Атмосфера Плутона

Атмосфера Плутона — розріджена газова оболонка, що оточує Плутон. Складається з речовин, що випаровуються з його поверхні: азоту (N2) з невеликими домішками метану (CH4) та чадного газу (CO)[1][2]. Містить шарувату імлу, утворену, ймовірно, складнішими сполуками, що синтезуються з цих газів під впливом жорсткого випромінювання[3]. Примітна сильними й не до кінця зрозумілими сезонними змінами, що виникають через особливості орбітального та осьового обертання Плутона[1].

Нічний бік Плутона. Видно нижні шари атмосфери, підсвічені Сонцем. Знімок зонда New Horizons, кольори близькі до справжніх.

Тиск атмосфери Плутона біля поверхні становить 1 Па, що в 100 тисяч разів менше, ніж на Землі (дані космічного апарата New Horizons, 2015)[2][4]. Температура на поверхні лежить у межах 40–60 K[1], але з висотою швидко росте через спричинений метаном парниковий ефект. На висоті близько 30 км вона сягає 110 K, після чого повільно падає[4][5].

Плутон — єдиний транснептуновий об'єкт, у якого виявлено атмосферу[5]. Найбільш схожа вона на атмосферу Тритона, а за деякими ознаками нагадує навіть атмосферу Марса[6][7].

Атмосферу Плутона досліджують із 1980-х років за допомогою фотометричних спостережень покриттів ним зірок[8][9], а також спектральними методами[10][11][6]. 2015 року її дослідив зблизька космічний апарат New Horizons[2][4].

Склад

Основний складник атмосфери Плутона — азот. Концентрація метану, згідно з даними зонда New Horizons, становить близько 0,25 %[2] (за наземними спостереженнями було отримано значення 0,4–0,6% у 2008 році[11] та 0,3–0,4% у 2012[6]). Для вмісту чадного газу є зроблені за наземними спостереженнями оцінки 0,025–0,15% (2010)[12] та 0,05–0,075% (2015)[13]. Під дією жорсткого випромінювання з них утворюються різноманітні складніші сполуки, що не є леткими при температурах поверхні Плутона[14][15] і поступово осідають на неї. Це, зокрема, етан, етилен, ацетилен, більш важкі вуглеводні, нітрили[16][3][17], ціановодень[18] та високомолекулярні сполуки толіни, що надають Плутону (як і деяким іншим далеким від Сонця тілам) коричнюватий колір[2]. Для етилену та ацетилену є оцінки вмісту, зроблені за даними New Horizons: 0,0001 % та 0,0003 % відповідно[2].

Найбільш леткий компонент атмосфери Плутона — азот, на другому місці — монооксид вуглецю, на третьому — метан. Показником леткості є тиск насиченої пари. При температурі 40 K (значення, близьке до мінімального для поверхні Плутона[1]) він становить порядку 10 Па для азоту, 1 Па для монооксиду вуглецю і 0,001 Па для метану. Зі збільшенням температури він різко зростає і при температурі 60 K (близькій до максимальної для поверхні[1]) збільшується до 10 000 Па, 3000 Па та 10 Па відповідно. Тиск насиченої пари важчих за метан вуглеводнів, а також діоксиду вуглецю, лишається нехтовно малим (порядку 10–5 Па або ще меншим), що означає практичну відсутність у них леткості в умовах Плутона (принаймні в холодних нижніх шарах атмосфери). Вода, аміак та ціановодень є нелеткими навіть при температурі 100 K, характерній для верхньої атмосфери[15][14].

Для другорядних складників атмосфери Плутона можна очікувати більших, ніж для азоту, відхилень від рівноваги з поверхневими льодами і сильніших часових та просторових змін концентрації[6]. Однак для метану не вдалося надійно виявити її змін ні з висотою (принаймні в нижній атмосфері), ні з довготою, ні з часом[6][19]. Але з віддаленням Плутона від Сонця й абсолютний, і відносний вміст метану має зменшуватися, на що вказує залежність тиску насиченої пари його та азоту від температури[19][15][20]. Примітно, що концентрація метану на 2 порядки вища за розраховану за законом Рауля на основі його концентрації в поверхневому льоді та співвідношення тиску насиченої пари його та азоту[10][6]. Причини цього невідомі. Одна гіпотеза пояснює це наявністю на поверхні ділянок відносно чистого метанового льоду, а інша — підвищеним вмістом метану в тонкому поверхневому шарі звичайної суміші льодів[6][20].

Через сезонні зміни освітлення поверхні леткі льоди мігрують планетою: випаровуються в одних місцях і конденсуються в інших. За деякими оцінками, сезонні зміни товщини їх шару сягають величин порядку метра[9]. Це (разом зі зміною кута зору) призводить до помітних змін яскравості й забарвлення Плутона[6].

Метан та чадний газ, попри малий вміст, впливають на температуру атмосфери Плутона: перший її сильно нагріває[11], а другий — дещо охолоджує (хоча міра цього охолодження є спірною)[12][5].

Імла
Імла в атмосфері Плутона. Видно численні окремі шари. Нижче — частина рівнини Sputnik Planum із навколишніми горами. Знімок зонда New Horizons, зроблений через 15 хвилин після максимального зближення з Плутоном.
Тіні від гір на приповерхневій імлі[21]

Зонд New Horizons виявив в атмосфері Плутона блакитну шарувату імлу, що охоплює всю карликову планету. На знімках вона сягає висоти >200 км, а ультрафіолетовим спектрометром зареєстрована до рівня 300 км[22]. На найкращих знімках видно близько 20 шарів. Вони поширюються не менше ніж 1000 км по горизонталі; висота розташування окремого шару може бути дещо різною в різних місцях[4]. Над північною полярною областю імла у 2-3 рази щільніша, ніж над екваторіальною[22]. Товщина шарів — від 1 до понад 10 км[22], а вертикальна відстань між ними — порядку 10 км[4].

Незважаючи на розрідженість атмосфери, ця імла доволі помітна: завдяки розсіяному ній світлу навіть вдалося сфотографувати деякі деталі нічного боку Плутона[23]. Подекуди на імлі видно довгі тіні від гір[22]. Для її нормальної оптичної товщини є оцінки 0,004[2] та 0,013[4] (таким чином, вона зменшує інтенсивність вертикального променю світла на 1–e–0,004=0,4 % або 1–e–0,013=1,3 %, а променю, що йде по дотичній до поверхні, — значно сильніше). Шкала висот імли (висота, на якій її щільність спадає в e разів) становить 45–55 км[2][4], що приблизно збігається зі шкалою висот тиску для середніх шарів атмосфери[8]. На висотах 100–200 км вона падає до 30 км[4].

Розмір часток імли неясний. Її блакитний колір вказує на радіус часток порядку 10 нм, а співвідношення яскравостей при різних фазових кутах — на радіус >100 нм. Це можна пояснити об'єднанням дрібних (десятки нм) часток у більші (сотні нм) грудки[4].

Найімовірніше, імла утворена частинками нелетких сполук, що синтезуються під дією жорсткого випромінювання з атмосферних газів і повільно випадають на поверхню[3][2][24]. Час їх осідання вимірюється земними добами або тижнями[22]. Розшаровування імли може бути пов'язано з гравітаційними хвилями, на наявність яких в атмосфері вказують і спостереження покриттів зірок[2]. Хвилі ж, у свою чергу, можуть виникати від вітру, що дме над нерівностями рельєфу[4].

Крива поглинання сонячного ультрафіолету атмосферою Плутона під час проходження зонда New Horizons крізь його тінь. І на низхідній, і на висхідній гілці видно характерний злам, створений, імовірно, імлою[2].

Ймовірно, саме імла спричиняє злам на кривій падіння інтенсивності сонячного випромінювання, отриманій зондом New Horizons при проходженні крізь тінь Плутона (див. зображення): нижче рівня 150 км атмосфера послаблює світло значно сильніше, ніж вище[2]. Подібний злам спостерігався і при покритті зорі 1988 року, і спершу теж був інтерпретований як послаблення світла імлою[25], але після появи даних New Horizons було встановлено, що він виникає переважно через швидкий ріст температури з висотою в нижніх шарах атмосфери[22]. При подальших покриттях зірок (коли атмосфера Плутона вже була в ≥2 рази щільнішою) цього зламу майже або зовсім не було[26][8][5][1].

Іншу ознаку наявності імли спостерігали під час покриття 2002 року. Коли Плутон уже покрив зорю, деяка частина її світла завдяки заломленню в його атмосфері все ж досягала Землі, і виявилося, що інтенсивність цього світла зростає з довжиною хвилі[прим. 1][27]. Це було інтерпретоване як доволі надійна[6][28] ознака розсіювання світла аерозолями (подібно до почервоніння Сонця, що сходить). Але при наступних покриттях (в тому числі 29 червня 2015[28]) цього явища не було[6], а 14 липня 2015 New Horizons виявив, що колір у імли Плутона блакитний[29].

Температура та термічна структура

Тропосфера[30][2] Плутона представлена лише тонким і переривчастим граничним шаром. У його межах температура відносно стала[4]. Він був виявлений при просвічуванні атмосфери радіохвилями за допомогою апарату New Horizons і зареєстрований при заході зонда за Плутон, але не при виході. Товщина цього шару становила 4 км, а температура — 37±3 K (саме при такій температурі тиск насиченої пари азоту дорівнює спостережуваному атмосферному тиску). Можливо, граничний шар складається з газу, що нещодавно випарувався з поверхні і ще не змішався з рештою атмосфери. На користь цього свідчить те, що цей шар спостерігався в області рівнини Sputnik Planum, великого резервуару летких льодів. Випаровування мало відбуватися в часи спостережень чи незадовго до них — розрахунки показують, що без відновлення цей шар проіснував би не більше 2 земних років[4].

Вище граничного шару починається стратосфера — область, де температура швидко зростає з висотою (температурна інверсія). Швидкість зростання суттєво різна в різних місцях: при заході апарату за Плутон було виміряно 6,4±0,9, а при виході — 3,4±0,9 K/км (дані для нижніх 10 км стратосфери)[4]. За наземними спостереженнями цю величину оцінювали в 2,2[8], 3–15[11] або 5,5[6] градусів на кілометр. Збільшення температури — результат парникового ефекту, спричиненого метаном. Середня температура поверхні становить 42±4 K (дані 2005 року)[31], а середня по атмосфері — 90+25−18 K (2008)[11][32][12].

На висоті 20–40 км температура сягає максимуму (100–110 K; стратопауза) і далі повільно падає (біля 0,2 K/км[5]; мезосфера)[8][6][5]. Причини цього падіння неясні; можливо, це результат охолоджувальної дії ацетилену, ціановодню[4][5] та (або) чадного газу[12]. На висотах більш як 500 км температура, сягнувши 70 K, стає сталою[4].

Часові зміни температури середніх — верхніх шарів атмосфери, згідно з даними спостережень покриттів зірок, незначні. І 1988, і 2002, і 2006 року вона була однаковою в межах похибки і становила біля 100 K з невизначеністю порядку 10 K (хоча тиск зріс удвічі)[27][8]. Значної залежності температури від широти та часу доби за цими даними знайдено не було: над усією поверхнею температура виявилася приблизно однаковою. Це узгоджується з теоретичними даними, що передбачають швидке перемішування атмосфери[6]. Однак New Horizons 2015 року спостерігав помітну різницю між кривими залежності температури від висоти на різних боках Плутона[4].

В атмосфері Плутона вдалося виявити невеликі вертикальні неоднорідності температури. Вони проявляються в різких і коротких сплесках яскравості під час покриттів зірок[26]. Величину цих неоднорідностей оцінюють у 0,5–0,8 K на інтервалах висоти в кілька кілометрів. Вони можуть бути результатом гравітаційних хвиль або турбулентності, спричинених конвекцією або вітрами[26].

Взаємодія з атмосферою впливає на температуру поверхні Плутона. Розрахунки показують, що атмосфера, попри дуже малий тиск, здатна суттєво згладжувати добові коливання цієї температури[33]. Однак там все ж лишаються температурні варіації величиною близько 20° — частково тому, що ділянки поверхні, де випаровується азотний лід, значно охолоджуються (подібно до охолодження при випаровуванні води)[1].

Тиск

Тиск атмосфери Плутона дуже малий і сильно змінюється з часом. Спостереження покриттів Плутоном зірок показують, що між 1988 та 2015 роком цей тиск поступово виріс приблизно втричі, хоча з 1989 року Плутон віддаляється від Сонця[34][9][33][35]. Ймовірно, це наслідок того, що 1987 року на північному (точніше, «позитивному»)[прим. 2] полюсі Плутона настав полярний день, що сприяє випаровуванню азоту з полярної області[26][37][прим. 3], а південна півкуля ще надто тепла для його конденсації[9]. Абсолютні значення поверхневого тиску зі спостережень покриттів отримати важко, бо «просвітити» нижні шари атмосфери при цьому зазвичай не вдається. Його доводиться розраховувати через залежність тиску від висоти, яка точно не відома, бо залежить від характеру зміни з висотою температури. Крім того, потрібно знати радіус Плутона, який до 2015 року був відомий зі значною невизначеністю. Для низки покриттів, починаючи з 1988 року, тиск розраховували для умовної відстані від центру Плутона 1275 км (як виявилося згодом, це 88±4 км від поверхні)[33][9][19][5].

Криві залежності тиску від відстані до центру Плутона, отримані для покриттів 1988 та 2002 року[26], в комбінації з сучасним значенням радіусу Плутона (1187±4 км[2]) дають приблизно 0,4 Па для 1988 року та 1,0 Па для 2002. За спектральними даними було розраховано тиск 0,94 Па в 2008 році та 1,23 Па в 2012 році для відстані від центру 1188 км (1±4 км від поверхні)[6]. При покритті 4 травня 2013 вдалося отримати значення тиску знов-таки практично для рівня поверхні (1190 км від центру, або 3±4 км від поверхні): 1,13±0,007 Па[6]. Покриття 29/30 червня 2015, за 2 тижні до прольоту повз Плутон зонда New Horizons, дало значення поверхневого тиску в 1,3±0,1 Па[34][38].

Перші прямі й детальні дослідження найнижчих шарів атмосфери Плутона виконав апарат New Horizons 2015 року. За допомогою просвічування її радіохвилями було визначено, що поверхневий тиск становить 1 Па, або 10–5 атм (під час заходу апарату за диск Плутона було виміряно 1,1±0,1, а під час виходу — 1,0±0,1 Па)[4]. Це приблизно узгоджується зі спостереженнями покриттів за попередні кілька років[4], хоча деякі розрахунки вказували на те, що дані покриттів відповідають удвічі більшому тиску[2][39][3].

Шкала висот тиску на Плутоні суттєво змінюється з висотою — іншими словами, залежність тиску від висоти відхиляється від експоненційної. Це пов'язано з тим, що на різних висотах сильно відрізняється температура. Для приповерхневого шару шкалу висот оцінюють у 17[19]–19[7] км, а для висот 30–100 км — у 50–70 км[4][8][25].

Сезонні зміни

Через витягнутість орбіти в афелії Плутон отримує в 2,8 рази менше тепла, ніж у перигелії[прим. 4]. Це має спричиняти в його атмосфері сильні зміни, але в їх деталях лишається чимало неясного. Спершу вважали, що в афелії практично вся атмосфера замерзає й випадає на поверхню (на це вказує сильна залежність тиску сублімації її складників від температури), але уточнені моделі передбачають, що помітна атмосфера має зберігатися протягом усього року[9][1].

Зараз Плутон віддаляється від Сонця (останнє проходження перигелію було 5 вересня 1989)[1], і освітленість його поверхні загалом зменшується. Однак картину ускладнює великий нахил осі його обертання (122,5°[40]), через який на значній частині поверхні панують довгі полярні дні та ночі. Незадовго до проходження перигелію — 16 грудня 1987 — на Плутоні настало рівнодення[17], і його північний (позитивний) полюс вийшов із полярної ночі тривалістю 124 земні роки.

Дані, що існують станом на 2014 рік, дозволили побудувати таку модель сезонних змін атмосфери Плутона. Під час проходження афелію (востаннє — 1865 року) суттєва кількість замерзлих газів була і в північній, і в південній півкулі. Приблизно тоді ж на Плутоні настало рівнодення, і він повернувся до Сонця південною півкулею. Леткі льоди стали поступово мігрувати до північної, і близько 1900 року південна їх значною мірою позбулася. Після наступного рівнодення (1987) вона відвернулася від Сонця. Але її поверхня, збіднена леткими льодами, була вже добре прогріта, а велика термальна інерція (забезпечувана нелетким водяним льодом) не давала їй швидко остигнути. Тому гази, що почали інтенсивно випаровуватися з північної півкулі, не можуть такими ж темпами конденсуватися в південній і поповнюють атмосферу, збільшуючи її тиск. У 2035–2050 роках південна півкуля остигне настільки, що суттєва конденсація газів стане можливою, і почнеться їх міграція туди з півночі, де панує полярний день. Це продовжуватиметься до рівнодення біля афелію (поблизу 2113 року). Повністю північна півкуля летких льодів так і не позбудеться, і завдяки їх випаровуванню атмосфера зберігатиметься навіть поблизу афелію. Сезонні зміни атмосферного тиску в цій моделі сягають приблизно 4 разів; мінімум був у 1970–1980 роках, а максимум настане близько 2030. Температура ж варіює в межах лише кількох градусів[9].

Розсіювання

За оцінками, заснованими на даних зонда New Horizons, атмосфера Плутона розсіюється в космосі зі швидкістю 1×1023 молекул азоту та 5×1025 молекул метану на секунду. Це відповідає втраті шару азотного льоду товщиною кілька сантиметрів та шару метанового льоду товщиною кількадесят метрів за час існування Сонячної системи[4].

До вимірювань New Horizons температуру верхніх шарів атмосфери Плутона вважали вищою, а з цього випливала дуже велика швидкість розсіювання атмосфери[20][1]. Темпи її втрати оцінювали в 1027–1028 молекул (50–500 кг) азоту на секунду. При такій швидкості за час існування Сонячної системи випарувався би шар поверхні товщиною в сотні чи навіть тисячі метрів[41][1][7][прим. 5]. У такому разі відносна швидкість втрати атмосфери у Плутона була би більшою, ніж у всіх великих планет і навіть у Тритона[1][20]. Поповнювати ж запаси азоту йому нема чим: розрахунки показують, що падіння на нього дрібних тіл для цього недостатньо[41].

Харон у справжніх кольорах

Велика червонувата пляма на північному полюсі Харона (пляма Мордора) може складатися з толінів, що утворюються з метану, який походить із атмосфери Плутона. Моделі показують, що на Харон має потрапляти близько 2,5 % газів, які втрачає Плутон[42].

Взаємодія з сонячним вітром

Молекули, яким вистачає швидкості для подолання гравітації Плутона, втікають у космос та іонізуються сонячним ультрафіолетом. Коли сонячний вітер стикається з перепоною з цих іонів, він сповільнюється, відхиляється вбік, підхоплює іони та несе їх із собою, створюючи за Плутоном довгий хвіст. Позаду Плутона в потоці сонячного вітру залишається порожнина довжиною принаймні 100 000 км, заповнена відносно холодним іонізованим азотом. Це було виявлено за допомогою вимірювача параметрів частинок сонячного вітру (SWAP) на космічному зонді New Horizons, що пролетів крізь цю порожнину[43].

Область взаємодії атмосфери Плутона з сонячним вітром з боку Сонця розташована на відстані близько 6 радіусів Плутона (7 тис. км), а з протилежного боку — понад 400 радіусів Плутона (500 тис. км). Ці оцінки стосуються зони, де сонячний вітер сповільнюється на 20 %[44].

Блакитна пляма — зображення Плутона в рентгенівських променях, отримане телескопом «Чандра»[45].

2014—2015 року за допомогою космічного телескопа «Чандра» виявлено, що від Плутона надходять низькоенергетичні (0,31—0,60 кеВ) рентгенівські промені. Припускають, що вони є результатом взаємодії між газами з атмосфери карликової планети і сонячним вітром[46][45].

Історія досліджень

Ознаки наявності у Плутона атмосфери ще в 1940-х роках шукав у його спектрі Джерард Койпер[47], але безуспішно[48]. У 1970-х роках деякі астрономи припускали щільну атмосферу й навіть океани з неону, вважаючи його єдиним поширеним у Сонячній системі газом, що в умовах Плутона не замерзає й не розсіюється в космосі. Але ця гіпотеза була заснована на сильно завищеній оцінці маси Плутона[49]. Жодних спостережних даних щодо його атмосфери та складу тоді не було[48].

1976 року з'явилися перші сильні, хоча й непрямі ознаки існування атмосфери Плутона: за даними інфрачервоної фотометрії, отриманими на 4-метровому телескопі Мейолла, на його поверхні був виявлений[50] метановий лід, який при очікуваній там температурі повинен помітно випаровуватись[1].

Впевнитися в наявності атмосфери вдалося за допомогою спостережень покриттів Плутоном зірок: якщо зірку покриває безатмосферний об'єкт, світло від неї зникає різко, а у випадку з Плутоном — поступово. Послаблення світла спричинене не стільки атмосферним поглинанням чи розсіюванням, скільки заломленням[1][27]. Перші спостережні свідчення існування атмосфери отримали 19 серпня 1985 року Ной Брош та Хаїм Мендельсон в обсерваторії Вайза в Ізраїлі[51][26]. Але якість цих даних була невисокою через несприятливі умови спостереження (до того ж їх детальний опис[52] опублікували лише через 10 років)[48]. 9 червня 1988 року існування атмосфери було остаточно підтверджено[1] більш вдалими спостереженнями нового покриття з 8 пунктів (найкращі дані отримала Повітряна обсерваторія Койпера). Було виміряно шкалу висот атмосфери, а за нею розраховано відношення температури до середньої молекулярної маси. Визначити саму температуру, а також тиск, не давали відсутність даних про хімічний склад атмосфери та значна невизначеність у радіусі та масі Плутона[25][53][54].

Питання щодо хімічного складу було вирішене 1992 року завдяки дослідженню інфрачервоного спектру Плутона на 3,8-метровому Інфрачервоному телескопі Сполученого Королівства[55][56]. Виявилося, що його поверхня вкрита здебільшого азотним льодом. Оскільки він ще й леткіший за метановий, це означало переважання азоту і в атмосфері, хоча газоподібний азот у спектрі й не спостерігався. Крім того, було відкрито домішку замерзлого монооксиду вуглецю[55][9][12]. Того ж року на 3,0-метровому інфрачервоному телескопі IRTF у спектрі Плутона вперше надійно зареєстрували лінії газоподібного метану[10][48].

Для дослідження атмосфери Плутона важливо знати температуру його поверхні. Найкращі її оцінки дають спостереження теплового випромінювання Плутона. Перші значення, розраховані 1987 року за даними орбітальної обсерваторії IRAS, становили 55–60 K, а дані наступних спостережень вказували на 30–40 K[1][48]. 2005 року на Субміліметровому масиві вдалося виміряти теплове випромінювання Плутона й Харона окремо, і середнє значення температури поверхні Плутона виявилося рівним 42±4 K (−231±4°C). Це приблизно на 10 K менше, ніж очікувалося; можливо, різниця є наслідком поглинання тепла при випаровуванні азотного льоду[31][57]. За іншими даними було встановлено, що температура суттєво відрізняється на різних ділянках: від 40 до 55–60 K[1].

Близько 2000 року Плутон увійшов у багату на зірки область — смугу Чумацького Шляху, де перебуватиме до 2020-х років. Перші після 1988 року покриття спостерігали 20 липня та 21 серпня 2002 року. Це виконали команди Бруно Сікарді з Паризької обсерваторії[26] та Джеймса Елліота з МТІ[27][35]. Атмосферний тиск виявився приблизно вдвічі більшим, ніж 1988 року. Наступне покриття спостерігали 12 червня 2006[58][8], а далі вони стали траплятися частіше[33][1][59][9][5]. Обробка спостережень показує, що тиск атмосфери Плутона продовжив зростати[9][5]. Покриття безпрецедентно яскравої зорі (приблизно в 10 разів яскравішої за сам Плутон)[38] спостерігалося 29/30 червня 2015, за 2 тижні до прольоту повз Плутон зонда New Horizons[34][60].

14 липня 2015 року New Horizons уперше дослідив атмосферу Плутона зблизька. Він пройшов крізь тінь Плутона, реєструючи поглинання атмосферою сонячного випромінювання, та здійснив експеримент із просвічування її радіохвилями (хвилі випромінювалися з Землі, а апарат їх реєстрував). Це стало першим прямим дослідженням її нижніх шарів. Зокрема, вперше вдалося надійно виміряти поверхневий тиск — 1,0–1,1 Па[2][4][39].

Примітки
Коментарі
  1. Принаймні в інфрачервоній області — від 0,75 до 2 мкм.
  2. Через зворотній напрямок осьового обертання Плутона існує деяка неоднозначність у тому, який його полюс називати північним. Із 2009 року Міжнародний астрономічний союз визначає північний (точніше, позитивний) полюс Плутона за напрямком обертання: це той полюс, із боку якого Плутон виглядає таким, що обертається проти годинникової стрілки[36]. Він повернутий до південного боку Сонячної системи.
  3. У цих джерелах цей полюс за тодішньою термінологією названо південним.
  4. Квадрат відношення відстані до Сонця в афелії та перигелії: (49,30 а. о. / 29,66 а. о.)2 = 2,76.
  5. Враховуючи переважно азотний склад атмосфери, густину твердого азоту 1,03 г/см3 (Chemical Fact Sheet: Nitrogen) та радіус Плутона 1187 км, отримуємо 400–4000 м.
Джерела
  1. Stern S. A. Pluto // Encyclopedia of the Solar System / T. Spohn, D. Breuer, T. Johnson. — 3. — Elsevier, 2014. — P. 909–924. — ISBN 9780124160347.
  2. Stern, S. A.; Bagenal, F.; Ennico, K. et al. (16 жовтня 2015). The Pluto system: Initial results from its exploration by New Horizons. Science 350 (6258). Bibcode:2015Sci...350.1815S. PMID 26472913. arXiv:1510.07704. doi:10.1126/science.aad1815. (Supplements)
  3. Hand, E. (October 2015). Late harvest from Pluto reveals a complex world. Science 350 (6258): 260–261. Bibcode:2015Sci...350..260H. doi:10.1126/science.350.6258.260.
  4. Gladstone, G. R.; Stern, S. A.; Ennico, K. et al. (2016). The atmosphere of Pluto as observed by New Horizons. Science 351 (6279). Bibcode:2016Sci...351.8866G. arXiv:1604.05356. doi:10.1126/science.aad8866. (Supplementary Material)
  5. Dias-Oliveira, A.; Sicardy, B.; Lellouch, E. et al. (September 2015). Pluto’s Atmosphere from Stellar Occultations in 2012 and 2013. The Astrophysical Journal 11 (1). Bibcode:2015ApJ...811...53D. arXiv:1506.08173. doi:10.1088/0004-637X/811/1/53.
  6. Lellouch, E.; de Bergh, C.; Sicardy, B.; Forget, F.; Vangvichith, M.; Käufl, H.-U. (January 2015). Exploring the spatial, temporal, and vertical distribution of methane in Pluto's atmosphere. Icarus. Bibcode:2015Icar..246..268L. arXiv:1403.3208. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.027.
  7. Johnston, William Robert (8 вересня 2006). The atmospheres of Pluto and other trans-Neptunian objects. Архів оригіналу за 3 жовтня 2006. Процитовано 26 березня 2007.
  8. Elliot, J. L.; Person, M. J.; Gulbis, A. A. S. et al. (2007). Changes in Pluto's Atmosphere: 1988-2006. The Astronomical Journal 134 (1): 1–13. Bibcode:2007AJ....134....1E. doi:10.1086/517998.
  9. Olkin, C. B.; Young, L. A.; Borncamp, D. et al. (January 2015). Evidence that Pluto's atmosphere does not collapse from occultations including the 2013 May 04 event. Icarus 246: 220–225. Bibcode:2015Icar..246..220O. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.026.
  10. Young, L. A.; Elliot, J. L.; Tokunaga, A.; de Bergh, C.; Owen, T. (May 1997). Detection of Gaseous Methane on Pluto. Icarus 127 (1): 258–262. Bibcode:1997Icar..127..258Y. doi:10.1006/icar.1997.5709.
  11. Lellouch, E.; Sicardy, B.; de Bergh, C.; Käufl, H.-U.; Kassi, S.; Campargue, A. (2009). Pluto's lower atmosphere structure and methane abundance from high-resolution spectroscopy and stellar occultations. Astronomy and Astrophysics 495 (3): L17–L21. Bibcode:2009A&A...495L..17L. arXiv:0901.4882. doi:10.1051/0004-6361/200911633.
  12. Lellouch, E.; de Bergh, C.; Sicardy, B.; Käufl, H. U.; Smette, A. (2011). High resolution spectroscopy of Pluto's atmosphere: detection of the 2.3 μm CH4 bands and evidence for carbon monoxide. Astronomy and Astrophysics 530. Bibcode:2011A&A...530L...4L. arXiv:1104.4312. doi:10.1051/0004-6361/201116954.
  13. Gurwell, M.; Lellouch, E.; Butler, B. et al. (November 2015). Detection of Atmospheric CO on Pluto with ALMA. American Astronomical Society, DPS meeting #47, #105.06. Bibcode:2015DPS....4710506G.
  14. Holler, B. J.; Young, L. A.; Grundy, W. M.; Olkin, C. B.; Cook, J. C. (2014). Evidence for longitudinal variability of ethane ice on the surface of Pluto. Icarus 243: 104–110. Bibcode:2014Icar..243..104H. arXiv:1406.1748. doi:10.1016/j.icarus.2014.09.013.
  15. Fray, N.; Schmitt, B. (2009). Sublimation of ices of astrophysical interest: A bibliographic review. Planetary and Space Science 57 (14–15): 2053–2080. Bibcode:2009P&SS...57.2053F. doi:10.1016/j.pss.2009.09.011.
  16. Cruikshank, D. P.; Mason, R. E.; Dalle Ore, C. M.; Bernstein, M. P.; Quirico, E.; Mastrapa, R. M.; Emery, J. P.; Owen, T. C. (2006). Ethane on Pluto and Triton. American Astronomical Society, DPS meeting #38, #21.03; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 38, p.518. Bibcode:2006DPS....38.2103C.
  17. Cruikshank, D. P.; Grundy, W. M.; DeMeo, F. E. et al. (January 2015). The surface compositions of Pluto and Charon. Icarus 246: 82–92. Bibcode:2015Icar..246...82C. doi:10.1016/j.icarus.2014.05.023.
  18. Sokol, Joshua (9 листопада 2015). Pluto surprises with ice volcanoes. New Scientist. Архів оригіналу за 13 грудня 2015. Процитовано 16 грудня 2015.
  19. Zalucha, A. M.; Zhu, X.; Gulbis, A. A. S.; Strobel, D. F.; Elliot, J. L. (2011). An investigation of Pluto's troposphere using stellar occultation light curves and an atmospheric radiative-conductive-convective model. Icarus 214 (2): 685–700. Bibcode:2011Icar..214..685Z. doi:10.1016/j.icarus.2011.05.015.
  20. Trafton, L. M.; Hunten, D. M.; Zahnle, K. J.; McNutt, R. L., Jr. Escape Processes at Pluto and Charon // Pluto and Charon / A. Stern, D. J. Tholen. — University of Arizona Press, 1997. — P. 475–522. — ISBN 9780816518401. — Bibcode:1997plch.book..475T.
  21. PIA19946: Near-Surface Haze or Fog on Pluto. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute. 17 вересня 2015. Архів оригіналу за 27 березня 2017.
  22. Cheng A. F., Summers M. E., Gladstone G. R. et al. (2017). Haze in Pluto's atmosphere. Icarus 290: 112—133. Bibcode:2017Icar..290..112C. doi:10.1016/j.icarus.2017.02.024.
  23. PIA19931: Pluto in Twilight. NASA. 10 вересня 2015. Архів оригіналу за 27 березня 2017.
  24. Alex Parker (25 вересня 2015). Pluto at Twilight. blogs.nasa.gov. Архів оригіналу за 11 листопада 2015. Процитовано 4 грудня 2015.
  25. Elliot, J. L.; Dunham, E. W.; Bosh, A. S. et al. (January 1989). Pluto's atmosphere. Icarus 77: 148–170. Bibcode:1989Icar...77..148E. doi:10.1016/0019-1035(89)90014-6.
  26. Sicardy, B.; Widemann, T.; Lellouch, E. et al. (2003). Large changes in Pluto’s atmosphere as revealed by recent stellar occultations. Nature 424 (6945): 168–170. Bibcode:2003Natur.424..168S. doi:10.1038/nature01766.
  27. Elliot, J. L.; Ates, A.; Babcock, B. A. et al. (10 липня 2003). The recent expansion of Pluto's atmosphere. Nature 424 (6945): 165–168. Bibcode:2003Natur.424..165E. doi:10.1038/nature01762.
  28. Hartig, K.; Barry, T.; Carriazo, C. Y. et al. (November 2015). Constraints on Pluto's Hazes from 2-Color Occultation Lightcurves. American Astronomical Society, DPS meeting #47, #210.14. Bibcode:2015DPS....4721014H.
  29. New Horizons Finds Blue Skies and Water Ice on Pluto. NASA. 8 жовтня 2015. Архів оригіналу за 18 липня 2019.
  30. Zalucha, A. M. (2016). An atmospheric general circulation model for Pluto with predictions for New Horizons temperature profiles. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 459 (1): 902–923. Bibcode:2016MNRAS.459..902Z. arXiv:1501.02848. doi:10.1093/mnras/stw685.
  31. Gurwell, M. A.; Butler, B. J. (2005). Sub-Arcsecond Scale Imaging of the Pluto/Charon Binary System at 1.4 mm. American Astronomical Society, DPS meeting #37, id.#55.01; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 37, p.743. Bibcode:2005DPS....37.5501G.
  32. Lakdawalla E. (3 березня 2009). Methane is a greenhouse gas on Pluto, too. The Planetary Society. Архів оригіналу за 2 грудня 2015.
  33. Young, L. A. (2013). Pluto's Seasons: New Predictions for New Horizons. The Astrophysical Journal Letters 766 (2): 1–6. Bibcode:2013ApJ...766L..22Y. arXiv:1210.7778. doi:10.1088/2041-8205/766/2/L22.
  34. Sicardy, B.; Talbot, J.; Meza, E. et al. (2016). Pluto's Atmosphere from the 2015 June 29 Ground-based Stellar Occultation at the Time of the New Horizons Flyby. The Astrophysical Journal Letters 819 (2). Bibcode:2016ApJ...819L..38S. arXiv:1601.05672. doi:10.3847/2041-8205/819/2/L38.
  35. Pluto is undergoing global warming, researchers find. Massachusetts Institute of Technology. 9 жовтня 2002. Архів оригіналу за 20 серпня 2011. Процитовано 4 грудня 2015.
  36. Archinal, B. A.; A'Hearn, M. F.; Bowell, E. et al. (2011). Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements: 2009. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 109 (2): 101–135. Bibcode:2011CeMDA.109..101A. doi:10.1007/s10569-010-9320-4. (Erratum, Bibcode: 2011CeMDA.110..401A).
  37. Britt R. R. (2003). Puzzling Seasons and Signs of Wind Found on Pluto. Space.com. Архів оригіналу за 25 липня 2003.
  38. Resnick, Aaron C.; Barry, T.; Buie, M. W. et al. (November 2015). The State of Pluto's Bulk Atmosphere at the Time of the New Horizons Encounter. American Astronomical Society, DPS meeting #47, #210.15. Bibcode:2015DPS....4721015R.
  39. New Horizons Reveals Pluto's Atmospheric Pressure Has Sharply Decreased. NASA. 24 липня 2015. Архів оригіналу за 1 грудня 2015. Процитовано 16 грудня 2015.
  40. Williams D. R. (18 листопада 2015). Pluto Fact Sheet. NASA. Архів оригіналу за 19 листопада 2015. Процитовано 4 грудня 2015.
  41. Singer, Kelsi N.; Stern, S. Alan (August 2015). On the Provenance of Pluto's Nitrogen (N2). The Astrophysical Journal Letters 808 (2). Bibcode:2015ApJ...808L..50S. arXiv:1506.00913. doi:10.1088/2041-8205/808/2/L50.
  42. Grundy, W. M.; Cruikshank, D. P.; Gladstone, G. R. et al. The formation of Charon's red poles from seasonally cold-trapped volatiles // Nature. — 2016. — Vol. 539, № 7627. — P. 65–68. — arXiv:1903.03724. — Bibcode: 2016Natur.539...65G. — DOI:10.1038/nature19340. — PubMed.
  43. Gipson L. (31 липня 2015). Pluto Wags its Tail: New Horizons Discovers a Cold, Dense Region of Atmospheric Ions Behind Pluto. NASA.
  44. Bagenal, F.; Horányi, M.; McComas, D. J. et al. (2016). Pluto' interaction with its space environment: Solar wind, energetic particles, and dust. Science 351 (6279). Bibcode:2016Sci...351.9045B. arXiv:1605.00749. doi:10.1126/science.aad9045.
  45. PIA21061: X-Rays from Pluto. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute. 14 вересня 2016. Архів оригіналу за 26 серпня 2019.
  46. Lisse C. M., McNutt R. L., Wolk S. J. et al. (2017). The puzzling detection of x-rays from Pluto by Chandra. Icarus 287: 103—109. Bibcode:2017Icar..287..103L. doi:10.1016/j.icarus.2016.07.008.
  47. Kuiper, G. P. (1944). Titan: a Satellite with an Atmosphere.. Astrophysical Journal 100: 378–383. Bibcode:1944ApJ...100..378K. doi:10.1086/144679.
  48. Yelle, R. V.; Elliot, J. L. Atmospheric Structure and Composition: Pluto and Charon // Pluto and Charon / A. Stern, D. J. Tholen. — University of Arizona Press, 1997. — P. 347–390. — ISBN 9780816518401. — Bibcode:1997plch.book..347Y.
  49. Hart, M. H. (1974). A Possible Atmosphere for Pluto. Icarus 21 (3): 242–247. Bibcode:1974Icar...21..242H. doi:10.1016/0019-1035(74)90039-6.
  50. Cruikshank, D. P.; Pilcher, C. B.; Morrison, D. (1976). Pluto: Evidence for methane frost. Science 194: 835–837. Bibcode:1976Sci...194..835C. doi:10.1126/science.194.4267.835.
  51. IAU Circular 4097 — Occultation by Pluto on 1985 August 19. IAU. 26 серпня 1985. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 29 вересня 2015.
  52. Brosch, N. (1995). The 1985 stellar occultation by Pluto. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 276 (2): 551–578. Bibcode:1995MNRAS.276..571B. doi:10.1093/mnras/276.2.571.
  53. Hubbard, W. B.; Hunten, D. M.; Dieters, S. W.; Hill, K. M.; Watson, R. D. (1988). Occultation evidence for an atmosphere on Pluto. Nature 336: 452–454. Bibcode:1988Natur.336..452H. doi:10.1038/336452a0.
  54. Millis, R. L.; Wasserman, L. H.; Franz, O. G. et al. (1993). Pluto's radius and atmosphere: Results from the entire 9 June 1988 occultation data set. Icarus 105: 282–297. Bibcode:1993Icar..105..282M. doi:10.1006/icar.1993.1126.
  55. Owen, T. C.; Roush, T. L.; Cruikshank, D. P. et al. (6 серпня 1993). Surface Ices and the Atmospheric Composition of Pluto. Science 261 (5122): 745–748. Bibcode:1993Sci...261..745O. doi:10.1126/science.261.5122.745.
  56. Croswell K. (20 червня 1992). Nitrogen in Pluto's atmosphere. New Scientist. Архів оригіналу за 6 вересня 2012. Процитовано 29 вересня 2015.
  57. Ker Than (3 січня 2006). Pluto Colder Than Expected. Space.com. Архів оригіналу за 3 липня 2012. Процитовано 16 грудня 2015.
  58. Elliot, James L.; Person, M. J.; Gulbis, A. A. et al. (2006). The size of Pluto's atmosphere as revealed by the 2006 June 12 occultation. Bulletin of the American Astronomical Society 38: 541. Bibcode:2006DPS....38.3102E.
  59. Bosh, A. S.; Person, M. J.; Levine, S. E. et al. (2015). The state of Pluto's atmosphere in 2012-2013. Icarus 246: 237–246. Bibcode:2015Icar..246..237B. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.048.
  60. Veronico, Nicholas A.; Squires, Kate K. (29 червня 2015). SOFIA in the Right Place at the Right Time for Pluto Observations. SOFIA Science Center. Архів оригіналу за 24 травня 2016. Процитовано 24 травня 2016.

Посилання
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.