5.4 Étude à l’échelle globale
5.4.3 Albédo de diffusion simple, pentes spectrales et paramètre d’asymétrie
L’albédo de diffusion simple et le paramètre d’asymétrie dérivés à partir des observations VIRTIS-M visible et infrarouge et des valeurs de la rugosité macroscopique ¯θV ISet ¯θIRsont donnés dans les figures 5.11aet 5.11b. Les parties non représentées correspondent à une région plus affectée par un signal parasite venant de la voie infrarouge (avant 0.45 µm), à des résidus de calibration (entre 0.8 et 1.0 µm), ou à la jonction entre les filtres présents sur le capteur (deux canaux autour de 0.65 µm, entre 1.4 et 1.6 µm ainsi qu’entre 2.4 et 2.6 µm).
FIGURE5.8 – Densité (échelle normalisée) de la réflectance moyennée sur 10 canaux autour de 2.3 µm µm des observations VIRTIS-M infrarouge retenues pour l’étude photométrique couvrant MTP006 à MTP012.
L’albédo de diffusion simple reproduit les caractéristiques spectrales de la surface corrigées de l’influence de la géométrie des observations, d’où l’avantage de l’étudier. Son niveau est très bas dans le visible et augmente avec la longueur d’onde. Il passe ainsi de 0.051 à 0.55 µm à 0.14 à 2.8 µm. Ces valeurs sont identiques à celles calculées avec le même modèle parCiarniello et al. (2015) : 0.052 à 0.55 µm et 0.14 à 2.8 µm.Ciarniello et al.(2015) compare ces valeurs avec celles dérivées dans le visible à partir des données de la caméra OSIRIS parFornasier et al.(2015). À 0.65 µm on trouve ainsi pour VIRTIS un albédo de diffusion simple de 0.059 et de 0.042 pour OSIRIS. La valeur calculée pour VIRTIS à cette longueur d’onde est une moyenne des albédos de diffusion simple des canaux adjacents en raison du problème de filtre sur celui à 0.65 µm. L’écart entre les valeurs de VIRTIS et OSIRIS s’explique par l’utilisation d’un modèle différent. Les valeurs de réflectance d’OSIRIS couvrent les petits angles de phase et nécessitent en effet l’utilisation des termes prenant en compte l’effet d’opposition dans le modèle de Hapke. D’un autre côté, les phases couvertes ne vont pas au-dessus de 54° (Fornasier et al.,
2015) et le modèle utilisé sera donc moins sensible et moins précis sur la détermination de ¯θ qui agit plus aux grandes phases.
Bien que possédant un albédo très faible, 67P n’est pas l’objet le plus sombre que l’on connaisse puisque les comètes Wild 2, Tempel 1 Hartley 2 sont plus sombres d’après le comparatif de Ciarniello et al.
(2015). Cette caractéristique partagées par les noyaux cométaires connus peut aussi se trouver chez les astéroïdes primitifs (Masiero et al.,2011;Fornasier et al.,2014), notamment pour Phobos par exemple (Murchie and Érard,1996).
On retrouve dans le spectre de l’albédo de diffusion simple la bande d’absorption provoquée par des composés organiques, non identifiés de façon certaine jusqu’à aujourd’hui (Capaccioni et al.,2015;
Qui-5.4. ÉTUDE À L’ÉCHELLE GLOBALE
(a) Représentation des valeurs de l’équation 5.11 pour les dif-férentes valeurs de ¯θ testées pour VIRTIS-M visible à 0.55 µm. Les courbes noires représentent l’ajustement du modèle pour ¯θ = 0° (bas) et ¯θ = 40°(haut). La courbe bleue repré-sente le meilleur ajustement fournissant la valeur de ¯θ.
(b) Résidus normalisés en fonction de ¯θ pour VIRTIS-M vi-sible. Ils sont minimums pour ¯θ = 19°.
FIGURE5.9 – Représentation des valeurs de l’équation 5.11 pour différents ¯θ testés.
rico et al., 2016). On note une remontée de la réflectance à 3.2 µm, centre de la large bande. Est-ce le milieu de deux bandes d’absorptions se chevauchant, un composé exprimé en émission ou le bruit instru-mental ? Là encore la question n’est pas encore tranchée mais on retrouve grâce à ces résultats ce motif, y compris dans VIRTIS-H comme on le verra dans le sous-section 5.4.5.
Le spectre de 67P présente un caractère rouge, traduisant l’augmentation de son albédo avec la longueur d’onde. Ce caractère est exprimé avec la pente spectrale que l’on calculera ici indépendamment dans le visible entre 0.8 µm et 0.55 µm (SV IS) où elle est prononcée, et dans l’infrarouge (SIR) entre 2.35 µm et 1.0 µm où elle est plus faible. Les mêmes indicateurs queFilacchione et al.(2010, 2016a);Ciarniello et al.(2016) sont utilisés ici. On a :
SV IS=SSA0.8µm−SSA0.55µm 0.8 − 0.55 . 1 SSA0.55µm = 1.94 µm −1 (5.12) SIR=SSA2.35µm−SSA1.0µm 2.35 − 1.0 1 SSA1.0µm = 0.29 µm −1 (5.13)
Où SSAx correspond à la valeur de l’albédo de diffusion simple à la longueur d’onde x. Normaliser à 0.55 µm et 1.0 µm (afin de supprimer les éventuels effets d’illumination restant) n’est pas utile à ce stade mais le sera par la suite lorsque l’on souhaitera créer des cartes. On l’utilise cependant ici afin d’avoir des grandeurs comparables avec ce qui sera indiqué dans la suite.
Le paramètre d’asymétrie b présente de faibles variations sur la gamme spectrale étudiée. Il vaut −0.42 à 0.55 µm et −0.36 à 2.8 µm. Dans les deux cas, sa valeur étant inférieure à 0, cela correspondant à de la rétrodiffusion et à un lobe de diffusion intermédiaire, c’est à dire ni très directionnel (valeur proche de 1 ou −1) ni très isotrope (valeur proche de 0). Un tel comportement rétrodiffusant est attendu pour
(a) Représentation des valeurs de l’équation 5.11 pour les dif-férentes valeurs de ¯θ testées pour VIRTIS-M infrarouge à 2.3 µm. Les courbes noires représentent l’ajustement du modèle pour ¯θ = 0° (bas) et ¯θ = 40°(haut). La courbe bleue repré-sente le meilleur ajustement fournissant la valeur de ¯θ.
(b) Résidus normalisés en fonction de ¯θ pour VIRTIS-M in-frarouge. Ils sont minimums pour ¯θ = 18°.
FIGURE5.10 – Résidus normalisés en fonction de ¯θ pour VIRTIS-M visible et infrarouge. des particules sombres comme celles présentes à la surface de 67P. Les photons y pénètrent peu ou si c’est le cas sont rapidement absorbés : ils n’interagiront pas avec d’autres grains (diffusion multiple faible) ou ne seront pas diffusés vers l’avant. Ces valeurs de b sont également à mettre en regard avec des mesures d’échantillons de graphite et des météorites de Gao et Allende, en partie représentatives des propriétés de la surface des astéroïdes, menées parKamei and Nakamura(2002). Deux interprétations possibles sont ainsi données pour expliquer la rétrodiffusion de ces échantillons : d’une part le manque de couverture en angle de phase dans les observations d’astéroïdes et d’autre part une plus grande proportion de grosses particules (quelques centaines de micromètres) à la surface des astéroïdes (qui ont tendance à rétrodiffuser en comparaison au petites particules). La couverture en phase de nos données tend plutôt à favoriser la détermination d’un paramètre b synonyme de rétrodiffusion. Par conséquent, il n’est pas possible de déduire des informations certaines concernant la taille des particules à la surface de 67P à partir de cette valeur de b.