stringtranslate.com

Атмосфера Плутона

Атмосфера Плутона — это слой газов, окружающих карликовую планету Плутон . Она состоит в основном из азота (N 2 ), с небольшим количеством метана (CH 4 ) и оксида углерода (CO), все из которых испаряются из поверхностных льдов на поверхности Плутона . Она содержит слоистую дымку, вероятно, состоящую из более тяжелых соединений, которые образуются из этих газов из-за высокоэнергетического излучения. Атмосфера Плутона примечательна своими сильными и не до конца понятыми сезонными изменениями, вызванными особенностями орбитального и осевого вращения Плутона. [6]

Поверхностное давление атмосферы Плутона, измеренное New Horizons в 2015 году, составляет около 1 Па ( 10 мкбар ), примерно 1/100 000 атмосферного давления Земли. Температура на поверхности составляет от 40 до 60 К (от -230 до -210 °C), [6] но она быстро растет с высотой из-за парникового эффекта , создаваемого метаном . Около высоты 30 км она достигает 110 К (-163 °C), где затем медленно уменьшается с высотой. [7]

Плутон — единственный транснептуновый объект с известной атмосферой. [7] Его ближайшим аналогом является атмосфера Тритона , хотя в некоторых аспектах она напоминает даже атмосферу Марса . [8] [9]

Атмосфера Плутона изучается с 1980-х годов посредством наземных наблюдений за покрытиями звезд Плутоном [10] [11] и спектроскопии . [12] В 2015 году она была изучена с близкого расстояния космическим аппаратом New Horizons . [4] [2]

Состав

Полосы голубого тумана в атмосфере Плутона
(приблизительно в истинном цвете )

Основным компонентом атмосферы Плутона является азот . Содержание метана , согласно измерениям New Horizons , составляет 0,25%. [4] [b] Для оксида углерода оценки составляют около 0,0515%. [5] Под воздействием высокоэнергетического космического излучения эти газы реагируют, образуя более сложные соединения (нелетучие при температурах поверхности Плутона [14] ), включая этан ( C2H6 ), этилен ( C2H4 ) , ацетилен (C2H2 ) , более тяжелые углеводороды и нитрилы [ 15] [16] [ 17 ] и цианистый водород (HCN) [18] (количество этилена составляет около 0,0001% , а количество ацетилена — около 0,0003%). [4] Эти соединения медленно осаждаются на поверхности. Вероятно, они также включают толины , которые отвечают за коричневый цвет Плутона (как и некоторых других тел во внешней части Солнечной системы). [4] [19]

Самым летучим соединением атмосферы Плутона является азот, вторым — оксид углерода и третьим — метан. Показателем летучести является давление насыщенных паров ( давление сублимации ). При температуре 40 К (близкой к минимальному значению для поверхности Плутона [6] ) оно составляет около 10 Па для азота, 1 Па для оксида углерода и 0,001 Па для метана. Оно быстро увеличивается с температурой, и при 60 К (близкой к максимальному значению [6] ) приближается к 10 000 Па , 3000 Па и 10 Па соответственно. Для более тяжелых, чем метан, углеводородов, воды , аммиака , углекислого газа и цианистого водорода это давление остается пренебрежимо малым (около 10−5 Па или еще ниже), что свидетельствует об отсутствии летучести в условиях Плутона (по крайней мере, в холодной нижней атмосфере). [14] [ 20]

Метан и оксид углерода, из-за их меньшей распространенности и летучести, могли бы демонстрировать более сильные отклонения от равновесия давления с поверхностными льдами и большие временные и пространственные вариации концентрации. Но на самом деле концентрация, по крайней мере, метана, не зависит заметно от высоты (по крайней мере, в нижних 20–30 км), долготы или времени. [8] [21] Но температурная зависимость летучести метана и азота предполагает, что концентрация метана будет уменьшаться по мере удаления Плутона от Солнца. [14] [21] [22] Примечательно, что наблюдаемая концентрация метана на 2 порядка выше, чем ожидается из закона Рауля на основе его концентрации в поверхностном льду и соотношения давлений сублимации метана и азота. [8] [23] Причины этого расхождения неизвестны. Это может быть связано с существованием отдельных участков относительно чистого метанового льда или с повышенным содержанием метана в самом верхнем слое обычного смешанного льда. [8] [22]

Сезонные и орбитальные изменения инсоляции приводят к миграции поверхностных льдов: в одних местах они сублимируются, в других конденсируются. По некоторым оценкам, это вызывает метровые изменения их толщины. [11] Это, наряду с изменениями в геометрии наблюдения, приводит к заметным изменениям яркости и цвета Плутона. [8]

Метан и оксид углерода, несмотря на их низкую распространенность, имеют важное значение для тепловой структуры атмосферы: метан является сильным нагревающим агентом [13] , а оксид углерода — охлаждающим (хотя степень охлаждения, вносимая оксидом углерода, не совсем ясна). [7] [24]

Туман

Дымка с несколькими слоями в атмосфере Плутона. Часть равнины Sputnik Planitia с близлежащими горами видна ниже. Фото New Horizons , сделано через 15 минут после максимального сближения с Плутоном.
Горные тени в дымке [25]
Кривая поглощения солнечного ультрафиолета атмосферой Плутона, измеренная во время пролета New Horizons через тень Плутона. Характерный излом, созданный, вероятно, дымкой [4], присутствует как на нисходящей, так и на восходящей ветвях.

New Horizons обнаружил в атмосфере Плутона многослойную дымку , которая покрывает всю карликовую планету и достигает высот более 200 км. Лучшие изображения показывают около 20 слоев дымки. Горизонтальная протяженность слоев составляет не менее 1000 км. Толщина слоев варьируется от 1 до >10 км, а вертикальное расстояние между ними составляет около 10 км. В северных районах дымка в 2-3 раза плотнее, чем вблизи экватора. [2] [26]

Несмотря на очень низкую плотность атмосферы, дымка довольно заметна: она даже рассеивает достаточно света, чтобы позволить сфотографировать некоторые детали ночной стороны Плутона. [27] На дымке видны длинные тени от гор. [26] Ее нормальная оптическая толщина оценивается как 0,004 [4] или 0,013 [2] (таким образом, она уменьшает интенсивность вертикального пучка света на или ; для скользящего света эффект гораздо сильнее). Шкала высоты дымки составляет 45–55 км ; [4] [2] она примерно совпадает с шкалой высоты давления в средней атмосфере. [10] На высотах 100–200 км она уменьшается до 30 км. [2]

Размер частиц дымки неясен. Ее синий цвет указывает на радиус частицы около 10 нм, но соотношение яркостей при разных фазовых углах указывает на радиус, превышающий 100 нм. Это можно объяснить агрегацией мелких (десятки нм) частиц в более крупные (сотни нм) кластеры. [2]

Дымка, вероятно, состоит из частиц нелетучих соединений, которые синтезируются из атмосферных газов под воздействием космического высокоэнергетического излучения. [4] [15] [28] Слои показывают наличие атмосферных волн (наличие которых также предполагается наблюдениями затмений), [29] [4] и такие волны могут быть созданы ветром, дующим над неровной поверхностью Плутона. [2]

Дымка является наиболее вероятной причиной излома на кривой интенсивности света от времени, полученной New Horizons во время пролета через тень Плутона (см. изображение справа) – ниже высоты 150 км атмосфера ослабляет свет гораздо сильнее, чем выше. Похожий излом наблюдался во время звездного покрытия в 1988 году. Сначала его также интерпретировали как ослабление света дымкой, [30] но теперь считается, что это в основном результат сильного обратного градиента температуры в нижней атмосфере. [26] Во время более поздних покрытий (когда атмосфера Плутона была уже в ≥2 раза плотнее) этот излом отсутствовал. [7] [10] [31]

Дополнительные доказательства дымки были получены в 2002 году благодаря новому затмению. Звездный свет, которому удалось достичь Земли во время затмения (из-за рефракции в атмосфере Плутона), продемонстрировал увеличение интенсивности с длиной волны. [c] [32] Это было интерпретировано как надежное [8] [33] доказательство рассеяния света аэрозолями (аналогично покраснению восходящего Солнца). Однако эта особенность отсутствовала во время более поздних затмений (включая 29 июня 2015 года), [8] [33] а 14 июля 2015 года New Horizons обнаружил, что дымка была голубой. [34]

Возможные облака в атмосфере Плутона

В последней партии изображений, полученных от New Horizons , было обнаружено несколько потенциальных облаков. [35]

Структура

У Плутона нет или почти нет тропосферы ; наблюдения New Horizons показывают только тонкий пограничный слой тропосферы . Его толщина в месте измерения составляла 4 км, а температура — 37±3 К. Слой не является сплошным. [2]

Выше него находится слой с быстрым ростом температуры с высотой, стратосфера . Температурный градиент оценивается в 2,2, [10] 3–15 [13] или 5,5 [8] градусов на км. Это результат парникового эффекта , вызванного метаном . Средняя температура поверхности составляет 42±4 К (измерено в 2005 году), [36] , а среднее значение для всей атмосферы составляет 90+25
−18К (2008). [13] [24] [37]

На высоте 20–40 км температура достигает своего максимума ( 100–110 К ; стратопауза ), а затем медленно уменьшается (около 0,2 К/км ; [7] мезосфера ). [7] [8] [10] Причины этого уменьшения неясны; это может быть связано с охлаждающим эффектом оксида углерода [24] или цианистого водорода , или другими причинами. [7] Выше 200 км температура достигает примерно 80 К и затем остается постоянной. [7]

Температура верхних слоев атмосферы не показывает заметных временных изменений. В 1988, 2002 и 2006 годах она была примерно постоянной и равнялась 100 К (с погрешностью около 10 К ), несмотря на двукратное увеличение давления. Зависимость от широты или утренних/вечерних условий также отсутствует: температура одинакова над любой частью поверхности. [8] Это согласуется с теоретическими данными, которые предсказывают быстрое перемешивание атмосферы. [8] Но есть свидетельства небольших вертикальных неоднородностей температуры. Они проявляются в резких и кратковременных всплесках яркости во время звездных затмений. [31] Амплитуда этих неоднородностей оценивается в 0,5–0,8 К в масштабе нескольких км. Они могут быть вызваны атмосферными гравитационными волнами или турбулентностью, которая может быть связана с конвекцией или ветром. [31]

Взаимодействие с атмосферой существенно влияет на температуру поверхности. Расчеты показывают, что атмосфера, несмотря на очень низкое давление, может значительно уменьшить суточные колебания температуры. [38] Но все еще остаются колебания температуры около 20 К  – отчасти из-за охлаждения поверхности из-за сублимации льдов. [6]

Давление

Давление атмосферы Плутона очень низкое и сильно зависит от времени. Наблюдения за покрытиями звезд Плутоном показывают, что оно увеличилось примерно в 3 раза между 1988 и 2015 годами, хотя Плутон удаляется от Солнца с 1989 года. [ 39] [11] [38] [40] Вероятно, это вызвано тем, что северный полюс Плутона попал на солнечный свет в 1987 году, что усилило испарение азота из северного полушария, [31] [41] [d] тогда как его южный полюс все еще слишком теплый для конденсации азота. [11] Абсолютные значения поверхностного давления трудно получить из данных по покрытиям, поскольку эти данные обычно не достигают самых нижних слоев атмосферы. Таким образом, поверхностное давление приходится экстраполировать, и это несколько неоднозначно из-за зависимости температуры от высоты и, следовательно, давления, которое не полностью ясно. Радиус Плутона также должен быть известен, но он был плохо ограничен до 2015 года. Поэтому точные значения поверхностного давления Плутона было невозможно рассчитать в предыдущие времена. Для некоторых покрытий с 1988 года давление рассчитывалось для опорного уровня 1275 км от центра Плутона (который позже оказался 88±4 км от поверхности). [7] [11] [38]

Кривые давления в зависимости от расстояния от центра, полученные из покрытий в 1988 и 2002 годах, [31] в сочетании с известным теперь радиусом Плутона ( 1187±4 км [4] ) дают значения около 0,4 Па для 1988 года и 1,0 Па для 2002 года. Спектральные данные дали значения 0,94 Па в 2008 году и 1,23 Па в 2012 году для расстояния от центра 1188 км (1±4 км от поверхности). [8] Покрытие 4 мая 2013 года дало данные почти точно для уровня поверхности (1190 км от центра или 3±4 км от поверхности): 1,13±0,007 Па . [8] Затмение 29/30 июня 2015 года, всего за 2 недели до встречи с New Horizons , обеспечило поверхностное давление 1,3±0,1 Па . [39]

Первые прямые и надежные данные о нижних слоях атмосферы Плутона были получены New Horizons 14 июля 2015 года с помощью радиозатменных измерений. Поверхностное давление оценивалось в 1 Па ( 1,1±0,1 при входе космического корабля за Плутоном и 1,0±0,1 при выходе). [2] Это согласуется с данными затмения прошлых лет, [2] хотя некоторые из предыдущих расчетов, основанных на этих данных, давали примерно в 2 раза более высокие результаты. [4] [42] [15]

Звездное затмение 17 июля 2019 года показало, что атмосферное давление Плутона упало примерно на 30% по сравнению с максимальными значениями 2015 года, достигнув 0,967.+0,053
−0,034Па. [43] 6 июня 2020 г. было зафиксировано дальнейшее снижение давления до 0,91 ± 0,03 Па. [3]

Шкала высоты давления в атмосфере Плутона существенно меняется с высотой (иными словами, зависимость давления от высоты отклоняется от экспоненциальной ). Это вызвано сильными высотными изменениями температуры. Для самого нижнего слоя атмосферы шкала высоты составляет около 17 [21] –19 [9] км , а для высот 30–100 км  — 50–70 км . [2] [10] [30]

Сезонные изменения

Из-за орбитального эксцентриситета в афелии Плутон получает в 2,8 раза меньше тепла, чем в перигелии. [e] Это должно вызвать сильные изменения в его атмосфере, хотя детали этих процессов не ясны. Сначала считалось, что в афелии атмосфера должна в значительной степени замерзать и выпадать на поверхность (это предполагается сильной температурной зависимостью давления сублимации ее соединений), но более сложные модели предсказывают, что Плутон имеет значительную атмосферу круглый год. [6] [11]

Последнее прохождение Плутона через перигелий произошло 5 сентября 1989 года. [6] По состоянию на 2015 год он удаляется от Солнца, и общая освещенность его поверхности уменьшается. Однако ситуация осложняется большим наклоном его оси (122,5° [44] ), что приводит к длинным полярным дням и ночам на больших участках его поверхности. Незадолго до перигелия, 16 декабря 1987 года, Плутон пережил равноденствие , и его северный полюс [f] вышел из полярной ночи, которая длилась 124 земных года.

Имеющиеся на 2014 год данные позволили ученым построить модель сезонных изменений в атмосфере Плутона. Во время предыдущего афелия (1865 г.) значительное количество летучих льдов присутствовало как в северном, так и в южном полушариях. Примерно в это же время наступило равноденствие, и южное полушарие стало наклонено к Солнцу. Местные льды начали мигрировать в северное полушарие, и около 1900 г. южное полушарие стало в значительной степени лишенным льдов. После следующего равноденствия (1987 г.) южное полушарие отвернулось от Солнца. Тем не менее, его поверхность уже была существенно нагрета, а большая тепловая инерция (обеспечиваемая нелетучим водяным льдом) значительно замедлила ее остывание. Поэтому газы, которые сейчас интенсивно испаряются из северного полушария, не могут быстро конденсироваться в южном и продолжают накапливаться в атмосфере, увеличивая ее давление. Около 2035–2050 гг . южное полушарие достаточно остынет, чтобы обеспечить интенсивную конденсацию газов, и они будут мигрировать туда из северного полушария, где полярный день. Это продлится до равноденствия вблизи афелия (около 2113 г.). Северное полушарие не потеряет свои летучие льды полностью, и их испарение будет поставлять атмосферу даже в афелии. Общее изменение атмосферного давления в этой модели составляет около 4 раз; минимум был достигнут около 1970–1980 гг ., а максимум будет около 2030 г. Полный диапазон температур составляет всего несколько градусов. [11]

В июле 2019 года затмение Плутоном показало, что его атмосферное давление, вопреки ожиданиям, упало на 20% с 2016 года. [45] В 2021 году астрономы Юго-Западного научно-исследовательского института подтвердили результат, используя данные затмения 2018 года, которые показали, что свет появлялся менее постепенно из-за диска Плутона, что указывает на истончение атмосферы. [46]

Побег

Атмосфера Плутона в инфракрасном диапазоне ( New Horizons ). Беловатые пятна — это солнечный свет, отражающийся от более отражающих или гладких участков на поверхности Плутона.
Изображение Плутона в рентгеновских лучах, полученное рентгеновской обсерваторией Чандра (синее пятно). Рентгеновские лучи, вероятно, создаются взаимодействием газов, окружающих Плутон, с солнечным ветром, хотя подробности их происхождения неясны. [47] [48]

Ранние данные предполагали, что атмосфера Плутона теряет 10 27 –10 28 молекул ( 50–500 кг ) азота в секунду, что соответствует потере поверхностного слоя летучих льдов толщиной в несколько сотен метров или несколько километров за время существования Солнечной системы. [6] [9] [49] Однако последующие данные с New Horizons показали, что эта цифра была завышена по крайней мере на четыре порядка; в настоящее время атмосфера Плутона теряет всего 1×10 23 молекул азота и 5×10 25 молекул метана каждую секунду. Это предполагает потерю нескольких сантиметров азотного льда и нескольких десятков метров метанового льда за время существования Солнечной системы. [2]

Молекулы с достаточно высокой скоростью, которые убегают в открытый космос, ионизируются солнечным ультрафиолетовым излучением. Когда солнечный ветер сталкивается с препятствием, образованным ионами, он замедляется и отклоняется, возможно, образуя ударную волну вверх по течению от Плутона. Ионы «подхватываются» солнечным ветром и переносятся в его потоке мимо карликовой планеты, образуя ионный или плазменный хвост. Инструмент Solar Wind around Pluto (SWAP) на космическом аппарате New Horizons сделал первые измерения этой области низкоэнергетических атмосферных ионов вскоре после его максимального сближения 14 июля 2015 года. Такие измерения позволят команде SWAP определить скорость, с которой Плутон теряет свою атмосферу, и, в свою очередь, дадут представление об эволюции атмосферы и поверхности Плутона. [50]

Красновато-коричневая шапка северного полюса Харона , крупнейшего из спутников Плутона ( Mordor Macula ), может состоять из толинов , органических макромолекул, полученных из метана , азота и других газов, выделяемых из атмосферы Плутона и переносимых на расстояние около 19 000 км (12 000 миль) к орбитальному спутнику. Модели показывают, что Харон может получать около 2,5% газов, теряемых Плутоном. [51] [52]

История изучения

Еще в 1940-х годах Джерард Койпер искал доказательства наличия атмосферы в спектре Плутона, [53] но безуспешно. [12] В 1970-х годах некоторые астрономы выдвинули гипотезу о плотной атмосфере и даже океанах неона : согласно некоторым взглядам того времени, все другие газы, которые имеются в изобилии в Солнечной системе, либо замерзнут, либо улетучатся . Однако эта гипотеза основывалась на сильно завышенной оценке массы Плутона. [54] В то время не существовало никаких наблюдательных данных о его атмосфере и химическом составе. [12]

Первое весомое, хотя и косвенное доказательство существования атмосферы появилось в 1976 году. Инфракрасная фотометрия с помощью 4-метрового телескопа Николаса У. Мейолла выявила наличие метанового льда [55] на поверхности Плутона, который должен значительно сублимироваться при плутонических температурах. [6]

Существование атмосферы Плутона было доказано с помощью звездных затмений . Если звезда затмевается телом без атмосферы, ее свет резко исчезает, но затмения Плутоном показывают постепенное уменьшение. Это в основном из-за атмосферной рефракции (а не поглощения или рассеяния). [6] [32] Первые такие наблюдения были сделаны 19 августа 1985 года Ноа Брошем и Хаимом Мендельсоном из обсерватории Wise в Израиле. [31] [56] Но качество данных было довольно низким из-за неблагоприятных условий наблюдений (кроме того, подробное описание [57] было опубликовано только 10 лет спустя). [12] 9 июня 1988 года существование атмосферы было убедительно доказано [6] с помощью наблюдений затмений из восьми мест (наилучшие данные были получены воздушной обсерваторией Койпера ). Была измерена высота шкалы атмосферы, что позволило рассчитать отношение температуры к средней молекулярной массе. Температуру и давление в то время было невозможно рассчитать из-за отсутствия данных о химическом составе атмосферы и большой неопределенности радиуса и массы Плутона. [30] [58] [59]

Вопрос о составе был решен в 1992 году с помощью инфракрасных спектров Плутона, полученных с помощью 3,8-метрового инфракрасного телескопа Великобритании . [60] [61] Поверхность Плутона оказалась покрыта в основном азотным льдом . Поскольку азот , кроме того, более летуч, чем метан , это наблюдение подразумевало преобладание азота также в атмосфере (хотя газообразный азот не был замечен в спектре). Кроме того, была обнаружена небольшая примесь замороженного угарного газа . [11] [24] [60] В том же году наблюдения с помощью 3,0-метрового инфракрасного телескопа NASA Facility выявили первое убедительное доказательство наличия газообразного метана. [12] [23]

Понимание состояния атмосферы требует знания температуры поверхности. Лучшие оценки получены из измерений теплового излучения Плутона. Первые значения, рассчитанные в 1987 году по наблюдениям IRAS , составляли около 55–60 K , а последующие исследования предполагали 30–40 K. [ 6] [12] В 2005 году наблюдения с помощью Submillimeter Array позволили различить излучения Плутона и Харона, и средняя температура поверхности Плутона была измерена как 42±4 K ( −231±4 °C ). Она была примерно на 10 K холоднее, чем ожидалось; разница может быть связана с охлаждением из-за сублимации азотного льда. [36] [62] Дальнейшие исследования показали, что температура сильно различается в разных регионах: от 40 до 55–60 K. [ 6]

Около 2000 года Плутон вошел в богатые звездами области Млечного Пути , где он будет находиться до 2020-х годов. Первые звездные покрытия после 1988 года были зафиксированы 20 июля и 21 августа 2002 года группами под руководством Бруно Сикарди из Парижской обсерватории [31] и Джеймса Л. Эллиота из Массачусетского технологического института . [32] [40] Атмосферное давление оказалось примерно в 2 раза выше, чем в 1988 году. Следующее наблюдавшееся покрытие было 12 июня 2006 года, [10] [63] причем более поздние покрытия происходили чаще. [6] [7] [11] [38] [64] Обработка этих данных показывает, что давление продолжает расти. [7] [11] Покрытие исключительно яркой звезды, примерно в 10 раз ярче самого Солнца, наблюдалось 29/30 июня 2015 года — всего за 2 недели до встречи с New Horizons . [39] [65] [66]

14 июля 2015 года космический аппарат New Horizons провел первые исследования атмосферы Плутона с близкого расстояния, включая радиозатменные измерения и наблюдения ослабления солнечного излучения при пролете через тень Плутона. Он обеспечил первые прямые измерения параметров нижней атмосферы. Давление у поверхности оказалось равным 1,0–1,1 Па . [4] [2] [42]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Содержание метана, ацетилена и этилена приведено Штерном и его коллегами [4] ; содержание оксида углерода и цианистого водорода приведено Лелушем и его коллегами [5]
  2. ^ Наземные наблюдения показали около 0,4–0,6% в 2008 году [13] и 0,3–0,4% в 2012 году [8]
  3. ^ По крайней мере, в инфракрасном диапазоне — от 0,75 до 2 мкм.
  4. ^ В этих источниках этот полюс назван «южным» согласно номенклатуре того времени.
  5. ^ Задается квадратом отношения расстояний афелия и перигелия :
  6. ^ Из-за обратного направления осевого вращения Плутона, наименование его полюсов несколько двусмысленно. С 2009 года Международный астрономический союз определяет северный (точнее, положительный ) полюс Плутона на основе направления вращения: это тот полюс, со стороны которого Плутон кажется вращающимся против часовой стрелки (Archinal et al., 2011). Он ориентирован на южную сторону Солнечной системы.

Ссылки

  1. ^ Strobel, Darrell F.; Zhu, Xun (июль 2017 г.). «Сравнительные планетарные азотные атмосферы: плотность и тепловые структуры Плутона и Тритона». Icarus . 291 : 55–64. Bibcode :2017Icar..291...55S. doi :10.1016/j.icarus.2017.03.013.
  2. ^ abcdefghijklmn Гладстон, GR; Стерн, SA; Эннико, K.; и др. (март 2016 г.). "Атмосфера Плутона, наблюдаемая New Horizons" (PDF) . Science . 351 (6279): aad8866. arXiv : 1604.05356 . Bibcode :2016Sci...351.8866G. doi :10.1126/science.aad8866. PMID  26989258. S2CID  32043359. Архивировано из оригинала (PDF) 21 мая 2016 г. Получено 12 июня 2016 г.(Дополнительный материал)
  3. ^ аб Фарзане Ахангарани Фарахани; Поро, Атила; Резаи, Марьям; Хадизаде, Марьям; Фатиме Наджафи Кодини; Махса Сейфи гаргари; Мосават, Ферештех (2021). «Исследование атмосферы Плутона на основе результатов кривой блеска звезд 2020 года». Астрономия и астрофизика . 653 : Л7. arXiv : 2011.04737 . Бибкод : 2021A&A...653L...7P. дои : 10.1051/0004-6361/202141718. S2CID  226290171.
  4. ^ abcdefghijklm Stern, SA; Bagenal, F.; Ennico, K.; et al. (16 октября 2015 г.). "The Pluto system: Initial results from its exploration by New Horizons" (PDF) . Science . 350 (6258): aad1815. arXiv : 1510.07704 . Bibcode :2015Sci...350.1815S. doi :10.1126/science.aad1815. PMID  26472913. S2CID  1220226. Архивировано из оригинала (PDF) 22 ноября 2015 г.(Добавки)
  5. ^ ab Lellouch, E.; Gurwell, M.; Butler, B.; et al. (апрель 2017 г.). «Обнаружение CO и HCN в атмосфере Плутона с помощью ALMA». Icarus . 286 : 298–307. arXiv : 1606.03293 . Bibcode :2017Icar..286..289L. doi :10.1016/j.icarus.2016.10.013.
  6. ^ abcdefghijklmn Stern SA (2014). «Плутон». В T. Spohn; D. Breuer; T. Johnson (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (3-е изд.). Elsevier. стр. 909–924. ISBN 9780124160347.
  7. ^ abcdefghijk Диас-Оливейра, А.; Сикарди, Б.; Лелуш, Э.; и др. (сентябрь 2015 г.). «Атмосфера Плутона по данным звездных покрытий в 2012 и 2013 годах». Астрофизический журнал . 11 (1): 53. arXiv : 1506.08173 . Бибкод : 2015ApJ...811...53D. дои : 10.1088/0004-637X/811/1/53. S2CID  49332046.
  8. ^ abcdefghijklmn Лелуш, Э.; де Берг, К.; Сикарди, Б.; Забудь, Ф.; Вангвичит, М.; Койфль, Х.-У. (январь 2015 г.). «Изучение пространственного, временного и вертикального распределения метана в атмосфере Плутона». Икар . 246 : 268–278. arXiv : 1403.3208 . Бибкод : 2015Icar..246..268L. doi :10.1016/j.icarus.2014.03.027. S2CID  119194193.
  9. ^ abc Johnston, William Robert (8 сентября 2006 г.). "Атмосферы Плутона и других транснептуновых объектов". Архивировано из оригинала 3 октября 2006 г. Получено 26 марта 2007 г.
  10. ^ abcdefg Эллиот, JL; Персона, МДж; Гулбис, ААС; и др. (2007). «Изменения в атмосфере Плутона: 1988–2006 гг.». Астрономический журнал . 134 (1): 1–13. Бибкод : 2007AJ....134....1E. дои : 10.1086/517998 . hdl : 1885/24413 .
  11. ^ abcdefghij Олкин, К. Б.; Янг, Л. А.; Борнкамп, Д.; и др. (январь 2015 г.). «Доказательства того, что атмосфера Плутона не разрушается из-за затмений, включая событие 4 мая 2013 г.». Icarus . 246 : 220–225. Bibcode :2015Icar..246..220O. doi : 10.1016/j.icarus.2014.03.026 . hdl : 10261/167246 .
  12. ^ abcdef Yelle, RV; Elliot, JL (1997). "Структура и состав атмосферы: Плутон и Харон". В A. Stern; DJ Tholen (ред.). Плутон и Харон . University of Arizona Press. стр. 347–390. Bibcode : 1997plch.book..347Y. ISBN 9780816518401.
  13. ^ abcd Lellouch, E.; Sicardy, B.; de Bergh, C.; Käufl, H.-U.; Kassi, S.; Campargue, A. (2009). «Структура нижней атмосферы Плутона и содержание метана по данным спектроскопии высокого разрешения и звездных затмений» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 495 (3): L17–L21. arXiv : 0901.4882 . Bibcode :2009A&A...495L..17L. doi :10.1051/0004-6361/200911633. S2CID  17779043.
  14. ^ abc Fray, N.; Schmitt, B. (2009). «Сублимация льдов, представляющих астрофизический интерес: библиографический обзор». Planetary and Space Science . 57 (14–15): 2053–2080. Bibcode :2009P&SS...57.2053F. doi :10.1016/j.pss.2009.09.011.
  15. ^ abc Hand, E. (октябрь 2015 г.). «Поздний урожай с Плутона раскрывает сложный мир». Science . 350 (6258): 260–261. Bibcode :2015Sci...350..260H. doi :10.1126/science.350.6258.260. PMID  26472884.
  16. ^ Cruikshank, DP; Mason, RE; Dalle Ore, CM ; Bernstein, MP; Quirico, E.; Mastrapa, RM; Emery, JP; Owen, TC (2006). "Этан на Плутоне и Тритоне". Бюллетень Американского астрономического общества . 38 : 518. Bibcode : 2006DPS....38.2103C.
  17. ^ Cruikshank, DP; Grundy, WM; DeMeo, FE; et al. (январь 2015 г.). «Состав поверхности Плутона и Харона» (PDF) . Icarus . 246 : 82–92. Bibcode : 2015Icar..246...82C. doi : 10.1016/j.icarus.2014.05.023. S2CID  42131918. Архивировано из оригинала (PDF) 11 ноября 2015 г.
  18. ^ Сокол, Джошуа (9 ноября 2015 г.). «Плутон удивляет ледяными вулканами». New Scientist . Получено 12 ноября 2015 г.
  19. ↑ Чанг, Кеннет (24 июля 2015 г.). «Атмосфера Плутона тоньше, чем ожидалось, но все еще выглядит туманной». The New York Times . Получено 27 июля 2015 г.
  20. ^ Холлер, Б. Дж.; Янг, Л. А.; Гранди, В. М.; Олкин, К. Б.; Кук, Дж. К. (2014). «Доказательства продольной изменчивости этанового льда на поверхности Плутона». Icarus . 243 : 104–110. arXiv : 1406.1748 . Bibcode :2014Icar..243..104H. doi :10.1016/j.icarus.2014.09.013. S2CID  118507192.
  21. ^ abc Zalucha, AM; Zhu, X.; Gulbis, AAS; Strobel, DF; Elliot, JL (2011). «Исследование тропосферы Плутона с использованием кривых блеска звездного затмения и атмосферной радиационно-кондуктивно-конвективной модели». Icarus . 214 (2): 685–700. Bibcode :2011Icar..214..685Z. doi :10.1016/j.icarus.2011.05.015.
  22. ^ ab Trafton, LM; Hunten, DM; Zahnle, KJ; McNutt, RL Jr. (1997). "Процессы побега на Плутоне и Хароне". В A. Stern; DJ Tholen (ред.). Pluto and Charon . University of Arizona Press. стр. 475–522. Bibcode : 1997plch.book..475T. ISBN 9780816518401.
  23. ^ ab Young, LA; Elliot, JL; Tokunaga, A.; de Bergh, C.; Owen, T. (май 1997 г.). "Обнаружение газообразного метана на Плутоне" (PDF) . Icarus . 127 (1): 258–262. Bibcode : 1997Icar..127..258Y. doi : 10.1006/icar.1997.5709. Архивировано из оригинала (PDF) 23 июня 2010 г.
  24. ^ abcd Lellouch, E.; de Bergh, C.; Sicardy, B.; Käufl, HU; Smette, A. (2011). "Высокоразрешающая спектроскопия атмосферы Плутона: обнаружение полос CH4 2,3 мкм и доказательство наличия оксида углерода" (PDF) . Астрономия и астрофизика . 530 : L4. arXiv : 1104.4312 . Bibcode :2011A&A...530L...4L. doi :10.1051/0004-6361/201116954. S2CID  118629549.
  25. ^ "PIA19946: Приповерхностная дымка или туман на Плутоне". NASA/Лаборатория прикладной физики Университета Джонса Хопкинса/Юго-западный научно-исследовательский институт. 17 сентября 2015 г. Архивировано из оригинала 27 марта 2017 г.
  26. ^ abc Cheng AF, Summers ME, Gladstone GR; et al. (2017). «Дымка в атмосфере Плутона». Icarus . 290 : 112–133. arXiv : 1702.07771 . Bibcode :2017Icar..290..112C. doi :10.1016/j.icarus.2017.02.024. S2CID  119467131.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  27. ^ "PIA19931: Плутон в сумерках". NASA. 10 сентября 2015 г. Архивировано из оригинала 27 марта 2017 г.
  28. ↑ Алекс Паркер (25 сентября 2015 г.). «Плутон в сумерках». blogs.nasa.gov . Получено 4 декабря 2015 г.
  29. ^ Person, MJ; Elliot, JL; Gulbis, AAS; Zuluaga, CA; Babcock, BA; McKay, AJ; Pasachoff, JM; Souza, SP; Hubbard, WB; Kulesa, CA; McCarthy, DW; Benecchi, SD; Levine, SE; Bosh, AS; Ryan, EV; Ryan, WH; Meyer, A.; Wolf, J.; Hill, J. (8 сентября 2008 г.). «Волны в верхней атмосфере Плутона». The Astronomical Journal . 136 (4): 1510–1518. Bibcode : 2008AJ....136.1510P. doi : 10.1088/0004-6256/136/4/1510 . ISSN  1538-3881.
  30. ^ abc Elliot, JL; Dunham, EW; Bosh, AS; et al. (январь 1989). «Атмосфера Плутона». Icarus . 77 (1): 148–170. Bibcode :1989Icar...77..148E. doi :10.1016/0019-1035(89)90014-6.
  31. ^ abcdefg Sicardy B.; Widemann T.; et al. (2003). «Большие изменения в атмосфере Плутона, выявленные недавними звездными покрытиями». Nature . 424 (6945): 168–170. Bibcode :2003Natur.424..168S. doi :10.1038/nature01766. PMID  12853950. S2CID  7334717.
  32. ^ abc Elliot, JL; Ates, A.; Babcock, BA; et al. (10 июля 2003 г.). «Недавнее расширение атмосферы Плутона». Nature . 424 (6945): 165–168. Bibcode :2003Natur.424..165E. doi :10.1038/nature01762. PMID  12853949. S2CID  10512970.
  33. ^ ab Hartig, K.; Barry, T.; Carriazo, CY; et al. (ноябрь 2015 г.). «Ограничения на дымки Плутона из кривых блеска затмений в двух цветах». Американское астрономическое общество, заседание DPS № 47, № 210.14 . 47 : 210.14. Bibcode :2015DPS....4721014H.
  34. ^ «New Horizons находит голубое небо и водный лед на Плутоне». NASA. 8 октября 2015 г. Архивировано из оригинала 18 июля 2019 г.
  35. ^ Нэнси Аткинсон (2016). «Последние результаты от New Horizons: облака на Плутоне, оползни на Хароне». Universe Today . Получено 4 ноября 2016 г.
  36. ^ ab Gurwell, MA; Butler, BJ (2005). "Визуализация двойной системы Плутон/Харон в масштабе до 1,4 мм". Бюллетень Американского астрономического общества . 37 : 743. Bibcode : 2005DPS....37.5501G.
  37. ^ Lakdawalla E. (3 марта 2009 г.). «Метан также является парниковым газом на Плутоне». Планетарное общество.
  38. ^ abcd Young, LA (2013). "Pluto's Seasons: New Predictions for New Horizons" (PDF) . The Astrophysical Journal Letters . 766 (2): L22. arXiv : 1210.7778 . Bibcode :2013ApJ...766L..22Y. doi :10.1088/2041-8205/766/2/L22. S2CID  119246649. Архивировано из оригинала (PDF) 30 ноября 2015 г.
  39. ^ abc Sicardy, B.; Talbot, J.; Meza, E.; et al. (2016). "Атмосфера Плутона из наземного звездного покрытия 29 июня 2015 года во время пролета New Horizons". The Astrophysical Journal Letters . 819 (2): L38. arXiv : 1601.05672 . Bibcode : 2016ApJ...819L..38S. doi : 10.3847/2041-8205/819/2/L38 . S2CID  53001859.
  40. ^ ab "Исследователи обнаружили, что Плутон подвергается глобальному потеплению". Массачусетский технологический институт. 9 октября 2002 г. Архивировано из оригинала 5 августа 2011 г. Получено 4 декабря 2015 г.
  41. ^ Britt RR (9 июля 2003 г.). «Загадочные времена года и признаки ветра, обнаруженные на Плутоне». Space.com. Архивировано из оригинала 25 июля 2003 г. Получено 26 марта 2007 г.
  42. ^ ab "New Horizons Reveals Pluto's Atmospheric Pressure Has Sharply Decreased". NASA. 24 июля 2015 г. Архивировано из оригинала 8 декабря 2015 г.
  43. ^ Аримацу, К.; Хашимото, GL; Кагитани, М.; Саканой, Т.; Касаба, Ю.; Осава, Р.; Уракава, С. (2020). «Доказательства быстрого снижения атмосферного давления Плутона, выявленные в результате звездного покрытия в 2019 году». Астрономия и астрофизика . 638 : Л5. arXiv : 2005.09189 . Бибкод : 2020A&A...638L...5A. дои : 10.1051/0004-6361/202037762. S2CID  218684364.
  44. ^ Williams DR (18 ноября 2015 г.). "Pluto Fact Sheet". NASA . Получено 4 декабря 2015 г. .
  45. ^ «Что происходит с атмосферой Плутона». 22 мая 2020 г. Получено 7 октября 2021 г.
  46. ^ "Ученые SwRI подтверждают уменьшение плотности атмосферы Плутона". Southwest Research Institute . 4 октября 2021 г. Получено 7 октября 2021 г.
  47. ^ "PIA21061: Рентгеновские лучи с Плутона". NASA/Лаборатория прикладной физики Университета Джонса Хопкинса/Юго-западный научно-исследовательский институт. 14 сентября 2016 г. Архивировано из оригинала 26 августа 2019 г.
  48. ^ Лиссе CM, МакНатт Р.Л., Волк С.Дж.; и др. (2017). «Загадочное обнаружение Чандрой рентгеновских лучей Плутона». Икар . 287 : 103–109. arXiv : 1610.07963 . Бибкод : 2017Icar..287..103L. doi :10.1016/j.icarus.2016.07.008. hdl : 1721.1/118162 . S2CID  119216945.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  49. ^ Сингер, Келси Н.; Стерн, С. Алан (август 2015 г.). «О происхождении азота Плутона (N 2 )». The Astrophysical Journal Letters . 808 (2): L50. arXiv : 1506.00913 . Bibcode :2015ApJ...808L..50S. doi :10.1088/2041-8205/808/2/L50. S2CID  119210128.
  50. ^ Гипсон Л. (31 июля 2015 г.). «Плутон виляет хвостом: New Horizons обнаруживает холодную, плотную область атмосферных ионов позади Плутона». NASA.
  51. ^ Гранди, WM; Круикшанк, DP; Гладстоун, GR; и др. (2016). «Формирование красных полюсов Харона из сезонно захваченных холодом летучих веществ». Nature . 539 (7627): 65–68. arXiv : 1903.03724 . Bibcode :2016Natur.539...65G. doi :10.1038/nature19340. PMID  27626378. S2CID  205250398.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  52. ^ Бромвич, Иона Энджел; Сент-Флер, Николас (14 сентября 2016 г.). «Почему Харон, спутник Плутона, носит красную шапку». The New York Times . Получено 14 сентября 2016 г.
  53. ^ Койпер, ГП (1944). «Титан: спутник с атмосферой». Astrophysical Journal . 100 : 378–383. Bibcode : 1944ApJ...100..378K. doi : 10.1086/144679.
  54. ^ Харт, МХ (1974). «Возможная атмосфера для Плутона». Icarus . 21 (3): 242–247. Bibcode : 1974Icar...21..242H. doi : 10.1016/0019-1035(74)90039-6.
  55. ^ Cruikshank, DP; Pilcher, CB; Morrison, D. (1976). «Плутон: доказательства метанового инея». Science . 194 (4267): 835–837. Bibcode :1976Sci...194..835C. doi :10.1126/science.194.4267.835. PMID  17744186.
  56. ^ "Циркуляр IAU 4097 — Покрытие Плутоном 19 августа 1985 года". IAU . 26 августа 1985 года. Архивировано из оригинала 17 мая 2013 года.
  57. ^ Брош, Н. (1995). «Звездное затмение Плутоном в 1985 году». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 276 (2): 551–578. Bibcode : 1995MNRAS.276..571B. doi : 10.1093/mnras/276.2.571 .
  58. ^ Хаббард, У. Б.; Хантен, Д. М.; Дитерс, С. В.; Хилл, К. М.; Уотсон, Р. Д. (1988). «Доказательства затмения атмосферы на Плутоне». Nature . 336 (6198): 452–454. Bibcode :1988Natur.336..452H. doi :10.1038/336452a0. S2CID  4330525.
  59. ^ Миллис, Р. Л.; Вассерман, Л. Х.; Франц, О. Г.; и др. (1993). «Радиус и атмосфера Плутона: результаты из всего набора данных по затмению 9 июня 1988 года» (PDF) . Icarus . 105 (2): 282–297. Bibcode :1993Icar..105..282M. doi :10.1006/icar.1993.1126. Архивировано из оригинала (PDF) 23 июня 2010 г.
  60. ^ ab Owen, TC; Roush, TL; Cruikshank, DP; et al. (6 августа 1993 г.). "Поверхностные льды и состав атмосферы Плутона". Science . 261 (5122): 745–748. Bibcode :1993Sci...261..745O. doi :10.1126/science.261.5122.745. PMID  17757212. S2CID  6039266.
  61. ^ Кросвелл, Кен (20 июня 1992 г.). «Азот в атмосфере Плутона». New Scientist .
  62. ↑ Кер Тан (3 января 2006 г.). «Плутон холоднее, чем ожидалось». Space.com.
  63. ^ Эллиот, Джеймс Л.; Персон, М. Дж.; Гулбис, А. А.; и др. (2006). «Размер атмосферы Плутона, выявленный в результате затмения 12 июня 2006 года». Бюллетень Американского астрономического общества . 38 : 541. Bibcode : 2006DPS....38.3102E.
  64. ^ Bosh, AS; Person, MJ; Levine, SE; et al. (2015). «Состояние атмосферы Плутона в 2012–2013 годах». Icarus . 246 : 237–246. Bibcode :2015Icar..246..237B. doi :10.1016/j.icarus.2014.03.048. hdl : 10533/147977 .
  65. ^ Резник, Аарон К.; Барри, Т.; Буйе, М.В.; и др. (ноябрь 2015 г.). «Состояние основной массы атмосферы Плутона во время встречи с New Horizons». Американское астрономическое общество, заседание DPS № 47, № 210.15 . 47 : 210.15. Bibcode : 2015DPS....4721015R.
  66. ^ Веронико, Николас А.; Сквайрс, Кейт К. (29 июня 2015 г.). «SOFIA в нужном месте в нужное время для наблюдений Плутона». Научный центр SOFIA. Архивировано из оригинала 24 мая 2016 г.

Внешние ссылки