lundi 16 février 2009
Titania est le principal satellite d’Uranus. Une équipe d’astronomes de l’Observatoire de Paris associée à plus d’une centaines d’observateurs amateurs et professionnels, dans une campagne inédite à cette échelle, a pu établir depuis le sol, avec des instruments de taille modeste (de l’ordre de 20 à 25 cm de diamètre) la dimension de ce corps à une précision supérieure à celle obtenue par la sonde Voyager en 1986, ainsi qu’une limite supérieure à la présence d’une atmosphère. Cette limite est environ mille fois inférieure à la pression mesurée aujourd’hui sur Pluton. Ce résultat est très encourageant pour la recherche de possibles atmosphères autour des gros objets transneptuniens, afin d’en contraindre les caractéristiques physiques, l’origine et l’évolution.
L’analyse récente d’une occultation stellaire (Figure 1) nous a permis de contraindre le rayon, l’aplatissement et la densité à une précision supérieure à celle obtenue lors du passage de la sonde Voyager-II près d’Uranus en 1986. Le rayon de Titania est en particulier déterminé à une précision sub-kilométrique, 788.4 ± 0.6 km. L’écart des mesures entre les observateurs, amateurs ou professionnels, peut être attribuée non à l’incertitude sur la méthode, mais à la topographie du satellite (Figure 2).
Trajectoire de l’ombre de Titania sur Terre le 8 septembre 2001. Les étoiles indiquent la position géographique des stations ayant observé l’occultation stellaire sur trois continents, parmi lesquelles des observations visuelles conduites par des amateurs. (cliquer sur l’image pour l’agrandir)
La spectroscopie dans le domaine du proche infrarouge indique la présence de glace d’eau et de glace de CO2 à la surface du Titania. Le rayonnement solaire pourrait être susceptible de produire une atmosphère ténue, saisonnière, issue de la sublimation de la glace de CO2. Nous avons pu établir une limite supérieure de 10 à 20 nanobars [1] de pression pour une telle atmosphère (Figure 3), ainsi que pour d’autres constituants tels CH4 ou N2, qui pourraient résulter de chauffage interne et cryovolcanisme [2], comme sur Encelade (satellite de Saturne) ou Triton (satellite de Neptune).
Les différentes cordes d’occultation ont permis de déterminer le rayon de Titania, 788.4 ± 0.6 km, améliorant la valeur obtenue lors de la mission Voyager, 788.9 ± 1.8 km. La précision est limitée non par l’incertitude de mesure, mais par la topographie du satellite, qui montre des failles et des escarpements de l’ordre du kilomètre, conduisant à cet histogramme des valeurs obtenues par 27 stations. Titania se trouvait alors à 2,85 milliards de kilomètres de la Terre. En arrière-plan : Image de Titania obtenue à partir de Voyager-II en 1986. (cliquer sur l’image pour l’agrandir)
Ces valeurs, très faibles, démontrent la capacité de la méthode d’occultations pour contraindre la pression de surface d’un objet lointain à des niveaux mille fois inférieurs aux pressions actuellement mesurées sur Triton et Pluton. Cette précision est très prometteuse pour la recherche d’une éventuelle atmosphère autour d’un gros objet transneptunien (OTN), tels Eris, Makemake ou Quaoar, distants de 40 à 70 UA [3] : à la surface de ces objets on a identifié des glaces volatiles, qui pourraient sublimer lorsque le corps se trouve dans la partie de son orbite la plus proche du soleil. Or à cette distance les glaces sont pratiquement stables à l’échelle de l’âge du système solaire, et constituent un réservoir important pour la constitution d’une atmosphère.
En présence d’une atmosphère même ténue, l’intensité lumineuse de l’étoile est sensible à la variation de réfraction, fonction du profil vertical de température et du constituant. L’effet géométrique de la réfraction du signal stellaire pour un niveau de pression donné est inversement proportionnel à la distance. Compte-tenu des limites supérieures obtenues pour Titania, situé à 19 UA, on s’attend à pouvoir contraindre lors d’une occultation la présence d’une atmosphère autour des grands OTN au niveau de quelques nanobars, soit un milliardième de la pression terrestre. (cliquer sur l’image pour l’agrandir)
Ces recherches sont conduites dans le cadre du programme ANR (Agence Nationale de la Recherche) Beyond Neptune en 2009-2012 (Observatoire de Paris-LESIA, SARL Shelyak Instruments (France), Observatoire de Haute-Provence, National Tsing Hua University, Taïwan), avec le soutien de l’Observatoire de Paris et du Programme national de planétologie (CNRS/INSU).
Titania’s Radius and an Upper Limit on its Atmosphere from the September 8, 2001 Stellar Occultation
T. Widemann, B. Sicardy, R. Dusser, C. Martinez, W. Beisker, E. Bredner, D. Dunham, P. Maley, E. Lellouch, J.-E. Arlot, J. Berthier, F. Colas, W.B. Hubbard, R. Hill, J. Lecacheux, J.-F. Lecampion, S. Pau, M. Rapaport, F. Roques, W. Thuillot, C.R. Hills, A.J. Elliott, R. Miles, T. Platt, C. Cremaschini, P. Dubreuil, C. Cavadore, C. Demeautis, P. Henriquet, O. Labrevoir, G. Rau, J.-F. Coliac, J. Piraux, Ch. Marlot, C. Marlot, F. Gorry, C. Sire, B. Bayle, E. Simian, A.M. Blommers, J. Fulgence, C. Leyrat, C. Sauzeaud, B. Stephanus, T. Rafaelli, C. Buil, R. Delmas, V. Desnoux, C. Jasinski, A. Klotz, D. Marchais, M. Rieugnié, G. Bouderand, J.-P. Cazard, C. Lambin, P.O. Pujat, F. Schwartz, P. Burlot, P. Langlais, S. Rivaud, E. Brochard, Ph. Dupouy, M. Lavayssière, O. Chaptal, K. Daiffallah, C. Clarasso-Llauger, J. Aloy Doménech, M. Gabaldá-Sánchez, X. Otazu-Porter, D. Fernández, E. Masana, A. Ardanuy, R. Casas, J.A. Ros, F. Casarramona, C. Schnabel, A. Roca, C. Labordena, O. Canales-Moreno, V. Ferrer, L. Rivas, J.L. Ortiz, J. Fernández-Arozena, L.L. Martín-Rodríguez, A. Cidadão, P. Coelho, P. Figuereido, R. Gonçalves, C. Marciano, R. Nunes, P. Ré, C. Saraiva, F. Tonel, J. Clérigo, C. Oliveira, C. Reis, B.M. Ewen-Smith, S. Ward, D. Ford, J. Gonçalves, J. Porto, J. Laurindo Sobrinho, F. Teodoro de Gois, M. Joaquim, J. Afonso da Silva Mendes, E. van Ballegoij, R. Jones, H. Callender, W. Sutherland, S. Bumgarner, M. Imbert, B. Mitchell, J. Lockhart, W. Barrow, D. Cornwall, A. Arnal, G. Eleizalde, A. Valencia,V. Ladino, T. Lizardo, C. Guillén, G. Sánchez, A. Peña, S. Radaelli, J. Santiago, K. Vieira, H. Mendt, P. Rosenzweig, O. Naranjo, O. Contreras, F. Díaz, E. Guzmán, F. Moreno, L. Omar Porras, E. Recalde, M. Mascaró, C. Birnbaum, R. Cósias, E. López, E. Pallo, R. Percz, D. Pulupa, X. Simbaña, A. Yajamín, P. Rodas, H. Denzau, M. Kretlow, P. Valdés Sada, R. Hernández, A. Hernández, B. Wilson, E. Castro, J.M. Winkel 2009,
Icarus 199, Vol. 2, pp. 458-476 (February 2009).
Thomas Widemann (Observatoire de Paris, LESIA, et Université de Versailles Saint-Quentin)
[1] 1 nanobar = 1 milliardième de la pression atmosphérique terrestre = 0,1 milli-pascal
[2] Le cryovolcanisme (ou volcanisme de glace) est l’éruption d’éléments volatils, à l’état liquide ou gazeux, accompagné ou non de particules solides, sous l’effet du chauffage interne d’une planète ou d’un satellite dont la surface est recouverte de glaces à très basse température (ex. Triton, Encelade).
[3] UA = unité astronomique = distance Soleil-Terre, 149,6 millions de km.
