Атмосфера Плутона - Atmosphere of Pluto

Снимок Плутона, сделанный компанией New Horizons при вылете , демонстрирующий атмосферу Плутона, освещенную Солнцем сзади. Синий цвет близок к тому, что видел бы человеческий глаз, и вызван слоями дымки в атмосфере.

Атмосфера Плутона представляет собой разреженный слой газов , окружающих Плутон . Он состоит в основном из азота (N 2 ), с небольшими количествами метана (CH 4 ) и окиси углерода (CO), которые испаряются из льда на поверхности Плутона. Он содержит слоистую дымку, вероятно, состоящую из более тяжелых соединений, которые образуются из этих газов из-за излучения высокой энергии. Атмосфера Плутона отличается сильными и не до конца ясными сезонными изменениями, вызванными особенностями орбитального и осевого вращения Плутона.

Поверхностное давление атмосферы Плутона, измеренное New Horizons в 2015 году, составляет около 1 Па ( 10 мкм бар ), что составляет примерно 1/100 000 атмосферного давления Земли. Температура на поверхности составляет от 40 до 60 К (от −230 до −210 ° C), но она быстро растет с высотой из-за парникового эффекта, генерируемого метаном . Вблизи высоты 30 км она достигает 110 К (−163 ° C), а затем медленно уменьшается.

Плутон - единственный транснептуновый объект с известной атмосферой. Ближайшим ее аналогом является атмосфера Тритона , хотя в некоторых аспектах она напоминает даже атмосферу Марса .

Атмосфера Плутона изучается с 1980-х годов посредством наземных наблюдений за затмениями звезд Плутоном и спектроскопии . В 2015 году он был изучен с близкого расстояния космическим кораблем New Horizons .

Состав

Полосы синей дымки в атмосфере Плутона
(приблизительно в истинном цвете )

Основной компонент атмосферы Плутона - азот . Содержание метана , по измерениям New Horizons , составляет 0,25%. Для окиси углерода оценки с Земли составляют 0,025–0,15% (2010 г.) и 0,05–0,075% (2015 г.). Под влиянием космического излучения высокой энергии эти газы реагируют с образованием более сложных соединений (не летучих при температурах поверхности Плутона), включая этан (C 2 H 6 ), этилен (C 2 H 4 ), ацетилен (C 2 H 2). ), более тяжелые углеводороды и нитрилы и цианистый водород (HCN) (количество этилена составляет около 0,0001%, а количество ацетилена составляет около 0,0003%). Эти соединения медленно осаждаются на поверхности. Вероятно, они также включают толины , которые отвечают за коричневый цвет Плутона (как и некоторых других тел во внешней Солнечной системе).

Самым летучим соединением атмосферы Плутона является азот, вторым - окись углерода и третьим - метан. Показателем летучести является давление насыщенных паров ( давление сублимации ). При температуре 40 К (близкой к минимальному значению для поверхности Плутона) она составляет около 10 Па для азота, 1 Па для окиси углерода и 0,001 Па для метана. Он быстро увеличивается с температурой и при 60 К (близкое к максимальному значению) приближается к 10 000 Па , 3000 Па и 10 Па соответственно. Для углеводородов тяжелее метана, воды , аммиака , диоксида углерода и цианистого водорода это давление остается пренебрежимо низким (около 10 -5 Па или еще ниже), что указывает на отсутствие летучести в условиях Плутона (по крайней мере, в холодных нижних слоях атмосферы). .

Можно ожидать, что метан и монооксид углерода из-за их более низкого содержания и летучести будут демонстрировать более сильные отклонения от равновесия давления с поверхностным льдом и большие временные и пространственные вариации концентрации. Но на самом деле концентрация, по крайней мере, метана заметно не зависит от высоты (по крайней мере, в нижних 20–30 км), долготы или времени. Но температурная зависимость летучести метана и азота предполагает, что концентрация метана будет уменьшаться по мере удаления Плутона от Солнца. Примечательно, что наблюдаемая концентрация метана на 2 порядка выше, чем ожидалось из закона Рауля на основании его концентрации в поверхностном льду и соотношения давлений сублимации метана и азота. Причины такого несоответствия неизвестны. Это могло быть связано с наличием отдельных участков относительно чистого метанового льда или с повышенным содержанием метана в самом верхнем слое обычного смешанного льда.

Сезонные и орбитальные изменения инсоляции приводят к миграции поверхностных льдов: в одних местах они сублимируются, а в других конденсируются. По некоторым оценкам, это вызывает метровые изменения их толщины. Это (но также и изменения в геометрии обзора) приводит к заметным изменениям яркости и цвета Плутона.

Метан и монооксид углерода, несмотря на их низкое содержание, играют важную роль в термической структуре атмосферы: метан является сильным нагревательным агентом, а монооксид углерода - охлаждающим (хотя степень этого охлаждения не совсем ясна).

Туман

Многослойная дымка в атмосфере Плутона. Внизу видна часть равнины Sputnik Planitia с близлежащими горами. Фотография New Horizons , сделанная через 15 минут после максимального сближения с Плутоном.
Тени гор на дымке
Кривая поглощения солнечного ультрафиолета атмосферой Плутона, измеренная во время полета New Horizons через тень Плутона. Характерный излом, создаваемый, вероятно, дымкой, присутствует как на убывающих, так и на возрастающих ветвях.

New Horizons обнаружили в атмосфере Плутона многослойную дымку , которая покрывает всю карликовую планету и достигает высоты более 200 км. Лучшие изображения показывают около 20 слоев дымки. Горизонтальная протяженность слоев не менее 1000 км. Толщина слоев от 1 до> 10 км, расстояние между ними по вертикали около 10 км. В северных регионах дымка в 2-3 раза плотнее, чем у экватора.

Несмотря на очень низкую плотность атмосферы, дымка довольно заметна: она даже рассеивает достаточно света, чтобы можно было сфотографировать некоторые детали ночной стороны Плутона. Где-то на дымке видны длинные тени от гор. Его нормальная оптическая толщина оценивается как 0,004 или 0,013 (таким образом, он уменьшает интенсивность вертикального луча света на или ; для скользящего света эффект намного сильнее). Масштаб высоты дымки 45–55 км ; он примерно совпадает с масштабом высоты давления в средней атмосфере. На высотах 100–200 км снижается до 30 км.

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

Мгла, вероятно, состоит из частиц нелетучих соединений, которые синтезируются из атмосферных газов под воздействием космического излучения высоких энергий. Слои показывают наличие атмосферных волн (о наличии которых также свидетельствуют наблюдения за затенениями), и такие волны могут быть созданы ветром, дующим над шероховатой поверхностью Плутона.

Дымка является наиболее вероятной причиной излома кривой зависимости интенсивности света от времени, полученной New Horizons во время полета сквозь тень Плутона (см. Изображение справа) - ниже высоты 150 км атмосфера ослабляет свет намного сильнее, чем наверху. Подобный излом наблюдался во время звездного затмения в 1988 году. Сначала это также интерпретировалось как ослабление света из-за дымки, но теперь считается, что это в основном результат сильного обратного градиента температуры в нижних слоях атмосферы. Во время более поздних покрытий (когда атмосфера Плутона была уже в ≥2 раза плотнее) этот излом отсутствовал.

Еще одно свидетельство дымки было получено в 2002 году из-за нового затмения. Звездный свет, которому удалось достичь Земли во время затмения (из-за преломления в атмосфере Плутона), продемонстрировал увеличение интенсивности с увеличением длины волны. Это было интерпретировано как надежное свидетельство рассеяния света аэрозолями (подобно покраснению восходящего Солнца). Однако эта особенность отсутствовала во время более поздних затмений (в том числе 29 июня 2015 г.), а 14 июля 2015 г. New Horizons обнаружил, что дымка синего цвета.

Возможные облака в атмосфере Плутона

В последней партии изображений, полученных с New Horizons , наблюдалось несколько потенциальных облаков.

Температура и термическая структура

Плутон не имеет или почти не имеет тропосферы ; наблюдения New Horizons предполагают наличие только тонкого пограничного слоя тропосферы . Его толщина в месте измерения составляла 4 км, а температура - 37 ± 3 К. Слой не сплошной.

Над ним лежит слой с быстрым повышением температуры с высотой - стратосфера . Температурный градиент оценивается в 2,2, 3–15 или 5,5 градуса на км. Это результат парникового эффекта , вызванного метаном . Средняя температура поверхности составляет 42 ± 4 К (измерения 2005 г.), а среднее значение для всей атмосферы - 90 ° С.+25
−18К (2008).

На высоте 20–40 км температура достигает максимума ( 100–110 К ; стратопауза ), а затем медленно понижается (около 0,2 К / км ; мезосфера ). Причины этого снижения неясны; это может быть связано с охлаждающим эффектом окиси углерода , цианистого водорода или другими причинами. Выше 200 км температура достигает примерно 80 К, а затем остается постоянной.

Температура верхних слоев атмосферы не показывает заметных временных изменений. В 1988, 2002 и 2006 годах оно было примерно постоянным и равным 100 К (с погрешностью около 10 К ), несмотря на двукратное увеличение давления. Также отсутствует зависимость от широты или утренних / вечерних условий: температура одинакова над всеми частями поверхности. Это согласуется с теоретическими данными, которые предсказывают быстрое перемешивание атмосферы. Но есть свидетельства наличия небольших вертикальных неоднородностей температуры. Они проявляются в резких и коротких всплесках яркости во время звездных затмений. Амплитуда этих неоднородностей оценивается в 0,5–0,8 К на масштабе нескольких километров. Они могут быть вызваны атмосферными гравитационными волнами или турбулентностью, которые могут быть связаны с конвекцией или ветром.

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

Давление

Давление атмосферы Плутона очень низкое и сильно зависит от времени. Наблюдения за затмениями звезд Плутоном показывают, что оно увеличилось примерно в 3 раза в период с 1988 по 2015 год, хотя Плутон удалялся от Солнца с 1989 года. Вероятно, это вызвано тем, что северный полюс Плутона вышел на солнечный свет в 1987 году, что усилило испарение азота. из северного полушария, тогда как его южный полюс еще слишком теплый для конденсации азота. Абсолютные значения приземного давления трудно получить из данных о затмении, поскольку эти данные обычно не достигают самых нижних слоев атмосферы. Таким образом, необходимо экстраполировать поверхностное давление, и это несколько неоднозначно из-за зависимости температуры от высоты и, как следствие, давления, не совсем ясной. Радиус Плутона также должен быть известен, но он был плохо ограничен до 2015 года. Таким образом, точные значения поверхностного давления Плутона было невозможно вычислить в предыдущие времена. Для некоторых покрытий с 1988 г. давление рассчитывалось для опорного уровня 1275 км от центра Плутона (который позже оказался 88 ± 4 км от поверхности).

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

Первые прямые и надежные данные о нижних слоях атмосферы Плутона были получены New Horizons 14 июля 2015 года благодаря радиозатменным измерениям. Давление на поверхности оценивается в 1 Па ( 1,1 ± 0,1 при входе космического корабля за Плутоном и 1,0 ± 0,1 на выходе). Это согласуется с данными о затмении за предыдущие годы, хотя некоторые из предыдущих расчетов, основанных на этих данных, дали примерно в 2 раза более высокие результаты.

Звездное затмение 17 июля 2019 года показало, что атмосферное давление Плутона упало примерно на 30% от максимальных значений в 2015 году, достигнув 0,967.+0,053
-0,034Па. 6 июня 2020 г. зафиксировано дальнейшее снижение давления до 0,91 ± 0,03 Па.

Шкала высоты давления в атмосфере Плутона значительно меняется в зависимости от высоты (другими словами, высота зависимость давления отклоняется от экспоненциальной ). Это вызвано сильными колебаниями температуры по высоте. Для самого нижнего слоя атмосферы масштабная высота составляет около 17–19 км , а для высот 30–100 км  - 50–70 км .

Сезонные изменения

Из-за эксцентриситета орбиты Плутон в афелии получает в 2,8 раза меньше тепла, чем в перигелии. Это должно вызвать сильные изменения в его атмосфере, хотя детали этих процессов не ясны. Сначала считалось, что в афелии атмосфера должна в значительной степени замерзнуть и упасть на поверхность (на это указывает сильная температурная зависимость давления сублимации его соединений), но более сложные модели предсказывают, что Плутон имеет значительную атмосферу круглый год.

Последний раз Плутон прошел через перигелий 5 сентября 1989 года. По состоянию на 2015 год он удаляется от Солнца, и общая освещенность его поверхности уменьшается. Однако ситуация осложняется его большим наклоном оси (122,5 °), что приводит к долгим полярным дням и ночам на большей части его поверхности. Незадолго до перигелия, 16 декабря 1987 года, Плутон пережил равноденствие , и его северный полюс вышел из полярной ночи, которая длилась 124 земных года.

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

В июле 2019 года покрытие Плутоном показало, что его атмосферное давление, вопреки ожиданиям, упало на 20% с 2016 года. В 2021 году астрономы из Юго-Западного научно-исследовательского института подтвердили результат, используя данные о затмении в 2018 году, которые показали, что свет был менее постепенное появление из-за диска Плутона, что указывает на разрежение атмосферы.

Побег

Атмосфера Плутона в инфракрасном свете ( New Horizons ). Беловатые пятна - это солнечный свет, отражающийся от более отражающих или более гладких участков на поверхности Плутона.
Изображение Плутона в рентгеновских лучах рентгеновской обсерваторией Чандра (синее пятно). Рентгеновские лучи, вероятно, создаются взаимодействием газов, окружающих Плутон, с солнечным ветром, хотя детали их происхождения не ясны.

Ранние данные свидетельствуют о том, что атмосфера Плутона теряет 10 27 -10 28 молекул ( 50-500 кг ) азота в секунду, количество , соответствующее потере поверхностного слоя летучих льдов нескольких сотен метров или несколько километров толщиной в течение всего срока службы Solar Система. Однако последующие данные New Horizons показали, что эта цифра была завышена как минимум на четыре порядка; Атмосфера Плутона в настоящее время теряет только 1 × 10 23 молекул азота и 5 × 10 25 молекул метана каждую секунду. Это предполагает потерю нескольких сантиметров азотного льда и нескольких десятков метров метанового льда за время существования Солнечной системы.

Молекулы с достаточно высокой скоростью, вылетающие в космическое пространство, ионизируются солнечным ультрафиолетовым излучением. Когда солнечный ветер встречает препятствие, образованное ионами, он замедляется и отклоняется, возможно, образуя ударную волну перед Плутоном. Ионы «улавливаются» солнечным ветром и переносятся в его потоке мимо карликовой планеты, образуя ионный или плазменный хвост. Инструмент «Солнечный ветер вокруг Плутона» (SWAP) на космическом корабле New Horizons провел первые измерения в этой области низкоэнергетических атмосферных ионов вскоре после своего ближайшего сближения 14 июля 2015 года. Такие измерения позволят команде SWAP определить скорость, с которой Плутон теряет свою атмосферу и, в свою очередь, даст представление об эволюции атмосферы и поверхности Плутона.

Красновато-коричневая шапка северного полюса Харона , самого большого из спутников Плутона ( Mordor Macula ), может состоять из толинов , органических макромолекул, производимых из метана , азота и других газов, выделяемых из атмосферы Плутона и переносимых на расстояние около 19000 км. (12000 миль) расстояние до орбитальной луны. Модели показывают, что Харон может получать около 2,5% газов, потерянных Плутоном.

История учебы

Еще в 1940-х годах Джерард Койпер безуспешно искал доказательства наличия атмосферы в спектре Плутона. В 1970-х годах некоторые астрономы выдвинули гипотезу о плотной атмосфере и даже о неоновых океанах : согласно некоторым взглядам того времени, все другие газы, которых много в Солнечной системе, либо замерзли, либо улетучились . Однако эта гипотеза была основана на сильно завышенной массе Плутона. В то время не существовало данных наблюдений за его атмосферой и химическим составом.

Первое убедительное, хотя и косвенное свидетельство наличия атмосферы появилось в 1976 году. Инфракрасная фотометрия, сделанная 4-метровым телескопом Николаса У. Мэйолла, показала метановый лед на поверхности Плутона, который должен значительно сублимироваться при плутонских температурах.

Существование атмосферы Плутона было доказано с помощью звездного затмения . Если звезда закрывается телом без атмосферы, ее свет резко исчезает, но затмения Плутона постепенно уменьшаются. В основном это связано с атмосферной рефракцией (а не с поглощением или рассеянием). Первые такие наблюдения были сделаны 19 августа 1985 г. Ноа Брош и Хаимом Мендельсоном из Обсерватории Мудрости в Израиле. Но качество данных было довольно низким из-за неблагоприятных условий наблюдений (к тому же подробное описание было опубликовано только через 10 лет). 9 июня 1988 г. существование атмосферы было убедительно доказано затменными наблюдениями с восьми пунктов (лучшие данные были получены воздушной обсерваторией Койпера ). Была измерена шкала высоты атмосферы, что позволило рассчитать отношение температуры к средней молекулярной массе. Сами температуру и давление было невозможно рассчитать в то время из-за отсутствия данных о химическом составе атмосферы и большой неопределенности в радиусе и массе Плутона.

На вопрос о составе был дан ответ в 1992 году с помощью инфракрасных спектров Плутона с помощью 3,8-метрового инфракрасного телескопа Соединенного Королевства . Поверхность Плутона оказалась покрытой в основном азотным льдом . Поскольку азот , кроме того, более летуч, чем метан , это наблюдение подразумевает преобладание азота также в атмосфере (хотя газообразный азот не был обнаружен в спектре). Кроме того, была обнаружена небольшая примесь замороженного окиси углерода . В том же году наблюдения с помощью 3,0-метрового инфракрасного телескопа НАСА выявили первые убедительные доказательства газообразного метана.

Чтобы понять состояние атмосферы, необходимо знать температуру поверхности. Наилучшие оценки получены на основе измерений теплового излучения Плутона. Первые значения, рассчитанные в 1987 году из наблюдений по IRAS , были около 55-60 K , с последующими исследованиями предлагая 30-40 K . В 2005 году наблюдения с помощью субмиллиметрового массива позволили различить выбросы Плутона и Харона, и средняя температура поверхности Плутона составила 42 ± 4 К ( -231 ± 4 ° C ). Было примерно на 10 К холоднее, чем ожидалось; разница может быть связана с охлаждением от сублимации азотного льда. Дальнейшие исследования показали , что температура сильно отличается в различных регионах: от 40 до 55-60 K .

Примерно в 2000 году Плутон вошел в звездные поля Млечного Пути , где будет находиться до 2020-х годов. Первые звездные затмения после 1988 г. были совершены 20 июля и 21 августа 2002 г. группами под руководством Бруно Сикарди из Парижской обсерватории и Джеймса Л. Эллиота из Массачусетского технологического института . Атмосферное давление оказалось примерно в 2 раза выше, чем в 1988 году. Следующее наблюдаемое затмение было 12 июня 2006 года, более поздние наблюдались чаще. Обработка этих данных показывает, что давление продолжает расти. Затмение исключительно яркой звезды, примерно в 10 раз ярче самого Солнца, наблюдалось 29/30 июня 2015 года - всего за 2 недели до встречи с New Horizons .

14 июля 2015 года космический аппарат New Horizons провел первые исследования атмосферы Плутона с близкого расстояния, включая измерения радиозатменных эффектов и наблюдения ослабления солнечной радиации во время полета через тень Плутона. Он обеспечил первые прямые измерения параметров нижних слоев атмосферы. Поверхностное давление оказалось 1,0–1,1 Па .

Примечания

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки