Communiqué de presse

Eris, la lointaine jumelle de Pluton

Une planète naine mesurée avec précision grâce à l'occultation d'une étoile de faible luminosité

26 octobre 2011

Pour la première fois, des astronomes sont parvenus à déterminer avec précision le diamètre de la lointaine planète naine Eris alors qu'elle passait devant une étoile de faible luminosité. Cet événement a été observé fin 2010 par des télescopes basés au Chili, parmi lesquels le télescope Belge TRAPPIST installé à l'Observatoire de La Silla de l'ESO. Les observations montrent qu'Eris est pratiquement la jumelle parfaite de Pluton en terme de taille. Eris se caractérise par une surface très réfléchissante, ce qui laisse supposer l'existence d'une fine couche de glace uniformément répartie à sa surface, probablement une atmosphère gelée. Les résultats seront publiés dans l'édition du 27 octobre 2011 de la revue Nature.

En novembre 2010, la lointaine planète naine baptisée Eris est passée devant une étoile de faible luminosité, un événement appelé occultation. En raison de son éloignement de la Terre et de la petitesse de la taille de la planète naine, ces phénomènes d'occultation sont très rares et difficiles à observer. La prochaine occultation d'une étoile par Eris n’arrivera pas avant 2013. La survenue d'occultations constitue le meilleur et bien souvent l'unique moyen de déterminer avec précision la forme et la taille d'un corps distant du Système Solaire. 

L'étude d'images prises par le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres installé à l'Observatoire de La Silla de l'ESO a permis d'identifier l'étoile candidate à l'occultation. Les observations ont été planifiées avec soin et menées par une équipe d'astronomes issus de nombreuses universités (Françaises, Belges, Espagnoles et Brésiliennes pour la plupart), en utilisant notamment le télescope TRAPPIST [1] (TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope, eso1023), également basé à La Silla.

« Observer des occultations de corps minuscules situés au-delà de Neptune dans le Système Solaire requiert une grande précision et une planification très soignée. C'est le meilleur moyen de déterminer la taille d'Eris, à défaut de pouvoir aller directement sur place, » explique Bruno Sicardy, l’auteur principal.

Des tentatives d'observation de cette occultation ont été menées depuis 26 sites autour du globe, sur la trajectoire prévue de l’ombre de la planète naine, y compris à l'aide de télescopes amateurs. Seuls deux de ces sites ont toutefois été capables d'observer l'événement directement. Ces deux sites sont basés au Chili et sont équipés du télescope TRAPPIST pour le site de l'Observatoire de La Silla de l'ESO et de deux télescopes pour le site de San Pedro d’Atacama [2]. Chacun des trois télescopes a enregistré une diminution soudaine de luminosité de l'étoile lointaine occultée par Eris.

Les observations combinées des deux sites chiliens montrent qu'Eris a une forme presque sphérique. Les mesures effectuées ont permis de déterminer avec précision sa forme et sa taille, aux incertitudes topographiques près (présence de montagnes élevées par exemple). De telles structures sont toutefois peu probables sur un corps glacé de si grande taille.

Eris a été identifiée en 2005 comme un objet de grande dimension du Système Solaire externe. Sa découverte a constitué un des facteurs conduisant à la création d'une nouvelle classe d'objets baptisés planètes naines et à la reclassification de Pluton de planète en planète naine en 2006. En ce moment, Eris est trois fois plus éloignée du Soleil que Pluton. 

Alors que de précédentes observations, basées sur d'autres méthodes, suggéraient qu'Eris était probablement 25% plus grande que Pluton avec un diamètre avoisinant les 3000 kilomètres, la présente étude indique que les deux objets sont de même taille.  Le diamètre d'Eris nouvellement mesuré avoisinerait les 2326 kilomètres, avec une incertitude de 12 kilomètres. De ce fait, sa taille est connue avec plus de précision que celle de son homologue, Pluton dont le diamètre est estimé entre 2300 et 2400 kilomètres. L'incertitude entourant le diamètre de Pluton résulte de la présence d'une atmosphère, qui rend les limites de sa surface impossibles à déterminer par la méthode directe des occultations. Le mouvement de Dysnomia[3], satellite d'Eris, a été utilisé pour estimer la masse d'Eris : elle est 27% plus élevée que celle de Pluton [4]. La valeur de sa masse, combinée à celle de son diamètre, fournit une estimation de la densité d’Eris: 2,53 grammes par cm³ [5].

« La valeur de cette densité suggère qu'Eris est probablement un vaste corps rocheux recouvert d'un fin manteau de glace, » commente Emmanuel Jehin, qui a contribué à l’étude [6].

La surface d'Eris est apparue extrêmement réfléchissante, 96% de la lumière qui parvient à sa surface étant réfléchie (l'albédo dans le domaine visible est de 0,96 [7]). Sa surface est plus brillante encore qu'une portion de surface terrestre recouverte de neige fraîche, ce qui fait d'Eris l'un des objets les plus réfléchissants du Système Solaire avec Encélade, la lune glacée de Saturne. La surface brillante d'Eris est très vraisemblablement constituée de glace riche en azote mélangée avec du méthane gelé – comme l'indique le spectre de la planète – recouvrant sa surface d'une couche de glace mince et très réfléchissante de moins d'un millimètre d'épaisseur. 

« Cette couche de glace pourrait résulter de la condensation, sous forme de givre à sa surface, de l'atmosphère d'azote ou de méthane de la planète naine lorsqu'elle s'éloigne du Soleil sur son orbite très allongée et dans un environnement toujours plus froid » ajoute Emmanuel Jehin. Lorsqu’Eris se trouve au plus près du Soleil, à environ 5.7 milliards de kilomètres, la glace pourrait se retransformer en gaz.

Les nouveaux résultats ont également permis à l'équipe d'effectuer une nouvelle mesure de la température de surface de la planète naine. Les estimations suggèrent que la température de surface de la face ensoleillée est au maximum de -238 degrés Celsius et a une valeur encore plus basse à la surface du côté plongé dans l'obscurité.

« C’est extraordinaire tout ce que nous pouvons déduire d'un objet aussi petit et distant qu'Eris en observant son passage devant une étoile de faible luminosité, avec des télescopes relativement petits. Cinq ans après la création de la nouvelle classe des planètes naines, nous sommes enfin parvenus à connaître l'un de ses membres fondateurs, » conclut Bruno Sicardy.

Notes

[1] TRAPPIST est l'un des derniers télescopes robotisés installés à l'Observatoire de La Silla. Equipé d'un miroir principal de 0,6 mètre de diamètre, il a été inauguré en juin 2010 et est principalement dédié à l'étude des exoplanètes et des comètes. Ce télescope est un projet financé par le Fonds Belge de Recherche Scientifique (FRS-FNRS) avec la participation de la Fondation National Suisse pour la Science. Il est contrôlé depuis Liège.

[2]Les télescopes Caisey Harlingten et ASH2.

[3]Eris est la désse grecque du chaos et de la discorde. Dynosmia est la fille d'Eris et la déesse de l'anarchie.

[4] La masse d'Eris est de 1,66 x 10²² kg, ce qui correspond à 22% de la masse de la Lune.

[5] En comparaison, la densité de la Lune est de 3,3 grammes par cm³ et celle de l'eau de 1,00 gramme par cm³.

[6] La valeur de la densité suggère qu'Eris est principalement composée de roches (85%) et à moindre titre de glace (15%). La glace forme une couche d'environ 100 kilomètres d'épaisseur qui entoure le vaste noyau rocheux. Cette couche très épaisse principalement composée d'eau glacée ne doit pas être confondue avec la très mince couche d'atmosphère gelée située en surface et qui rend la surface d'Eris si réfléchissante.

[7]L'albédo d'un corps correspond à la portion de lumière tombant sur sa surface qui est réfléchie dans l'espace plutôt qu'absorbée. Une surface parfaitement blanche est caractérisée par un albédo égal à 1 ; une surface noire, parfaitement absorbante, est caractérisée par un albédo égal à 0. A titre indicatif, l'albédo de la Lune est de 0,136 seulement, semblable à du charbon.

Plus d'informations

Cette recherche a été présentée dans un article publié dans l’édition de la revue Nature du 27 octobre 2011.

L’équipe est composée de B. Sicardy (LESIA-Observatoire de Paris (OBSPM), CNRS, Université Pierre et Marie Curie (UPMC), Université Paris-Diderot (Paris 7), Institut Universitaire de France (IUF), France) , J. L. Ortiz (Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC), Espagne), M. Assafin (Observatório do Valongo/UFRJ (OV/UFRJ), Brésil), E. Jehin (Institut d'Astrophysique de I'Université de Liège (IAGL), Belgique), A. Maury (San Pedro de Atacama Celestial Explorations, Chili), E. Lellouch (LESIA, CNRS, UPMC, Paris 7), R. Gil Hutton ( Complejo Astronómico El Leoncito (CASLEO) et San Juan National University, Argentine), F. Braga-Ribas (LESIA, CNRS, UPMC, Paris 7, France, et Observatório Nacional/MCT (ON/MCT), Brésil), F. Colas (OBSPM, IMCCE, UPMC, CNRS, France), D. Hestroffer (OBSPM, IMCCE, UPMC, CNRS, France), J. Lecacheux (LESIA-OBSPM, CNRS, UPMC, Paris 7, IUF, France), F. Roques (LESIA-OBSPM, CNRS, UPMC, Paris 7, IUF, France), P. Santos Sanz (LESIA-OBSPM, CNRS, UPMC, Paris 7, IUF, France), T. Widemann (LESIA-OBSPM, CNRS, UPMC, Paris 7, IUF, France), N. Morales (CSIC, Espagne), R. Duffard (CSIC, Espagne), A. Thirouin (CSIC, Espagne), A. J. Castro-Tirado (CSIC, Espagne), M. Jelínek (CSIC, Espagne), P. Kubánek (CSIC, Espagne), A. Sota (CSIC, Espagne), R. Sánchez-Ramírez (CSIC, Espagne), A. H. Andrei (OV/UFRJ, ON/MCT, Brésil), J. I. B. Camargo (OV/UFRJ, ON/MCT, Brésil), D. N. da Silva Neto (ON/MCT, Centro Universitário Estadual da Zona Oeste (UEZO), Brésil), A. Ramos Gomes Jr (OV/UFRJ, Brésil), R. Vieira Martins (OV/UFRJ, ON/MCT, Brésil, OBSPM, IMCCE, UPMC, CNRS, France), M. Gillon (IAGL, Belgique), J. Manfroid (IAGL, Belgique), G. P. Tozzi (INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italie), C. Harlingten (Caisey Harlingten Observatory, Royaume Uni), S. Saravia (San Pedro de Atacama Celestial Explorations, Chili), R. Behrend (Observatoire de Genève, Suisse), S. Mottola (DLR – German Aerospace Center, Allemagne), E. García Melendo (Fundació Privada Observatori Esteve Duran, Institut de Ciències de I'Espai (CSIC-IEEC), Espagne), V. Peris ( Observatori Astronòmic, Universitat de València (OAUV), Espagne), J. Fabregat (OAUV, Espagne), J. M. Madiedo ( Universidad de Huelva, Facultad de Ciencias Experimentales, Espagne), L. Cuesta (Centro de Astrobiología (CSIC-INTA), Espagne), M. T. Eibe (CSIC-INTA, Spain), A. Ullán (CSIC-INTA, Espagne), F. Organero ( Observatorio astronómico de La Hita, Espagne), S. Pastor (Observatorio de la Murta, Espagne), J. A. de los Reyes (Observatorio de la Murta, Espagne), S. Pedraz (Calar Alto Observatory, Centro Astronómico Hispano Alemán, Espagne), A. Castro (Sociedad Astronómica Malagueña, Centro Cultural José María Gutiérrez Romero, Espagne), I. de la Cueva (Astroimagen, Espagne), G. Muler (Observatorio Nazaret, Espagne), I. A. Steele (Liverpool JMU, Royaume Uni), M. Cebrián (Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), Espagne), P. Montañés-Rodríguez (IAC, Espagne), A. Oscoz (IAC, Espagne), D. Weaver (Observatório Astronomico Christus, Colégio Christus, Brésil), C. Jacques (Observatório CEAMIG-REA, Brésil), W. J. B. Corradi (Departamento de Física – Instituto de Ciências Exatas – Universidade Federal de Minas Gerais (ICEx–UFMG), Brésil), F. P. Santos (Departamento de Física, ICEx–UFMG, Brésil), W. Reis (Departamento de Física, ICEx–UFMG, Brésil), A. Milone (Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE-MCT), Brésil), M. Emilio ( Universidade Estadual de Ponta Grossa, O.A. – DEGEO, Brésil), L. Gutiérrez (Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM), Mexique), R. Vázquez (Instituto de Astronomía, UNAM, Mexique) & H. Hernández-Toledo (Instituto de Astronomía, UNAM, Mexique).

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Liens

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• Article à propos de TRAPPIST en September 2011 extrait de l‘ESO Messenger
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