Une équipe de planétologues a utilisé la puissance du télescope Webb dans l'infra-rouge pour regarder de près les petits satellites internes des systèmes de Uranus et de Neptune, afin de caractériser leur composition de surface. On en sait plus, mais des questions demeurent sans réponse. Ils publient leurs résultats dans The Planetary Science Journal.
Matthew Beliakov (Caltech) et ses collaborateurs ont utilisé l'imageur proche infrarouge NIRCam du télescope spatial James Webb pour étudier l'environnement proche des deux géantes de glace, dans une bande de longueur d'ondes entre 1,4 et 4,6 µm. Il faut dire que trente-cinq ans après le survol d'Uranus et de Neptune par la sonde Voyager 2 (1986 et 1989), les satellites d'Uranus et de Neptune restent largement sous-étudiés par rapport à ceux de Jupiter et de Saturne. Le manque d’exploration spatiale dédiée, combiné à la difficulté des observations au sol en raison de l’intense lumière diffusée par les planètes, ont laissé les satellites les plus internes des géantes de glace sans caractérisation spectrale de leur surface.
Les plus gros satellites d'Uranus (Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Oberon) et de Neptune (Triton) présentent tous leur propre géologie, et la forte modification endogène de leurs surfaces en fait de mauvaises sondes de la composition originale des géantes de glace. Bien que l'histoire exacte des petits satellites internes d'Uranus et de Neptune soit inconnue, ils sont probablement une combinaison de matière primordiale des géantes de glace et de comètes interlopes, les objets plus gros étant proches du matériau de la sous-nébuleuse d'origine et les satellites plus petits étant de composition mixte.
Bien qu'Uranus ait un ensemble d'anneaux plus grand et plus varié que Neptune, elle a moins de lunes bergers pour ses anneaux, avec les plus intérieures Cordelia et Ophélie qui surveillent les anneaux ε et λ. Les neuf lunes suivantes d'Uranus (Bianca, Cressida, Desdemone, Juliette, Portia, Rosalinde, Cupid, Belinda et Perdita) partagent toutes des albédos et des pentes spectrales communes avec la deuxième plus grande lune, Portia, et sont collectivement dénommées le "Groupe de Portia". La plus grande lune intérieure, Puck, a quant à elle un albédo légèrement plus grand et une pente spectrale distincte dans le visible. Compte tenu du grand nombre de lunes, le système uranien est instable sur des échelles de temps supérieures à 100 Mégannées, avec des collisions et des réaccrétions attendues.
La composante interne du système neptunien se compose elle de sept lunes. Les plus profondes sont Naïade et Thalassa. Naïade est enfermée dans une résonance 73:69 avec Thalassa et les deux lunes sont probablement des tas de décombres en raison de leurs densités apparemment faibles. Les deux lunes suivantes sont Despina et Galatée, qui sont respectivement des lunes bergers des anneaux de Le Verrier et d'Adams. L'évolution rapide des arcs d'anneaux dans l'anneau d'Adams sur des échelles de temps de quelques décennies suggère que les orbites des lunes neptuniennes internes sont toujours en évolution. Ensuite, Larissa est légèrement plus grande, mesurant 200 km, et orbite juste à l'extérieur des anneaux de Neptune. La lune suivante, Hippocampe, n'a été découverte qu'en 2013 et est probablement un produit de collision de la plus grande des lunes intérieures, Protée. Protée présente une asymétrie notable de luminosité avant/arrière dans le visible, qui a été attribuée aux particules chargées de la magnétosphère de Neptune bombardant l'hémisphère arrière de Protée. Mais, la source de l'asymétrie n'est pas claire et les détails sur la composition de la surface de Protée restent flous. Toutes les lunes intérieures de Neptune ont un albédo visuel tout aussi faible, inférieur à 10 % et des couleurs neutres similaires.
Belyakov et ses collaborateurs obtiennent des spectres infra-rouge de tous ces petits corps, qui leur permettent de donner un aperçu approfondi de leur composition , et plus généralement de celle des petits corps du système solaire externe. Les glaces de CO2 , CO, H2O et CH3OH sont courantes sur les objets de la ceinture de Kuiper. En comparaison, on sait peu de choses sur la composition des satellites internes des géantes de glace. Dans le cas de Neptune par exemple, la capture violente de Triton laisse ouverte la question de savoir ce qui compose les débris de collision qui ont ensuite formé les satellites à l'intérieur de l'orbite de Triton. Pour les satellites uraniens, il est intéressant de chercher la raison de la différence marquée qui existe entre les surfaces très sombres des satellites du groupe de Puck et de Portia par rapport aux satellites réguliers plus brillants.
Les résultats des planétologues américains à partir de la photométrie des satellites intérieurs d'Uranus et de Neptune montrent qu'au premier ordre, les petites lunes intérieures semblent toutes avoir un comportement spectral similaire dans l'infra-rouge. En moyenne, les satellites neptuniens ont des albédos nettement plus élevés que les satellites uraniens.
La caractéristique la plus marquante des satellites observés est une absorption à 3,0 µm qui pourrait être attribuée à plusieurs matériaux possibles, selon Belyakov et ses collaborateurs. Les correspondances possibles incluent la glace d'eau ou des minéraux hydratés du tronçon OH à 3,0 μm, les argiles contenant des sels d'ammoniac tels que NH4+ qui a une raie caractéristique à 3,07 μm, ou bien des composés organiques aliphatiques et aromatiques complexes. Des combinaisons de ces différents composés sont également possibles, à l’instar des objets de la ceinture de Kuiper qui contiennent à la fois de la glace d’eau et des hydrocarbures. La plupart des satellites présentent une légère pente ascendante entre 1,4 et 2,1 μm , une remontée dans le proche IR caractéristique des objets de la ceinture de Kuiper moins rouges et excités dynamiquement.
Belyakov et son équipe font des comparaisons entre les spectres des satellites des géantes et les données NIRSpec d'autres petits corps du système solaire externe, en particulier les objets de la ceinture de Kuiper et les chevaux de Troie de Neptune. En superposant les données des deux plus grands satellites internes, Puck et Protée, avec le spectre de l'objet de la ceinture de Kuiper 2004 EW95 et du cheval de Troie Neptunien 2007 VL305, les chercheurs constatent que les modèles EW95 de 2004 et VL305 de 2007 ont aussi tous les deux un creux caractéristique à 3,0 μm avec un pic dû à la glace d'eau, et une caractéristique de glace de CO2 à 4,25 μm. Et le KBO 2004 EW95 a un albédo particulièrement faible et connaît des niveaux d'insolation maximale similaires à ceux de Protée. De même, les chercheurs pensent que le cheval de Troie Neptunien 2007 VL305 a probablement été au point L4 de Neptune pendant 4,5 Gigannées, ce qui fournit ainsi une excellente comparaison avec Protée en termes de quantité de rayonnement solaire reçu (le rayon et donc l'albédo de VL305 2007 sont inconnus).
Les planétologues constatent que Protée correspond bien à ces deux astéroïdes, avec une absorption profonde de 3,0 μm et des pentes spectrales similaires entre 1,4/2,1 μm et 3,0/4,6 μm . Mais il existe aussi de nombreux KBO et chevaux de Troie de Neptune qui ne partagent pas ces caractéristiques spectrales. De nombreux KBO ont des albédos significativement plus élevés que ceux mesurés pour Protée, ainsi que des pentes spectrales clairement plus rouges dans le visible et le proche IR. De plus, les chevaux de Troie de Neptune avec des pentes spectrales visibles très rouges, comme VX30 2013, ne présentent pas la hausse de 3,0 à 4,6 μm que montrent Protée et Puck.
Les satellites saturniens offrent également un point de comparaison important pour les chercheurs. De nombreux satellites saturniens ont un albédo élevé (Encelade, Téthys, Japet dans sa face arrière) qui sont donc très distincts de l'ensemble des satellites uraniens et neptuniens observés. Mais Phoebe ou la face avant de Japet sont plus sombres et constituent un meilleur point de comparaison. Phoebe et Japet ont en fait tous les deux des spectres similaires à ceux de certaines lunes neptuniennes et uraniennes, avec une grande profondeur de la caractéristique à 3,0 μm et une correspondance des pentes spectrales de 1,4 à 2,1 μm et de 3,0 à 4,6 μm .
Finalement, la recherche d'analogues spectraux des petits satellites des géantes de glace révèle deux classes possibles de corps : les objets sombres et glacés de la ceinture de Kuiper et deux des satellites saturniens : Phoebe et Japet. Bien que tous les analogues du système solaire qui correspondent aux données des petits satellites présentent des caractéristiques claires d'absorption de la glace d'eau, la nature à faible résolution des données empêche Belyakov et ses collaborateurs d'exclure l'ammoniac, les matières organiques et les minéraux hydratés comme moteurs de la caractéristique à 3,0 μm dans les données spectrophotométriques.
Si les satellites internes d'Uranus et de Neptune sont similaires aux KBO avec une caractéristique à 3,0 µm due à la glace d'eau, cela pourrait indiquer soit que la glace d'eau était stable dans les sous-nébuleuses des géantes de glace dans le rayon de formation de Puck et Protée, soit que les satellites internes sont un mélange de matériaux de collision provenant de comètes, de KBO et de satellites internes primordiaux.
Bien que de la glace d'eau puisse être présente sur ces objets, elle ne peut en tous cas pas être l'élément dominant composant toutes les petites lunes uraniennes et neptuniennes, et en particulier pas les plus intérieures. French et al. (2024) ont constaté que la densité des satellites internes d'Uranus augmente plus on se rapproche de la planète, ce qui est cohérent avec la densité critique de Roche. Le plus interne des satellites internes doit être composé d'un matériau d'une densité supérieure à celle de la glace, potentiellement compatible avec des silicates ou des matières organiques.
Le cheval de Troie Jupiter Eurybates est un autre exemple de corps du système solaire qui a un albédo similaire à celui des lunes uraniennes internes et qui possède lui aussi une caractéristique à 3,0 μm, attribuée au radical OH mélangé à des matières organiques. Mais ces matières organiques semblent également ne pas correspondre, parce que la profondeur de l'absorption à 3,0 µm sur Eurybates est nettement plus faible que dans les observations des petites lunes uraniennes et neptuniennes.
Afin de résoudre les questions sur la formation des satellites autour des géantes de glace, de nouvelles observations ayant une couverture spectrale plus large, de 0,6 à 5,0 μm (avec Webb/NIRSpec) pour les satellites internes de Neptune et d'Uranus seront encore nécessaires pour mieux identifier les compositions de surface de ces objets.
Source
JWST Spectrophotometry of the Small Satellites of Uranus and Neptune
Matthew Belyakov et al.
The Planetary Science Journal, Volume 5, Number 5 (22 may 2024)
Illustrations
1. Uranus, ses anneaux et ses satellites principaux imagés par Webb (NASA, ESA, CSA, STScI)
2. Zones ciblées pour l'étude des petits satellites (Matthew Belyakov et al.)
3. Albedos mesurés en fonction de la longueur d'onde pour Puck et Protée, comparés à ceux de KBO (Matthew Belyakov et al.)
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