Thermal properties of Saturn's rings : from CAMIRAS to the CASSINI mission.
Propriétés physiques des anneaux de Saturne : de CAMIRAS à la mission CASSINI.
Résumé
This thesis presents a study of the rotational properties of particles in Saturn's A and C rings. The own rotation of particles is a dynamical key parameter which plays a role during mutual collisions. The distribution of the spin rate w depends indeed on relative speeds but also on the surface quality of regolith (porosity and roughness) and thus on the internal structure of particles. To constrain w, we need to interpret the thermal emission (function of thermal inertia Tau and w) of the disc according to the phase angle and the planetocentric longitude, as it is still impossible to observe particles separately. Azimuthal variations of temperature observed with various phases angles are modulated by the cooling of the particles, when they cross the shadow of the planet. The heating and cooling rates make it possible to measure thermal inertia, whereas the differences in temperature with the phase angle inform us on the anisotropy of emission associated with the spin rate. Azimuthal variations of temperature were observed in the mid-infrared, at weak phase angle with imagers CAMIRAS (CFHT) and VISIR (VLT), and at multiple phases angles with IRIS (Voyager) and CIRS (Cassini) spectrometers, offering respectively a total or partial azimuthal coverage. A thermal model of planetary ring made up of icy spherical particles in rotation and distributed according to a monolayer structure was developed to interpret the observed temperatures. It enables us to determine how the temperature of the disc, submitted to the multiple sources of heating (Sun, Saturn... etc), varies with the phase angle and the longitude according to the thermal properties of particles. The significant asymmetrycal emission to weak or strong phase shows that the largest particles, which contain a significant fraction of the C ring mass, have an average spin rate w/Omega =0.5±0.4.This result, obtained with the assumptions of a mono size distribution and a monolayer vertical structure, is compatible with results of dynamical simulations. The thermal inertia of the regolith in the C ring (Tau = 6.0 ± 4Jm-2K-1s-1/2) is 3 orders of magnitude weaker than that of the crystalline water ice, and confirms a very porous structure, probably generated by cracks on the surface of the particles. They are probably the consequence of the permanent patching due to the mutual collisions, or the forces of tensions related to the signi- ficant variations in temperature with each orbit. In addition to azimuthal variations in temperature of the A ring, related to the spin rate and the cooling of particles in the Saturn's shadow, a modulation of brightness temperature, correlated with variations of optical depth, is put. This variation could be highlighted by the observations of CIRS at multiple phases and is explained by the presence of gravitational instabilities known under the name of "wakes". The thermal emission of the A ring observed with VISIR, after the taking into account of CIRS observations, is similar to that coming from plane structures in which the particles form aggregates. The high angular resolution accessible with the VLT enabled us, for the first time, to measure the azimuthal variations of temperature in this ring and to deduce its thermal inertia from it. The found value (Tau = 4±3Jm-2K-1s-1/2), under the assumption of a monolayer plane structure, is virtually identical to that of the rings C and B, indicating a probably similar surface quality.
Cette thèse présente une étude des propriétés rotationnelles des particules dans les anneaux A et C de Saturne. La rotation des particules sur elles mêmes est un des paramètres dynamiques clé qui entre en jeu au cours des collisions mutuelles. La distribution du spin w dépend en effet des vitesses relatives mais aussi de l'état de surface du régolite (porosité et rugosité) et donc de la structure interne des particules. La contrainte de w passe par l'interprétation de l'émission thermique (fonction de l'inertie thermique Tau et de w) du disque en fonction de l'angle de phase et de la longitude planétocentrique, car il n'est pas encore possible d'observer les particules individuellement. Les variations azimutales de température observées à différents angles de phase sont modulées par le refroidissement des particules à chaque orbite, lorsqu'elles traversent l'ombre de la planète. Les vitesses de réchauffement et de refroidissement permettent de mesurer l'inertie thermique, alors que les différences de température en fonction de l'angle de phase nous informent sur l'anisotropie d'émission associée au spin.
Ces variations de température ont été observées dans l'infrarouge, à faible angle de phase avec les caméras CAMIRAS (CFHT) et VISIR (VLT), et à de multiples angles de phase avec les spectromètres IRIS (Voyager) et CIRS (Cassini), offrant respectivement une couverture azimutale totale ou partielle. Un modèle thermique d'anneau planétaire constitué de particules de glace sphériques en rotation et réparties suivant une structure monocouche a été développé pour interpréter les températures observées. Il permet de déterminer comment la température du disque, soumis aux multiples sources de chauffage (Soleil, Saturne...etc), varie avec l'angle de phase et la longitude en fonction des propriétés thermiques des particules.
L'importante asymétrie d'émission à faible ou fort angle de phase montre que les plus grosses particules, qui contiennent une fraction importante de la masse de l'anneau C, ont une vitesse moyenne de rotation proche de la rotation Keplerienne Omega(w/Omega =0.5±0.4). Ce résultat, obtenu avec les hypothèses d'une distribution mono taille des particules, et suivant une structure monocouche, est compatible avec les résultats des simulations dynamiques. L'inertie thermique du régolite de l'anneau C (Tau = 6.0 ± 4Jm-2K-1s-1/2) est 3 ordres de grandeur plus faible que celle de la glace d'eau cristalline, et confirme une structure très poreuse, probablement engendrée par des fissures à la surface des particules. Elles sont probablement la conséquence du resurfaçage permanent dû aux collisions mutuelles, ou aux forces de tensions liées aux importantes variations de température à chaque orbite.
Aux variations de température azimutales de l'anneau A liées au spin et au refroidissement des particules dans l'ombre de la planète, s'ajoute une modulation de température de brillance, corrélée avec la variation de profondeur optique. Cette variation a pu être mise en évidence par les observations de CIRS à de multiples angles de phase et s'explique par la présence d'instabilit és gravitationnelles connues sous le nom de " wakes ". L'émission thermique de l'anneau A observée avec VISIR, après la prise en compte des observations de CIRS, est similaire à celle provenant de structures planes dans lesquelles les particules forment des agrégats. La haute résolution angulaire accessible au VLT nous a permis, pour la première fois, de mesurer les variations azimutales de température dans cette région et d'en déduire son inertie thermique. La valeur trouvée (Tau = 4 ± 3Jm-2K-1s-1/2), sous l'hypothèse d'une structure plane monocouche, est sensiblement identique à celle des anneaux C et B, indiquant un état de surface probablement similaire.
Ces variations de température ont été observées dans l'infrarouge, à faible angle de phase avec les caméras CAMIRAS (CFHT) et VISIR (VLT), et à de multiples angles de phase avec les spectromètres IRIS (Voyager) et CIRS (Cassini), offrant respectivement une couverture azimutale totale ou partielle. Un modèle thermique d'anneau planétaire constitué de particules de glace sphériques en rotation et réparties suivant une structure monocouche a été développé pour interpréter les températures observées. Il permet de déterminer comment la température du disque, soumis aux multiples sources de chauffage (Soleil, Saturne...etc), varie avec l'angle de phase et la longitude en fonction des propriétés thermiques des particules.
L'importante asymétrie d'émission à faible ou fort angle de phase montre que les plus grosses particules, qui contiennent une fraction importante de la masse de l'anneau C, ont une vitesse moyenne de rotation proche de la rotation Keplerienne Omega(w/Omega =0.5±0.4). Ce résultat, obtenu avec les hypothèses d'une distribution mono taille des particules, et suivant une structure monocouche, est compatible avec les résultats des simulations dynamiques. L'inertie thermique du régolite de l'anneau C (Tau = 6.0 ± 4Jm-2K-1s-1/2) est 3 ordres de grandeur plus faible que celle de la glace d'eau cristalline, et confirme une structure très poreuse, probablement engendrée par des fissures à la surface des particules. Elles sont probablement la conséquence du resurfaçage permanent dû aux collisions mutuelles, ou aux forces de tensions liées aux importantes variations de température à chaque orbite.
Aux variations de température azimutales de l'anneau A liées au spin et au refroidissement des particules dans l'ombre de la planète, s'ajoute une modulation de température de brillance, corrélée avec la variation de profondeur optique. Cette variation a pu être mise en évidence par les observations de CIRS à de multiples angles de phase et s'explique par la présence d'instabilit és gravitationnelles connues sous le nom de " wakes ". L'émission thermique de l'anneau A observée avec VISIR, après la prise en compte des observations de CIRS, est similaire à celle provenant de structures planes dans lesquelles les particules forment des agrégats. La haute résolution angulaire accessible au VLT nous a permis, pour la première fois, de mesurer les variations azimutales de température dans cette région et d'en déduire son inertie thermique. La valeur trouvée (Tau = 4 ± 3Jm-2K-1s-1/2), sous l'hypothèse d'une structure plane monocouche, est sensiblement identique à celle des anneaux C et B, indiquant un état de surface probablement similaire.