Atmosfera lui Pluto

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Pluton
Pluto-NewHorizons-EnhancedColor-2015081215.jpg
Această casetă: v. D. · M.

1leftarrow blue.svg Intrare principală: Pluto (astronomie) .

Atmosfera lui Pluton este stratul tenuos de gaz care înconjoară planeta pitică și este compus din azot și într-o măsură mai mică metan și monoxid de carbon derivat din sublimarea gheții de suprafață. [1] Presiunea din apropierea suprafeței este de aprox 1 Pa ( 10 μbar ), de aproximativ 100.000 de ori mai mică decât presiunea pământului . [2] Conține straturi de ceață, formate probabil din compuși mai grei care se formează din aceste gaze, din cauza radiațiilor cu energie ridicată, și este deosebit de schimbătoare, din motive care nu sunt complet clare și nu sunt cauzate exclusiv de particularitățile rotațiilor orbitale și axial al lui Pluto. [3]

Pluto este singurul obiect transneptunian cunoscut care posedă o atmosferă. [4] Presiunea atmosferei pe suprafața sa, măsurată de sonda spațială New Horizons în 2015, este de aproximativ 1 Pa ( 10 μbar ) μbar), de aproximativ 100.000 de ori mai mică decât presiunea atmosferică a Pământului. Temperatura suprafeței este cuprinsă între 40 și 60 K (-230 până la -210 ° C), [5] dar crește rapid cu altitudinea, deoarece metanul generează un efect de seră în atmosfera sa. Aproape cei 30 de km de altitudine atinge în general 110 K și apoi scade treptat. [4]

Atmosfera lui Pluto a fost studiată din anii 1980 pe baza observării lui Pluto a ocultațiilor stelare și cu observații spectroscopice , în timp ce în 2015 a fost studiată îndeaproape de New Horizons .

Descoperire

Imagine în culori aproape reale care arată atmosfera de culoare albastră.

Deja în anii 1940 Gerard Kuiper a căutat dovezi ale existenței unei atmosfere cu observații spectroscopice ale lui Pluto, fără succes. [6] În anii 1970, unii astronomi au avansat ipoteza unei atmosfere groase și chiar a oceanelor de neon : în acele zile se credea că toate celelalte gaze care abundă în sistemul solar ar trebui să înghețe sau să se disperseze în spațiu. Această ipoteză, totuși, s-a bazat pe o supraestimare a masei lui Pluto . [6]

Primele dovezi indirecte ale atmosferei au venit în 1976, când observațiile în infraroșu cu Telescopul Mayall au dezvăluit prezența gheții metanice pe suprafața sa, [7] care ar fi trebuit să se sublimeze la temperaturi plutoniene. [8]

Existența atmosferei lui Pluto a fost dovedită atunci când a fost observată în timpul ocultațiilor stelare din anii 1980 . La 19 august 1985, Noah Brosch și Haim Mendelson de la Observatorul Înțelept din Israel au observat că Pluto oculta o stea [9], dar calitatea datelor a fost destul de slabă din cauza condițiilor de observație nefavorabile, în plus, descrierea detaliată a fost publicată doar 10 ani mai târziu. . La 9 iunie 1988, existența atmosferei a fost definitiv dovedită cu observații de ocultări din opt situri diferite, cu cele mai bune rezultate obținute de observatorul aerian Kuiper . [8] Temperatura și presiunea erau imposibil de calculat în acel moment din cauza absenței datelor privind compoziția chimică a atmosferei și a unei mari incertitudini în raza și masa lui Pluto. [10]

În 1992, cuTelescopul cu infraroșu dinRegatul Unit, a devenit clar că suprafața lui Pluto era acoperită în principal de gheață cu azot, mai volatilă decât metanul; acest lucru a sugerat că atmosfera era, de asemenea, alcătuită în principal din acest element. Aceeași observație a fost făcută cu instalația telescopică cu infraroșu a NASA , care a dezvăluit pentru prima dată prezența metanului în stare gazoasă . [6]

În jurul anului 2000, Pluto a intrat pe câmpurile bogate în stele ale Căii Lactee , unde va rămâne până în 2020. Primele ocultări stelare după 1988 au fost observate în 2002 de o echipă condusă de Bruno Sicardy de la Observatorul din Paris , James Elliot de la MIT și Jay Pasachoff de la Williams College [11] [12] . În mod surprinzător, presiunea atmosferică a fost calculată în 0,3 Pa , chiar dacă Pluto era mai departe de Soare decât în ​​1988 și, prin urmare, ar fi trebuit să fie mai rece și să aibă o atmosferă mai rarefiată. O explicație plauzibilă este că în 1987 polul sudic al lui Pluto ieșise din umbră pentru prima dată în 120 de ani, provocând sublimarea unei cantități considerabile de azot din capacul polar sudic. Vor dura zeci de ani pentru ca excesul de condens de azot să apară în polul opus, conform unui fenomen ciclic [13] . Același studiu a relevat, de asemenea, care ar putea fi prima dovadă a prezenței vântului în atmosfera lui Pluto [11] .

O altă ocultare a fost observată la 12 iunie 2006, [14], iar cele ulterioare au avut loc mai frecvent. Prelucrarea acestor date a arătat că presiunea a continuat să crească. [15] În octombrie 2006 , NASA a anunțat descoperirea prezenței etanului pe suprafața lui Pluto. Etanul ar fi rezultatul fotolizei sau radiolizei (conversia chimică determinată, respectiv, de particule ușoare sau radioactive) de metan înghețat pe suprafața lui Pluto și suspendat în atmosferă. [16]

O ocultare a unei stele deosebit de strălucitoare, de aproximativ 10 ori mai strălucitoare decât Pluto în sine, a fost observată în 29-30 iunie 2015, cu doar 2 săptămâni înainte de zborul New Horizons . [17]

Pe 14 iulie 2015, New Horizons a studiat atmosfera lui Pluto pentru prima dată de la distanță apropiată, folosind ocultări radio și observând slăbirea radiației solare în timp ce zbura în conul de umbră al lui Pluto. Presiunea atmosferică a suprafeței a fost mai mică decât cea observată în anii precedenți, semn că o parte a acesteia a înghețat și a precipitat la suprafață, datorită distanței dintre Pluto și Soare și răcirii sale consecvente. [18]

Compoziţie

Atmosfera lui Pluto iluminată de Soare.
Atmosfera lui Pluto iluminată de Soare într-o imagine a navei spațiale New Horizons .

Componenta principală a atmosferei lui Pluto este azotul, în timp ce conținutul de metan, conform măsurătorilor New Horizons , este de 0,25%. [2] Pentru monoxidul de carbon, estimările pe Pământ sunt de 0,025-0,15% (2010) și 0,05-0,075% (2015). [19] [20] Sub influența radiațiilor cosmice cu energie ridicată , aceste gaze reacționează pentru a forma compuși mai complexi, inclusiv etan (C2H6), etilenă (C2H4), acetilenă (C2H2), hidrocarburi mai grele, nitrilii și cianura de hidrogen ( cantitatea de etilenă este de aproximativ 0,0001% și cantitatea de acetilenă este de aproximativ 0,0003%). [21] [22] Acești compuși precipită lent la suprafață și printre ei se numără probabil și tolinele , care sunt responsabile de culoarea maroniu-roșiatică a lui Pluton (precum și a altor corpuri din sistemul solar exterior). [2] [23]

Cel mai volatil compus din atmosfera lui Pluto este azotul, urmat de monoxid de carbon și metan. Indicatorul de volatilitate este presiunea vaporilor saturați ; la temperatura de 40 K (aproape de valoarea minimă a suprafeței lui Pluto [8] ) este de aproximativ 10 Pa pentru azot, 1 Pa pentru monoxid de carbon și 0,001 Pa pentru metan. Crește rapid cu temperatura și la 60 K (aproape de valoarea maximă) se apropie, respectiv, de 10.000, 3000 și 10 Pa. Pentru hidrocarburile mai grele decât metanul, apa , amoniacul , dioxidul de carbon și cianura de hidrogen, această presiune este încă foarte mică ( aproximativ 10 -5 Pa sau chiar mai puțin), ceea ce indică, cel puțin în atmosfera inferioară a lui Pluto, absența volatilității acestor compuși. [24] [25]

Aburi

Fotografie a Noilor Orizonturi realizată la 15 minute după zbura strânsă a lui Pluto, care arată atmosfera iluminată de soare.
Nori posibili ai lui Pluto.

New Horizons a descoperit o ceață cu mai multe straturi în atmosfera lui Pluto, care acoperă întreaga planetă pitică și atinge o altitudine de peste 200 km. Cele mai bune imagini obținute de sondă arată aproximativ 20 de straturi de ceață a căror extensie orizontală nu este mai mică de 1000 km, în timp ce distanța verticală dintre un strat și altul este de aproximativ 10 km. [26]

Deși densitatea atmosferei este foarte scăzută, ceața este destul de apreciată și difuzează suficientă lumină pentru a permite fotografierea unor detalii ale părții neluminoase a lui Pluto. [27] Dimensiunea particulelor de ceață este neclară: culoarea sa albastră indică o rază a particulelor apropiată 10 nm , dar raportul de luminozitate cu unghiuri de fază diferite indică o rază mai mare de 100 nm. Acest lucru poate fi explicat prin agregarea particulelor mici (câteva zeci de nm) în agregate mai mari (sute de nm). [26]

Probabil, ceața este formată din particule de compuși nevolatili , care sunt sintetizați din gazele atmosferice sub influența radiației cosmice de mare energie . [2] [28] Straturile de ceață s-ar fi putut forma din cauza undelor atmosferice (a căror prezență este sugerată și de observațiile de ocultare), [2] [29] create de vântul care suflă pe suprafața neregulată a lui Pluton. [26]

O altă dovadă a existenței cetii a fost obținută în 2002 din observarea unei ocultări. Lumina stelelor care a reușit să ajungă pe Pământ în timpul ocultării (datorită refracției provocate de atmosfera lui Pluto), a arătat o creștere a intensității odată cu creșterea lungimii de undă (în infraroșu, de la 0,75 la 2 µm). [30] Aceasta a fost interpretată ca dovadă tangibilă a dispersiei luminii datorită aerosolilor (cum ar fi înroșirea soarelui la răsărit sau apus) prezente. Cu toate acestea, această caracteristică a lipsit în timpul eclipselor ulterioare [31], iar pe 14 iulie 2015, New Horizons a descoperit că ceața era albastră. [32]

Unii nori potențiali au fost, de asemenea, observați în ultimul lot de imagini primite de New Horizons. [33]

Temperatura și structura

Pluto nu are o troposferă reală; observațiile din New Horizons sugerează un strat subțire mai mic de 1 km grosime. [2] Deasupra ei se află stratosfera , unde datorită efectului de seră cauzat de metan temperatura variază în funcție de înălțime; temperatura medie a suprafeței este 42 ± 4 K (măsurat în 2005), [34] în timp ce valoarea medie a întregii atmosfere este 90 +25
−18 K (2008). [35] [36]

La o altitudine de 20-40 km, temperatura atinge maximul (100-110 K, în stratopauză ) și apoi scade încet (aproximativ 0,2 K / km; în mezosferă ). [4] [14] Cauzele acestei scăderi nu sunt pe deplin clare; ar putea fi legat de acțiunea de răcire a monoxidului de carbon, [19] cianurii de hidrogen sau din alte motive. Peste 200 km temperatura ajunge la aproximativ 80 K și rămâne constantă. [4]

Temperatura straturilor superioare ale atmosferei nu prezintă modificări temporale evidente. În 1988, 2002 și 2006 a fost aproximativ constantă și egală cu 100 K, în ciuda creșterii presiunii observate, în plus, temperatura rămâne constantă pe întreaga suprafață, fără a fi afectată de latitudinea diferită și de insolație. [31] Singurele diferențe mici, de 0,5-0,8 K pe o scară de câțiva km, ar putea fi cauzate de unde gravitaționale sau turbulențe generate de vânt. [37]

Interacțiunea cu atmosfera afectează semnificativ temperatura suprafeței. Calculele arată că atmosfera, în ciuda presiunii foarte scăzute, poate reduce semnificativ variațiile diurne ale temperaturii suprafeței, [38] totuși există variații de temperatură de aproximativ 20 K, parțial datorate răcirii suprafeței datorită sublimării gheții. [8]

Presiune

Presiunea atmosferei lui Pluto este foarte scăzută și foarte variabilă în timp. Observațiile ocultărilor stelare ale lui Pluto arată că a crescut de aproximativ 3 ori între 1988 și 2015, în ciuda faptului că Pluto s-a îndepărtat de Soare din 1989. [39] Acest lucru este probabil cauzat de polul nord al lui Pluto după o lungă iarnă, a început să primească lumina soarelui din 1987, care a intensificat sublimarea azotului din emisfera nordică, în timp ce polul său sud este încă prea fierbinte pentru îngheț . Nu este neobișnuit ca, chiar și după mai mult de un deceniu de la cea mai apropiată apropiere de Soare, temperatura să crească: chiar dacă într-un timp mult mai scurt, același lucru este experimentat pe Pământ, unde temperatura maximă zilnică este atinsă la începutul după-amiezii și nu la 12, când iradierea soarelui este la maxim, acest lucru se datorează faptului că materia și gazele care alcătuiesc suprafața și aerul se încălzesc treptat. [40]

Cu toate acestea, a fost dificil să se obțină date precise din observațiile de pe Pământ, datorită și incertitudinii razei lui Pluto. Primele date directe și fiabile asupra straturilor inferioare ale atmosferei au fost obținute de New Horizons pe 14 iulie 2015 prin măsurători efectuate cu metoda radio-ocultării. Presiunea de suprafață a fost estimată la 1 Pa ( 1,1 ± 0,1 la sosirea sondei e 1,0 ± 0,1 în timp ce New Horizons părăsea sistemul). [26] Acest lucru este în conformitate cu datele de ocultare din anii precedenți, [26] deși unele date vechi au dat valori de aproximativ 2 ori mai mari. [2]

Schimbări sezoniere

Datorită excentricității sale orbitale , Pluto la afeliu primește de la Soare de 2,8 ori mai puțină căldură decât atunci când este la periheliu . [41] Acest lucru ar trebui să provoace schimbări dramatice în atmosfera sa, deși unele detalii ale acestor procese nu sunt bine înțelese. Inițial sa crezut că la afeliu atmosfera ar trebui să înghețe în mare parte și cad înapoi la suprafață, dar modele mai recente sugerează că Pluto păstrează o atmosferă semnificativă pe parcursul său lung an . [42] [43]

Ultimul pasaj al lui Pluto către periheliu a avut loc pe 5 septembrie 1989 și, începând din 2015, se îndepărtează de Soare, cu scăderea consecventă a radiației solare primite. [2] Există, de asemenea, un alt factor de luat în considerare, și anume înclinația sa axială mare (122,5 °), care implică zile și nopți polare lungi pe părți mari ale suprafeței sale. Cu puțin înainte de periheliu, la 16 decembrie 1987, Pluto se afla la echinocțiul , iar polul său nord a ieșit din lunga noapte polară, care a durat 124 de ani pe Pământ .

Modelul dezvoltat de oamenii de știință prezice că în timpul afeliului anterior, care a avut loc în 1865, a existat o cantitate semnificativă de gheață volatilă în emisferele nordice și sudice. Aproape în același timp, când a apărut echinocțiul, emisfera sudică a ieșit din noaptea lungă și a primit lumina soarelui. Gheața a început să migreze către emisfera nordică și în jurul anului 1900 emisfera sudică a devenit în mare parte lipsită de gheață. După echinocțiul din 1987, emisfera sudică a început să se întunece, cu toate acestea suprafața sa s-a răcit încet, după expunerea îndelungată la lumina soarelui care o încălzise din abundență; din acest motiv gazele care se evaporă acum din emisfera nordică nu se pot condensa rapid în emisfera sudică, continuând să se acumuleze în atmosferă, crescând presiunea acesteia. În jurul anilor 2035-2050, emisfera sudică va fi suficient de rece pentru a permite condensarea intensă a gazelor care migrează din emisfera nordică. Acest proces va continua până la următorul echinocțiul, care va avea loc în același timp cu următorul afeliu, în 2113. Emisfera nordică nu va pierde complet gazele volatile și sublimarea lor va continua să umple atmosfera chiar și în timpul afeliului. Modificarea presiunii atmosferice pe baza acestui model este de aproximativ 4 ori; minimul a fost atins în apropierea anilor 1970-1980, iar maximul va fi în jurul anului 2030. Temperatura din acest ciclu variază doar cu câteva grade. [43]

Evadarea atmosferică

În cutia mică, lângă imaginea Noilor Orizonturi, Pluton a fost radiografiat de telescopul spațial Chandra : se crede că razele X sunt generate de interacțiunea dintre gazele care înconjoară Pluto și vântul solar .

Din datele disponibile înainte de misiunea New Horizons , se credea că atmosfera lui Pluto pierde 10 27 -10 28 molecule (50-500 kg) de azot pe secundă , corespunzând pierderii unui strat de suprafață de gheață de câteva sute de metri sau kilometri. gros în timpul vieții sistemului solar . [42] [44] Datele obținute de nava spațială au arătat însă că evadarea atmosferică a fost supraestimată de cel puțin patru ordine de mărime; Atmosfera lui Pluto pierde în prezent doar 1x10 23 molecule de azot și 5 × 10 25 molecule de metan în fiecare secundă. Acest lucru are ca rezultat o pierdere de doar câțiva centimetri de gheață azotată și zeci de metri de gheață metanică pe parcursul vieții sistemului solar. [26]

Moleculele care scapă la viteze mari în spațiu sunt ionizate de radiația ultravioletă a Soarelui, formând un obstacol în calea vântului solar care este încetinit și deviat, creând o undă de șoc în amonte de Pluto. Ionii , captați de vântul solar, sunt transportați dincolo de planeta pitică, formând o coadă de ion sau plasmă . Instrumentul SWAP New Horizons , pe măsură ce se retrage, va determina rata la care Pluto își pierde atmosfera, permițând oamenilor de știință să studieze evoluția viitoare a atmosferei și suprafeței lui Pluto. [45]

Capacul maro-roșcat al polului nord al lui Charon , cel mai mare dintre lunile lui Pluto, poate fi compus din toline , macromolecule organice produse de metan, azot și alte gaze eliberate din atmosfera lui Pluto în spațiul înconjurător și pe care Caron le captează în timpul revoluției sale în jurul centrul de masă al sistemului. [46]

Notă

  1. ^ Ben Croswell, Azot în atmosfera lui Pluto , la kencroswell.com .
  2. ^ a b c d e f g h SA Stern și colab. , Sistemul Pluto: Rezultate inițiale din explorarea sa de New Horizons ( PDF ), în Știință , vol. 350, n. 6258, 16 octombrie 2015, p. aad1815, DOI : 10.1126 / science.aad1815 , PMID 26472913 .
  3. ^ Stern2014 , pp. 909-924 , 2014
  4. ^ a b c d Dias-Oliveira, A., Sicardy, B. e Lellouch, E., Pluto's Atmosphere from Stellar Occultations în 2012 și 2013 , în The Astrophysical Journal , vol. 11, n. 1, septembrie 2015, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 811/1/53 .
  5. ^ Stern 2014, 2014
  6. ^ a b c Pluto și Caron , p. 347.
  7. ^ DP Cruikshank și colab. , Pluto: Dovezi pentru înghețul de metan , în Știința , vol. 194, 1976, pp. 835-837, DOI : 10.1126 / science.194.4267.835 .
  8. ^ a b c d Stern2014 .
  9. ^ IAUC 4097: CPD -58 2721; Occn BY PLUTO ON 1985 august 19; EXO 041604-5504.9 , pe cbat.eps.harvard.edu , IAU - Biroul Central pentru Telegrame Astronomice, 19 august 1985.
  10. ^ WB Hubbard și colab. , Dovezi oculte pentru o atmosferă pe Pluto , în Natură , vol. 336, 1988, pp. 452-454, DOI : 10.1038 / 336452a0 .
  11. ^ a b Schimbări mari în atmosfera lui Pluton, după cum sunt relevate de ocultările stelare recente , în Nature , vol. 424, iulie 2003, pp. 168-170. Adus la 28 noiembrie 2014 .
  12. ^ Pluto este în curs de încălzire globală, descoperă cercetătorii , pe newsoffice.mit.edu , MIT, octombrie 2002. Accesat la 28 noiembrie 2014 .
  13. ^ Anotimpuri și semne de vânt găsite pe Pluto , la you.com.au. Adus la 28 noiembrie 2014 .
  14. ^ a b JL Elliot și colab. , Schimbări în atmosfera lui Pluto: 1988-2006 , în Jurnalul Astronomic , vol. 134, nr. 1, mai 2007.
  15. ^ A. Dias-Oliveira și colab. , Pluto's Atmosphere from Stellar Occultations în 2012 și 2013 , în The Astrophysical Journal , vol. 11, n. 1, septembrie 2015, p. 53, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 811/1/53 .
  16. ^ The PI's Perspective. Arhivat 28 august 2008 la Internet Archive.
  17. ^ SOFIA în locul potrivit la momentul potrivit pentru observațiile lui Pluto , pe sofia.usra.edu , 29 iulie 2015.
  18. ^ New Horizons Pluto dezvăluie presiunea atmosferică a scăzut brusc pe nasa.gov, NASA, 24 iulie 2015.
  19. ^ a b E. Lellouch și colab. , Spectroscopie de înaltă rezoluție a atmosferei lui Pluto: detectarea benzilor CH 4 de 2,3 µm și dovezi pentru monoxidul de carbon ( PDF ), în Astronomy and Astrophysics , vol. 530, 2011, p. L4, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201116954 .
  20. ^ M. Gurwell și colab. , Detectarea CO atmosferic pe Pluto cu ALMA , în American Astronomical Society, întâlnirea DPS # 47, # 105.06 , noiembrie 2015, Bibcode : 2015DPS .... 4710506G .
  21. ^ DP Cruikshank și colab. , Compozițiile de suprafață ale lui Pluto și Caron ( PDF ), Icar, 6 iunie 2014 (arhivat din original la 11 noiembrie 2015) .
  22. ^ Joshua Sokol, Pluto surprize cu vulcani de gheață , în New Scientist , noiembrie 2015.
  23. ^ Kenneth Chang, atmosfera lui Pluto este mai subțire decât era de așteptat, dar pare încă neclară , în The New York Times , 24 iulie 2015.
  24. ^ N. Fray, B. Schmitt, Sublimarea înghețurilor de interes astrofizic: o revizuire bibliografică , în Planetary and Space Science , vol. 57, nr. 14-15, 2009, pp. 2053-2080, DOI : 10.1016 / j.pss.2009.09.011 .
  25. ^ BJ Holler și colab. , Dovezi pentru variabilitatea longitudinală a gheții etanice pe suprafața lui Pluto , în Icarus , n. 243, 2014, pp. 104-110, DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.09.013 .
  26. ^ a b c d e f GR Gladstone și colab. , Atmosfera lui Pluto așa cum a fost observată de New Horizons ( PDF ), în Știința , vol. 351, nr. 6279, martie 2016, pp. aad8866.
  27. ^ PIA19931: Pluto in Twilight , la photojournal.jpl.nasa.gov , NASA, 10 septembrie 2015.
  28. ^ Alex Parker, Pluto la Twilight , la blogs.nasa.gov .
  29. ^ (RO) MJ Person, JL Elliot și AAS Gulbis, WAVES IN PLUTO'S SUPER ATMOSPHERE , în The Astronomical Journal, vol. 136, nr. 4, 8 septembrie 2008, pp. 1510-1518, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/4/1510 . Adus la 25 ianuarie 2019 .
  30. ^ JL Elliot și colab. , Expansiunea recentă a atmosferei lui Pluto , în Nature , vol. 424, nr. 6945, 10 iulie 2003, pp. 165-168, DOI : 10.1038 / nature01762 .
  31. ^ a b ( EN ) E. Lellouch, C. de Bergh, B. Sicardy, F. Forget, M. Vangvichith și H.-U. Käufl, Explorarea distribuției spațiale, temporale și verticale a metanului în atmosfera lui Pluto ( PDF ), în Icarus , vol. 246, 12 martie 2014, pp. 268-278.
  32. ^ New Horizons Finds Blue Skies and Water Ice on Pluto , on nasa.gov, NASA, 8 octombrie 2015.
  33. ^ Nancy Atkinson, Latest Results From New Horizons: Clouds on Pluto, Landslides on Charon , su universetoday.com , Universe Today , 2016.
  34. ^ Gurwell și colab. , Imagistica la scară secundară a sistemului binar Pluto / Charon la 1,4 mm , întâlnire DPS # 37, id.55.01 , American Astronomical Society, august 2005.
  35. ^ Emmanuel Lellouch și colab. , Structura atmosferică inferioară a lui Pluto și abundența de metan din spectroscopie de înaltă rezoluție și ocultări stelare ( PDF ), în Astronomy and Astrophysics , vol. 495, nr. 3, 2009, pp. L17 - L21, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200911633 .
  36. ^ Metanul este un gaz cu efect de seră și pe Pluto , pe planetary.org .
  37. ^ B. Sicardy și colab. , Schimbări mari în atmosfera lui Pluto, așa cum au fost dezvăluite de ocultările stelare recente , vol. 424, nr. 6945, 2003, pp. 168-170, DOI : 10.1038 / nature01766 .
  38. ^ LA Young, PLUTO'S SEASONS: New predictions for New Horizons , în The Astrophysical Journal Letters , vol. 766, nr. 2, 19 martie 2013.
  39. ^ B. Sicardy și colab. , Atmosfera lui Pluto din 29 iunie 2015 ocultarea stelară de la sol în timpul zburării New Horizons ( PDF ), ianuarie 2016.
  40. ^ Pluto este în curs de încălzire globală, descoperă cercetătorii , pe news.mit.edu .
  41. ^ Raportul radiației primite de la Soare este calculat conform legii pătratului invers : (49,3 UA / 29,66 AU) 2 = 2,76.
  42. ^ a b Stern2014 , pp. 909-924 .
  43. ^ a b CB Olkin și colab. , Dovezi că atmosfera lui Pluto nu se prăbușește din ocultări, inclusiv evenimentul din 04 mai 2013 , în Icarus , vol. 246, pp. 220-225, DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.03.026 .
  44. ^ Kelsi N. Singer și colab. , Despre proveniența azotului lui Pluto (N2) ( PDF ), în Astrophysical Journal Letters , vol. 808, n. 2, august 2015), pp. L50, DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 808/2 / L50 .
  45. ^ (RO) Pluto își dă din coadă: New Horizons descoperă regiunea rece și densă a ionilor atmosferici din spatele lui Pluto , pe nasa.gov, NASA.
  46. ^ Carley Howett, New Horizons sondează misterul polului roșu al lui Charon , pe phys.org , 11 septembrie 2015.

Bibliografie

  • SA Stern, Pluto , în T. Spohn, D. Breuer și T. Johnson (eds), Encyclopedia of the Solar System , ediția a treia, Elsevier, 2014, pp. 909-924, ISBN 978-0-12-416034-7 .

Alte proiecte

Sistem solar Portalul sistemului solar : Accesați intrările Wikipedia de pe obiectele sistemului solar
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Atmosphere_of_Pluto&oldid=121881453 ”