Anneaux de Chariklo - Rings of Chariklo
La planète mineure et centaure 10199 Chariklo , d'un diamètre d'environ 250 kilomètres (160 mi), est le plus petit objet céleste avec des anneaux confirmés et le cinquième objet céleste annelé découvert dans le système solaire , après les géantes gazeuses et les géantes de glace . Orbitant Chariklo est un système d'anneaux lumineux composé de deux bandes étroites et denses, de 6 à 7 km (4 mi) et de 2 à 4 km (2 mi) de large, séparées par un écart de 9 kilomètres (6 mi). Les anneaux orbitent à des distances d'environ 400 kilomètres (250 mi) du centre de Chariklo, un millième de la distance entre la Terre et la Lune. La découverte a été faite par une équipe d'astronomes utilisant dix télescopes à divers endroits en Argentine, au Brésil, au Chili et en Uruguay en Amérique du Sud lors de l'observation d'une occultation stellaire le 3 juin 2013, et a été annoncée le 26 mars 2014.
L'existence d'un système d'anneaux autour d'une planète mineure était inattendue car on pensait que les anneaux ne pouvaient être stables qu'autour de corps beaucoup plus massifs. Les systèmes d'anneaux autour de corps mineurs n'avaient pas été découverts auparavant malgré leur recherche par imagerie directe et techniques d'occultation stellaire. Les anneaux de Chariklo devraient se disperser sur une période d'au plus quelques millions d'années, donc soit ils sont très jeunes, soit ils sont activement contenus par des lunes de berger avec une masse comparable à celle des anneaux. L'équipe a surnommé les anneaux Oiapoque (l'anneau intérieur, plus substantiel) et Chuí (l'anneau extérieur), d'après les deux fleuves qui forment les frontières côtières nord et sud du Brésil. Une demande de noms officiels sera soumise à l' AIU à une date ultérieure.
Il a été proposé en janvier 2015 que 2060 Chiron ait une paire d'anneaux similaire.
Découverte et observations
Chariklo est le plus grand membre confirmé d'une classe de petits corps connus sous le nom de centaures, qui orbitent autour du Soleil entre Saturne et Uranus dans le système solaire externe . Les prévisions avaient montré que, vue d'Amérique du Sud, elle passerait devant l'étoile de magnitude 12,4 UCAC4 248-108672, située dans la constellation du Scorpion , le 3 juin 2013.
Avec l'aide de treize télescopes situés en Argentine, au Brésil, au Chili et en Uruguay, une équipe d'astronomes dirigée par Felipe Braga Ribas ( cite ), astronome post-doctorant de l' Observatoire national (ON), à Rio de Janeiro, et 65 d'autres chercheurs de 34 institutions dans 12 pays, ont pu observer cet événement d' occultation , un phénomène au cours duquel une étoile disparaît derrière son corps occultant. Le télescope national danois de 1,54 mètre de l' observatoire de La Silla , en raison du taux d'acquisition de données beaucoup plus rapide de sa caméra « Lucky Imager » (10 Hz), était le seul télescope capable de résoudre les anneaux individuels.
Au cours de cet événement, la luminosité observée devrait passer de la magnitude 14,7 (étoile + Chariklo) à 18,5 (Chariklo seul) pendant au plus 19,2 secondes. Cette augmentation de 3,8 magnitudes équivaut à une diminution de la luminosité d'un facteur 32,5. L'événement d'occultation primaire était accompagné de quatre petites diminutions supplémentaires de l'intensité globale de la courbe lumineuse , qui ont été observées sept secondes avant le début de l'occultation et sept secondes après la fin de l'occultation. Ces occultations secondaires indiquaient que quelque chose bloquait partiellement la lumière de l'étoile de fond. La symétrie des occultations secondaires et les multiples observations de l'événement à divers endroits ont permis de reconstituer non seulement la forme et la taille de l'objet, mais aussi l'épaisseur, l'orientation et l'emplacement des plans annulaires. Les propriétés d'anneau relativement cohérentes déduites de plusieurs observations d'occultation secondaire discréditent les explications alternatives de ces caractéristiques, telles que le dégazage de type cométaire.
Les télescopes qui ont observé l'occultation comprenaient le télescope national danois et le télescope d'enquête TRAPPIST de l' observatoire de La Silla , les télescopes PROMPT ( Cerro Tololo Inter-American Observatory ), le télescope brésilien de recherche astrophysique austral ou SOAR ( Cerro Pachón ), le 0,45 mètre ASH télescope ( Cerro Burek ), et ceux de l'Observatoire de l'Université d'État de Ponta Grossa, du Pôle astronomique Polo Casimiro Montenegro Filho (à la Fondation du parc technologique Itaipu, à Foz do Iguaçu), de l'Observatoire de l'Universidad Católica de l' Université pontificale catholique du Chili ( Santa Martina) et plusieurs à Estación Astrofísica de Bosque Alegre, géré par l' Université nationale de Cordoue . Des détections négatives ont été enregistrées par l'observatoire El Catalejo (Santa Rosa, La Pampa, Argentine), le télescope Planewave de 20 pouces (qui fait partie du réseau d'observation Searchlight) à San Pedro de Atacama, au Chili et l'instrument OALM à l'observatoire astronomique de Los Molinos en Uruguay. . Certains des autres instruments participants étaient ceux de l'Observatoire national de Rio de Janeiro, l' Observatoire de Valongo (à l'Université fédérale de Rio de Janeiro), l'Observatoire universitaire d'État Oeste do Paraná ou Unioeste (dans l'État de Paraná), le Pico dos Dias Observatory ou OPL (à Minas Gerais) et l'Université d'État de São Paulo (UNESP – Guaratinguetá) à São Paulo.
Propriétés
L'orientation des anneaux est cohérente avec une vue de face depuis la Terre en 2008, expliquant l'obscurcissement observé de Chariklo entre 1997 et 2008 par un facteur de 1,75, ainsi que la disparition progressive de la glace d'eau et d'autres matériaux de son spectre comme la surface observée des anneaux a diminué. Également cohérent avec cette orientation par la tranche, depuis 2008, la luminosité du système Chariklo a de nouveau augmenté d'un facteur 1,5 et les caractéristiques spectrales infrarouges de glace d'eau sont réapparues. Cela suggère que les anneaux sont composés au moins partiellement de glace d'eau. Une composition d'anneau glacial est également cohérente avec la densité attendue d'un corps perturbé dans la limite de Roche de Chariklo .
| Nom | Surnom | Rayon orbital (km) | Largeur (km) | Profondeur optique | Densité surfacique (g/cm 2 ) | Masse équivalente à la taille | Écart entre les anneaux (km) | Séparation radiale (km) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 2013C1R | Oiapoque | 390,6 ± 3,3 | 6,16 ± 0,11 à7,17 ± 0,14 | 0,449 ± 0,009 à0,317 ± 0,008 | 30–100 | corps glacé ~1 km de diamètre | 8,7 ± 0,4 | 14,2 ± 0,2 |
| 2013C2R | Chui | 404,8 ± 3,3 |
3.4+1,3 -2,0 à 3.6+1,1 -1,4 |
0,05+0,06 -0,01 à 0,07+0,05 -0,03 |
? | corps glacé ~0,5 km de diamètre |
Bague intérieure (2013C1R ou Oiapoque)
La profondeur équivalente (un paramètre lié à la quantité totale de matière contenue dans l'anneau en fonction de la géométrie d'observation) de C1R a varié de 21 % au cours de l'observation. Des asymétries similaires ont été observées lors d'observations d'occultation des anneaux étroits d'Uranus, et peuvent être dues à des oscillations résonantes responsables de la modulation de la largeur et de la profondeur optique des anneaux. La densité de colonne de C1R est estimée à 30-100 g/cm 2 .
Bague extérieure (2013C2R ou Chuí)
C2R fait la moitié de la largeur de l'anneau le plus brillant et se trouve juste à l'extérieur, à 404,8 kilomètres (251,5 mi). Avec une profondeur optique d'environ 0,06, il est nettement plus diffus que son compagnon. Au total, il a environ un douzième de la masse de C1R.
Origine
L'origine des anneaux est inconnue, mais les deux sont susceptibles d'être des restes d'un disque de débris, qui pourrait s'être formé via un impact sur Chariklo, une collision avec ou entre une ou plusieurs lunes préexistantes, une perturbation de marée d'une ancienne lune rétrograde , ou de la matière libérée de la surface par l'activité cométaire ou la perturbation de la rotation. Si les anneaux se sont formés lors d'un événement d'impact avec Chariklo, l'objet doit avoir percuté à faible vitesse pour empêcher les particules d'anneau d'être éjectées au-delà de la sphère de Chariklo's Hill .
Les vitesses d'impact dans le système solaire externe sont généralement 1 km/s (par rapport à la vitesse de fuite à la surface de Chariklo de ≈ 0,1 km/s), et étaient encore plus faibles avant que la ceinture de Kuiper ne soit dynamiquement excitée, soutenant la possibilité que le des anneaux se sont formés dans la ceinture de Kuiper avant que Chariklo ne soit transféré sur son orbite actuelle il y a moins de 10 Myr. Les vitesses d'impact dans la ceinture d'astéroïdes sont beaucoup plus élevées (≈ 5 km/s), ce qui pourrait expliquer l'absence de telles caractéristiques annulaires dans les corps mineurs de la ceinture d'astéroïdes. Les collisions entre les particules annulaires entraîneraient un élargissement considérable de l'anneau, et la traînée de Poynting-Robertson ferait tomber les particules annulaires sur le corps central en quelques millions d'années, nécessitant soit une source active de particules annulaires, soit un confinement dynamique de petite taille (kilomètre- taille) incrustées ou lunes de berger encore à découvrir. De telles lunes seraient très difficiles à détecter par imagerie directe depuis la Terre en raison de la petite séparation radiale du système d'anneaux et de Chariklo.
Simulation
En tant que plus petit corps céleste connu avec son propre système d'anneaux, Chariklo et ses anneaux sont les premiers à avoir été entièrement simulés en résolvant numériquement le problème des N corps . Les hypothèses faites incluaient que les particules planétoïdes et annulaires étaient sphériques et que toutes les particules avaient des rayons égaux entre 2,5 et 10 m. Selon les paramètres, les simulations impliquaient entre 21 millions et 345 millions de particules interagissant entre elles par gravité et collisions . Le but des simulations était d'évaluer dans quelles conditions les anneaux restent stables ; c'est-à-dire, ne vous regroupez pas en quelques corps plus gros.
La première conclusion issue des simulations est que la densité de Chariklo doit être supérieure à celle de la matière annulaire, juste pour les maintenir en orbite. Deuxièmement, pour tous les rayons de particules annulaires testés et les densités spatiales annulaires, les anneaux se sont regroupés sur des échelles de temps relativement courtes. Les auteurs proposent trois explications principales :
- les particules annulaires sont beaucoup plus petites, de l'ordre de 1 cm, que celles supposées dans les simulations
- les anneaux sont très jeunes (moins de 100 ans)
- il y a un corps relativement massif, non encore détecté dans le système, qui agit comme une lune de berger
Ils ont en outre noté que les effets de certaines hypothèses, par exemple l'absence totale d' excentricité des anneaux, n'avaient pas été évalués.