Observations spectroscopiques des objets transneptuniens à partir de la Terre:

apports et limites

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

LESIA, Observatoire de Paris, France

Plus de 1000 Objets Transneptuniens (OTNs) ont été découverts à ce jour (beaucoup d’entre 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 d’altération depuis la formation du Système Solaire).

Introduction

Composition de surface de ces objets ?

A partir de mesures d’albédo: 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 d’onde (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 l’infrarouge thermique (Spitzer). Donc échantillon restreint.

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 l’infrarouge proche (obtenus par notre équipe au VLT ou au TNG ou par d’autres équipes aux télescopes TNG, Keck, Gemini ou Subaru) ne présentent aucune absorption non plus. Dans certains cas, c’est peut-être à cause d’un rapport S/B des spectres

insuffisant. D’autres présentent des absorptions bien visibles.

Apports de la spectroscopie - II

Les espèces détectées (essentiellement à partir de spectres dans l’IR proche):

La glace d’eau sur beaucoup d’objets. Le méthane solide (présent sur Pluton) sur trois gros OTNs Le méthanol solide (ou un composé similaire) sur un Centaure et un OTN. De l’azote solide (présent sur Pluton) sur Sedna et Eris ? De l’éthane solide sur un OTN ? (peut-être détectée sur Pluton) Un mélange ammoniac/hydrate d’ammoniac sur l’OTN Quaoar ? (une

absorption comparable non encore complètement identifiée est détectée dans les spectres de Charon).

De l’olivine (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).

Autres composés à inclure dans les modèles

Il est nécessaire d’inclure d’autres 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 l’albédo 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.

Spectres combinés visible-proche IR du VLT avec modèles

**

*

Orcus

Sedna

Ixion

Huya

ChironBienor

OkyrhoeThereusChariklo

Asbolus

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)

La glace d’eau

La glace d’eau a été détectée à la surface de beaucoup d’OTNs et de Centaures. Lorsque les spectres sont de bonne qualité, on détecte l’absorption à 1.65 microns qui indique qu’elle est présente essentiellement à l’état cristallin. C’est aussi le cas pour Charon.

La présence de glace d’eau 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 d’eau initiallement cristalline est facilement convertie en glace amorphe par irradiation.

Pourquoi de l’eau cristalline ? Explications possibles: cryovolcanisme, impacts par des micrometeorites.

Présence de glace d’eau cristalline sur les OTNs 50000 Quaoar and 2003 EL61

Quaoar

Télescope SUBARU (Jewitt and Luu, 2005)

2003 EL61

Télescopes Keck et Gemini

(Trujillo et al. 2006)

Des spectres VLT-SINFONI de 2003 EL61

obtenus par notre équipe indiquent la présence possible d’un peu de glace d’eau amorphe (Merlin et al., travail en cours)

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).

Les bandes du méthane sont plus fortes que pour Pluton. Le méthane est présent essentiellement à l’état pur (non dilué dans l’azote). L’objet est plus rouge que Pluton.

Le méthane solide sur 2005 FY9 (Licandro et al. 2006) à partir de spectres TNG.

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 l’azote. Sur Eris, la position des bandes du méthane dans l’IR et l’existence de la faible bande à 1.69 microns indiquent que le méthane est présent à l’état pur. Le modèle comprend également de l’azote.

Caractéristiques des trois plus gros OTNs connus et comparaison avec Pluton et Charon.

Pluto

Eris (2003 UB313) : Albédo de l’ordre 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 d’environ 0.6. Diamètre de l’ordre de 1800 km. Surface couverte de méthane pur. Période orbitale: 307 ans (i: 29°).

2003 EL61 : Albédo supérieur à 0.6. Diamètre de l’ordre de 2000 km. Surface couverte de glace d’eau cristalline. Forme allongée. Période orbitale: 285 ans (i: 28.2 °). Rotation: 4 heures.

Pluton: Albédo: de l’ordre de 0.6. Diamètre: ~2350 km. Surface couverte de méthane (pur et dilué dans l’azote), azote et CO solides.

Charon: Albédo de l’ordre de 0.4. Diamètre: ~1208 km. Surface couverte de glace d’eau cristalline.

Neptune

Pluto n’est pas unique !

Pourquoi deux des gros OTNs sont-ils couverts de méthane alors que le troisième est couvert de glace d’eau ?

Quelle est l’origine du méthane ?

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.

Nitrogen and methane ice on 90377 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

Sedna

Du méthanol (?) sur le Centaure Pholus et l’OTN 55638

Spectre UKIRT de Pholus (Cruikshank et al. 1998).Spectre VLT de 55638 (Barucci et al. 2006).

Spectre VLT de l’OTN 55638 et modèles de surface (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 d’une surface riche en hydrocarbures (Cruikshank et al. 1998).

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 !

CharonQuaoar

Tous les gros OTNs ont des glaces à leur surface. Deux gros OTNs ressemblent à Pluton, alors qu’un troisième ressemble à Charon. Sedna semble avoir des points communs avec Triton La glace d’eau 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 d’ammoniac/hydrate d’ammoniac. Certains objets sont hétérogènes.

Résumé de quelques résultats sur la composition

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 l’étude des OTNs. Certaines observations doivent être répétées pour confirmation et/ou étudier l’hétérogénéité des surfaces. Il faut observer beaucoup plus d’objets par spectroscopie.

Avec New Horizons:

Plus de flux

Pas d’absorptions de l’atmosphère terreste (très favorable pour H2O)

Domaine couvert pour la spectroscopie, de 1.25 à 2.5 microns, particulièrement favorable pour l’étude des OTNs.

L’accès 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: l’absence de signatures spectrales.

Les limites, les besoins et New Horizons