Interested Article - Атмосфера Плутона

delana
  • 2021-06-05
  • 1

Ночная сторона Плутона. Видно дымчатые нижние слои атмосферы, подсвеченные Солнцем. Снимок аппарата « Новые горизонты »; цвета близки к настоящим.

Атмосфера Плутона — разрежённый газовый слой , окружающий Плутон . Состоит из веществ, испаряющихся с его поверхности: азота (N 2 ) с примесями метана (CH 4 ) и монооксида углерода (CO) . Содержит слоистую дымку, состоящую, вероятно, из более сложных соединений, образующихся из этих газов под действием высокоэнергетичного излучения . Примечательна сильными и не до конца объяснёнными сезонными изменениями, вызванными особенностями орбитального и осевого вращения Плутона .

Давление атмосферы около поверхности Плутона по состоянию на 2015 год составляет около 1 Па (10 мкбар ), что примерно в 100 000 раз меньше, чем на Земле . Температура на поверхности составляет от 40 до 60 К , но с высотой она быстро растёт из-за создаваемого метаном парникового эффекта . На высоте 20-30 км температура достигает 110 K , а затем медленно снижается .

Плутон — единственный транснептуновый объект , у которого обнаружена атмосфера . Её ближайший аналог — атмосфера Тритона , а в некоторых аспектах она напоминает даже атмосферу Марса .

Атмосферу Плутона исследуют с 1980-х годов с помощью наземных наблюдений покрытий им звёзд , а также спектроскопическими методами . В 2015 году её исследовал с близкого расстояния космический аппарат « Новые горизонты » .

Состав

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

Главный компонент атмосферы Плутона — азот . Содержание метана , согласно измерениям аппарата «Новые Горизонты» , составляет 0,25 % (по наземным наблюдениям были получены значения 0,4–0,6% в 2008 году и 0,3–0,4% в 2012 ). Для содержания монооксида углерода есть сделанные по наземным наблюдениям оценки 0,025–0,15% (2010) и 0,05–0,075% (2015) . Под влиянием высокоэнергичного космического излучения из этих газов образуются более сложные соединения, нелетучие при температурах поверхности Плутона и постепенно оседающие на неё. Они включают этан (C 2 H 6 ), этилен (C 2 H 4 ), ацетилен (C 2 H 2 ), более тяжёлые углеводороды и нитрилы , циановодород (HCN) , а также высокомолекулярные соединения толины , придающие Плутону (как и некоторым другим телам внешней части Солнечной системы) коричневатый цвет . Для этилена и ацетилена есть оценки содержания, сделанные по данным «Новых горизонтов»: 0,0001 % и 0,0003 % соответственно .

Самый летучий компонент атмосферы Плутона — азот, следующий — монооксид углерода, третий по летучести — метан. Показателем летучести служит давление насыщенного пара . При температуре 40 K (близкой к минимальному значению для поверхности Плутона ) оно составляет порядка 10 Па для азота, 1 Па для монооксида углерода и 0,001 Па для метана. С ростом температуры давление насыщенного пара быстро повышается и при 60 K (близко к максимальному значению) приближается к 10 000 Па , 3000 Па и 10 Па соответственно. Для более тяжёлых, чем метан, углеводородов, а также диоксида углерода , оно остаётся пренебрежимо малым (порядка 10 −5 Па или даже ниже), что означает практическое отсутствие у них летучести в условиях Плутона (по крайней мере в холодных низких слоях атмосферы). Вода , аммиак и циановодород нелетучи даже при температуре 100 K , характерной для верхней атмосферы .

Для второстепенных составляющих атмосферы Плутона можно ожидать бо́льших, чем для азота, отклонений от равновесия со льдами на поверхности, а также бо́льших временных и пространственных вариаций концентрации. Однако по крайней мере для метана не удалось уверенно обнаружить её зависимости ни от высоты (по крайней мере в пределах 20-30 км от поверхности), ни от долготы, ни от времени . Но с удалением Плутона от Солнца и абсолютное, и относительное содержание метана должно падать, на что указывает зависимость летучести его и азота от температуры . Примечательно, что наблюдаемая концентрация метана на два порядка величины выше, чем рассчитанная по закону Рауля на основании его концентрации в поверхностном льду и отношения давлений насыщенного пара метана и азота . Причины этого расхождения неизвестны. Оно может возникать из-за существования на поверхности отдельных областей относительно чистого метанового льда или вследствие повышенного содержания метана в поверхностном слое обычного смешанного льда .

Сезонные изменения количества солнечного света приводят к миграции поверхностных льдов: в некоторых местах лёд возгоняется, а в других конденсируется. По некоторым оценкам, вариации толщины льдов составляют порядка метра . Это (вместе с изменением ракурса) приводит к существенным изменениям блеска и цвета Плутона .

Метан и монооксид углерода, несмотря на малое содержание, значительно влияют на температуру атмосферы: метан её сильно повышает за счёт парникового эфеекта , а монооксид углерода понижает за счёт антипарникового (хотя величина этого охлаждения точно не известна) .

Дымка

Слоистая дымка в атмосфере Плутона. Ниже видно часть равнины Спутника и окружающие горы. Фотография, сделанная космическим аппаратом «Новые горизонты» спустя 15 минут после наиболее тесного сближения с Плутоном.
Тени от гор на приповерхностной дымке
Атмосфера Плутона в инфракрасном диапазоне (1,25—2,5 мкм). Синее кольцо — дымка; белые участки — особенно светлые или ровные области поверхности.

Космический аппарат «Новые горизонты» открыл в атмосфере Плутона голубую слоистую дымку, окутывающую всю карликовую планету. На снимках она просматривается до высоты более 200 км , а ультрафиолетовым спектрометром зарегистрирована до уровня 300 км . На лучших изображениях видно около 20 слоёв. Их горизонтальная протяжённость превышает 1000 км; высота одного и того же слоя в разных местах может отличаться . Над северной полярной областью дымка в 2-3 раза плотнее, чем над экваториальной . Толщина слоёв — от 1 до более 10 км , а вертикальное расстояние между ними — порядка 10 км .

Несмотря на очень низкую плотность атмосферы, дымка довольно заметна: благодаря рассеянному ею свету даже удалось заснять некоторые детали ночной стороны Плутона . Кое-где на дымке видны длинные тени от гор . Для её нормальной оптической толщины есть оценки 0,004 или 0,013 (следовательно, вертикальный луч света в ней ослабляется на или ; для скользящего луча ослабление гораздо больше). Шкала высот дымки (высота, на которой её плотность спадает в e раз) составляет 45–55 км , что примерно совпадает со шкалой высот давления в средней части атмосферы . На высотах 100–200 км она уменьшается до 30 км .

Размер частиц дымки неясен. Голубой цвет указывает на радиус частиц порядка 10 нм , но отношение яркости при разных фазовых углах — на радиус более 100 нм. Такое расхождение можно объяснить слипанием маленьких (десятки нм) частиц в более крупные (сотни нм) образования . Характерный размер таких агрегатов на высоте 45 км оценивают в 150 нм .

Вероятно, дымка состоит из частиц нелетучих веществ, образующихся из атмосферных газов под действием космических лучей и постепенно оседающих на поверхность . Время оседания измеряется земными сутками или неделями . Расслоение дымки объясняют гравитационными волнами (их существование подтверждается по наблюдениям покрытий ) . Волны, в свою очередь, могут создаваться ветром, дующим над неровностями поверхности Плутона .

Кривая поглощения солнечного ультрафиолета атмосферой Плутона во время прохождения аппарата «Новые Горизонты» сквозь его тень. Излом, видимый как на нисходящей, так и на восходящей ветви, создаётся, по-видимому, дымкой .

Вероятно, именно дымка создаёт излом на кривой зависимости интенсивности солнечного излучения от времени, полученной аппаратом «Новые горизонты» при пролёте сквозь тень Плутона: ниже 150 км атмосфера поглощает гораздо сильнее, чем на больших высотах. Подобный излом наблюдался и при покрытии звезды в 1988 году, и первоначально его тоже объясняли ослаблением света дымкой , но после появления данных «Новых горизонтов» было установлено, что он возникал в основном из-за быстрого роста температуры с высотой в нижних слоях атмосферы . При дальнейших покрытиях звёзд (когда атмосфера Плутона была уже в ≥2 раза плотнее) этого излома почти или совсем не было .

Другой предполагаемый признак наличия дымки наблюдали во время покрытия в 2002 году. Когда Плутон уже покрыл звезду, некоторая часть её света благодаря преломлению в его атмосфере всё-таки достигла Земли, и оказалось, что интенсивность этого излучения растёт с длиной волны . Это считалось довольно надёжным доказательством рассеяния света аэрозолями (наподобие эффекта покраснения восходящего Солнца). Но при последующих покрытиях (включая 29 июня 2015 года) этой особенности не было , а 14 июля 2015 года аппарат «Новые горизонты» обнаружил, что цвет у дымки голубой .

Возможные облака в атмосфере Плутона

На некоторых снимках аппарата «Новые горизонты» были обнаружены возможные облака .

Температура и тепловая структура

Плутон не имеет или почти не имеет тропосферы : наблюдения «Новых горизонтов» указывают на наличие лишь тонкого тропосферного пограничного слоя . В его пределах температура относительно постоянная . Он был обнаружен при просвечивании атмосферы радиоволнами с помощью аппарата «Новые горизонты» и зарегистрирован при заходе зонда за Плутон, но не при выходе. Толщина этого слоя составляла 4 км , а температура — 37±3 K (именно при такой температуре давление насыщенного пара азота равно наблюдаемому атмосферному давлению). Возможно, пограничный слой состоит из газа, недавно испарившегося с поверхности и ещё не перемешавшегося с остальной атмосферой. На это указывает то, что этот слой наблюдался в области равнины Спутника , большого резервуара летучих льдов. Испарение должно было происходить во время наблюдений или незадолго до них — расчёты показывают, что без возобновления этот слой просуществовал бы не более 2 земных лет .

Над этим слоем находится стратосфера — область, где температура быстро растёт с высотой. Скорость роста существенно отличается в разных местах: при заходе аппарата за Плутон было получено значение 6,4±0,9 , а при выходе — 3,4±0,9 K /км (данные для нижних 10 км стратосферы) . По наземным наблюдениям эту величину оценивали в 2,2, 3–15 или 5,5 градусов на км. Рост температуры — следствие парникового эффекта , вызванного метаном. Средняя температура поверхности равна 42±4 K (измерена в 2005 году), а средняя по атмосфере — 90 +25
−18 K (2008) .

На высоте 20–40 км температура достигает максимума ( 100–110 K ; стратопауза ), а затем медленно уменьшается (около 0,2 K/км ; мезосфера ) . Причины снижения неясны; оно может быть связано с охлаждающим влиянием ацетилена, циановодорода и (или) монооксида углерода . На высоте более 500 км температура, достигнув 70 K , становится постоянной .

Температура средних — верхних слоёв атмосферы, по данным наблюдений покрытий звёзд, не проявляет заметных изменений со временем. В 1988, 2002 и 2006 годах она была одинаковой в пределах ошибки и равной 100 K (с неопределённостью около 10 K ), несмотря на изменение давления в два раза . Существенной зависимости от широты или времени суток тоже нет: температура одинакова над всей поверхностью. Это согласуется с теоретическими выводами, предсказывающими быстрое перемешивание атмосферы . С другой стороны, аппарат «Новые горизонты» в 2015 году обнаружил заметные отличия между кривыми зависимости температуры от высоты на разных сторонах Плутона . Кроме того, есть свидетельства наличия малых вертикальных неоднородностей температуры. Они проявляются в виде резких коротких всплесков яркости в течение покрытий звёзд . Амплитуда неоднородностей оценивается в 0,5–0,8 K на масштабе в несколько километров. Они могут создаваться атмосферными гравитационными волнами или турбулентностью, созданными конвекцией или ветром .

Взаимодействие с атмосферой значительно влияет на температуру поверхности. Расчёты показывают, что атмосфера, несмотря на очень низкое давление, может существенно сглаживать суточные колебания температуры . Но там всё же сохраняются вариации температуры величиной около 20 K — частично из-за охлаждения поверхности вследствие сублимации льдов .

Давление

Давление атмосферы Плутона очень низкое и сильно изменяется со временем. Наблюдения покрытий звёзд Плутоном показывают, что с 1988 до 2015 года оно возросло втрое, хотя с 1989 года Плутон удаляется от Солнца . Вероятно, это вызвано тем, что в 1987 году на северном (точнее, «положительном») полюсе Плутона наступил полярный день, что усиливает испарение азота с северного полушария , а южное полушарие ещё слишком тёплое для его конденсации . Абсолютные значения давления у поверхности по наблюдениям покрытий рассчитать сложно, поскольку эти наблюдения обычно не дают сведений о самых низких слоях атмосферы. Поэтому данные о давлении у поверхности приходится экстраполировать по зависимости давления от высоты, а она точно не известна, так как зависит от характера изменения температуры с высотой. Кроме того, надо знать радиус Плутона, который до 2015 года был известен плохо. Поэтому точные значения давления у поверхности Плутона раньше определить не удавалось. При некоторых покрытиях, начиная с 1988 года, давление определялось для расстояния 1275 км от центра Плутона (как оказалось позже, это 88±4 км от поверхности) .

Кривые зависимости давления от расстояния от центра, полученные по наблюдениям покрытий 1988 и 2002 годов в комбинации с современным значением радиуса Плутона ( 1187±4 км ) дают значения давления 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) . Покрытие 4 мая 2013 года опять дало значение почти для уровня поверхности (1190 км от центра, 3±4 км от поверхности): 1,13±0,007 Па . Покрытие 29/30 июня 2015 года, лишь за 2 недели до сближения с «Новыми горизонтами», дало величину давления у поверхности 1,3±0,1 Па .

Первые прямые и надёжные данные о самых низких слоях атмосферы Плутона были получены при её просвечивании радиоволнами с помощью космического аппарата «Новые горизонты» 14 июля 2015 года. Давление у поверхности оценено в 1 Па ( 1,1±0,1 при заходе аппарата за Плутон и 1,0±0,1 при выходе) . Это примерно согласуется с наблюдениями покрытий в предыдущие несколько лет , хотя некоторые расчёты, основанные на тех же наблюдениях, дали вдвое большие оценки .

Шкала высот давления в атмосфере Плутона значительно меняется с высотой (другими словами, зависимость давления от высоты отличается от экспоненциальной ). Это вызвано существенной зависимостью температуры от высоты. В самых низких слоях атмосферы шкала высот составляет около 17 –19 км , а для высот 30–100 км — 50–70 км .

Сезонные изменения

Вследствие эксцентричности орбиты в афелии Плутон получает в 2,8 раза меньше тепла, чем в перигелии . Это должно вызывать в его атмосфере значительные изменения, но в их деталях остаётся много неясного. Первоначально считалось, что в афелии атмосфера должна практически полностью замерзать и выпадать на поверхность (на это указывает сильная зависимость давления насыщенного пара её составляющих от температуры), но более подробные модели предсказывают, что Плутон обладает заметной атмосферой на протяжении всего своего года .

Последнее прохождение Плутона через перигелий произошло 5 сентября 1989 года . По состоянию на 2019 год он удаляется от Солнца и общая его освещённость снижается. Но ситуацию усложняет большой наклон оси вращения (122,5° ), из-за которого на большой части поверхности Плутона существуют долгие полярные дни и ночи . Незадолго до прохождения перигелия — 16 декабря 1987 года — на Плутоне произошло равноденствие , и его северный (положительный) полюс вышел из полярной ночи, продолжавшейся 124 земных года.

Данные, существующие по состоянию на 2014 год, позволили создать следующую модель сезонных изменений в атмосфере Плутона. При прохождении афелия (в последний раз — в 1865 году) значительное количество летучих льдов было и в северном, и южном полушариях. Примерно в то же время на Плутоне произошло равноденствие и он повернулся к Солнцу южным полушарием. Замёрзшие газы стали перемещаться в северное полушарие, и около 1900 года южное их в значительной мере лишилось. После следующего равноденствия (1987 год) оно отвернулось от Солнца. Но к этому времени его поверхность была значительно нагретой, а большая тепловая инерция (обеспеченная нелетучим водяным льдом) не давала ей быстро остыть. Поэтому газы, которые в это время интенсивно испарялись с северного полушария, не могли такими же темпами конденсироваться на южном и стали накапливаться в атмосфере, повышая давление. В 2035–2050 годах южное полушарие остынет достаточно для интенсивной конденсации газов, и начнётся их миграция туда с севера, где продолжается полярный день. Это будет продолжаться до момента равноденствия, примерно совпадающего с прохождением афелия (около 2113 года). Северное полушарие не лишится летучих льдов полностью, и их испарение будет поддерживать существование атмосферы даже вблизи афелия. Сезонное изменение атмосферного давления в этой модели составляет около 4 раз; минимум достигался в 1970–1980 годах, а максимум произойдет около 2030 года. Максимальное изменение температуры составляет всего несколько градусов .

Рассеивание атмосферы

Данные космического аппарата «Новые горизонты» показали, что атмосфера Плутона теряет около 1×10 23 молекул азота и 5×10 25 молекул метана в секунду. Это соответствует потере нескольких сантиметров азотного льда и нескольких десятков метров метанового льда за время существования Солнечной системы .

До измерений «Новых горизонтов» температуру верхних слоёв атмосферы Плутона считали более высокой, а из этого следовала очень большая скорость рассеивания атмосферы . Темпы её потери оценивали в 10 27 –10 28 молекул ( 50–500 кг ) азота в секунду. При такой скорости за время существования Солнечной системы испарился бы слой поверхности толщиной в сотни или тысячи метров

Харон в настоящих цветах

Красно-коричневое пятно на северном полюсе Харона , крупнейшего спутника Плутона ( пятно Мордор ), может состоять из толинов — сложных органических соединений, образующихся из газов, потерянных атмосферой Плутона. Моделирование показывает, что на Харон должно попадать около 2,5 % этих газов .

Взаимодействие с солнечным ветром

Молекулы, скорость которых достаточна для вылетания в космическое пространство, ионизуются солнечным ультрафиолетовым излучением. Когда солнечный ветер встречается с областью, богатой этими ионами, он замедляется, отклоняется в стороны и, возможно, образует перед Плутоном ударную волну. Ионы увлекаются солнечным ветром и образуют за Плутоном длинный ионный или плазменный хвост. Позади Плутона в потоке солнечного ветра остаётся полость длиной не менее 100 000 км , заполненная относительно холодным ионизированным азотом. Это было обнаружено инструментом Solar Wind around Pluto (SWAP), измеряющим параметры частиц солнечного ветра, на борту аппарата «Новые горизонты», пролетевшего через эту полость .

Область взаимодействия атмосферы Плутона с солнечным ветром со стороны Солнца расположена на расстоянии около 6 радиусов Плутона (7 тыс. км), а с противоположной стороны — более 400 радиусов Плутона (500 тыс. км). Эти оценки относятся к области, где солнечный ветер замедляется на 20 % .

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 .

В 2014—2015 годах с помощью космического телескопа « Чандра » обнаружено слабое излучение Плутона в мягком рентгене (310—600 эВ ). Предполагают, что оно возникает при взаимодействии атмосферных газов с солнечным ветром .

История изучения

Признаки наличия у Плутона атмосферы ещё в 1940-х годах искал в его спектре Джерард Койпер , но безуспешно . В 1970-х годах некоторые астрономы предполагали наличие плотной атмосферы и даже океанов из неона , считая его единственным распространённым в Солнечной системе газом, который в условиях Плутона не замерзает и не рассеивается в космосе. Но эта гипотеза основывалась на сильно завышенной массе Плутона . Никаких наблюдательных данных о его атмосфере и составе поверхности тогда не было .

Первый сильный, хотя и непрямой признак наличия атмосферы появился в 1976 году. Инфракрасное фотометрическое исследование, выполненное на 4-метровом , выявило на поверхности Плутона метановый лёд , который при ожидаемых там температурах должен заметно испаряться .

Убедиться в существовании атмосферы Плутона удалось при наблюдениях покрытий им звёзд. Если звезду покрывает объект без атмосферы, то её свет пропадает резко, а если Плутон — постепенно. Ослабление света вызвано в основном атмосферной рефракцией (а не поглощением или рассеянием) . Первые такие наблюдения провели 19 августа 1985 года и Хаим Мендельсон в обсерватории Вайза в Израиле . Но качество этих данных было невысоким из-за неудовлетворительных условий наблюдения (к тому же их детальное описание было опубликовано только через 10 лет) . 9 июня 1988 года существование атмосферы было окончательно подтверждено наблюдениями нового покрытия из восьми пунктов (самые лучшие данные получила воздушная обсерватория имени Койпера ). Была измерена шкала высот атмосферы, а по ней рассчитано отношение температуры к средней молекулярной массе. Определить саму температуру, а также давление, было невозможно из-за отсутствия данных о химическом составе атмосферы и большой неопределённости в радиусе и массе Плутона .

Вопрос о химическом составе был прояснён в 1992 году по инфракрасному спектру Плутона с помощью 3,8-метрового . Поверхность Плутона оказалась покрытой в основном азотным льдом. Поскольку азот более летуч, чем метан, это означает преобладание азота и в атмосфере (хотя в спектре газообразный азот не наблюдается). Кроме того, была открыта примесь замёрзшего монооксида углерода . В том же году на 3-метровом инфракрасном телескопе IRTF в спектре Плутона впервые надёжно зарегистрировали линии газообразного метана .

Для исследования атмосферы важно знать температуру поверхности. Наилучшие её 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 . В 2005 году наблюдения на 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 . Дальнейшие исследования показали, что температура в разных местах существенно различается: от 40 до 55–60 K .

Примерно в 2000 году Плутон вошёл в богатую звёздами область неба — Млечный Путь , где будет оставаться до 2020-х годов. Первые после 1988 года покрытия звёзд произошли 20 июля и 21 августа 2002 года и наблюдались командами астрономов под руководством Бруно Сикарди из Парижской обсерватории и Джеймса Эллиота из МТИ . Атмосферное давление оказалось вдвое большим, чем в 1988 году. Следующее покрытие наблюдалось 12 июня 2006 года , а дальше они стали случаться чаще . Результаты наблюдений показали, что давление продолжает расти . Покрытие беспрецедентно яркой звезды, на порядок ярче самого Плутона, наблюдалось 29/30 июня 2015 года — всего за 2 недели до сближения с аппаратом «Новые горизонты» .

14 июля 2015 года аппарат « Новые горизонты » впервые исследовал атмосферу Плутона с близкого расстояния. Он прошёл сквозь тень Плутона, регистрируя поглощение атмосферой солнечного излучения, и провёл эксперимент по просвечиванию её радиоволнами (волны излучались с Земли, а аппарат их регистрировал). Это стало первым прямым исследованием её нижних слоёв. Давление у поверхности оказалось равным 1,0–1,1 Па .

Примечания

Комментарии
  1. По крайней мере в инфракрасной области — от 0,75 до 2 мкм.
  2. Из-за обратного направления осевого вращения Плутона есть некоторая неоднозначность в том, какой его полюс называть северным. С 2009 года Международный астрономический союз определяет «положительный» (неофициально — «северный») полюс Плутона, как и других карликовых планет, через направление вращения: это тот полюс, со стороны которого Плутон выглядит вращающимся против часовой стрелки. Он повёрнут к южной стороне Солнечной системы .
  3. В этих источниках это полушарие по тогдашней терминологии названо южным.
  4. Квадрат отношения расстояний до Солнца в афелии и перигелии: (49,30 а. е. / 29,66 а. е.) 2 = 2,76.
Источники
  1. ↑ Stern S. A. // Encyclopedia of the Solar System (англ.) / T. Spohn, D. Breuer, T. Johnson. — 3. — Elsevier , 2014. — P. 909—924. — ISBN 9780124160347 .
  2. ↑ Stern, S. A.; Bagenal, F.; Ennico, K. et al. (англ.) // Science. — 2015. — 16 October ( vol. 350 , no. 6258 ). — P. aad1815 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : . — . 22 ноября 2015 года. ( от 11 января 2020 на Wayback Machine ).
  3. ↑ Hand, E. Late harvest from Pluto reveals a complex world (англ.) // Science. — 2015. — October ( vol. 350 , no. 6258 ). — P. 260—261 . — doi : . — Bibcode : . — .
  4. ↑ Dias-Oliveira, A.; Sicardy, B.; Lellouch, E. et al. (англ.) // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 2015. — September ( vol. 11 , no. 1 ). — P. 53 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : . 25 августа 2019 года.
  5. ↑ Gladstone, G. R.; Stern, S. A.; Ennico, K. et al. (англ.) // Science. — 2016. — March ( vol. 351 , no. 6279 ). — P. aad8866 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : . 21 мая 2016 года. ( ).
  6. ↑ Lellouch, E.; de Bergh, C.; Sicardy, B.; Forget, F.; Vangvichith, M.; Käufl, H.-U. (англ.) // Icarus . — Elsevier , 2015. — January ( vol. 246 ). — P. 268—278 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : . 13 ноября 2019 года.
  7. ↑ Johnston, William Robert (8 сентября 2006). Дата обращения: 26 марта 2007. 3 октября 2006 года.
  8. ↑ Elliot, J. L.; Person, M. J.; Gulbis, A. A. S. et al. (англ.) // The Astronomical Journal . — IOP Publishing , 2007. — Vol. 134 , no. 1 . — P. 1—13 . — doi : . — Bibcode : . 21 марта 2018 года.
  9. ↑ Olkin, C. B.; Young, L. A.; Borncamp, D. et al. (англ.) // Icarus . — Elsevier , 2015. — January ( vol. 246 ). — P. 220—225 . — doi : . — Bibcode : . 29 сентября 2021 года.
  10. ↑ Yelle R. V., Elliot J. L. // Pluto and Charon (англ.) / A. Stern, D. J. Tholen . — (англ.) ( , 1997. — P. 347—390. — ISBN 9780816518401 .
  11. ↑ Lellouch, E.; Sicardy, B.; de Bergh, C.; Käufl, H.-U.; Kassi, S.; Campargue, A. (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — 2009. — Vol. 495 , no. 3 . — P. L17—L21 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : . 5 декабря 2014 года.
  12. ↑ Lellouch, E.; de Bergh, C.; Sicardy, B.; Käufl, H. U.; Smette, A. (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — EDP Sciences , 2011. — Vol. 530 . — P. L4 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : . 9 декабря 2015 года.
  13. Gurwell, M.; Lellouch, E.; Butler, B. et al. Detection of Atmospheric CO on Pluto with ALMA // American Astronomical Society, DPS meeting #47, #105.06. — 2015. — Ноябрь. — Bibcode : .
  14. ↑ Holler, B. J.; Young, L. A.; Grundy, W. M.; Olkin, C. B.; Cook, J. C. (англ.) // Icarus . — Elsevier , 2014. — Vol. 243 . — P. 104—110 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : . 24 ноября 2017 года.
  15. ↑ Fray, N.; Schmitt, B. Sublimation of ices of astrophysical interest: A bibliographic review (англ.) // Planetary and Space Science . — 2009. — Vol. 57 , no. 14—15 . — P. 2053—2080 . — doi : . — Bibcode : .
  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. Ethane on Pluto and Triton // American Astronomical Society, DPS meeting #38, #21.03; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 38, p.518. — 2006. — Bibcode : .
  17. ↑ Cruikshank, D. P.; Grundy, W. M.; DeMeo, F. E. et al. (англ.) // Icarus . — Elsevier , 2015. — January ( vol. 246 ). — P. 82—92 . — doi : . — Bibcode : . 11 ноября 2015 года.
  18. Sokol J. . New Scientist (9 ноября 2015). 23 июня 2019 года.
  19. Chang K. (2015-07-24). (англ.) . The New York Times . из оригинала 10 июня 2019 .
  20. ↑ Zalucha, A. M.; Zhu, X.; Gulbis, A. A. S.; Strobel, D. F.; Elliot, J. L. (англ.) // Icarus . — Elsevier , 2011. — Vol. 214 , no. 2 . — P. 685—700 . — doi : . — Bibcode : . 21 марта 2018 года.
  21. ↑ Trafton L. M., Hunten D. M., Zahnle K. J., McNutt R. L. Jr. // Pluto and Charon (англ.) / A. Stern, D. J. Tholen . — (англ.) ( , 1997. — P. 475—522. — ISBN 9780816518401 .
  22. ↑ Young, L. A.; Elliot, J. L.; Tokunaga, A.; de Bergh, C.; Owen, T. (англ.) // Icarus . — Elsevier , 1997. — May ( vol. 127 , no. 1 ). — P. 258—262 . — doi : . — Bibcode : . 23 июня 2010 года.
  23. (англ.) . NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute (17 сентября 2015). 27 марта 2017 года.
  24. ↑ Cheng A. F., Summers M. E., Gladstone G. R. et al. Haze in Pluto's atmosphere (англ.) // Icarus . — Elsevier , 2017. — Vol. 290 . — P. 112—133 . — doi : . — Bibcode : .
  25. (англ.) . NASA (10 сентября 2015). 27 марта 2017 года.
  26. Zhang Xi, Strobel D. F., Imanaka H. Haze heats Pluto’s atmosphere yet explains its cold temperature (англ.) // Nature. — 2017. — Vol. 551 , no. 7680 . — P. 352—355 . — doi : . — Bibcode : . — .
  27. Alex Parker. . blogs.nasa.gov (25 сентября 2015). Дата обращения: 4 декабря 2015. 31 января 2016 года.
  28. 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. (англ.) // The Astronomical Journal . — IOP Publishing , 2008. — 8 September ( vol. 136 , no. 4 ). — ISSN . — doi : . — Bibcode : . 13 ноября 2019 года.
  29. ↑ 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 : . — Bibcode : .
  30. ↑ Sicardy B.; Widemann T. et al. (англ.) // Nature. — 2003. — Vol. 424 , no. 6945 . — P. 168—170 . — doi : . — Bibcode : . — . 8 декабря 2015 года.
  31. ↑ Elliot, J. L.; Ates, A.; Babcock, B. A. et al. (англ.) // Nature. — 2003. — 10 July ( vol. 424 , no. 6945 ). — P. 165—168 . — doi : . — Bibcode : . — . 21 марта 2018 года.
  32. ↑ 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. — 2015. — November. — Bibcode : .
  33. (англ.) . NASA (8 октября 2015). 18 июля 2019 года.
  34. Nancy Atkinson. . Universe Today (18 октября 2016). 12 июля 2019 года.
  35. ↑ 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. — 2005. — Bibcode : .
  36. Lakdawalla E. (англ.) . The Planetary Society (3 марта 2009). 2 декабря 2015 года.
  37. ↑ Young, L. A. (англ.) // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 2013. — Vol. 766 , no. 2 . — P. 1—6 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : . 30 ноября 2015 года.
  38. ↑ Sicardy B., Talbot J., Meza E. et al. (англ.) // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 2016. — Vol. 819 , no. 2 . — P. L38 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : . 25 августа 2019 года.
  39. ↑ (англ.) . Massachusetts Institute of Technology (9 октября 2002). Дата обращения: 4 декабря 2015. 20 августа 2011 года.
  40. Archinal B. A., A'Hearn M. F., Bowell E. et al. (англ.) // Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy . — Springer Nature , 2011. — Vol. 109 , no. 2 . — P. 101–135 . — doi : . — Bibcode : . 7 сентября 2015 года. ( , Bibcode : )
  41. Britt R. R. (англ.) . Space.com (9 июля 2003). Дата обращения: 26 марта 2007. Архивировано из 25 июля 2003 года.
  42. ↑ (англ.) . NASA (24 июля 2015). 1 декабря 2015 года.
  43. Williams D. R. . NASA (18 ноября 2015). Дата обращения: 4 декабря 2015. 20 августа 2011 года.
  44. Singer, Kelsi N.; Stern, S. Alan. (англ.) // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 2015. — August ( vol. 808 , no. 2 ). — P. L50 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : . 28 июля 2018 года.
  45. Grundy, W. M.; Cruikshank, D. P.; Gladstone, G. R. et al. The formation of Charon's red poles from seasonally cold-trapped volatiles (англ.) // Nature. — 2016. — Vol. 539 , no. 7627 . — P. 65–68 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : . — .
  46. Bromwich, Jonah Engel; St. Fleur, Nicholas (2016-09-14). . The New York Times (англ.) . из оригинала 21 июня 2019 .
  47. Gipson L. . NASA (31 июля 2015). Дата обращения: 18 июля 2019. 8 августа 2015 года.
  48. Bagenal, F.; Horányi, M.; McComas, D. J. et al. Pluto' interaction with its space environment: Solar wind, energetic particles, and dust (англ.) // Science. — 2016. — Vol. 351 , no. 6279 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  49. ↑ (англ.) . NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute (14 сентября 2016). 26 августа 2019 года.
  50. Lisse C. M., McNutt R. L., Wolk S. J. et al. The puzzling detection of x-rays from Pluto by Chandra (англ.) // Icarus . — Elsevier , 2017. — Vol. 287 . — P. 103—109 . — doi : . — Bibcode : .
  51. Kuiper, G. P. (англ.) // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1944. — Vol. 100 . — P. 378—383 . — doi : . — Bibcode : . 23 октября 2021 года.
  52. Hart, M. H. A Possible Atmosphere for Pluto (англ.) // Icarus . — Elsevier , 1974. — Vol. 21 , no. 3 . — P. 242—247 . — doi : . — Bibcode : .
  53. Cruikshank, D. P.; Pilcher, C. B.; Morrison, D. Pluto: Evidence for methane frost (англ.) // Science. — 1976. — Vol. 194 . — P. 835—837 . — doi : . — Bibcode : .
  54. . IAU (26 августа 1985). 24 января 2012 года.
  55. Brosch N. The 1985 stellar occultation by Pluto (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxford University Press , 1995. — Vol. 276 , no. 2 . — P. 551—578 . — doi : . — Bibcode : .
  56. Hubbard, W. B.; Hunten, D. M.; Dieters, S. W.; Hill, K. M.; Watson, R. D. (англ.) // Nature. — 1988. — Vol. 336 . — P. 452—454 . — doi : . — Bibcode : . 21 марта 2018 года.
  57. Millis, R. L.; Wasserman, L. H.; Franz, O. G. et al. (англ.) // Icarus . — Elsevier , 1993. — Vol. 105 . — P. 282—297 . — doi : . — Bibcode : . 23 июня 2010 года.
  58. ↑ Owen, T. C.; Roush, T. L.; Cruikshank, D. P. et al. (англ.) // Science. — 1993. — 6 August ( vol. 261 , no. 5122 ). — P. 745—748 . — doi : . — Bibcode : . — . 8 декабря 2015 года.
  59. Croswell K. (англ.) // New Scientist . — 1992. — 20 June. 11 мая 2020 года.
  60. Ker Than. (англ.) . Space.com (3 января 2006). 3 июля 2012 года.
  61. 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.) // (англ.) ( . — 2006. — Vol. 38 . — P. 541 . — Bibcode : .
  62. Bosh, A. S.; Person, M. J.; Levine, S. E. et al. (англ.) // Icarus . — Elsevier , 2015. — Vol. 246 . — P. 237—246 . — doi : . — Bibcode : . 21 марта 2018 года.
  63. 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. — 2015. — November. — Bibcode : .
  64. Veronico N. A., Squires K. K. (англ.) . SOFIA Science Center (29 июня 2015). 24 мая 2016 года.

Ссылки

  • (НАСА; «Новые горизонты», 14 июля 2015).
  • . NASA photojournal (10 сентября 2015).
  • . NASA photojournal (29 октября 2015).
  • Некоторые из необработанных снимков аппарата «Новые горизонты», показывающие ночную сторону Плутона с подсвеченной Солнцем атмосферой: , , , .
Источник —

delana
  • 2021-06-05
  • 1

Same as Атмосфера Плутона

The title for the last searches