), spectral emissivities () Four-unit models Charon (assumed spatially uniform) 3 units on Pluto (test several distributions, Grundy and Buie 2001) N2 CH4 Tholins+H2O

20 MIPS observations 24 micron 70 micron 160 micron