Атмосфера Плутона

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Это старая версия этой страницы, сохранённая Hatifnatter (обсуждение | вклад) в 11:29, 25 августа 2019. Она может серьёзно отличаться от текущей версии.
Перейти к навигации Перейти к поиску
Снимок Плутона, полученный аппаратом «Новые горизонты» при удалении от Плутона; атмосфера объекта подсвечена Солнцем. Голубой цвет близок к тому, что увидел бы человеческий глаз; оттенок возникает вследствие наличия слоёв дымки в атмосфере.

Атмосфера Плутона — тонкий газовый слой, окружающий Плутон. Атмосфера в основном состоит из азота (N2) с малым количеством метана (CH4) и монооксида углерода (CO), большая часть которых представляет собой испарившиеся частицы из льдов на поверхности Плутона[1][2]. Содержит слои дымки, вероятно, состоящей из более тяжёлых компонентов, образующихся из газов вследствие воздействия высокоэнергичного излучения[3]. Атмосфера Плутона примечательна заметными и плохо исследованными сезонными изменениями, вызванными особенностями орбитального и осевого вращения Плутона[1].

Давление атмосферы у поверхности Плутона, измеренное космическим аппаратом «Новые горизонты» в 2015 году, составило около 1 Па (10 мкбар), что примерно в 100 000 раз меньше, чем давление земной атмосферы. Температура поверхности составляет от 40 до 60 К[1], но она быстро растёт с высотой из-за создаваемого метаном парникового эффекта. Вблизи высоты 30 км температура достигает 110 K, а затем медленно снижается[4].

Плутон является единственным транснептуновым объектом с известным наличием атмосферы[4]. Наиболее близким аналогом является атмосфера Тритона, хотя в некоторых аспектах она даже напоминает атмосферу Марса[5][6].

Атмосфера Плутона исследовалась начиная с 1980-х годов с помощью наземных наблюдений покрытий звёзд Плутоном[7][8] и методами спектроскопии[9]. В 2015 году атмосфера Плутона была исследована с близкого расстояния при пролёте космического аппарата «Новые горизонты».[2][10]

Состав

Полосы голубой дымки в атмосфере Плутона (цвета близки к настоящим)

Главным компонентом атмосферы Плутона является азот. Содержание метана, согласно измерениям аппарата «Новые Горизонты», составляет 0,25 %[2]. Оценки содержания монооксида углерода по данным с поверхности Земли составляют 0,025–0,15% (2010)[11] и 0,05–0,075% (2015)[12]. Под влиянием высокоэнергичного космического излучения газ образует более сложные соединения (нелетучие при температурах поверхности Плутона[13]), включая этан (C2H6), этилен (C2H4), ацетилен (C2H2), тяжёлые углеводороды и нитрилы[3][14][15], циановодород (HCN)[16] (количество этилена составляет 0,0001 %, а количество ацетилена равно 0,0003 %)[2]. Такие соединения медленно выпадают на поверхность Плутона. Возможно, также, среди соединений есть толины, наличие которых придаёт Плутону коричневый цвет (как и у некоторых других тел внешней части Солнечной системы)[2][17].

Наиболее летучим компонентом атмосферы Плутона является азот, следующим — монооксид углерода, третьим — метан. Показателем летучести является давление насыщенного пара. При температуре 40 K (близко к минимальному значению для поверхности Плутона[1]) значение составляет около 10 Па для азота, 1 Па для монооксида углерода и 0,001 Па для метана. Давление быстро повышается с ростом температуры и при 60 K (близко к максимальному значению[1]) приближается к 10 000 Па, 3000 Па и 10 Па соответственно. Для более тяжёлых чем метан углеводородов, воды, аммиака, диоксида углерода и цианистого водорода давление остаётся пренебрежимо низким (около 10−5 Па или даже ниже), что показывает отсутствие летучести в условиях Плутона (по крайней мере в холодных низких слоях атмосферы)[13][18].

Можно предположить, что метан и монооксид углерода вследствие низкой концентрации и летучести будут обладать сильными отклонениями от равновесия давления со льдами на поверхности и большими временными и пространственными вариациями концентрации. В действительности концентрация, по крайней мере, метана, меняется слабо с высотой (по крайней мере, в 20-30 км от поверхности), долготой и временем[5][19]. Но зависимость летучести метана и азота от температуры предполагает, что концентрация метана будет снижаться при движении Плутона в сторону от Солнца[13][19][20]. Примечательно, что наблюдаемая концентрация метана на два порядка величины выше, чем ожидаемая по закону Рауля на основании его концентрации в поверхностном льду и отношения давлений сублимации метана и азота[5][21]. Причины расхождений неизвестны. Они могут возникать из-за существования нескольких отдельных областей относительно чистого метанового льда или вследствие повышенного содержания метана в высоком слое обычного смешанного льда[5][20].

Сезонные и орбитальные изменения количества солнечного света приводят к миграции поверхностных льдов: в некоторых местах лёд возгоняется, в других местах конденсируется. По некоторым оценкам вариации толщины льдов составляют порядка метра.[8] Это (а также изменение в геометрии наблюдаемой поверхности) приводит к существенному изменению блеска и цвета Плутона[5].

Метан и монооксид углерода, несмотря на малое содержание, оказывают влияние на тепловую структуру атмосферы: метан является газом с сильным парниковым эффектом[22], а монооксид углерода оказывают противоположный парниковому эффект (хотя количество такого охлаждающего агента точно не известно)[4][11].

Дымка

Дымка из нескольких слоёв в атмосфере Плутона. Часть равнины Спутника и близкие к ней горы видны ниже. Фотография получена космическим аппаратом «Новые горизонты» спустя 15 минут после наиболее тесного сближения с Плутоном.
Кривая поглощения ультрафиолетового солнечного излучения атмосферой Плутона, измеренное при пролёте космического аппарата Новые Горизонты через тень Плутона. Различимый скачок создаётся, по-видимому, дымкой[2] и присутствует как на нисходящей, так и на восходящей ветви.

Космический аппарат «Новые горизонты» открыл наличие слоёв дымки в атмосфере Плутона, покрывающей всю планету и достигающей высоты порядка 200 км. Наиболее хорошие изображения показывают наличие около 20 слоёв дымки. Горизонтальная протяжённость слоёв не превышает 1000 км; расстояние по вертикали между слоями составляет около 10 км[10].

Несмотря на очень низкую плотность атмосферы, дымка довольно заметна: она рассеивает достаточное количество света для того, чтобы можно было фотографировать детали поверхности Плутона на его ночной стороне[23]. Значение оптической глубины составляет около 0,004[2] или 0,013[10] (следовательно, интенсивность излучения уменьшается на или ; для скользящего луча света эффект гораздо сильнее). Масштаб высоты дымки составляет 45–55 км[2][10]; он почти совпадает с вертикальным масштабом давления в средней части атмосферы[7]. На высотах порядка 100–200 км он уменьшается до 30 км[10].

Размер частиц в дымке неизвестен. Голубой цвет указывает на радиус частиц порядка 10 нм, но отношение яркости для разных фазовых углов свидетельствует о радиусе более 100 нм. Такое расхождение можно объяснить скучиванием маленьких (десятки нм) частиц в более крупные (сотни нм) образования[10].

Вероятно, дымка состоит из частиц нелетучих веществ, образовавшихся из атмосферного газа под влиянием космического излучения с высокими энергиями[2][3][24]. Слои показывают наличие волн в атмосфере (их существование подтверждается по наблюдениям покрытий)[25][2], такие волны могут создаваться ветром над поверхностью Плутона[10].

Дымка может являться наиболее вероятной причиной скачка на кривой зависимости интенсивности излучения от времени, полученной аппаратом «Новые горизонты» в течение пролёта через тень Плутона: ниже высоты 150 км атмосфера поглощает гораздо сильнее, чем на больших высотах. Подобный скачок наблюдался при покрытии звезды в 1988 году. Первоначально скачок также объясняли ослаблением света дымкой[26]. Другой возможной причиной является инверсия температуры, некоторые исследователи придерживаются именно этого объяснения[5]. Высоту слоя, создающего скачок, относительно поверхности было невозможно определить в то время вследствие неопределённости радиуса Плутона. Тем не менее возможно оценить это расстояние относительно центра Плутона. При учёте современного представления о форме Плутона высота оказывается равной 2±24 км; следовательно «дымка» неотличима от поверхности Плутона[4][7][27].

Другим доказательством наличия дымки были свойства покрытия Плутоном звезды в 2002 году. Свет звезды, который достиг Земли при покрытии (вследствие преломления в атмосфере Плутона) показал наличие усиления интенсивности с длиной волны[28]. Это явление считалось надёжным доказательством[5][29] рассеяния света аэрозолями (наподобие эффекта покраснения восходящего Солнца). Однако данная особенность отсутствовала при более поздних прохождениях (включая 29 июня 2015 года)[5][29], а 14 июля 2015 года аппарат «Новые горизонты» различил синий цвет дымки[30].

Возможные облака в атмосфере Плутона

В финальной группе изображений, полученных с аппарата «Новые горизонты», были обнаружены свидетельства возможного существования облаков[31].

Температура и тепловая структура

Плутон почти не обладает тропосферой; наблюдения «Новых горизонтов» предполагают наличие тонкого тропосферного пограничного слоя, сопоставимого с предсказанием моделей[19] (в теории толщина слоя ≤1 км)[2]. Над этим слоем находится область, в которой происходит быстрое повышение температуры с высотой, область стратосферы. Градиент температуры составляет 2,2,[7] 3–15[22] или 5,5[5] градусов на км. Это следствие парникового эффекта, вызванного наличием метана. Средняя температура поверхности равна 42±4 K (измерена в 2005 году),[32] а средняя температура атмосферы равна 90+25
−18 K (2008)[22][11][33].

На высоте 20–40 км температура достигает максимума (100–110 K; стратопауза), а затем медленно уменьшается (около 0,2 K/км;[4] мезосфера)[4][5][7]. Причины снижения неясны; оно может быть связано с охлаждающим влиянием монооксида углерода[11], циановодорода или с другими причинами[4]. На высоте более 200 км температура составляет приблизительно 80 K, а затем остаётся постоянной[4].

Температура верхних слоёв атмосферы не проявляет заметных изменений со временем. В 1988, 2002 и 2006 годах температура оставалась примерно постоянной и равной 100 K (с неопределённостью около 10 K), несмотря на изменение давления в два раза. Зависимость от широты или утренних/вечерних условий также отсутствует: температура одинакова над всей поверхностью[5]. Параметры согласуются с теоретическими данными, предсказывающими быстрое перемешивание атмосферы[5]. Но есть свидетельство наличия малых вертикальных неоднородностей в распределении температуры. Они проявляются в виде резких коротких пиков яркости в течение покрытий звёзд[27]. Амплитуда неоднородностей оценивается в 0.5–0.8 K на масштабе в несколько километров. Они могут создаваться атмосферными гравитационными волнами или турбулентностью, что может быть связано с конвекцией или ветром[27].

Взаимодействие с атмосферой значительно влияет на температуру поверхности. Вычисления показывают, что атмосфера, несмотря на очень низкое давление, может существенно уменьшать дневные вариации температуры.[34] Но всё же сохраняются вариации температуры порядка 20 K — частично из-за охлаждения поверхности вследствие сублимации льдов[1].

Давление

Давление атмосферы Плутона очень низкое и сильно зависит от времени. Наблюдения покрытий звёзд Плутоном показывают, что в период с 1988 года до 2015 года давление возросло втрое несмотря на то, что Плутон удаляется от Солнца с 1989 года[35][8][34][36]. Вероятно это вызвано тем, что северный полюс Плутона освещается c 1987 года, что усиливает испарение азота с северного полушария[27][37]. В указанных статьях полюс назван южным, в соответствии с традицией названия в те времена, но действительный южный полюс слишком горячий для конденсации азота[8]. Абсолютные значения давления у поверхности сложно получить из данных о покрытиях, поскольку эти данные обычно не дают сведений о наиболее низких слоях атмосферы. Поэтому данные о давлении у поверхности приходится экстраполировать, что вносит неопределённость в выводы, поскольку не до конца известна зависимость температуры и давления от высоты. Радиус Плутона также должен быть известен, но до 2015 года эта величина была известна плохо. Поэтому точные значения давления у поверхности Плутона раньше не удавалось определить. При некоторых покрытиях, наблюдавшихся с 1988 года, давление определялось на расстоянии 1275 км от центра Плутона, что соответствует высоте 88±4 км от поверхности[4][8][34].

Кривые зависимости давления от расстояния от центра, полученные по данным о покрытиях 1988 и 2002 годов[27] в комбинации с известным в настоящее время радиусом Плутона (1187±4 км[2]) дают значения давления 0.4 Па для 1988 года и 1.0 Па для 2002 года. Спектральные данные дают значения 0.94 Па для 2008 года и 1.23 Па для 2012 года при расстоянии от центра 1188 км (1±4 км от поверхности)[5]. Покрытие 4 мая 2103 года дало почти точное значение для уровня близ поверхности (1190 км от центра, 3±4 км от поверхности): 1.13±0.007 Па[5]. Покрытие 29/30 июня 2015 года, спустя лишь 2 недели до сближения с'«Новыми горизонтами», дало величину давления у поверхности 1.3±0.1 Па[35].

Первые прямые и надёжные данные о самых низких слоях атмосферы Плутона были получены по наблюдениям космического аппарата «Новые горизонты» 14 июля 2015 года по наблюдениям покрытия. Давление у поверхности оценено в 1 Па (1.1±0.1 в начале прохода аппарата за Плутоном и 1.0±0.1 в конце)[10]. Эти величины согласуются с данными от покрытий в прошлые годы[10], хотя некоторые из предыдущих вычислений, основанные на тех же данных, дают вдвое большие оценки[2][38][3].

Вертикальный масштаб распределения давления в атмосфере Плутона значительно меняется с высотой (другими словами, зависимость давления от высоты существенно отличается от барометрической формулы). Этот эффект вызван существенной зависимостью температуры от высоты. В самых низких слоях атмосферы величина вертикального масштаба составляет около 17[19]–19[6] км, а для высот 30–100 км — 50–70 км[10][7][26].

Сезонные изменения

Вследствие эксцентричности орбиты в афелии Плутон получает в 2,8 раза меньше тепла, чем в перигелии. При этом должны возникать существенные изменения в атмосфере, хотя детали процесса непонятны. Первоначально считалось, что в афелии атмосфера должна частично замерзать и выпадать на поверхность, но более подробные модели предсказывают, что Плутон должен обладать заметной атмосферой на протяжении всего своего года[1][8].

Последнее прохождение Плутона через перигелий произошло 5 сентября 1989 года[1]. По состоянию на 2019 год он удаляется от Солнца и общая освещённость его Солнцем снижается. Тем не менее, ситуация усложняется из-за большого наклона оси вращения (122,5°[39]), что приводит к существованию длительных полярных дней и ночей на большей части поверхности Плутона. Незадолго до прохождения перигелия 16 декабря 1987 года на Плутоне произошло равноденствие, его северный полюс перестал находиться в состоянии полярной ночи, продолжавшейся 124 земных года.

По состоянию на 2014 год данные позволили учёным создать модель сезонных изменений в атмосфере Плутона. В течение предыдущего афелия (1865 год) значительное количество летучих льдов должно было наблюдаться в северном и южном полушариях. Примерно в то же время произошло равноденствие и южное полушарие стало наклонным по направлению к Солнцу. Льды начали смещаться в северное полушарие, около 1900 года южное полушарие почти полностью лишилось льдов. После следующего равноденствия (1987 год) южное полушарие повернулось в сторону от Солнца. Тем не менее, к этому времени поверхность была уже достаточно нагретой, а большая тепловая инерция (из-за нелетучего водного льда) существенно замедляет охлаждение. По этим причинам газ, интенсивно испаряющийся с северного полушария, не может быстро сконденсироваться на южном и продолжает накапливаться в атмосфере, повышая давление. В период 2035–2050 гг южное полушарие достаточно охладится для того, чтобы стало возможной интенсивная конденсация газа, при этом газ перемещается из северного полушария, в котором полярный день. Процесс будет длиться до момента равноденствия при прохождении через точку афелия (около 2113 года). Северное полушарие не лишится летучих льдов полностью, их испарение будет поддерживать существование атмосферы даже вблизи афелия. Полное изменение атмосферного давления в такой модели составляет около 4 раз, минимум достигался в 1970–1980 годах, а максимум произойдет около 2030 года. Полное изменение температуры составляет всего несколько градусов[8].

Потери в атмосфере

Атмосфера Плутона в инфракрасном диапазоне (данные с аппарата «Новые горизонты»). Белые участки представляют собой освещённые Солнцем области с большим коэффициентом отражения или более ровные области.
Изображение Плутона в рентгеновских лучах, полученное телескопом «Чандра» (голубое пятно). Рентгеновское излучение создаётся, по всей видимости, при взаимодействии газа, окружающего Плутон, с солнечным ветром, но достоверно это не известно.

Ранние данные показывали, что атмосфера Плутона теряет примерно 1027–1028 молекул (50–500 кг) азота в секунду, что при переводе на масштаб времени жизни Солнечной системы соответствует потере слоя летучих веществ порядка нескольких сотен метров или нескольких километров.[1][6][40] Тем не менее, последующие данные с космического аппарата «Новые горизонты» показали, что оценка была завышена по крайней мере на 4 порядка. Атмосфера Плутона в настоящее время теряет около 1×1023 молекул азота и 5×1025 молекул метана каждую секунду. Эта величина соответствует потере нескольких сантиметров азотного льда и нескольких метров метанового льда за всё время жизни Солнечной системы.[10]

Молекулы с достаточно высокими скоростями, вылетающие в космическое пространство, ионизуются солнечным ультрафиолетовым излучением. По мере того как солнечный ветер встречается с непрозрачностями, формируемыми ионами, он замедляется и отклоняется, образуя ударную волну. Ионы перемещаются солнечным ветром и образуют ионный или плазменный хвост за Плутоном. Инструмент Solar Wind around Pluto (SWAP) на борту аппарата «Новые горизонты» позволил выполнить измерения в области ионов низкой энергии почти сразу после сближения аппарата с Плутоном 14 июля 2015 года. Такие измерения позволят определить темп, с которым Плутон теряет атмосферу, и получить сведения о развитии атмосферы и поверхности Плутона[41].

Красно-коричневое пятно на северном полюсе Харона, крупнейшего спутника Плутона, может состоять из толинов, органических макромолекул, образующихся из метана, азота и других газов, выделяющихся из атмосферы Плутона и переместившихся на расстояние более 19 тысяч км к спутнику на орбите[42].

История изучения

В 1940-х годах Джерард Койпер искал признаки наличия атмосферы по спектру Плутона[43], но безуспешно[9]. В 1970-х гг некоторые астрономы придерживались идеи наличия толстой атмосферы и даже океанов из неона: согласно представлениям тех лет, все другие газы, распространённые в Солнечной системе, будут находиться в замороженном состоянии или же покинут атмосферу планеты. Но эта гипотеза основывалась на существенно переоценённой массе Плутона[44]. В то время не существовало данных об атмосфере и её химическом составе[9].

Первое сильное, хотя и не прямое доказательство наличия атмосферы, появилось в 1976 году. Инфракрасное фотометрическое исследование, выполненное на 4-метровом телескопе Мэйолла, выявило наличие метанового льда[45] на поверхности Плутона, который сублимирует при температурах на Плутоне[1].

Существование атмосферы Плутона было подтверждено при наблюдениях покрытий звёзд. Если звезда закрывается объектом без атмосферы, то её излучение пропадает резко, но покрытия звёзд Плутоном показывают постепенное снижение излучения. В основном это происходит из-за атмосферной рефракции (а не поглощения или рассеяния).[1][28] Первые такие наблюдения провели 19 августа 1985 года Ноа Брош и Хаим Мендельсон в обсерватории Вайза в Израиле[27][46]. Но качество данных было много ниже из-за неудовлетворительных условия наблюдения[9]. 9 июня 1988 года было получено надёжное доказательство существования атмосферы[1] при наблюдениях покрытия из восьми пунктов. Вертикальный масштаб атмосферы был измерен, что сделало возможным вычисление отношения температуры к средней молекулярной массе. Сами температуру и давление по отдельности определить было невозможно, поскольку отсутствовали данные о химическом составе атмосферы, а радиус и масса Плутона были известны с большой неопределённостью[26][47][48].

Вопрос о химическом составе был прояснён в 1992 году по инфракрасному спектру Плутона с помощью 3.8-метрового телескопа UKIRT[49][50]. Поверхность Плутона в основном оказалась покрытой азотным льдом. Поскольку азот также более летуч чем метан, то наблюдения свидетельствуют о доминировании азота в атмосфере (хотя в спектре газообразный азот и не наблюдается). Также была открыта небольшая примесь замороженного монооксида углерода[8][11][49]. В том же году наблюдения на 3-метровом телескопе NASA Infrared Telescope Facility  (англ.) (рус. показала наличие газообразного метана[9][21].

Понимание состояния атмосферы требует знания температуры поверхности. Наилучшие оценки выводятся из измерений теплового излучения Плутона. Первые значения, полученные в 1987 году по наблюдениям космического аппарата IRAS, составляли 55–60 K, но последующие исследования дали оценки 30–40 K.[1][9] В 2006 году наблюдения на Субмиллиметровом массиве позволили различить излучение Плутона и Харона. Средняя температура поверхности Плутона оказалась равной 42±4 K (−231±4°C). Эта оценка примерно на 10 K меньше ожидаемой; различие может объясняться охлаждением из-за сублимации азотного льда[32][51] или наличия углеводородных частиц в атмосфере (толинов), эффективно поглощающих солнечную энергию, но также высвечивают много энергии обратно в космос[52]. Более подробное исследование выявило, что температура существенно различается в разных областях: от 40 до 55–60 K[1].

Примерно в 2000 году Плутон перешёл в область неба на фоне богатых звёздами полей Млечного Пути, где будет оставаться до 2020-х годов. Первые покрытия звёзд после 1988 года произошли 20 июля и 21 августа 2002 года и наблюдались Парижской обсерваторией[27] и МТИ[28][36]. Атмосферное давление оказалось вдвое большим, чем измеренное в 1988 году. Следующее покрытие наблюдалось 12 июня 2006 года[7][53], последующие проходили с большей частотой[1][4][8][34][54]. Обработка результатов наблюдений показала, что давление продолжает возрастать[4][8]. Покрытие очень яркой звезды, примерно на порядок превышающей по яркости сам Плутон, наблюдалось 29/30 июня 2015 года — за всего 2 недели до сближения с аппаратом «Новые горизонты»[35][55][56].

14 июля 2015 года аппарат «Новые горизонты» совершил первое своё исследование атмосферы Плутона с близкого расстояния, включая радиоизмерения покрытий и наблюдения ослабления солнечного излучения при пролёте через тень Плутона. Были осуществлены первые прямые измерения параметров нижних слоёв атмосферы. Давление у поверхности оказалось равным 1.0–1.1 Па[2][10][38].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Stern S. A. Pluto // Encyclopedia of the Solar System / T. Spohn ; D. Breuer ; T. Johnson. — 3. — Elsevier, 2014. — P. 909–924. — ISBN 9780124160347.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Stern, S. A.; Bagenal, F.; Ennico, K. et al. The Pluto system: Initial results from its exploration by New Horizons (англ.) // Science : journal. — 2015. — 16 October (vol. 350, no. 6258). — P. aad1815. — doi:10.1126/science.aad1815. — Bibcode: 2015Sci...350.1815S. — arXiv:1510.07704. — PMID 26472913. Архивировано 22 ноября 2015 года. (Supplements)
  3. ↑ 1 2 3 4 Hand, E. Late harvest from Pluto reveals a complex world (англ.) // Science. — 2015. — October (vol. 350, no. 6258). — P. 260—261. — doi:10.1126/science.350.6258.260. — Bibcode: 2015Sci...350..260H. — PMID 26472884.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Dias-Oliveira, A.; Sicardy, B.; Lellouch, E. et al. Pluto’s Atmosphere from Stellar Occultations in 2012 and 2013 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 2015. — September (vol. 11, no. 1). — P. 53. — doi:10.1088/0004-637X/811/1/53. — Bibcode: 2015ApJ...811...53D. — arXiv:1506.08173.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Lellouch, E.; de Bergh, C.; Sicardy, B.; Forget, F.; Vangvichith, M.; Käufl, H.-U. Exploring the spatial, temporal, and vertical distribution of methane in Pluto's atmosphere (англ.) // Icarus?! : journal. — Elsevier, 2015. — January (vol. 246). — P. 268—278. — doi:10.1016/j.icarus.2014.03.027. — Bibcode: 2015Icar..246..268L. — arXiv:1403.3208.
  6. ↑ 1 2 3 Johnston, William Robert The atmospheres of Pluto and other trans-Neptunian objects (8 сентября 2006). Дата обращения: 26 марта 2007. Архивировано 3 октября 2006 года.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Elliot, J. L.; Person, M. J.; Gulbis, A. A. S. et al. Changes in Pluto's Atmosphere: 1988–2006 (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 2007. — Vol. 134, no. 1. — P. 1—13. — doi:10.1086/517998. — Bibcode: 2007AJ....134....1E.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Olkin, C. B.; Young, L. A.; Borncamp, D. et al. Evidence that Pluto's atmosphere does not collapse from occultations including the 2013 May 04 event (англ.) // Icarus?! : journal. — Elsevier, 2015. — January (vol. 246). — P. 220—225. — doi:10.1016/j.icarus.2014.03.026. — Bibcode: 2015Icar..246..220O.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 Yelle, R. V. Atmospheric Structure and Composition: Pluto and Charon // Pluto and Charon / Yelle, R. V., Elliot, J. L.. — University of Arizona Press, 1997. — P. 347–390. — ISBN 9780816518401.
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Gladstone, G. R.; Stern, S. A.; Ennico, K. et al. The atmosphere of Pluto as observed by New Horizons (англ.) // Science : journal. — 2016. — March (vol. 351, no. 6279). — P. aad8866. — doi:10.1126/science.aad8866. — Bibcode: 2016Sci...351.8866G. — arXiv:1604.05356. Архивировано 21 мая 2016 года. (Supplementary Material)
  11. ↑ 1 2 3 4 5 Lellouch, E.; de Bergh, C.; Sicardy, B.; Käufl, H. U.; Smette, A. High resolution spectroscopy of Pluto's atmosphere: detection of the 2.3 μm CH4 bands and evidence for carbon monoxide (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2011. — Vol. 530. — P. L4. — doi:10.1051/0004-6361/201116954. — Bibcode: 2011A&A...530L...4L. — arXiv:1104.4312.
  12. ↑ Gurwell, M.; Lellouch, E.; Butler, B. et al. Detection of Atmospheric CO on Pluto with ALMA (неопр.) // American Astronomical Society, DPS meeting #47, #105.06. — 2015. — November. — Bibcode: 2015DPS....4710506G.
  13. ↑ 1 2 3 Fray, N.; Schmitt, B. Sublimation of ices of astrophysical interest: A bibliographic review (англ.) // Planetary and Space Science?! : journal. — 2009. — Vol. 57, no. 14—15. — P. 2053—2080. — doi:10.1016/j.pss.2009.09.011. — Bibcode: 2009P&SS...57.2053F.
  14. ↑ Cruikshank, D. P.; Mason, R. E.; Dalle Ore, C. M.; Bernstein, M. P.; Quirico, E.; Mastrapa, R. M.; Emery, J. P.; Owen, T. C. Ethane on Pluto and Triton (неопр.) // American Astronomical Society, DPS meeting #38, #21.03; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 38, p.518. — 2006. — Bibcode: 2006DPS....38.2103C.
  15. ↑ Cruikshank, D. P.; Grundy, W. M.; DeMeo, F. E. et al. The surface compositions of Pluto and Charon (англ.) // Icarus?!. — Elsevier, 2015. — January (vol. 246). — P. 82—92. — doi:10.1016/j.icarus.2014.05.023. — Bibcode: 2015Icar..246...82C. Архивировано 11 ноября 2015 года.
  16. ↑ Sokol, Joshua (2015-11-09). "Pluto surprises with ice volcanoes". New Scientist. Дата обращения: 12 ноября 2015.
  17. ↑ Chang, Kenneth (2015-07-24). "Pluto's atmosphere is thinner than expected, but still looks hazy". The New York Times. Дата обращения: 27 июля 2015.
  18. ↑ Holler, B. J.; Young, L. A.; Grundy, W. M.; Olkin, C. B.; Cook, J. C. Evidence for longitudinal variability of ethane ice on the surface of Pluto (англ.) // Icarus?! : journal. — Elsevier, 2014. — Vol. 243. — P. 104—110. — doi:10.1016/j.icarus.2014.09.013. — Bibcode: 2014Icar..243..104H. — arXiv:1406.1748.
  19. ↑ 1 2 3 4 Zalucha, A. M.; Zhu, X.; Gulbis, A. A. S.; Strobel, D. F.; Elliot, J. L. An investigation of Pluto's troposphere using stellar occultation light curves and an atmospheric radiative-conductive-convective model (англ.) // Icarus?! : journal. — Elsevier, 2011. — Vol. 214, no. 2. — P. 685—700. — doi:10.1016/j.icarus.2011.05.015. — Bibcode: 2011Icar..214..685Z.
  20. ↑ 1 2 Trafton, L. M. Escape Processes at Pluto and Charon // Pluto and Charon / Trafton, L. M., Hunten, D. M., Zahnle, K. J. … [и др.]. — University of Arizona Press, 1997. — P. 475–522. — ISBN 9780816518401.
  21. ↑ 1 2 Young, L. A.; Elliot, J. L.; Tokunaga, A.; de Bergh, C.; Owen, T. Detection of Gaseous Methane on Pluto (англ.) // Icarus?!. — Elsevier, 1997. — May (vol. 127, no. 1). — P. 258—262. — doi:10.1006/icar.1997.5709. — Bibcode: 1997Icar..127..258Y. Архивировано 23 июня 2010 года.
  22. ↑ 1 2 3 Lellouch, E.; Sicardy, B.; de Bergh, C.; Käufl, H.-U.; Kassi, S.; Campargue, A. Pluto's lower atmosphere structure and methane abundance from high-resolution spectroscopy and stellar occultations (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2009. — Vol. 495, no. 3. — P. L17—L21. — doi:10.1051/0004-6361/200911633. — Bibcode: 2009A&A...495L..17L. — arXiv:0901.4882.
  23. ↑ PIA19931: Pluto in Twilight. NASA (10 сентября 2015).
  24. ↑ Alex Parker. Pluto at Twilight. blogs.nasa.gov (25 сентября 2015). Дата обращения: 4 декабря 2015.
  25. ↑ Person, M. J.; Elliot, J. L.; Gulbis, A. A. S.; Zuluaga, C. A.; Babcock, B. A.; McKay, A. J.; Pasachoff, J. M.; Souza, S. P.; Hubbard, W. B.; Kulesa, C. A.; McCarthy, D. W.; Benecchi, S. D.; Levine, S. E.; Bosh, A. S.; Ryan, E. V.; Ryan, W. H.; Meyer, A.; Wolf, J.; Hill, J. WAVES IN PLUTO'S UPPER ATMOSPHERE (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 2008. — 8 September (vol. 136, no. 4). — ISSN 1538-3881. — doi:10.1088/0004-6256/136/4/1510/meta.
  26. ↑ 1 2 3 Elliot, J. L.; Dunham, E. W.; Bosh, A. S. et al. Pluto's atmosphere (англ.) // Icarus?!. — Elsevier, 1989. — January (vol. 77). — P. 148—170. — doi:10.1016/0019-1035(89)90014-6. — Bibcode: 1989Icar...77..148E.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Sicardy B.; Widemann T. et al. Large changes in Pluto’s atmosphere as revealed by recent stellar occultations (англ.) // Nature : journal. — 2003. — Vol. 424, no. 6945. — P. 168—170. — doi:10.1038/nature01766. — Bibcode: 2003Natur.424..168S. — PMID 12853950.
  28. ↑ 1 2 3 Elliot, J. L.; Ates, A.; Babcock, B. A. et al. The recent expansion of Pluto's atmosphere (англ.) // Nature. — 2003. — 10 July (vol. 424, no. 6945). — P. 165—168. — doi:10.1038/nature01762. — Bibcode: 2003Natur.424..165E. — PMID 12853949.
  29. ↑ 1 2 Hartig, K.; Barry, T.; Carriazo, C. Y. et al. Constraints on Pluto's Hazes from 2-Color Occultation Lightcurves (англ.) // American Astronomical Society, DPS meeting #47, #210.14 : journal. — 2015. — November. — Bibcode: 2015DPS....4721014H.
  30. ↑ New Horizons Finds Blue Skies and Water Ice on Pluto. NASA (8 октября 2015).
  31. ↑ Nancy Atkinson. Latest Results From New Horizons: Clouds on Pluto, Landslides on Charon. Universe Today (2016). Дата обращения: 4 ноября 2016.
  32. ↑ 1 2 Gurwell, M. A.; Butler, B. J. Sub-Arcsecond Scale Imaging of the Pluto/Charon Binary System at 1.4 mm (англ.) // American Astronomical Society, DPS meeting #37, id.#55.01; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 37, p.743 : journal. — 2005. — Bibcode: 2005DPS....37.5501G.
  33. ↑ Lakdawalla E. Methane is a greenhouse gas on Pluto, too. The Planetary Society (3 марта 2009).
  34. ↑ 1 2 3 4 Young, L. A. Pluto's Seasons: New Predictions for New Horizons (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 2013. — Vol. 766, no. 2. — P. 1—6. — doi:10.1088/2041-8205/766/2/L22. — Bibcode: 2013ApJ...766L..22Y. — arXiv:1210.7778. Архивировано 30 ноября 2015 года.
  35. ↑ 1 2 3 B.; Sicardy; Talbot, J.; Meza, E. et al. Pluto's Atmosphere from the 2015 June 29 Ground-based Stellar Occultation at the Time of the New Horizons Flyby (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 2016. — Vol. 819, no. 2. — P. L38. — doi:10.3847/2041-8205/819/2/L38. — Bibcode: 2016ApJ...819L..38S. — arXiv:1601.05672.
  36. ↑ 1 2 Pluto is undergoing global warming, researchers find. Massachusetts Institute of Technology (9 октября 2002). Дата обращения: 4 декабря 2015. Архивировано 20 августа 2011 года.
  37. ↑ Britt R. R. Puzzling Seasons and Signs of Wind Found on Pluto. Space.com (2003). Дата обращения: 26 марта 2007. Архивировано 25 июля 2003 года.
  38. ↑ 1 2 New Horizons Reveals Pluto's Atmospheric Pressure Has Sharply Decreased. NASA (24 июля 2015).
  39. ↑ Williams D. R. Pluto Fact Sheet. NASA (18 ноября 2015). Дата обращения: 4 декабря 2015.
  40. ↑ Singer, Kelsi N.; Stern, S. Alan. On the Provenance of Pluto's Nitrogen (N2) (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 2015. — August (vol. 808, no. 2). — P. L50. — doi:10.1088/2041-8205/808/2/L50. — Bibcode: 2015ApJ...808L..50S. — arXiv:1506.00913.
  41. ↑ Gipson L. Pluto Wags its Tail: New Horizons Discovers a Cold, Dense Region of Atmospheric Ions Behind Pluto. NASA (31 июля 2015).
  42. ↑ Bromwich, Jonah Engel; St. Fleur, Nicholas (2016-09-14). "Why Pluto's Moon Charon Wears a Red Cap". The New York Times. Дата обращения: 14 сентября 2016.
  43. ↑ Kuiper, G. P. Titan: a Satellite with an Atmosphere. (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 1944. — Vol. 100. — P. 378—383. — doi:10.1086/144679. — Bibcode: 1944ApJ...100..378K.
  44. ↑ Hart, M. H. A Possible Atmosphere for Pluto (англ.) // Icarus?!. — Elsevier, 1974. — Vol. 21, no. 3. — P. 242—247. — doi:10.1016/0019-1035(74)90039-6. — Bibcode: 1974Icar...21..242H.
  45. ↑ Cruikshank, D. P.; Pilcher, C. B.; Morrison, D. Pluto: Evidence for methane frost (англ.) // Science. — 1976. — Vol. 194. — P. 835—837. — doi:10.1126/science.194.4267.835. — Bibcode: 1976Sci...194..835C.
  46. ↑ IAU Circular 4097 — Occultation by Pluto on 1985 August 19. IAU (26 августа 1985). Архивировано 24 января 2012 года.
  47. ↑ Hubbard, W. B.; Hunten, D. M.; Dieters, S. W.; Hill, K. M.; Watson, R. D. Occultation evidence for an atmosphere on Pluto (англ.) // Nature. — 1988. — Vol. 336. — P. 452—454. — doi:10.1038/336452a0. — Bibcode: 1988Natur.336..452H.
  48. ↑ Millis, R. L.; Wasserman, L. H.; Franz, O. G. et al. Pluto's radius and atmosphere: Results from the entire 9 June 1988 occultation data set (англ.) // Icarus?! : journal. — Elsevier, 1993. — Vol. 105. — P. 282—297. — doi:10.1006/icar.1993.1126. — Bibcode: 1993Icar..105..282M. Архивировано 23 июня 2010 года.
  49. ↑ 1 2 Owen, T. C.; Roush, T. L.; Cruikshank, D. P. et al. Surface Ices and the Atmospheric Composition of Pluto (англ.) // Science : journal. — 1993. — 6 August (vol. 261, no. 5122). — P. 745—748. — doi:10.1126/science.261.5122.745. — Bibcode: 1993Sci...261..745O. — PMID 17757212.
  50. ↑ Croswell K. Nitrogen in Pluto's atmosphere (англ.) // New Scientist : magazine. — 1992. — 20 June.
  51. ↑ Ker Than. Pluto Colder Than Expected. Space.com (3 января 2006).
  52. ↑ Mystery of Pluto’s Super-Cold Weather Solved. Mike Wall, Space.com. 15 November 2017.
  53. ↑ Elliot, James L.; Person, M. J.; Gulbis, A. A. et al. The size of Pluto's atmosphere as revealed by the 2006 June 12 occultation (англ.) // Bulletin of the American Astronomical Society  (англ.) (рус. : journal. — 2006. — Vol. 38. — P. 541. — Bibcode: 2006DPS....38.3102E.
  54. ↑ Bosh, A. S.; Person, M. J.; Levine, S. E. et al. The state of Pluto's atmosphere in 2012–2013 (англ.) // Icarus?!. — Elsevier, 2015. — Vol. 246. — P. 237—246. — doi:10.1016/j.icarus.2014.03.048. — Bibcode: 2015Icar..246..237B.
  55. ↑ Resnick, Aaron C.; Barry, T.; Buie, M. W. et al. The State of Pluto's Bulk Atmosphere at the Time of the New Horizons Encounter (англ.) // American Astronomical Society, DPS meeting #47, #210.15 : journal. — 2015. — November. — Bibcode: 2015DPS....4721015R.
  56. ↑ Veronico, Nicholas A.; Squires, Kate K. SOFIA in the Right Place at the Right Time for Pluto Observations. SOFIA Science Center (29 июня 2015). Архивировано 24 мая 2016 года.

Ссылки

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Атмосфера_Плутона&oldid=101796049