Observations spectroscopiques des objets transneptuniens partir de la Terre: apports et limites C' d

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Observations spectroscopiques des objets
transneptuniens à partir de la Terre apports et
limitesC. de Bergh, A. Barucci, A.
Doressoundiram, F. Merlin, A. DelsantiLESIA,
Observatoire de Paris, France
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Introduction

• Plus de 1000 Objets Transneptuniens (OTNs) ont
  été découverts à ce jour (beaucoup dentre eux
  ont été néanmoins perdus).
• Ces objets ont, en général, des magnitudes très
  faibles car ils sont situés loin du Soleil, sont
  petits (diamètres des objets connus entre environ
  50 et 3000 km) et ont une surface sombre. Ils
  sont donc très difficiles à étudier.
• On étudie en parallèle les Centaures (comme
  Pholus et Chiron) qui ont des orbites situées
  entre celles des planètes géantes, et qui sont
  probablement des objets qui se sont échappés de
  la Ceinture de Kuiper. Etant plus proches de
  nous, ils sont plus faciles à étudier.
• Les OTNs sont très intéressants car très
  primitifs (ce sont ceux qui ont subi le moins
  daltération depuis la formation du Système
  Solaire).

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Composition de surface de ces objets ?

• A partir de mesures dalbédo disponibles pour
  seulement environ 15 objets (OTNs et Centaures),
  et surtout grâce au satellite Spitzer. Albédos
  généralement faibles (sauf pour les plus gros
  objets).
• A partir de mesures de photométrie à différentes
  longueurs donde (spectrophotométrie).
  Disponibles pour environ 130 objets. Les
  couleurs des objets sont très variées, du très
  rouge au légèrement bleu. Certains OTNs sont les
  objets les plus rouges du système solaire. Cette
  diversité est très surprenante.
• A partir de la spectroscopie. Disponible pour
  environ 30 objets dans le visible, 20 en
  infrarouge proche et quelques-uns dans
  linfrarouge thermique (Spitzer). Donc
  échantillon restreint.

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Apports de la spectroscopie - I

• Les spectres dans le visible (la plupart ont été
  obtenus au VLT par notre équipe, en collaboration
  avec des collègues européens) ne présentent en
  général aucune absorption.
• Certains des spectres dans linfrarouge proche
  (obtenus par notre équipe au VLT ou au TNG ou par
  dautres équipes aux télescopes TNG, Keck, Gemini
  ou Subaru) ne présentent aucune absorption non
  plus. Dans certains cas, cest peut-être à cause
  dun rapport S/B des spectres insuffisant.
  Dautres présentent des absorptions bien visibles.

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Apports de la spectroscopie - II

• Les espèces détectées (essentiellement à partir
  de spectres dans lIR proche)
• La glace deau sur beaucoup dobjets.
• Le méthane solide (présent sur Pluton) sur trois
  gros OTNs
• Le méthanol solide (ou un composé similaire) sur
  un Centaure et un OTN.
• De lazote solide (présent sur Pluton) sur Sedna
  et Eris ?
• De léthane solide sur un OTN ? (peut-être
  détectée sur Pluton)
• Un mélange ammoniac/hydrate dammoniac sur lOTN
  Quaoar ? (une absorption comparable non encore
  complètement identifiée est détectée dans les
  spectres de Charon).
• De lolivine (ou un autre silicate) à la surface
  des Centaures Pholus et Asbolus (spectre IR
  thermique) ?
• Des silicates hydratés sur trois OTNs ? (à partir
  de spectres dans le visible).

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Autres composés à inclure dans les modèles

• Il est nécessaire dinclure dautres composés
  dans les modèles de surface pour rendre compte en
  particulier
• 1- de la pente très raide de certains spectres
  dans le visible (objets très rouges)
• 2- de lalbédo faible de certains objets
• Meilleurs candidats des matériaux
• carbonés réfractaires
• (ex tholins, kérogènes, carbone
• amorphe).
• Mais on dispose
• de très peu de contraintes sur
• la nature exacte de ces composés.
• Et manque de données de
• laboratoire.

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Spectres combinés visible-proche IR du VLT avec
modèles
Sedna
Asbolus
Huya

Chariklo
Thereus
Ixion
Okyrhoe

Bienor
Orcus
Chiron
Les modèles de Bienor, Okyrhoe, Orcus incluent
des kérogènes, ceux de 83982, 55576, 63252,
Asbolus, Chariklo, Thereus, 26181, Sedna,
incluent des tholins (cf revue de Barucci and
Peixinho, 2006)
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La glace deau

• La glace deau a été détectée à la surface de
  beaucoup dOTNs et de Centaures. Lorsque les
  spectres sont de bonne qualité, on détecte
  labsorption à 1.65 microns qui indique quelle
  est présente essentiellement à létat cristallin.
  Cest aussi le cas pour Charon.
• La présence de glace deau cristalline indique
  des températures supérieures à 100/110 K alors
  que les températures attendues à la surface des
  OTNs sont certainement plus froides (20-60 K ?).
  Et de toutes façons, à ces températures, la glace
  deau initiallement cristalline est facilement
  convertie en glace amorphe par irradiation.
• Pourquoi de leau cristalline ? Explications
  possibles cryovolcanisme, impacts par des
  micrometeorites.

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Présence de glace deau cristalline sur les OTNs
50000 Quaoar and 2003 EL61
Quaoar Télescope SUBARU (Jewitt and Luu, 2005)
Des spectres VLT-SINFONI de 2003 EL61 obtenus par
notre équipe indiquent la présence possible dun
peu de glace deau amorphe (Merlin et al.,
travail en cours)
2003 EL61 Télescopes Keck et Gemini (Trujillo et
al. 2006)
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Le méthane solide

• 
  

• Le méthane solide, présent sur Pluton, a été
  détecté récemment à la surface de deux OTNs
  2005 FY9 (voir ci-dessous) et Eris (voir diapo
  suivante) qui sont très gros (et
  exceptionnellement brillants) et est peut-être
  également présent à la surface de Sedna (le plus
  distant des OTNs connus).

Le méthane solide sur 2005 FY9 (Licandro et al.
2006) à partir de spectres TNG.
Les bandes du méthane sont plus fortes que pour
Pluton. Le méthane est présent essentiellement à
létat pur (non dilué dans lazote). Lobjet est
plus rouge que Pluton.
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Le méthane solide sur Eris (2003 UB313)
Spectre du Keck (Brown et al. 2005)
Spectre du VLT avec SINFONI (Dumas et al. 2006)
Sur Pluton le méthane est soit pur soit dilué
dans lazote. Sur Eris, la position des bandes du
méthane dans lIR et lexistence de la faible
bande à 1.69 microns indiquent que le méthane est
présent à létat pur. Le modèle comprend
également de lazote.
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Caractéristiques des trois plus gros OTNs connus
et comparaison avec Pluton et Charon.

• 
  

Eris (2003 UB313) Albédo de lordre de 0.6 ou
0.86 . Diamètre de 2400-3000 km. Surface couverte
de méthane pur ( azote ?). Période orbitale 560
ans ( i 44). 2005 FY9 Albédo denviron 0.6.
Diamètre de lordre de 1800 km. Surface couverte
de méthane pur. Période orbitale 307 ans (i
29). 2003 EL61 Albédo supérieur à 0.6.
Diamètre de lordre de 2000 km. Surface couverte
de glace deau cristalline. Forme allongée.
Période orbitale 285 ans (i 28.2 ). Rotation
4 heures. Pluton Albédo de lordre de 0.6.
Diamètre 2350 km. Surface couverte de méthane
(pur et dilué dans lazote), azote et CO solides.
Charon Albédo de lordre de 0.4. Diamètre
1208 km. Surface couverte de glace deau
cristalline.
Pluto
Neptune
Pluto nest pas unique ! Pourquoi deux des gros
OTNs sont-ils couverts de méthane alors que le
troisième est couvert de glace deau ? Quelle
est lorigine du méthane ?
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Nitrogen and methane ice on 90377 Sedna ?
In red, a model with 24 Triton tholin 7
amorphous carbon 10 N2 26 CH3OH 33 CH4
(contaminated by small inclusions of Titan
tholin) Sedna is an extended scattered disk
object. Perihelion 76 AU, aphelion 902 UA !
Currently at 89 AU (very far away). It is very
important for solar nebula models to confirm the
presence of N2 on Sedna.
Sedna
VLT spectrum (Barucci et al. 2005)
Comparison with Triton spectra in which nitrogen
and methane ice are clearly present (Barucci et
al. 2005). Need for better spectra of Sedna (but
the object is quite faint)
Triton
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Du méthanol (?) sur le Centaure Pholus et lOTN
55638
Spectre UKIRT de Pholus (Cruikshank et al.
1998). Spectre VLT de 55638 (Barucci et al. 2006).
La bande à 2.27 micron dans le spectre de Pholus
a été attribuée au méthanol solide ou à un
produit de photolyse du méthanol avec un faible
poids moléculaire.
La présence de méthanol indique la nature
primitive dune surface riche en hydrocarbures
(Cruikshank et al. 1998).
Spectre VLT de lOTN 55638 et modèles de surface
(Barucci et al. 2006)
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Ammonia and/or ammonia hydrate on Charon and
Quaoar ?
An absorption feature present at 2.2 micron in
spectra of Charon has been tentatively assigned
(Brown and Calvin 2000) to a combination of
ammonia and ammonia hydrate (see below). This is
surprising, as ammonia hydrate ices are destroyed
by radiation. (Also detected in spectra of
Miranda, satellite of Uranus). A comparable
feature is found in spectra of TNO Quaoar (Jewitt
and Luu, 2004, Subaru telescope). But the spectra
are quite noisy (see below). There is a need for
more laboratory data on ammonia hydrates and a
need for better spectra of Quaoar !

• 
  

Quaoar
Charon
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Résumé de quelques résultats sur la composition

• Tous les gros OTNs ont des glaces à leur
  surface.
• Deux gros OTNs ressemblent à Pluton, alors quun
  troisième ressemble à Charon.
• Sedna semble avoir des points communs avec
  Triton
• La glace deau est détectée aussi bien sur les
  objets bleus que sur les objets rouges. Sa
  détection ne dépend pas de la classe dynamique à
  laquelle ils appartiennent ou de leur distance au
  Soleil au périhélie.
• Les couleurs et les spectres sont très variés.
• Des composés organiques complexes doivent être
  présents.
• Présence possible dammoniac/hydrate dammoniac.
• Certains objets sont hétérogènes.

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Les limites, les besoins et New Horizons

• A partir de la Terre
• Qualité insuffisante des spectres dans beaucoup
  de cas. Surtout dans la région 2-2.5 microns qui
  est particulièrement intéressante pour létude
  des OTNs.
• Certaines observations doivent être répétées
  pour confirmation et/ou étudier lhétérogénéité
  des surfaces.
• Il faut observer beaucoup plus dobjets par
  spectroscopie.
• Avec New Horizons
• Plus de flux
• Pas dabsorptions de latmosphère terreste (très
  favorable pour H2O)
• Domaine couvert pour la spectroscopie, de 1.25 à
  2.5 microns, particulièrement favorable pour
  létude des OTNs.
• Laccès à la résolution spatiale sera très
  important, mais il faut bien choisir les cibles
  (si on a le choix) car certains objets peuvent
  avoir une surface très homogène. Autre problème
  possible labsence de signatures spectrales.