Measurements made at Bordeaux Observatory and in Brazil for several months prior to the July 2005 event allowed astronomers to obtain an accuracy of about 20 mas on the prediction, showing that the occultation could be observable with several large telescopes in Chile, as well from smaller telescopes in Brazil, Paraguay, Uruguay and Argentina (Figure 1).

charon-fig1.jpg

Figure 1 : Track of Charon’s shadow on 11 July 2005. The green symbols indicate sites where observations were planned. The blue circles show the sites where the occultation was detected. However, only the stations at San Pedro de Atacama, Paranal and El Leoncito provided data with sufficient signal to noise ratio to derive Charon’s radius.

The Paris Observatory team could then gather data from Paranal, obtained with the NACO adaptive optics camera installed on the "Yepun" 8.2-m Very Large Telescope (Figure 2). Data were also obtained from El Leoncito in Argentina, with the 2.15-m "Jorge Sahade" telescope, and from San Pedro de Atacama (Chile), with the Italian 50-cm amateur "Campo Catino Austral Telescope".

Figure 2 : Images of the Pluton-Charon couple before occultation. Is shown here a composite of 13x13 arcsec images taken with the adaptive optics camera NACO on one of the VLT’s of the European Southern Observatory (Paranal site). The images were taken in K band (2.2 microns) from about three hours to about one hour before the occultation. All images were centered on Pluto and Charon, the double object visible near the top, with a separation of about 0.9 arcsec. Because of Pluto’s motion, the occulted star, at the right of Pluto, appears as a dotted trail, as well as another star in the lower left corner. Note the great quality of the image of the giant telescope, with the low atmospheric turbulence and the adaptive optics, which allows to clearly separate Pluton and Charon, although they are less than one arscec distant.

Figure 3 : Reconstruction of the occultation chords from the occultations observed at the three sites of San Pedro de Atacama, Paranal (Chile) and El Leoncito (Argentina). A fit to the chord extremities provides Charon’s radius, 603.6 km. The arrow indicates the satellite rotation.

Charon’s radius determination could have indirect consequences on Pluto’s size (and then also density) and on Pluto’s atmospheric structure. One can now re-analyze the "mutual events" (eclipses et occultations) of Pluto and Charon observed during the 1980’s by fixing Charon’s radius to its value now determined by the occultation, and the satellite’s semi-major axis to its value derived from Hubble Space Telescope observations. There is then only one free parameter, Pluto’s radius, which can be derived with much better accuracy. This radius can in turn improve the atmospheric models for the planet, by discriminating clear atmospheres with a strong inversion layer near the surface, from hazy atmospheres, with a possible convective layer. This occultation finally provided an upper limit for a hypothetical Charon’s atmosphere. For instance, we can give an upper limit of about 110 nanobar in pressure at the surface for an isothermal nitrogen atmosphere. This upper limit can be decreased to 15 nanobar for a methane atmosphere, a value one thousand times smaller than for Pluto’s atmosphere (Figure 4).

Figure 4 : Composite of the occultation light curves obtained at Paranal and El Leoncito. The time axis has be translated into distance to Charon’s center. The light grey model show the effect that would be caused by an isothermal nitrogen atmosphere with surface pressure of 110 nanobars. The darker grey model shows the effect that a 15 nanobars methane atmosphere would cause on the light curve. These two models are examples of upper limits for possible atmospheres around Charon.

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Reference B. Sicardy, A. Bellucci,E. Gendron,F. Lacombe,S. Lacour, J. Lecacheux, E. Lellouch, S. Renner, S. Pau, F. Roques, T. Widemann, F. Colas, F. Vachier, N. Ageorge, O. Hainaut, O. Marco, W. Beisker, E. Hummel, C. Feinstein,H. Levato, A. Maury, E. Frappa, B. Gaillard, M. Lavayssière, M. Di Sora, F. Mallia, G. Masi, R. Behrend, F. Carrier, O. Mousis, P. Rousselot, A. Alvarez-Candal, D. Lazzaro, C. Veiga, A.H. Andrei, M. Assafin, D.N. da Silva Neto, R. Vieira Martins, C. Jacques, E. Pimentel, D. Weaver, J.-F Lecampion, F. Doncel, T. Momiyama, G. Tancredi : "Charon’s size and upper limit on the atmosphere from a stellar occultation" Nature, 5 January 2006

Contact Bruno Sicardy (Observatoire de Paris, LESIA) Thomas Widemann (Observatoire de Paris, LESIA)

Dernière modification le 4 mars 2013

Des mesures faites à l’Observatoire de Bordeaux et au Brésil dans les mois qui précédèrent le phénomène de juillet 2005 ont permis d’obtenir une précision astrométrique de l’ordre de 20 mas, montrant que l’occultation pouvait être visible de plusieurs gros télescopes au Chili, ainsi que de télescopes plus petits au Brésil, Paraguay, Uruguay et Argentine (Figure 1).

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Figure 1 : Trajectoire de l’ombre de Charon le 11 juillet 2005. Les symboles en vert indiquent les sites où des contacts avaient été pris pour effectuer l’observation. Les symboles entourés en bleu indiquent les sites où l’occultation a pu être détectée. Seules les stations de San Pedro de Atacama, Paranal et El Leoncito ont fourni un rapport signal sur bruit suffisant pour contribuer àla mesure du rayon de Charon.

L’équipe de l’Observatoire de Paris a ainsi pu recueillir des données du site de Paranal, obtenues avec la caméra d’optique adaptative NACO sur le VLT "Yepun", de 8.2-m de diamètre (Figure 2). Des données ont également été obtenues du site de Cerro El Leoncito en Argentine avec le télescope de 2.15-m "Jorge Sahade", et de San Pedro de Atacama (Chili) avec le télescope amateur italien "Campo Catino Austral Telescope", de 50 cm de diamètre.

Figure 2 : Images du couple Pluton-Charon avant l’occultation. Est montrée ici la composition d’images (13x13 arcsec) prises par la caméra d’optique adaptative NACO installée sur l’un des VLT àl’Observatoire Européen Austral (site du Paranal), entre environ trois heures et une heure avant l’occultation, dans la bande K (2.2 microns). Les images ont été centrées sur le couple Pluton/Charon, l’objet double visible en haut de l’image, séparé d’environ 0.9 seconde d’arc. A cause du mouvement de Pluton dans le ciel, l’étoile occultée, àdroite de Pluton, a laissé une traînée en pointillé sur l’image, ainsi qu’une autre étoile en bas àgauche. Le pouvoir séparateur du télescope géant, la faible turbulence de l’atmosphère, encore diminuée par l’optique adaptative, permettent de séparer nettement le couple Pluton-Charon, malgré leur très faible distance : moins d’une seconde d’arc.

Figure 3 : Reconstitution des cordes d’occultation àpartir des trois stations où a été observé le phénomène : San Pedro de Atacama, Paranal (Chili) et El Leoncito (Argentine). L’ajustement d’un cercle aux extrémités de ces cordes fournit la rayon de Charon, 603.6 km. La flèche indique le sens de rotation du satellite.

La mesure de la taille de Charon pourrait avoir un "effet domino" sur la détermination de la taille (et donc la densité) de Pluton, ainsi que sur la structure de son atmosphère. En effet, on peut maintenant réanalyser les "phénomènes mutuels" (éclipses et occultations) de Pluton et Charon observés dans les années 1980 en fixant la valeur du rayon de Charon à sa valeur désormais mesurée par occultation, et en fixant le rayon orbital du satellite à sa valeur mesurée par le télescope spatial Hubble. On n’a alors qu’un paramètre libre, le rayon de Pluton, qui peut être déduit avec beaucoup plus de précision. Ce rayon pourra lui-même contraindre les modèles atmosphériques de Pluton, et discriminer entre les modèles qui incluent la présence de brumes et/ou d’une couche convective, et ceux qui prévoient au contraire une atmosphère transparente avec une brutale couche d’inversion près de la surface. Cette occultation a enfin été l’occasion de fournir une limite supérieure à une atmosphère de Charon. Par exemple, nous pouvons donner une limite supérieure de 110 nanobar à la surface de Charon pour une éventuelle atmosphère isotherme d’azote. Cette limite descend à 15 nanobar s’il s’agit d’une atmosphère de méthane, une valeur mille fois plus faible que la pression atmosphérique à la surface de Pluton (Figure 4).

Figure 4 : Composite des courbes de lumière obtenues au Paranal et àEl Leoncito. L’axe des temps, en abscisses, a été traduit en distance au centre de Charon. Le modèle en grisé clair montre l’effet qu’aurait eu une atmosphère isotherme d’azote avec une pression de 110 nanobars àla surface du satellite. Le modèle en grisé sombre montre l’effet qu’aurait sur la courbe de lumière une atmosphère de méthane avec une pression au sol de 15 nanobars. Ces deux modèles sont des exemples de limites supérieures d’atmosphères possibles de Charon.

Référence B. Sicardy, A. Bellucci,E. Gendron,F. Lacombe,S. Lacour, J. Lecacheux, E. Lellouch, S. Renner, S. Pau, F. Roques, T. Widemann, F. Colas, F. Vachier, N. Ageorge, O. Hainaut, O. Marco, W. Beisker, E. Hummel, C. Feinstein,H. Levato, A. Maury, E. Frappa, B. Gaillard, M. Lavayssière, M. Di Sora, F. Mallia, G. Masi, R. Behrend, F. Carrier, O. Mousis, P. Rousselot, A. Alvarez-Candal, D. Lazzaro, C. Veiga, A.H. Andrei, M. Assafin, D.N. da Silva Neto, R. Vieira Martins, C. Jacques, E. Pimentel, D. Weaver, J.-F Lecampion, F. Doncel, T. Momiyama, G. Tancredi : "Charon’s size and upper limit on the atmosphere from a stellar occultation" Nature, 5 Janvier 2006

Contact Bruno Sicardy (Observatoire de Paris, LESIA) Thomas Widemann (Observatoire de Paris, LESIA)

Dernière modification le 22 février 2013