La température de Pluton et Charon

Emmanuel Lellouch

LESIA

Observatoire de Paris

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

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)

PLUTONTryka et al. 1994: T(N2) = 40 +/-2 K

CHARONT(H2O) = 60 +/-20 K

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): TB ~ 30-40 K

Multiples températures? Effets d’émissivité à grande

Gurwell et al. 2005 Submillimeter array @ 1.4 mm

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 2000 IRAS

Buie et al. 1997

Lellouch, Moreno & Paubert 2000

1.2 mm IRAM 30m

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

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

3 b

2/1

ss

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)

SPITZER Observations

• Aug-Sept. 2004

• MIPS– Photometry at 24, 70, 160 µm– 8 orbital longitudes

• IRS– Spectroscopy at 20-40 µm– 8 orbital longitudes– Search for spectral features; none found

The 24 µm flux: constraint onCharon’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

IRS observations

PLUTO = 8CHARON = 3

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 = 54-59 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?

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

CH4

N2

EMISSIVITY OF ICES

(Stansberry et al. 1996)

FIN

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

3 b

2/1

ss

MIPS observations

24 micron

70 micron

160 micron