Astronomie

Quelles lunes ont des pièges froids ? (c'est-à-dire faible inclinaison de l'écliptique dans les axes orbitaux et de rotation)

Quelles lunes ont des pièges froids ? (c'est-à-dire faible inclinaison de l'écliptique dans les axes orbitaux et de rotation)


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La Lune et Mercure ont des pièges froids polaires dans des cratères polaires, avec des signes de volatiles. Ce n'est bien sûr pas aussi intéressant sur une lune du système solaire externe qui se compose de toute façon de volatiles. Mais supposons qu'il y ait une certaine utilité pour des biens immobiliers très froids à l'abri du soleil là-bas.

Quelles lunes sont candidates pour avoir des régions éternellement ombragées (ou éternellement éclairées par le soleil), et ne seraient-elles pas encore plus froides que celles de la Lune ? Jupiter et Neptune ont une inclinaison de moins de 2 degrés, donc leurs lunes sont peut-être de bons candidats.


De nombreuses lunes de Jupiter et de Saturne sont verrouillées par les marées et déplacent probablement la glace de leurs régions équatoriales vers leurs régions polaires. Ganymède est le meilleur exemple où vous voyez des calottes polaires brillantes et une zone équatoriale sombre. Un processus de migration se produit sur toutes ces lunes dans lequel la lumière du soleil est absorbée par les molécules de glace d'eau et les envoie sur des sauts aléatoires. Après une longue marche aléatoire, ils finissent par se retrouver près du pôle où ils restent longtemps même s'ils ne sont pas dans une ombre perpétuelle, et ils y restent presque pour toujours s'ils le sont.

Mais, si la lune a une couche de glace très épaisse partout, ce processus n'a peut-être pas creusé assez profondément, elle est donc toujours recouverte de glace partout, auquel cas il est difficile de voir l'effet se produire.


Haumea ou Ataecina

Haumea, désignation officielle 136108 Haumea, est une planète naine située au-delà de l'orbite de Neptune. À peine un tiers de la masse de Pluton, il a été découvert en 2004 par une équipe dirigée par Mike Brown de Caltech à l'observatoire de Palomar aux États-Unis et, en 2005, par une équipe dirigée par JL Ortiz à l'observatoire de la Sierra Nevada en Espagne , bien que cette dernière allégation ait été contestée et qu'aucune ne soit officielle. Le 17 septembre 2008, il a été désigné planète naine par l'Union astronomique internationale (IAU) et nommé d'après &ldquoHaumea&rdquo, la déesse hawaïenne de l'accouchement.

Haumea&rsquos l'allongement extrême le rend unique parmi les planètes naines connues. Bien que sa forme n'ait pas été directement observée, les calculs de sa courbe de lumière suggèrent qu'il s'agit d'un ellipsoïde, avec son grand axe deux fois plus long que son petit. Néanmoins, sa gravité est jugée suffisante pour qu'elle se soit relâchée dans un équilibre hydrostatique, répondant ainsi à la définition d'une planète naine. Cet allongement, ainsi que sa rotation inhabituellement rapide, sa densité élevée et son albédo élevé (à partir d'une surface de glace d'eau cristalline), sont considérés comme le résultat d'une collision géante, qui a laissé Haumea &ndash le plus grand membre d'une famille de collisions qui comprend plusieurs grands objets transneptuniens (TNO) &ndash et ses deux lunes connues (Hiʻiaka et Nāmaka).

Haumea est un plutoïde, terme utilisé pour décrire les planètes naines au-delà de l'orbite de Neptune. Son statut de planète naine signifie qu'elle est présumée suffisamment massive pour avoir été arrondie par sa propre gravité, mais pas pour avoir nettoyé son voisinage d'objets similaires. Même si Haumea semble être loin d'être sphérique, sa forme ellipsoïdale résulterait de sa rotation rapide, de la même manière qu'un ballon d'eau s'étire lorsqu'il est lancé avec une vrille, et non d'un manque de gravité suffisante pour surmonter la résistance à la compression de son matériel. Haumea a été initialement répertorié comme un objet classique de la ceinture de Kuiper (KBO classique) en 2006 par le Minor Planet Center, mais plus maintenant. La trajectoire nominale suggère qu'elle est dans une résonance 7:12 de cinquième ordre avec Neptune puisque la distance au périhélie de 35 UA est proche de la limite de stabilité avec Neptune. Il y a des images de pré-découverte de Haumea datant du 22 mars 1955 du Palomar Mountain Digitized Sky Survey. D'autres observations de l'orbite seront nécessaires pour vérifier son état dynamique.


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2. OBSERVATIONS ET RÉDUCTION DES DONNÉES

Notre analyse des données utilise les observations de diverses caméras sur le Le télescope spatial Hubble (TVH) et la caméra NIRC2 avec Laser Guide Star Adaptive Objects à l'observatoire W. M. Keck. Ces observations sont traitées de différentes manières ici, nous décrivons la technique générale et ci-dessous, nous discutons des observations individuelles. Même sur nos cibles relativement faibles (V ≈ 21, 22), ces puissants télescopes peuvent réaliser une astrométrie relative avec une précision de quelques millisecondes d'arc. La date julienne d'observation, la distance astrométrique relative dans le ciel et les erreurs astrométriques estimées sont indiquées dans le tableau 1.

Tableau 1. Positions astrométriques observées pour le système Haumea

Date julienne Date Télescope Caméra ΔXH (sec d'arc) ΔouiH (sec d'arc) (sec d'arc) (sec d'arc) ΔXN ΔouiN
2453397.162 26 janvier 2005 Keck NIRC2 0.03506 −0.63055 0.01394 0.01394 . . . .
2453431.009 1 mars 2005 Keck NIRC2 0.29390 −1.00626 0.02291 0.02291 0.00992 0.52801 0.02986 0.02986
2453433.984 4 mars 2005 Keck NIRC2 0.33974 −1.26530 0.01992 0.01992 . . . .
2453518.816 28 mai 2005 Keck NIRC2 −0.06226 0.60575 0.00996 0.00996 . . . .
2453551.810 30 juin 2005 Keck NIRC2 −0.19727 0.52106 0.00498 0.00996 −0.03988 −0.65739 0.03978 0.03978
2453746.525 11 janvier 2006 TVH ACS/CRH −0.20637 0.30013 0.00256 0.00256 0.04134 −0.18746 0.00267 0.00267
2453746.554 11 janvier 2006 TVH ACS/CRH −0.20832 0.30582 0.00257 0.00257 0.03867 −0.19174 0.00267 0.00267
2454138.287 6 février 2007 TVH WFPC2 −0.21088 0.22019 0.00252 0.00197 −0.02627 −0.57004 0.00702 0.00351
2454138.304 6 février 2007 TVH WFPC2 −0.21132 0.22145 0.00095 0.00204 −0.03107 −0.56624 0.00210 0.00782
2454138.351 6 février 2007 TVH WFPC2 −0.21515 0.23185 0.00301 0.00206 −0.03009 −0.55811 0.00527 0.00564
2454138.368 6 février 2007 TVH WFPC2 −0.21402 0.23314 0.00192 0.00230 −0.03133 −0.56000 0.00482 0.00663
2454138.418 6 février 2007 TVH WFPC2 −0.21705 0.24202 0.00103 0.00282 −0.03134 −0.54559 0.00385 0.00376
2454138.435 6 février 2007 TVH WFPC2 −0.21449 0.24450 0.00323 0.00254 −0.02791 −0.54794 0.00571 0.00524
2454138.484 6 février 2007 TVH WFPC2 −0.21818 0.25301 0.00153 0.00224 −0.02972 −0.53385 0.00797 0.01330
2454138.501 7 février 2007 TVH WFPC2 −0.21807 0.25639 0.00310 0.00291 −0.03226 −0.53727 0.00531 0.00400
2454138.551 7 février 2007 TVH WFPC2 −0.22173 0.26308 0.00146 0.00230 −0.03429 −0.53079 0.00497 0.00582
2454138.567 7 février 2007 TVH WFPC2 −0.21978 0.26791 0.00202 0.00226 −0.03576 −0.52712 0.00270 0.00479
2454469.653 4 janvier 2008 TVH WFPC2 0.23786 −1.27383 0.00404 0.00824 −0.02399 −0.28555 0.00670 0.00831
2454552.897 27 mars 2008 Keck NIRC2 0.19974 −0.10941 0.00930 0.00956 . . . .
2454556.929 31 mars 2008 Keck NIRC2 0.32988 −0.77111 0.00455 0.00557 0.00439 −0.76848 0.01239 0.01280
2454556.948 31 mars 2008 Keck NIRC2 0.33367 −0.77427 0.00890 0.00753 0.01363 −0.76500 0.01976 0.01252
2454556.964 31 mars 2008 Keck NIRC2 0.33267 −0.77874 0.00676 0.00485 0.00576 −0.77375 0.01212 0.01283
2454557.004 31 mars 2008 Keck NIRC2 0.33543 −0.78372 0.00404 0.00592 0.00854 −0.77313 0.01199 0.00897
2454557.020 31 mars 2008 Keck NIRC2 0.33491 −0.78368 0.00374 0.00473 0.00075 −0.76974 0.00907 0.01015
2454557.039 31 mars 2008 Keck NIRC2 0.33712 −0.78464 0.00740 0.00936 0.00988 −0.77084 0.01793 0.01543
2454557.058 31 mars 2008 Keck NIRC2 0.33549 −0.78692 0.00868 0.00852 0.01533 −0.76117 0.00765 0.01571
2454557.074 31 mars 2008 Keck NIRC2 0.33128 −0.78867 0.01431 0.01411 0.00645 −0.76297 0.01639 0.01390
2454557.091 31 mars 2008 Keck NIRC2 0.33687 −0.79462 0.00803 0.00717 0.00708 −0.76986 0.01532 0.00787
2454593.726 7 mai 2008 TVH NICMOS −0.18297 1.08994 0.00354 0.00425 0.00243 −0.75878 0.00576 0.00761
2454600.192 13 mai 2008 TVH WFPC2 0.10847 0.17074 0.00508 0.00427 −0.02325 0.19934 0.00480 0.01161
2454601.990 15 mai 2008 TVH WFPC2 0.18374 −0.13041 0.00729 0.00504 −0.02293 0.50217 0.00618 0.00614
2454603.788 17 mai 2008 TVH WFPC2 0.24918 −0.43962 0.00207 0.00574 −0.01174 0.59613 0.00366 0.00485
2454605.788 19 mai 2008 TVH WFPC2 0.29818 −0.75412 0.00467 0.00966 0.00006 0.29915 0.00425 0.00613

Remarques. Résumé des observations des positions astrométriques de Hi'iaka (H) et Namaka (N) par rapport à Haumea. La différence de luminosité (

6) et les plans orbitaux permettent une identification unique de chaque satellite sans possibilité de confusion. La méthode d'obtention des positions astrométriques et des erreurs est décrite dans les sections 2 et B05. A quelques dates, le plus faible Namaka n'a pas été détecté car les observations n'étaient pas suffisamment profondes ou Namaka était situé dans le PSF de Haumea. Ces données sont représentées graphiquement sur la figure 2 et les résidus de l'ajustement sur la figure 3. Pour les raisons décrites dans le texte, seuls les TVH les données sont utilisées pour calculer les paramètres orbitaux, qui sont présentés dans le tableau 2.

Les observations de Keck sont réduites comme en B05. Les mauvais pixels connus ont été interpolés et chaque image divisée par un champ plat médian. Les images ont ensuite été soustraites par paires (à partir d'images prises avec le même filtre). Le centroïde astrométrique de chacun des objets visibles est déterminé en ajustant des gaussiennes bidimensionnelles. La conversion de la distance de l'image en distance astrométrique dans le ciel est réalisée à l'aide de l'échelle de pixels récemment dérivée de Ghez et al. (2008), qui calibrent l'astrométrie absolue de la caméra NIRC2 et trouvent une échelle de plaque de 0009963 pixel -1 (par rapport à la valeur précédemment supposée de 0009942 pixel -1 ) et une rotation supplémentaire de 013 par rapport aux informations de rotation fournies dans l'image en-têtes. Ghez et al. (2008) et Hełminiak & Konacki (2008) constatent que l'échelle de la plaque et la rotation sont stables sur l'échelle de temps de nos observations. Les barres d'erreur sont déterminées à partir de la dispersion des distances mesurées à partir de chaque image individuelle. Les temps d'intégration typiques étaient d'environ 1 minute. Lorsque le satellite intérieur n'est pas détecté dans les images individuelles, mais peut être vu dans l'image empilée, la position est prise à partir de l'image empilée, après une rotation individuelle, et les barres d'erreur sont simplement mises à l'échelle des barres d'erreur du satellite extérieur en multipliant par la racine carrée du rapport signal sur bruit (

5). La déformation minuscule des champs NIRC2 1 est beaucoup plus petite que les barres d'erreur citées.

TVH bénéficie d'une fonction d'étalement de points (PSF) connue et stable et d'une astrométrie relative bien calibrée. Cela permet des mesures précises, même lorsque les satellites sont assez proches de Haumea. Pour chacun des TVH observations, les modèles PSF ont été générés à l'aide de Tiny Tim. 2 Les modèles PSF ont pris les couleurs solaires, comme il convient pour Haumea et ses satellites, et ont été autrement traités selon les détails donnés dans Le guide de l'utilisateur de Tiny Tim. Les trois PSF ont ensuite été ajustés simultanément pour minimiser χ 2 , les erreurs provenant des photons et du bruit du ciel étant ajoutées en quadrature. Les mauvais pixels et les rayons cosmiques ont été identifiés à la main et masqués de la détermination de χ2. La correction de distorsion d'Anderson & King (2003) pour WFPC2 est plus petite que nos barres d'erreur pour notre astrométrie à angle étroit et n'a pas été incluse. Les positions relatives dans le ciel ont été calculées à l'aide de la routine xyad de la bibliothèque IDL Astro, qui utilise les informations d'astrométrie des en-têtes d'images.

L'acquisition et l'analyse des images satellites prises en 2005 à Keck sont décrites en B05. Cependant, il y a une erreur de signe dans le R.A. Décalages répertoriés dans le tableau 1 de B05 les valeurs répertoriées sont en fait les écarts sur le ciel (comme visible à partir de leur figure 1). Malgré cette erreur typographique, l'ajustement de B05 a été effectué correctement. Les emplacements observés et les erreurs estimées du satellite intérieur sont donnés dans Brown et al. (2006). Les positions astrométriques rapportées dans le tableau 1 sont légèrement différentes sur la base d'une réanalyse de certaines des données ainsi que d'une nouvelle échelle et rotation de la plaque, discutées ci-dessus. Sur la base de notre solution orbitale et d'un réexamen des images, nous avons déterminé que l'observation du 28 mai 2005 de Namaka rapportée dans Brown et al. (2006) était de fausses taches résiduelles de longue durée provenant de la correction de l'optique adaptative qui sont souvent difficiles à distinguer des faibles satellites rapprochés.

En 2006, TVH observé Haumea avec la caméra haute résolution (HRC) de la caméra avancée pour les levés (programme ACS 10545). Deux intégrations de 5 minutes ont été effectuées au début et à la fin d'une seule orbite. Les images brutes ont été utilisées pour l'ajustement, nécessitant des PSF déformées et une astrométrie à distorsion corrigée. La précision astrométrique de l'ACS est estimée à

0,1 pixel auquel on ajoute l'erreur de bruit photonique dans les positions des trois objets. La haute précision de l'ACS permet de détecter un mouvement entre ces deux expositions, de sorte que ces erreurs ne sont pas basées sur la dispersion de plusieurs mesures comme avec toutes les autres mesures.

Début février 2007, Hubble observé Haumea sur cinq orbites, obtenant des positions très précises pour les deux satellites (programme 10860). Le mouvement des satellites d'orbite en orbite est facilement détecté, et le mouvement au cours d'une seule orbite peut même être important, nous avons donc subdivisé ces images en 10 "observations" distinctes. Le moment des observations a été choisi pour avoir une étoile dans le champ de vision, à partir de laquelle les paramètres Tiny Tim PSF sont modélisés de la manière décrite dans Brown & Trujillo (2004). Les observations ne suivent pas Haumea, mais sont fixées sur l'étoile pour obtenir le meilleur PSF qui est ensuite étalé de manière appropriée pour le mouvement des objets. Même si ces observations ont été prises avec la caméra planétaire à grand champ (WFPC2) - l'ACS HRC a échoué seulement une semaine plus tôt - l'ajustement PSF fonctionne parfaitement et fournit des positions précises. Les erreurs astrométriques pour ces observations ont été déterminées à partir de la dispersion observée dans les positions après avoir soustrait la tendance quadratique la mieux adaptée aux données, de sorte que le mouvement orbital observé n'est pas inclus dans l'estimation de l'erreur. Nous notons ici que les empilements profonds combinés de ces images n'ont révélé aucun satellite externe supplémentaire plus brillant que

0,25% de luminosité fractionnelle à des distances allant jusqu'à environ un dixième de la sphère de Hill (c'est-à-dire environ 0,1% du volume où des satellites supplémentaires seraient stables).

En 2008, nous avons observé Haumea avec Keck NIRC2 dans les nuits du 28 mars et du 31 mars. Les observations du 31 mars en bande H ont duré environ 5 h dans de bonnes conditions, avec des détections claires des deux satellites dans chaque image. Ceux-ci ont été traités comme décrit ci-dessus. Les observations où Haumea avait une grande FWHM ont été supprimées, environ 75% des données ont été conservées. Comme pour le février 2007 TVH données, nous avons divisé les observations en 10 époques distinctes et déterminé les erreurs de dispersion après avoir soustrait une tendance quadratique. Le mouvement du satellite extérieur est facilement détecté, mais le satellite intérieur ne bouge pas (par rapport à Haumea) dans les erreurs car il est à allongement sud. Les données du 28 mars n'étaient pas aussi bonnes que celles du 31 mars en raison des mauvaises conditions météorologiques et seul le satellite extérieur est clairement détecté.

Début mai 2008, TVH observé Haumea à l'aide de la caméra NICMOS (Programme 11169). Ces observations ont été traitées comme décrit ci-dessus, bien que quelques images avec des erreurs astrométriques évidentes (dues aux rayons cosmiques qui criblent ces images) aient été rejetées. Ce sont les mêmes observations discutées par Fraser et amp Brown (2009).

À la mi-mai 2008, nous avons observé Haumea à cinq époques à l'aide du WFPC2, pendant 8 jours (Programme 11518). Chacune de ces visites consistait en quatre

Expositions de 10 minutes. Ces données, ainsi qu'une observation en janvier 2008, ont été traitées comme décrit ci-dessus. Bien que nous nous attendions à ce que certains de ces cas aient détecté un mouvement marginal des satellites entre les quatre expositions, ignorer le mouvement n'a pour effet que de gonfler légèrement les barres d'erreur pour ces observations. Namaka était trop proche de Haumea (01) pour être observé dans l'image du 12 mai 2008, qui n'est pas utilisée.

L'astrométrie relative dérivée du ciel pour chaque satellite, ainsi que la date julienne moyenne de l'observation et d'autres informations sont résumées dans le tableau 1. Ce sont les données astrométriques utilisées pour l'ajustement d'orbite dans cet article. Lors de tentatives antérieures pour déterminer l'orbite de Namaka, nous avons également obtenu d'autres observations. Dans les nuits du 20 et 21 avril 2006, nous avons observé Haumea avec la caméra OSIRIS et LGSAO à Keck. Bien qu'OSIRIS soit un spectromètre à champ intégral, nos observations ont été réalisées en mode photométrique. Dans les images co-ajoutées, les deux satellites ont été détectés les deux nuits. Nous avons également reçu des observations programmées en file d'attente de Haumea avec la caméra NIRI sur Gemini et le système LGSAO Altair. En 2007, notre programme Gemini a donné lieu à quatre bonnes nuits de données les 9 et 13 avril, 4 mai et 5 juin. En 2008, de bonnes observations ont été prises les 20 avril, 27 mai et 28 mai. Dans chacune des images Gemini , le satellite le plus brillant est facilement détecté, mais le satellite le plus faible est souvent indétectable.

La précision de l'échelle de la plaque et de la rotation requise pour inclure les observations OSIRIS et Gemini est inconnue, de sorte que ces données ne sont pas utilisées pour la détermination de l'orbite. Nous avons, cependant, projeté les orbites dérivées ci-dessous aux positions de toutes les observations connues. La dispersion dans les suites orbitales de Monte Carlo (décrites ci-dessous) au moment de ces observations est faible par rapport aux barres d'erreur astrométrique de chaque observation, ce qui implique que ces observations ne sont pas importantes pour améliorer l'ajustement. Les emplacements prévus ne diffèrent pas significativement des emplacements observés, pour toute observation dont nous avons connaissance, y compris celles rapportées dans Barkume et al. (2006) et Lacerda (2009).

En utilisant ces observations, nous pouvons également faire une photométrie relative de base des satellites. La luminosité des satellites a été calculée à partir de la hauteur des PSF les mieux adaptées trouvées pour correspondre au 15 mai 2008, TVH/Observation WFPC2. Sur la base de la période et de la phase bien connues de la courbe de lumière de Haumea (Lacerda et al. 2008 D. Fabrycky 2008, communication privée), Haumea était à son plus faible au cours de ces observations et ne change pas significativement de luminosité. Hi'iaka s'est avéré être

10 fois plus faible que Haumea et Namaka

3,7 fois plus faible que Hi'iaka.


28 octobre 2014

Les grands points noirs

La Grande Tache Noire est en fait une série de tempêtes découvertes pour la première fois par Voyager 2 en 1989. Ce sont des systèmes anticycloniques (systèmes météorologiques avec des yeux à haute pression) un peu comme la Grande Tache Rouge sur Jupiter. Cependant, contrairement à la Grande Tache Rouge, ces tempêtes sont généralement sans nuages ​​et ne durent que quelques mois à quelques années.

Les vents associés aux Great Dark Spots sont les plus rapides connus dans le système solaire, culminant à 2400 kilomètres par heure (environ 1500 miles par heure). On pense qu'ils sont des trous dans la couche de nuages ​​de méthane, se produisant dans la troposphère à des altitudes plus basses que les nuages. Le premier endroit découvert variait en taille et en forme car il était vu de la Terre et il avait été prévu de photographier la tempête avec le télescope spatial Hubble en 1994. Au moment où Hubble était en mesure de prendre une image, la tempête avait dissipé. Cependant, les taches réapparaissent sur Neptune, et une nouvelle tempête est apparue dans l'hémisphère nord de Neptune. Contrairement à la grande tache rouge qui est une seule tempête, les grandes taches sombres sont une série de tempêtes ayant des apparences et des propriétés similaires les unes aux autres.

L'une des théories dominantes sur ce qui arrive aux tempêtes est que lorsque les tempêtes migrent vers l'équateur de Neptune, les tempêtes se brisent et disparaissent. De plus, les nuages ​​​​apparaissent généralement à l'extérieur des tempêtes, ce qui peut indiquer qu'une tempête vient de se dissiper ou peut apparaître bientôt.

Les tempêtes elles-mêmes sont relativement stables car ce sont des vortex, mais encore une fois, ne durent pas aussi longtemps que la Grande Tache Rouge.


Finales d'astronomie

la révolution de la Terre étant légèrement inférieure à exactement 365,25 jours.

la Lune suivant l'écliptique, au lieu de l'équateur.

les vents solaires éloignant la Terre du Soleil.

la base de l'année que nous utilisons dans notre calendrier moderne.

en fonction de la position de la Lune par rapport aux étoiles.

environ deux jours de moins que le mois sidéral.

causés par les rotations de la Terre et de la Lune.

Wolf 1061 est plus proche de la Terre que Ross 652.

Ross 652 est plus proche de la Terre que Wolf 1061.

Les deux étoiles sont en dehors de la galaxie de la Voie lactée.

Wolf 1061 doit avoir un mouvement propre plus important que Ross 652.

au sud de l'équateur céleste.

à l'est de l'équinoxe de printemps.

au nord de l'équateur céleste.

à l'ouest de l'équinoxe de printemps.

A. Environ autant d'heures d'ensoleillement qu'aucune heure d'ensoleillement dans la journée.

B. Moins d'heures ensoleillées qu'aucune heure ensoleillée dans la journée.

la différence entre le temps solaire et le temps sidéral.

la position de l'équateur céleste.

étant sur des equants au lieu d'épicycles.

beaucoup plus grand que Copernic l'avait imaginé.

autour du Soleil, pas de la Terre.

Faites un ensemble de prédictions basées sur la théorie et faites des expériences (observations) pour montrer que ces prédictions sont correctes.

Tests répétés sur une longue période de temps.

Compléter les étapes de la méthode scientifique.

produit des deux masses.

inverse de la distance séparant les deux corps.

l'inverse du carré de la distance séparant les deux corps.

à conjonction supérieure, lorsque Mars se trouve de l'autre côté du Soleil.

à conjonction inférieure, lorsque Mars chevauche la Terre et passe entre nous et le Soleil.

à l'opposition, lorsque la Terre dépasse Mars et passe entre Mars et le Soleil.

en quadrature, lorsque Mars se trouve exactement à 90 degrés à l'est ou à l'ouest du Soleil.


Satellites glacés : structure intérieure, dynamique et évolution

Cet article se compose de trois sections. La première traite de la manière dont nous déterminons les structures internes des satellites et de ce que nous en savons. Les principales sondes de structure interne sont des mesures d'induction magnétique, de gravité et de topographie, ainsi que l'état de rotation et l'orientation. Encelade, Europe, Ganymède, Callisto, Titan et (peut-être) Pluton ont tous des océans souterrains. Callisto et Titan ne sont peut-être qu'incomplètement différenciés. La deuxième section décrit les processus dynamiques qui affectent l'intérieur et les surfaces des satellites : échauffement maréal et radioactif, flexion et relaxation, convection, cryovolcanisme, véritable dérive polaire, rotation non synchrone, évolution orbitale et impacts. La dernière section explique comment les satellites se sont formés et ont évolué. Les anciens épisodes de réchauffement des marées et le regel ultérieur d'un océan souterrain sont l'explication la plus probable de la déformation observée à Ganymède, Téthys, Dione, Rhéa, Miranda, Ariel et Titania. La production de chaleur élevée d'Encelade est une conséquence de l'intérieur hautement dissipatif de Saturne, mais le taux de dissipation dépend fortement de la fréquence et n'implique pas nécessairement que les lunes de Saturne sont jeunes. Les principales questions restantes incluent les origines de l'atmosphère de Titan et sa grande excentricité, la progression régulière de la densité dans les satellites galiléens et l'évolution orbitale des lunes saturniennes et uraniennes.

Mots clés

Sujets

Les corps glacés du système solaire externe présentent une image fascinante et diversifiée (Figure 1). Du minuscule Encelade actif à Titan avec son atmosphère unique, en passant par les glaciers d'azote de Pluton, une variété étonnante est exposée. Le but ici est de décrire une partie de cette variété et d'essayer d'expliquer comment elle s'est produite.

L'accent est mis ici en particulier sur l'intérieur de ces corps : leurs structures internes, quels processus fonctionnent et comment ils ont évolué au fil du temps. Une attention particulière est accordée aux corps qui auraient des océans souterrains, car ces environnements potentiellement habitables sont des cibles prioritaires pour les futures missions spatiales. Bien que Pluton ne soit pas un satellite, c'est un monde glacé et en tant que tel, il est inclus, mais Cérès, un astéroïde riche en volatiles, ne l'est pas.

Au début de chaque section, certains articles de synthèse qui vont plus en profondeur que cet article sont notés. Il existe également des livres entiers consacrés à des satellites glacés particuliers, notamment Europa (Pappalardo, McKinnon, & Khurana, 2009), Titan (Muller-Wodarg, Griffith, Lellouch, & Cravens, 2014) et Encelade (Schenk, Clark, Howett, Verbiscer, & Waite, 2018).

Figure 1. (Principalement) Mondes glacés du système solaire extérieur, avec la Lune de la Terre à l'échelle. Les noms en bleu sont des corps susceptibles de posséder des océans souterrains.

Structure intérieure

Déduire la structure interne d'un corps à partir d'observations à distance est une tâche difficile. Cette section discutera d'abord de la façon dont cela est fait, puis décrira ce que nous avons appris. Une question clé est de savoir si les satellites glacés sont différenciés (c'est-à-dire séparés en couches dominées par les silicates et dominées par la glace). Ceci est important car cela impose des contraintes sur la façon dont ils se sont formés à l'origine. Un autre sujet important est celui des océans souterrains : comment ils sont détectés et entretenus. De nombreux articles de synthèse couvrent des sujets similaires, notamment Hussmann, Sohl et Spohn (2006) et Nimmo et Pappalardo (2016) pour les satellites génériques, et des chapitres de Schubert, Anderson, Spohn et McKinnon (2004) pour les satellites galiléens, Tobie, Lunine , Monteux, Mousis et Nimmo (2014) pour Titan, et Hemingway, Iess, Tajeddine et Tobie (2018) pour Encelade.

Avant de décrire comment les structures intérieures sont déduites, deux thèmes fondamentaux sont introduits : les propriétés physiques de la glace et le rôle des marées.

Propriétés de la glace

Tout comme la roche, la glace à la surface d'un satellite d'une planète extérieure est froide et réagira aux contraintes de manière cassante ou élastique. À des températures et des profondeurs plus élevées, il s'écoulera de manière visqueuse, conduisant potentiellement à la convection. Contrairement à la roche, la phase basse pression de la glace d'eau (glace I) est moins dense que son équivalent liquide, alors qu'il n'en va pas de même pour les polymorphes de glace qui se forment à des pressions plus élevées (Sotin, Grasset, & Beauchesne, 1998). En conséquence, un grand satellite générique consistera en un « sandwich de glace » : de la glace I sur le dessus, de l'eau au milieu, des polymorphes de glace à haute pression en dessous. Un océan progressivement gelé dans cette situation gèlera simultanément du haut et du bas. Les satellites plus petits n'auront pas de phases de glace à P élevé car celles-ci n'apparaissent qu'au-dessus

0,2 GPa. En l'absence de glaces à haute teneur en P, le changement de volume de l'eau en glace entraîne une expansion de la surface (provoquant potentiellement une tectonique de surface d'extension Nimmo, 2004) et une pressurisation de l'océan (provoquant potentiellement des éruptions Manga & Wang, 2007). Bien que le point de congélation de l'eau soit peu sensible à la pression, il est assez sensible à la concentration de contaminants : les sels peuvent abaisser le point de congélation de dizaines de K, et en présence de NH3 le point de congélation peut être aussi bas que 176 K (Kargel, 1998 Leliwa-Kopystynski, Maruyama, & Nakajima, 2002). Parce que la congélation exclut les contaminants, le liquide restant devient progressivement plus contaminé et donc plus difficile à congeler.

Marées

Les marées dominent une grande partie de la géodynamique des satellites. Une introduction accessible aux marées se trouve dans le chapitre 4 de Murray et Dermott (1999). Presque tous les satellites sont synchrones, tournant une fois par orbite. La forme moyenne d'un tel satellite est un ellipsoïde allongé vers le primaire, cette forme résulte des distorsions de marée et de rotation. Si l'orbite est non circulaire avec une excentricité e, du point de vue du satellite, le primaire exécute une ellipse dans le ciel (Figure 2). La distance et la direction changeantes du primaire exercent des couples sur le satellite. Ils provoquent également de petits changements périodiques de la forme ellipsoïdale d'équilibre, entraînant des marées dites diurnes. Cette déformation de marée diurne est beaucoup plus faible (d'un facteur 3e) que la forme ellipsoïdale d'équilibre, mais sa nature variable dans le temps provoque des contraintes et pour un corps non rigide peut également générer de la chaleur. Un processus similaire se produit si le satellite a une obliquité finie (c'est-à-dire que son pôle de rotation forme un angle par rapport à son pôle d'orbite). Ce réchauffement de marée est le principal moteur de l'activité géologique sur les satellites glacés (voir ci-dessous). Le taux de chauffage dépend fortement de la structure intérieure du satellite, de l'excentricité orbitale et de la distance au primaire, il varie spatialement sur le satellite. Le chauffage par excentricité des marées circularise progressivement l'orbite d'un satellite, de sorte qu'il existe une rétroaction complexe entre l'évolution orbitale et thermique.

Figure 2. Schéma des marées satellites. Vu dans le cadre de référence du satellite, le primaire exécute une ellipse dont la composante diurne du renflement de marée suit la position du primaire.

Comment savons nous?

Pour les satellites glacés, il existe plusieurs types d'observations qui peuvent imposer des contraintes sur leurs structures internes.

Densité en vrac

Même un simple survol d'une lune donnera généralement sa masse (en mesurant les perturbations de la trajectoire de l'engin spatial) et son volume (via des images). La densité apparente qui en résulte ne donne aucune information sur la façon dont la masse est répartie dans le satellite. Néanmoins, cela peut toujours être utile, car les mélanges roche/métal ont des densités de 3 à 4 g/cc, bien supérieures à celles de l'eau ou des polymorphes de glace à basse pression (

1 g/cc). Par exemple, la densité apparente élevée d'Europe (tableau 1) exige que la couche de glace de surface observée ne puisse pas s'étendre très profondément à l'intérieur. À l'inverse, la densité apparente extrêmement faible de Tethys suggère qu'elle est presque entièrement constituée de glace et que tout chauffage par décroissance radioactive sera donc limité. Pour les petits corps, une faible densité pourrait s'expliquer par une fraction de glace élevée ou une porosité élevée, mais comme les pores se ferment sous pression, cet effet est moins important pour les plus grandes lunes (par exemple, Matson, Castillo-Rogez, Schubert, Sotin, & McKinnon, 2009 ).

Tableau 1. Données de base pour les satellites.

Noter: La distance est donnée en rayons planétaires (Rp), les excentricités sont de Murray et Dermott (1999) sauf pour Charon (Buie et al., 2012). Ici abc désignent les trois axes de la forme ellipsoïdale la mieux ajustée. Les sources des données de forme sont les suivantes : Europa—Nimmo et al. (2007), Ganymède et Callisto—Davies et al. (1998), satellites saturniens sauf Titan—Thomas (2010), Titan—Hemingway et al. (2013) (tableau S1), les satellites uraniens—Thomas (1988), Triton—Thomas (2000), Pluton et Charon—Nimmo et al. (2017). Les quantités entre parenthèses ont été calculées sous réserve de l'hypothèse d'équilibre hydrostatique.

Induction

Un corps électriquement conducteur dans un champ magnétique variable dans le temps subira des courants d'induction, qui génèrent un champ magnétique secondaire. C'est la base de la détection réussie des océans souterrains sur Europa, Ganymède et Callisto par le Galilée vaisseau spatial (Zimmer, Khurana, & Kivelson, 2000 Kivelson, Khurana, & Volwerk, 2002). Ces satellites subissent un champ magnétique dépendant du temps car le pôle magnétique de Jupiter est décalé par rapport à son pôle de rotation, de sorte que le champ change sur la période orbitale de Jupiter. Europa et Callisto présentaient des champs magnétiques internes qui varient avec le champ externe, preuve de l'induction. L'ampleur du champ induit place des limites sur la profondeur et la conductivité de la couche responsable l'explication la plus parcimonie est un océan salé. A Ganymède, en plus du champ induit, un champ constant a également été détecté, indiquant que Ganymède (uniquement) a une dynamo active. Malheureusement, parce que le champ magnétique de Saturne est co-aligné avec son pôle de rotation, cette technique ne peut pas être utilisée par le Cassini vaisseau spatial pour sonder les océans dans les satellites saturniens.

Forme et gravité

Si une planète n'a pas de force à long terme, sa surface se conformera à une équipotentielle déterminée par la rotation du corps, la distorsion des marées et la distribution de masse interne (Murray & Dermott, 1999). La caractéristique dominante de la forme résultante est décrite par une harmonique sphérique de degré je=2. Remarquablement, cette forme peut être utilisée via l'approximation dite de Darwin-Radau (par exemple, Stacey, 1969) pour déduire la distribution de masse telle que décrite par le moment d'inertie ou MoI, noté C. De manière équivalente, le je=2 coefficients de gravité peuvent également être utilisés pour déduire C. Il est donc simple de mesurer C pour un corps sans force. Le MoI normalisé donné par C/MR 2 est généralement cité, car il peut être comparé directement à celui d'un corps uniforme (pour lequel C/MR 2 =0.4).

Malheureusement, les satellites glacés ne sont évidemment pas sans force - par exemple, Japet a un renflement de rotation qui s'est « figé » au début de son histoire (Castillo-Rogez et al., 2007). Une façon de vérifier si la forme ou la gravité sont conformes à l'idéal sans résistance ("hydrostatique") est de mesurer le rapport des deux principaux coefficients harmoniques sphériques, C20/C22. Pour un corps hydrostatique à rotation lente, ce rapport est de -10/3 (par exemple, Tricarico, 2014). Même si la forme et la gravité ne sont pas hydrostatiques, il est parfois possible de séparer les composantes hydrostatiques et non hydrostatiques, et d'établir un moment d'inertie (e.g., Iess et al., 2014).

Tableau 2. Résumé des moments de gravité et moment d'inertie normalisé présumé pour les satellites glacés.

Noter: Ici J2=−C20. Les valeurs entre parenthèses indiquent le rapport J2/C22 a été fixé à 10/3. Pour Titan, deux solutions indépendantes sont données.

Géodésie

Il existe plusieurs manières d'utiliser des mesures précises de l'orientation et de la position de surface d'un satellite pour en déduire sa structure interne. L'une consiste à mesurer l'amplitude des marées diurnes du satellite (Wahr et al., 2006), soit en suivant sa déformation de surface (donnant h2 Love number Stacey, 1969), ou en mesurant la gravité variable dans le temps qui en résulte (ce qui donne la marée k2 numéro d'amour). Un satellite dépourvu d'océan présentera généralement une marée basse h2 et k2 qu'un satellite possédant un océan, c'est parce que l'océan découple l'intérieur profond (qui est généralement rigide et résistant à la déformation) de la coquille de glace au-dessus (Moore & Schubert, 2000).

Une deuxième approche consiste à rechercher des librations, de petits écarts périodiques par rapport à un taux de rotation constant (Tiscareno, Thomas, & Burns, 2009). Un satellite rigide ellipsoïdal sur une orbite excentrique subira des couples périodiques lorsqu'il orbite autour de son principal. Ces couples font tourner le satellite vers le haut et vers le bas au cours d'une orbite. L'amplitude des librations résultantes dépend de la forme (connue) et des caractéristiques orbitales du satellite, ainsi que de son moment d'inertie. Ainsi, si l'amplitude de libration peut être mesurée, le moment d'inertie peut être déduit. Pour un satellite non rigide, les choses se compliquent (Van Hoolst, Baland, & Trinh, 2013), mais le principe de base reste le même.

Une dernière approche consiste à mesurer l'obliquité : l'inclinaison de l'axe de rotation du satellite du plan normal à son plan d'orbite. Le pôle d'orbite et le pôle de rotation précéderont la dissipation dans le satellite pour que ces deux pôles restent coplanaires avec l'emplacement moyen du pôle orbite, un état dit de Cassini. Comme pour les librations, l'obliquité dépend de la forme connue, de l'inclinaison orbitale et du moment d'inertie. Ainsi, si l'obliquité peut être mesurée, le moment d'inertie peut être déduit (Bills & Nimmo, 2011). Notez que, contrairement à l'approche de libration, une hypothèse supplémentaire (que le satellite est dans un état Cassini) doit être faite.

Autres approches

Comme décrit ci-dessous, dans certains cas, les informations provenant d'autres mesures peuvent aider à déduire la structure intérieure. Par exemple, les mesures chimiques des matériaux en éruption à Encelade ont aidé à déterminer son état interne, et des commentaires similaires s'appliquent aux mesures de l'atmosphère de Titan. Les mesures directes de la chaleur émise au pôle sud d'Encelade se sont avérées importantes pour comprendre son évolution. Les observations télescopiques d'Europe suggèrent la présence de panaches éruptifs là-bas et les mesures terrestres de son obliquité peuvent finalement aider à déterminer sa structure interne.

Que savons-nous?

Après avoir exposé les techniques générales disponibles, chaque satellite sera maintenant décrit tour à tour. La figure 3 résume les structures internes déduites des lunes qui ont fait l'objet du plus grand examen.

Figure 3. Structures internes inférées pour les lunes sélectionnées. Les points d'interrogation indiquent des régions d'incertitude particulière. Notez le noyau grumeleux de Mimas et que Mimas et Encelade sont tracés à trois fois l'échelle des autres lunes.

Titan

Titan est un satellite particulièrement compliqué, possédant à la fois une atmosphère épaisse et des hydrocarbures liquides à la surface. En raison de sa taille, on pensait qu'un océan souterrain était probable même avant la Cassini mission (par exemple, Sohl et al., 2003).

Cassini les mesures de l'obliquité de Titan (Stiles et al., 2008) fournissent la preuve la plus solide d'un océan souterrain. L'obliquité de Titan est environ trois fois plus grande que ce à quoi on pourrait s'attendre pour un corps solide, cette grande différence peut s'expliquer si la coquille proche de la surface est découplée de l'intérieur par un océan (Bills & Nimmo, 2011 Baland et al., 2014) . Titan est actuellement le seul satellite glacé dont la réponse aux marées a été mesurée, ce qui donne k2 ≈ 0,4-0,7 (Iess et al., 2012). Ceci est plus élevé que les valeurs théoriquement prédites (Sohl et al., 2003) et suggère un intérieur hautement déformable en plus d'un océan de découplage peu profond. Cela rend également la haute excentricité de Titan difficile à expliquer (comme discuté plus tard).

Tôt Cassini les survols ont montré que Titan je=2 la gravité était approximativement hydrostatique (Iess et al., 2010), alors que sa topographie ne l'était pas (Zebker et al., 2009). Une explication probable à cela est que Titan subit des variations spatiales de l'épaisseur de la coque, ce qui est attendu en raison des variations spatiales du réchauffement des marées et se traduit par un signal de topographie mais pas de signal de gravité correspondant (Nimmo & Bills, 2010). Les variations inférées de l'épaisseur de la coquille peuvent s'expliquer par un léger réchauffement de marée, mais nécessitent que la coquille de glace soit conductrice plutôt que convective. L'absence de convection peut s'expliquer si la base de la coquille est froide (par exemple, parce que l'océan est NH3-riche).

En prenant la gravité de degré 2 de Titan comme hydrostatique, un MoI de 0,34 a été déduit (Iess et al., 2012 Tableau 2). Plus récemment, des mesures de je=3 la gravité et la topographie ont été utilisées pour identifier un composant non hydrostatique, résultant probablement d'une couche rigide proche de la surface

100 km d'épaisseur (Hemingway et al., 2013). En soustrayant cette composante non hydrostatique de la je= 2 la gravité et la topographie donnent un MoI normalisé qui dépend du modèle mais peut atteindre 0,36. Malheureusement, différentes interprétations de ce nombre sont possibles (Tobie et al., 2014). Cela peut signifier que Titan est vraiment incomplètement différencié, contenant un mélange intime de roche et de glace ou que les silicates sont hydratés et donc de densité relativement faible (Castillo-Rogez & Lunine, 2010).

Europe

La densité apparente d'Europe indique qu'il s'agit principalement de roches (tableau 1). En raison du nombre limité de survols, les coefficients de gravité de degré deux d'Europe ne sont pas indépendamment déterminés (tableau 2), ils ne peuvent donc pas être utilisés pour tester si le corps est hydrostatique (Anderson et al., 1998). La forme d'Europe est proche de l'hydrostatique, mais les incertitudes sont importantes (Nimmo et al., 2007). Néanmoins, en supposant un comportement hydrostatique, les coefficients de gravité peuvent être utilisés pour déduire un MoI normalisé de 0,346, ce qui est cohérent avec un mince (

100 km) H2couche O au-dessus des silicates.

La technique d'induction constitue la preuve la plus solide d'un océan souterrain sur Europe (Zimmer et al., 2000). Les données existantes ne révèlent l'effet d'induction qu'à une seule période (rotation de Jupiter), il y a donc un compromis entre l'épaisseur inférée du conducteur et la conductivité (Khurana et al., 2002). Néanmoins, une couche d'eau liquide près de la surface semble inéluctable. En revanche, l'épaisseur de la coquille de glace est actuellement incertaine. Si l'intérieur de silicate d'Europe ressemblait à Io, la chaleur de marée générée pourrait maintenir une coquille de seulement quelques kilomètres d'épaisseur (Greenberg et al., 2002). Des niveaux de réchauffement de marée inférieurs, probablement concentrés dans la coquille de glace, se traduiraient par une épaisseur de coquille de quelques dizaines de kilomètres (Hussmann, Spohn, & Wieczerkowski, 2002 Tobie, Mocquet, & Sotin, 2005). Les caractéristiques d'impact les plus importantes sur Europa sont plus cohérentes avec une coquille plus épaisse (Turtle & Pierazzo, 2001 Schenk, 2002), mais la plupart des observations de surface ne peuvent pas distinguer les coquilles minces et épaisses. Contrairement à Titan, les données topographiques limitées ne montrent aucune preuve de variations latérales de l'épaisseur de la coque (Nimmo et al., 2007).

Ganymède et Callisto

Pour Ganymède et Callisto, les mêmes techniques de base ont été appliquées qu'à Europa. L'induction a révélé un océan souterrain sous Callisto (Zimmer et al., 2000), et un probable à Ganymède (Kivelson et al., 2002), l'interprétation à ce dernier étant compliquée par la présence d'un champ permanent généré en interne. Comme à Europa, les coefficients de gravité de degré deux n'ont pas pu être déterminés indépendamment, donc l'équilibre hydrostatique a dû être supposé. Sous cette hypothèse, Ganymede et Callisto ont normalisé des MoI de 0,312 et 0,355 (Anderson et al., 1996 Anderson et al., 2001). L'interprétation de la gravité de Ganymède est compliquée par la présence d'anomalies apparemment locales, similaires aux « mascons » sur la Lune (Palguta et al., 2006).

Le MoI pour Ganymede suggère un intérieur différencié. Ceci est cohérent avec sa capacité apparente à générer un champ magnétique interne, impliquant un noyau de fer liquide dans lequel se produit une convection - entraînée par la flottabilité thermique ou compositionnelle - (Hauck, Aurnou, & Dombard, 2006). Pour Callisto, la valeur MoI indique un corps incomplètement différencié. Ceci est surprenant parce que l'océan souterrain déduit implique un certain degré de différenciation. Bien que des scénarios aient été construits dans lesquels ces deux observations apparemment discordantes peuvent être conciliées (Nagel, Breuer, & Spohn, 2004), il se peut que Callisto soit suffisamment froid pour que l'hypothèse hydrostatique (et donc le MoI dérivé) soit tout simplement incorrecte (McKinnon , 1997).

Encelade

L'une des plus grandes surprises de la Cassini La mission était que le minuscule Encelade était géologiquement actif, évacuant de la vapeur d'eau et de la chaleur dans l'espace à son pôle sud (Porco et al., 2006 Spencer et al., 2006). Les mesures des produits de l'éruption ont révélé des grains de glace salés (Postberg et al., 2011), suggérant immédiatement la présence d'eau souterraine. Plus récemment, des mesures de ses librations anormalement grandes ont prouvé que cette eau souterraine est un océan mondial, et pas seulement une mer régionale (Thomas et al., 2016).

La gravité et la topographie d'Encelade ont été analysées de manière similaire à Titan, en les décomposant en composants hydrostatiques et non hydrostatiques et en tenant compte des effets de la rotation rapide (Iess et al., 2014). En combinant ces résultats avec l'amplitude de libration mesurée, une image assez précise a émergé (Hemingway et al., 2018), avec une coquille de glace de 20 à 30 km d'épaisseur, recouvrant un océan d'épaisseur comparable et une faible densité, vraisemblablement poreuse, noyau de silicate d'un rayon d'environ 190 km. La coquille de glace s'est amincie à peut-être seulement quelques kilomètres au pôle sud, reflétant probablement un réchauffement accru des marées là-bas.

Des mesures in situ de la chimie du panache ont été utilisées pour déduire des réactions chimiques à haute température entre l'eau et les silicates (Hsu et al., 2015 Waite et al., 2017). Couplées à la faible densité inférée du cœur, ces observations suggèrent que l'eau s'écoule à travers le cœur et y est chauffée, probablement parce que le cœur est déformable et chauffé par les marées (Roberts, 2015 Choblet et al., 2017).

Autres satellites saturniens de taille moyenne

Pour les autres satellites saturniens, moins de contraintes sont disponibles. Leurs densités apparentes indiquent des rapports roche/glace variables (tableau 1). Téthys en particulier doit être de la glace presque pure. Mimas, Encelade, Japet, Titan et (sans doute) Téthys ont tous des formes de degré 2 qui ne sont pas hydrostatiques (Thomas, 2010 Nimmo et al., 2011) les autres satellites sont moins déformés, donc les incertitudes dans leurs formes sont trop grandes pour etre sur. Japet se distingue par son grand renflement de rotation, caractéristique d'une période de rotation de

16h et acquis bien avant qu'il n'atteigne son état de spin synchrone actuel (Castillo-Rogez et al., 2007).

La gravité de Rhéa n'est pas hydrostatique combinée aux incertitudes de sa topographie, ce qui rend la structure intérieure difficile à contraindre (Tortora et al., 2016). En revanche, bien que la gravité de Dione soit également non hydrostatique, une analyse de type Encelade révèle un moment d'inertie de

0,33 (Hemingway et al., 2016) et l'existence d'une coquille de glace compensée, suggérant un océan subsurface (Beuthe et al., 2016). Aucun moment de gravité n'est disponible pour Mimas, Téthys ou Japet.

Comme pour Encelade, les librations ont été mesurées à Mimas et ont une amplitude légèrement supérieure à celle attendue pour un corps rigide de la forme de Mimas (Tajeddine et al., 2014). Il y a deux interprétations possibles : soit Mimas a un océan sous la surface, soit il a des anomalies de masse sous la surface qui fournissent un couple plus important que celui attendu en fonction de la forme de la surface. Compte tenu de la petite taille de Mimas et de l'absence d'activité géologique, cette dernière explication est beaucoup plus probable et pourrait être due à un noyau rocheux « grumeleux ».

Satellites d'Uranian

Presque aucune information n'est disponible pour ces organismes. Bien que leurs formes soient approximativement connues (Thomas, 1988), leurs masses (et donc leurs densités apparentes) sont dans certains cas mal contraintes. Ariel, Miranda et Titania présentent tous une déformation de surface substantielle (Collins et al., 2010), probablement en raison d'un ancien réchauffement des marées.

Objets de la ceinture de Kuiper

Triton, avec son orbite rétrograde autour de Neptune, est généralement considéré comme un objet capturé de la ceinture de Kuiper (Agnor & Hamilton, 2006). La capture et la circularisation orbitale subséquente auraient conduit à un échauffement de marée intense et à l'attente d'une différenciation complète (Goldreich et al., 1989). La taille et la densité de Triton en font un proche cousin de Pluton. le Nouveaux horizons La mission a récemment déterminé des formes précises pour Pluton et Charon, révélant que Charon est environ 10 % moins dense que Pluton (Nimmo et al., 2017). Les densités apparentes des trois objets suggèrent qu'ils sont constitués d'environ deux tiers de roche en masse (McKinnon et al., 2017).

La forme ellipsoïdale de Triton est légèrement plus déformée que ce à quoi on pourrait s'attendre pour un corps entièrement différencié (Thomas, 2000), mais les incertitudes sont suffisamment grandes pour que ce résultat ne soit pas significatif. Il n'y a aucune preuve d'un aplatissement rotationnel de Pluton ou de Charon (Nimmo et al., 2017) et aucune donnée de gravité. Pluton est présumé être différencié, principalement parce que s'il n'était pas différencié, les changements de phase de glace à haute pression auraient entraîné une contraction substantielle (McKinnon et al., 2017). Au lieu de cela, la surface est parsemée de failles d'extension, ce qui correspond à un regel de l'océan sous la surface (Moore et al., 2016).

Dynamique

Divers processus géodynamiques sont susceptibles d'avoir opéré sur les satellites glacés et modifié leurs surfaces. Dans certains cas, les observations de surface peuvent nous permettre de déduire avec certitude qu'un processus particulier a fonctionné (par exemple, des cratères d'impact). Dans d'autres cas, cependant, les observations de surface peuvent être ambiguës ou controversées. Par exemple, les fractures de surface peuvent survenir par divers mécanismes différents, tels que l'épaississement de la coquille de glace, les contraintes de marée ou l'errance polaire. Les images seules sont généralement insuffisantes pour identifier définitivement les gisements « cryovolcaniques » (voir « Cryovolcanisme » ci-dessous).

Ci-dessous, ces processus sont classés comme internes ou externes. Les processus internes sur les satellites génériques glacés sont passés en revue dans McKinnon (1998) Matson et al. (2009) et Collins et al. (2010). Pour les processus externes, les impacts sont couverts par Melosh (1989) et les marées et l'évolution orbitale par Murray et Dermott (1999) et Peale (1999).

Processus internes

Décroissance radioactive et refroidissement à long terme

La désintégration des éléments radiogéniques à vie longue (K,U,Th) peut maintenir les gros satellites au chaud (Hussmann et al., 2006). Par exemple, Pluton, même en l'absence de réchauffement des marées, aurait facilement pu maintenir un océan souterrain jusqu'à nos jours uniquement par chauffage radioactif, tant que la coquille de glace au-dessus n'a pas convecté (Robuchon & Nimmo, 2011). Des conclusions similaires s'appliquent à Titan, Callisto et Ganymède. La coquille de glace d'Europa est supposée être si mince qu'un certain degré de réchauffement par marée est requis en plus (voir « Chauffage par marée » ci-dessous).

Le taux de chauffage chondritique actuel est d'environ 3,4x10 -12 W/kg, le taux étant presque dix fois plus élevé à 4,5 Ga. Pour un satellite typique qui est aux deux tiers de la masse et a un rayon de 200 km ou 2 000 km, les flux de chaleur actuels résultants seraient d'environ 0,3 et 3 mW m -2 , respectivement (en négligeant toute chaleur stockée).

La lente diminution de la chaleur radioactive signifie que les océans souterrains auront tendance à recongeler avec le temps. En raison des changements de volume impliqués, des contraintes d'extension près de la surface se produiront (Nimmo, 2004), à moins que des phases de glace à haute teneur en P soient présentes. Ce processus explique probablement les caractéristiques tectoniques extensionnelles omniprésentes observées sur les corps glacés de taille moyenne—Dione, Rhéa, Téthys, Ariel, Titania et Charon (Collins et al., 2010).

Chauffage marémotrice

Comme mentionné ci-dessus, un satellite subit un réchauffement de marée à un taux donné par (Wisdom, 2008)

m est le mouvement moyen, R est le rayon du satellite, g est la constante gravitationnelle, e est l'excentricité et θ ‎ l'obliquité du satellite. La quantité k2 est le nombre de marée d'amour et Q est le facteur de dissipation sans dimension, où un haut Q implique une faible dissipation et un petit décalage de phase entre le potentiel appliqué et la réponse de marée. La quantité k2/Q peut aussi être écrit comme Im(k2), où k2 est maintenant un nombre complexe (Tobie et al., 2005). Un satellite parfaitement élastique ou parfaitement non visqueux aurait k2/Q=0. Un satellite viscoélastique aura un k2/Q cela dépend de la viscosité et de la rigidité des couches individuelles et de la fréquence de forçage (Tobie et al., 2005). La présence d'un océan augmente k2 (Moore & Schubert, 2000) et entraîne aussi généralement une plus grande k2/Q (plus de dissipation).

Pour un satellite isolé, les couples associés à l'échauffement des marées ont tendance à circulariser l'orbite (Murray & Dermott, 1999). En conséquence, le taux de chauffage des marées diminue. Ainsi, on pourrait s'attendre à ce qu'un satellite isolé se trouve sur une orbite circulaire et ne subisse aucun réchauffement de marée. Triton est proche de répondre à cette attente, mais d'autres corps (Europa, Encelade, etc.) sont dans des résonances dites orbitales qui pompent continuellement l'excentricité et contrecarrent l'effet de la circularisation. Un satellite avec une plus grande inclinaison aura généralement une obliquité plus élevée, de sorte que les résonances de type inclinaison peuvent également conduire à un échauffement de marée accru.

Le taux local de réchauffement des marées dépend des propriétés locales des matériaux. La glace près de son point de fusion a une échelle de temps de réponse viscoélastique comparable aux périodes orbitales des satellites, ce qui entraîne une grande k2/Q et le réchauffement des marées (Moore & Schubert, 2000). Les noyaux rocheux solides ont des délais de réponse beaucoup plus longs, ce qui entraîne beaucoup moins de chauffage. Le réchauffement des marées varie également latéralement (Beuthe, 2013) dans les coquilles de glace minces, le taux de réchauffement est un facteur de

2 plus élevé aux pôles qu'à l'équateur et peut entraîner des variations d'épaisseur de la coquille (Ojakangas & Stevenson, 1989).

Les océans souterrains réagissent également aux marées et pourraient en principe dissiper la chaleur (Tyler, 2008). La physique diffère de celle des régions solides car les océans sont presque non visqueux et turbulents. Les marées d'obliquité sont plus efficaces pour entraîner le réchauffement des marées océaniques que les marées d'excentricité, mais il semble maintenant que la puissance totale dissipée dans les océans souterrains est probablement trop faible pour avoir de l'importance, sauf peut-être pour Triton (Chen, Nimmo, & Glatzmaier, 2014). La présence d'une coque rigide au-dessus de l'océan réduit encore la puissance dissipée (Beuthe, 2016).

Le réchauffement des marées est le plus évident à Encelade, où la chaleur de 5 à 15 GW émise au pôle sud (Spencer et al., 2018) doit en fin de compte provenir des marées. Bien qu'il ait été supposé à l'origine que la chaleur était générée dans la coquille de glace, la coquille est maintenant considérée comme si mince qu'un noyau déformable semble un emplacement plus probable de la chaleur (Roberts, 2015). Ceci est également cohérent avec les produits présumés de la circulation hydrothermale détectés dans les matériaux en éruption (Choblet et al., 2017). L'asymétrie entre les pôles nord et sud d'Encelade est difficile à expliquer car le réchauffement des marées est symétrique par rapport à l'équateur.

L'existence d'une coquille de glace relativement mince sur Europe s'explique également par le réchauffement des marées. Ganymède et Callisto ne sont pas significativement chauffés par les marées maintenant, en raison de leur plus grande distance de Jupiter. Titan est probablement légèrement chauffé par les marées, avec des variations de chauffage latérales probablement responsables des variations d'épaisseur de coque inférées. Comment la grande excentricité de Titan peut être conciliée avec sa haute k2 représente une question ouverte : vraisemblablement celle de Titan Q est élevé (faible dissipation), bien que la manière dont cela se produit soit incertaine.

Triton a presque certainement été violemment chauffé par les marées dans le passé, il ne connaît pas de marées d'excentricité significatives à l'heure actuelle, mais peut subir un chauffage à partir de son obliquité prédite (Chen et al., 2014). Charon a peut-être déjà été chauffé par les marées (Rhoden, Henning, & Hurford, 2015), mais son orbite est actuellement circulaire (Buie, Tholen, & Grundy, 2012). Une discussion plus approfondie sur d'autres épisodes de réchauffement de marée anciens possibles sera reportée plus loin dans cet article.

Flexion et relaxation

La viscosité de la glace devrait diminuer avec la profondeur. Cette structure rhéologique peut être approximativement décrite en supposant une couche élastique avec une épaisseur définie par une isotherme particulière. Ainsi, si l'épaisseur de la couche élastique peut être déterminée, la structure de température au moment du chargement (et donc le flux de chaleur) peut être déduite approximativement (par exemple, Nimmo et al., 2002). Ceci est utile pour déduire les historiques thermiques. En pratique, différentes régions d'un satellite présentent parfois des épaisseurs élastiques différentes : cela peut être dû soit à des variations spatiales du flux de chaleur, soit au fait que les charges ont été mises en place à des moments différents.

La topographie dérivée de l'altimétrie ou (plus généralement) de l'imagerie stéréo est disponible pour la plupart des satellites glacés. En utilisant la topographie, il est souvent possible d'identifier les charges individuelles et la déformation de surface qui en résulte. Dans sa forme la plus simple, la longueur d'onde caractéristique de la réponse, connue sous le nom de paramètre de flexion α ‎, peut être déduite de la topographie et liée directement à l'épaisseur de la couche élastique déformante, Te:

Où ici E est le module de Young de la glace (nominalement 9 GPa), ν ‎ est le coefficient de Poisson, g est l'accélération surfacique et Δρ ‎ est le contraste de densité entre le matériau sous la coque et le matériau sus-jacent (dans ce cas le vide) (Turcotte & Schubert, 2002).

En gros, la transition du comportement élastique au comportement visqueux devrait se produire à environ la moitié de la température de fusion, soit environ 130 K. À ces températures, la conductivité thermique de la glace est d'environ 5 Wm -1 K -1 (Kargel, 1998) donc pour Encelade (température de surface 80 K), une épaisseur élastique de 1 km impliquerait un flux de chaleur d'environ 250 mWm -2 , comparable à ce qui est observé au pôle sud.

Le tableau 3 donne une sélection d'épaisseurs élastiques déduites pour différents corps. Pour Europa, une large gamme de Te des valeurs ont été obtenues, en fonction de la caractéristique examinée (Billings & Kattenhorn, 2005). Cela pourrait être dû à la grande variabilité spatiale du flux de chaleur, par exemple, les doubles crêtes omniprésentes (qui donnent de faibles Te valeurs) peuvent être chauffées d'une manière ou d'une autre (Dombard et al., 2013). Le tableau 3 montre Te valeurs de quelques kilomètres, comparées aux dizaines ou centaines de kilomètres obtenus pour les corps silicatés. Les flux de chaleur implicites sont de quelques dizaines à plusieurs centaines de mWm -2 , bien plus élevés que le flux de chaleur radiogénique actuel attendu (voir « Décroissance radioactive et refroidissement à long terme » ci-dessus).


Quelles lunes ont des pièges froids ? (c'est-à-dire faible inclinaison de l'écliptique dans les axes orbitaux et de rotation) - Astronomie

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Preuve à l'appui

Disques dans la nébuleuse d'Orion

L'image de droite est une image du télescope spatial Hubble d'un disque de poussière vu par la tranche dans la nébuleuse d'Orion, située à 1 500 années-lumière.De tels disques sont considérés comme des systèmes protoplanétaires. Parce que le disque est par la tranche, l'étoile est en grande partie cachée à l'intérieur. Avec 17 fois le diamètre de notre propre système solaire, ce disque est le plus grand de plusieurs découverts dans la nébuleuse d'Orion au milieu des années 1990. [3]

Les images de gauche sont d'autres images du télescope spatial Hubble de quatre disques autour des étoiles de la nébuleuse d'Orion, situées à 1 500 années-lumière. Les disques de gaz et de poussière, longtemps soupçonnés par les astronomes d'être un stade précoce de la formation planétaire, peuvent être directement vus en lumière visible par Hubble. [4]

Preuve spectrographique de disques autour des étoiles

En utilisant la technique de la spectroscopie, les scientifiques peuvent déduire la température et la composition chimique de la matière autour d'une étoile, même s'ils ne peuvent pas voir le disque lui-même. La spectroscopie consiste à diffuser la lumière d'une étoile dans un spectre (en lumière visible, nous connaissons la lumière blanche qui se propage dans un arc-en-ciel lorsqu'elle passe à travers un prisme), puis à mesurer exactement la quantité de lumière présente dans chaque longueur d'onde.

Dans ces diagrammes, nous voyons le spectre d'une étoile entourée d'un disque de poussière et de gaz. Dans le cas d'une étoile, la majeure partie de la lumière est produite à des longueurs d'onde plus courtes (le côté gauche du diagramme), en raison de la température élevée de la surface de l'étoile. En se déplaçant vers la droite du diagramme, les longueurs d'onde augmentent jusqu'à des énergies plus basses (indiquant des températures plus basses) et la lumière des étoiles s'éteint.

Le disque chaud de poussière et de gaz autour de l'étoile produit sa propre lumière infrarouge, qui modifie la forme du spectre. Le matériau circumstellaire est plus froid que la surface de l'étoile, il émet donc la majeure partie de sa lumière à des longueurs d'onde infrarouges plus longues, plus près du côté droit du diagramme. Maintenant, il y a un excès d'émission infrarouge, qui ne peut pas provenir de l'étoile elle-même. Le disque est dévoilé. [5]

Bien que cela ne montre pas le mouvement de la matière autour d'une étoile, cela suggère la présence d'un disque de matière autour des étoiles, même lorsque de tels disques ne peuvent pas être vus optiquement. Parfois, ces données semblent suggérer de la poussière et du gaz, tandis que d'autres fois, des débris tels que des astéroïdes. Il convient de noter qu'il n'y a aucune preuve de formation de planètes dans ces données.

HD141569

L'image à droite est un autre prétendu disque protoplanétaire. Dans ce cas, cependant, la structure suggère fortement que la matière s'éloigne de la masse. Il convient une fois de plus de noter qu'il n'y a aucune preuve de formation de planète dans cette image.


Notes de bas de page

Sur la base d'observations obtenues avec MegaPrime/MegaCam, un projet conjoint du CFHT et du CEA/DAPNIA, au Télescope Canada-France-Hawaï (CFHT) qui est exploité par le Conseil National de Recherches (CNRC) du Canada, l'Institut National des Sciences de l'Univers du Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS) de France, et l'Université d'Hawaï. Ce travail est basé en partie sur des produits de données produits au Centre canadien de données astronomiques dans le cadre du Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey, un projet collaboratif du CNRC et du CNRS.

La littérature est mitigée quant à savoir si les périodes ou les mouvements moyens devraient être le rapport entier, et ainsi certains appelleraient la résonance externe avec deux fois la période orbitale de Neptune la résonance 1:2.

Levison et al. (2008) les simulations sont effectuées dans le contexte du modèle de Nice, qui est généralement déclaré se produire 600 Myr après la formation du système solaire. Cependant, la physique de l'implantation de la ceinture de Kuiper fonctionnerait tout aussi bien si la migration vers l'extérieur se produisait dans les quelques Myr suivant la formation planétaire.

Aucun TNO n'est encore connu en toute sécurité pour habiter des résonances de mouvement moyen avec d'autres planètes.

Les détections caractérisées sont celles qui ont des efficacités de détection > 40 % dans leur bloc de découverte CFEPS, comme défini dans Jones et al. (2006).

Nous ne pensons pas qu'il y ait une signification statistique pour les deux objets Kozai étant dans la même île ω l'échantillon MPC a des nombres à peu près égaux dans chaque île. Pluton lui-même est dans l'île à 90°.

Les plutinos de Kozai ont toujours leur 32 argument librate, avec l'argument du péricentre libérant environ deux ordres de grandeur plus lentement que 32.

Une certaine résonance de mouvement moyen peut toujours être trouvée à proximité de n'importe quel point de la ceinture de Kuiper principale.

Il y a une faute de frappe dans le tableau 2 de Gladman et al. (2008) dans l'entrée 5:3 pour K03UT2S = 2003 US292, dont la désignation non emballée est donnée par erreur comme 2003 US96. Après 2008, ce TNO était numéroté 143751.

Le seul twotino sécurisé avec je > 15° est 130391 = 2008 JG81, avec je = 235, ce qui semble être un librateur symétrique.

Bien que le MPC répertorie actuellement L4k09 = 2004 KV18 comme cheval de Troie L5 (Horner et al. 2012), l'excentricité de 0,184 est supérieure aux limites de stabilité déterminées numériquement (Nesvorný & Dones 2002). Cependant, « près » du nuage L5, Gladman et al. (2008) montre que l'objet se disperse fortement sur des échelles de temps <10 Myr et donc Petit et al. (2011) ont signalé L4k09 comme un TNO diffusant, même si sur une très courte échelle de temps, il peut être temporairement proche de l'état L5. Les astéroïdes géocroiseurs présentent un comportement co-orbital temporaire similaire (Morais & Morbidelli 2002).

Horner & Lykawka (2010) ont suggéré que les chevaux de Troie de Neptune à eux seuls pourraient être une source centaure importante, mais il semble peu probable que les autres résonances (beaucoup plus peuplées) ne domineraient pas l'offre de fuite.


Voir la vidéo: TD2: Les conséquences de linclinaison de laxe de rotation (Décembre 2022).