Les limites de ces interprétations

7.3 Les limites de ces interprétations

Les résultats obtenus au cours de cette thèse sont le fruit d'une approche de l'émission thermique des anneaux, simple mais novatrice car aucune autre étude n'avait jusqu'à présent pu estimer observationellement la rotation des particules. De nombreux paramètres entrent en jeu et des hypothèses simplicatrices, mais raisonnables, sont nécessaires.

7.3.1 Particules de taille identique

Nous avons supposé que les particules avaient toutes la même taille : 1 mètre de rayon. De telles particules constituent en fait une grande fraction de la masse du disque, mais elles sont peu nombreuses, la loi de distribution de taille sondée par occultation stellaire (French et Nicholson, 2000) étant en puissance q=3 environ. Les plus petites, qui sont majoritaires, doivent jouer un rôle à priori non négligeable dans l'émission thermique. Nous avons simulé avec le code PRD, l'évolution dynamique d'un disque avec une telle distribution de taille. Nous constatons que les particules centimétriques ont des vitesses de rotation plus élevées. Ohtsuki (2005) à estimé que la vitesse de rotation des particules d'un centimètre de diamètre, dans l'anneau C, est environ cent fois plus élevée que pour une particule métrique. L'orientation de leur spin est aussi beaucoup plus aléatoire (les distribution des angles αP et δP sont alors

uniformes). Intuitivement, nous comprenons que leur spin étant plus rapide, leur température de surface est donc plus homogène que pour des rotateurs lents. Les variations azimutales de température eective associées à cette population de petites particules sont donc plus faibles que pour des rotateurs lents. Elles vont donc ajouter un " continuum ", avec de plus faibles modulations, au ux infrarouge observé.

A faible angle de phase, ce sont les particules en rotation lente, donc de plus grand rayon, qui sont les plus chaudes, car leur hémisphère visible et chaud est orienté vers le Soleil. Ce sont donc elles qui vont contribuer majoritairement à l'émission thermique observée.

A fort angle de phase, c'est l'inverse. Les petites particules, plus rapides et plus isothermes, présentent un coté plus chaud que les grosses particules. Il est alors nécessaire de les prendre en compte dans la modélisation. Les observations du passage dans l'ombre de l'anneau C avec le spectromètre CIRS en Juillet 2004, à fort angle de phase (110), ne sont en eet pas explicables avec un modèle à une taille de particule (Spilker et al 2005). Nous avons trouvé une émissivité moyenne de 0.6, qui n'est pas compatible avec la valeur réelle de 0.9 de la glace d'eau dans les anneaux de Saturne. La distribution de taille dans les simulations apparaît donc comme un élément important à prendre en compte pour interpréter des observations à moyen et fort angle de phase.

7.3.2 Conduction et Rayonnement

Nous avons jusqu'à présent négligé le transfert de chaleur par rayonnement dans le régolite. La profondeur de peau thermique δT est en eet plus grande que la profondeur de peau élec-

trique δE pour des longueurs d'onde plus faibles que 100 à 200 µm. Cela signie que dans cette

la surface. En revanche, pour des longueurs d'onde plus grandes (submillimétriques), le trans- fert d'énergie par rayonnement au sein de la particule ne peut pas être négligé. Par exemple, à λ=1mm, la profondeur de peau électrique δE=1m ! Les observations au delà de 200 microns

nous donnent accès aux propriétés de la glace en profondeur.

L'instrument CIRS permettant d'observer jusqu'à 1000 microns, l'interprétation des spectres nécessite une modélisation plus poussée incluant les phénomènes radiatifs. Les premières ob- servations avec CIRS (Spilker et al., 2005a) montrent que la température de brillance des anneaux entre 200 et 1000 microns est beaucoup plus faible que celle attendue pour un corps noir. L'émissivité décroît donc fortement avec la longueur d'onde. La glace d'eau devient de plus en plus transparente et c'est la faible fraction d'impuretés présentes qui devient visible. 7.3.3 Hypothèse Monocouche

Nous avons fait l'hypothèse que l'épaisseur est faible, susamment pour considérer que les particules se répartissent sur un même plan. Ceci est bien justié dans l'anneau C, du moins pour les grosses particules. En revanche, nos simulations de dynamiques locales nous montrent qu'il n'en est pas de même pour les plus petites. La distribution verticale des plus grosses est assez étroite et centrée dans le plan équatorial, alors que pour les plus petites (1 centimètre de rayon), sa largeur à mi hauteur est nettement plus large. Elles se répartissent donc de part et d'autres des plus grosses. D'autre part, l'épaisseur verticale des anneaux plus denses, comme l'anneau B par exemple, est supérieur à la taille des plus grosses particules.

Il est alors légitime de se demander pourquoi ne pas utiliser un modèle multicouche ? Les modèles multicouches actuels, qui considèrent les anneaux verticalement homogènes (Kawata et Irvine, 1975) ou inhomogènes (Kawata, 1983), supposent dans leur formalisme que le disque est assimilable à une succession de couches planes. Les couches les plus internes reçoivent ainsi moins de ux que les couches externes. Il n'est pas possible de tenir compte de la rotation des particules explicitement car elles ne sont pas dénies. La rotation n'est incluse que par une fonction d'émission paramétrique f, censée reproduire l'anisotropie d'émission.

A l'inverse, l'approche que nous avons eue au cours de cette thèse est basée sur une modé- lisation granulaire, dans laquelle le disque est considéré comme un ensemble de particules, et non pas une succession de couches, pour avoir une description précise de la fonction d'émission des particules.

Il pourrait donc être judicieux, dans un premier temps, de coupler les deux formalismes en supposant les anneaux comme étant une succession de plusieurs plans de particules. Cette modélisation plus poussée serait éventuellement capable de reproduire les observations des an- neaux denses, mais aussi d'intégrer diérentes tailles. Les couches les plus éloignées du plan moyen équatorial contiendraient ainsi les petites particules en rotation rapide dont la dispersion des vitesses est importante. Les couches plus centrales correspondraient aux grosses particules en rotation lente.

Cependant, à forte profondeur optique comme c'est le cas dans l'anneau B, le nombre de collision par orbite et par particule devient important et modie continuellement le spin avec une fréquence plus rapide que la fréquence orbitale. De même, dans l'anneau A, les résultats

7.4 Anneaux d'Uranus 149