Атмосфера на Плутон

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Снимка од Плутон направена од Нови хоризонти, прикажувајќи ја атмосферата на Плутон осветлена од Сонцето. Сината боја е блиску до она што би го видело човечкото око и е предизвикана од слоевите магла во атмосферата.

Атмосферата на Плутон — слаб слој на гасови што го опкружуваат Плутон. Се состои главно од азот (N2), со мали количини на метан (CH4 ) и јаглерод моноксид (CO), од кои сите се испаруваат од нивните мразови на површината на Плутон[1]. Содржи слоевита магла, веројатно составена од потешки соединенија кои се формираат од овие гасови поради високо-енергетското зрачење[2]. Атмосферата на Плутон е забележлива по нејзините силни и не целосно јасни сезонски промени предизвикани од особеностите на орбиталната и аксијалната ротација на Плутон[3].

Површинскиот притисок на атмосферата на Плутон, измерен од Нови Хоризонти во 2015 година, е околу 1 Pa (10 μbar), приближно 1/100.000 од атмосферскиот притисок на Земјата. Температурата на површината е од 40 to 60 K (−230 to −210 °C), но брзо расте со надморска височина поради ефектот на стаклена градина генериран од метан. Во близина на надморска височина од 30 km достигнува 110 K (−163 °C), а потоа полека се намалува[4].

Плутон е единствениот заднептунски објект со позната атмосфера. Неговиот најблизок аналог е атмосферата на Тритон, иако во некои аспекти наликува дури и на атмосферата на Марс[5][6].

Атмосферата на Плутон е проучувана уште од 1980-тите преку земјено набљудување на окултациите на ѕвездите од Плутон[7][8] и спектроскопија[9]. Во 2015 година, била проучувана од блиска далечина од вселенското летало Нови Хоризонти[1][10].

Состав[уреди | уреди извор]

Сина магла во атмосферата на Плутон
(приближно вистинска боја )

Главната компонента на атмосферата на Плутон е азот. Содржината на метан, според мерењата на Нови Хоризонти, е 0,25%. За јаглерод моноксид, проценките засновани на Земјата се 0.025–0.15% (201) и 0.05–0.075% (2015). Под влијание на високо-енергетско космичко зрачење, овие гасови реагираат за да формираат посложени соединенија не испарливи на температурите на површината на Плутон), вклучувајќи етан(C2H6), етилен C2H4 ), ацетилен C 2H2 ), потешки јаглеводороди и нитри и водород цијанид (HCN) [11] (количината на етилен е околу 0,0001%, а количината на ацетилен е околу 0,0003%). Овие соединенија полека се таложат на површината. Тие веројатно вклучуваат и толини, кои се одговорни за кафеавата боја на Плутон (како и некои други тела во надворешниот Сончев Систем).[12]

Најиспарливото соединение на атмосферата на Плутон е азот, второто е јаглерод моноксид и третото е метан. Индикаторот за испарливост е притисок на заситена пареа (притисок на сублимација). На температура од 40 K (блиску до минималната вредност за површината на Плутон) изнесува околу 10 Pa за азот, 1 Pa за јаглерод моноксид и 0.001 Pa за метан. Брзо се зголемува со температурата и на 60 K (блиску до максималната вредност) се приближува до 10 000 Pa, 3000 Pa и 10 Pa соодветно. За јаглеводороди потешки од метан, вода, амонијак, јаглерод диоксид и водород цијанид, овој притисок останува незначително низок (околу 10−5 Pa или сè уште помал), што укажува на отсуство на испарливост во условите на Плутон (барем во ладна пониска атмосфера)[13].

Метанот и јаглерод моноксидот, поради нивното помало изобилство и нестабилност, може да се очекува да покажат посилни отстапувања од рамнотежата на притисокот со површинските мразови и поголеми временски и просторни варијации на концентрацијата. Но, всушност, концентрацијата на пример, на метан, не зависи значително од висината (барем, во пониските 20–30 km), географска должина или време[14]. Но, температурната зависност на испарливоста на метанот и азот сугерира дека концентрацијата на метан ќе се намали додека Плутон ќе се движи подалеку од Сонцето[15]. Забележливо е дека набљудуваната концентрација на метан е за 2 реда по големина поголема од очекуваното од законот на Раул врз основа на неговата концентрација во површинскиот мраз и односот на сублимациските притисоци на метанот и азот[16]. Причините за ова несовпаѓање се непознати. Тоа може да се должи на постоењето на одделни дамки со релативно чист метан мраз, или поради зголемената содржина на метан во најгорниот слој на вообичаениот мешан мраз.

Сезонските и орбиталните промени на инсолацијата резултираат со миграција на површинските мразови: тие се сублимираат на некои места, а на други се кондензираат. Според некои проценки, тоа предизвикува промени во големината во нивната дебелина. Ова (но и промените во геометријата) резултира со значителни промени во осветленоста и бојата на Плутон.

Метанот и јаглерод моноксидот, и покрај нивното мало изобилство, се значајни за топлинската структура на атмосферата: метанот е силно средство за загревање а јаглерод моноксидот е средство за ладење (иако количината на ова ладење не е целосно јасна).

Магла[уреди | уреди извор]

Магла со повеќе слоеви во атмосферата на Плутон. Дел од рамнината Спутник Планиција со блиските планини се гледа подолу. Фотографија од Нови Хоризонти, направена 15 минути по најблиското приближување до Плутон.
Планински сенки на маглата
Крива на апсорпција на сончевото ултравиолетово од атмосферата на Плутон, измерена за време на летот на Нови Хоризонти низ сенката на Плутон. Карактеристична кривина, создадена, веројатно, од маглата, е присутна и на гранките кои се намалуваат и се зголемуваат.

Нови Хоризонти откриле во атмосферата на Плутон повеќеслојна магла, која ја покрива целата џуџеста планета и достигнува надморска височина над 200 км. Најдобрите слики покажуваат околу 20 слоеви на магла. Хоризонталниот обем на слоевите не е помал од 1000 км. Дебелината на слоевите варира од 1 до >10 км, а вертикалното растојание меѓу нив е околу 10 км. Во северните региони маглата е 2-3 пати погуста отколку во близина на екваторот[17].

И покрај многу малата густина на атмосферата, маглата е прилично забележлива: таа дури расфрла доволно светлина за да овозможи фотографирање на некои детали од ноќната страна на Плутон[18]. Некаде на маглата се гледаат долги сенки од планините. Неговата нормална оптичка длабочина се проценува како 0,004 или 0,013 (со тоа, го намалува интензитетот на вертикалниот зрак светлина за или ;). Висината на скалата на маглата е 45–55 km; приближно се совпаѓа со висината на притисокот на скалата во средната атмосфера. На височините од 100–200 km се намалува на 30 км.

Големината на честичките магла е нејасна. Нивната сина боја укажува на радиус на честички близу 10 nm, но односот на осветленоста при различни фазни агли укажува на радиус кој надминува 100 nm. Ова може да се објасни со агрегација на мали (десетици nm) честички во поголеми (стотици nm) кластери.

Маглата веројатно се состои од честички на неиспарливи соединенија, кои се синтетизираат од атмосферските гасови под влијание на космичкото високо-енергетско зрачење.[19] Слоевите покажуваат присуство на атмосферски бранови (чие присуство е исто така сугерирано од набљудувањата на окултациите),[20] и такви бранови може да се создадат со ветер што дува над грубата површина на Плутон.

Маглата е најверојатната причина за свиткување во кривата на интензитетот на светлината наспроти времето добиено од Нови Хоризонти за време на летот низ сенката на Плутон (видете ја сликата десно) – под надморска височина 150 km атмосферата ја намалува светлината многу посилна од горе. Слично извиткување било забележано за време на ѕвездената окултација во 1988 година. Прво, исто така било толкувано како слабеење на светлината поради магла, но сега се смета дека е главно резултат на силниот инверзен температурен градиент во пониска атмосфера. За време на подоцнежните окултации (кога атмосферата на Плутон веќе изнесувала ≥2 погуста) оваа кривина била отсутна[21].

Друг доказ за маглата е добиен во 2002 година поради нова окултација. Ѕвездената светлина која успеала да стигне до Земјата за време на окултацијата (поради прекршувањето во атмосферата на Плутон), покажала зголемување на интензитетот со брановата должина. [б 1][22] Ова било протолкувано како сигурен доказ[23] за расејување на светлината од аеросоли (слично на црвенилото на изгрејсонцето). Сепак, оваа карактеристика била отсутна за време на подоцнежните затемнувања (вклучувајќи го онаа на 29 јуни 2015 година), и на 14 јули 2015 година, Нови Хоризонти открил дека маглата е сина.

Можни облаци во атмосферата на Плутон

Во последната серија на слики добиени од Нови Хоризонти, биле забележани голем број потенцијални облаци.[24]

Температура и топлинска структура[уреди | уреди извор]

Плутон нема или речиси нема тропосфера; набљудувањата на Нови Хоризонти сугерираат само тенок тропосферски граничен слој. Неговата дебелина на местото на мерење изнесувала 4 km, а температурата била 37±3 К. Слојот не е континуиран.

Над него се наоѓа слој со брзо зголемување на температурата со висината, односно стратосферата. Температурниот градиент се проценува на 2,2, 3–15 или 5,5 степени на км. Тоа е резултат на ефектот на стаклена градина, предизвикан од метанот. Просечната температура на површината е 42±4 K (измерена во 2005 г.), а средната вредност за целата атмосфера е 90+25
−18
K
(2008).[25]

На висина од 20–40 km температурата го достигнува својот максимум (100–110 K; стратопауза), а потоа полека се намалува (околу 0.2 K/km; мезосфера). Причините за ова намалување се нејасни; тоа може да биде поврзано со ефектот на ладење на јаглерод моноксид, или водород цијанид, или други причини. Над 200 km температурата достигнува приближно 80 K и потоа останува константна.

Температурата на горните слоеви на атмосферата не покажува забележителни временски промени. Во 1988, 2002 и 2006 година била приближно константна и еднаква на 100 K (со несигурност околу 10 K ), и покрај двојното зголемување на притисокот. Зависноста од географската широчина или условите наутро/навечер исто така отсуствува: температурата е иста над секој дел од површината. Тоа е во согласност со теоретските податоци, кои предвидуваат брзо мешање на атмосферата. Но, постојат докази за мали вертикални хетерогености во температурата. Тие се откриваат во остри и кратки сјајни врвови за време на ѕвездените окултации. Амплитудата на овие хетерогености се проценува дека е 0.5–0.8 K на скалата од неколку километри. Тие можат да бидат предизвикани од атмосферски гравитациски бранови или турбуленции, кои можат да бидат поврзани со струење или ветер[26].

Интеракцијата со атмосферата значително влијае на температурата на површината. Пресметките покажуваат дека атмосферата, и покрај нејзиниот многу низок притисок, може значително да ги намали дневните варијации во температурата. Но, сè уште остануваат температурни варијации од околу 20 K – делумно поради ладење на површината поради сублимација на мразот.

Притисок[уреди | уреди извор]

Притисокот на атмосферата на Плутон е многу низок и силно зависи од времето. Набљудувањата на ѕвездените окултации од страна на Плутон покажуваат дека таа се зголемила околу 3 пати помеѓу 1988 и 2015 година, иако Плутон се оддалечува од Сонцето од 1989 година[8][27][28][29]. Ова веројатно е предизвикано од северниот пол на Плутон кој дошол на сончева светлина во 1987 година, што го интензивирало испарувањето на азот од северната полутопка, [б 2][21][30] додека неговиот јужен пол е сè уште премногу топол за кондензација на азот. Апсолутни вредности на површинскиот притисок е тешко да се добијат од податоците за окултација, бидејќи овие податоци обично не допираат до најниските слоеви на атмосферата. Значи, површинскиот притисок треба да се екстраполира, а тоа е донекаде нејасно поради висинската зависност од температурата и, следствено, притисокот не е целосно јасен. Мора да се знае и радиусот на Плутон, но тој бил слабо ограничен пред 2015 година. Значи, прецизни вредности на површинскиот притисок на Плутон било невозможно да се пресметаат во претходните времиња. За некои окултации од 1988 година, притисокот бил пресметан за референтно ниво од 1275 km од центарот на Плутон (кој подоцна се покажал дека е 88±4 km од површината).

Кривите на притисок наспроти растојанието од центарот, добиени од окултациите во 1988 и 2002 година, во комбинација со сега познатиот радиус на Плутон (1187±4 km) даваат вредности од околу 0.4 Pa за 1988 година и 1.0 Pa за 2002 година. Спектралните податоци обезбедиле вредности 0.94 Pa во 2008 година и 1.23 Pa во 2012 година за растојание од центарот 1188 km (1±4 km од површината). Окултација на 4 мај 2013 година дала податоци речиси прецизно за нивото на површината (1190 км од центарот, или 3±4 km од површината): 1.13±0.007 Pa. Окултација на 29/30 јуни 2015 година, само 2 недели пред средбата на Нови Хоризонти, обезбедила површински притисок од 1.3±0.1 Pa.

Првите директни и сигурни податоци за најдолните слоеви на атмосферата на Плутон биле добиени од Нови Хоризонти на 14 јули 2015 година поради мерењата на радио-окултација. Површинскиот притисок бил проценет на 1 Pa (1.1±0.1 при влезот на леталото зад Плутон и 1.0±0.1 на излезот). Ова е во согласност со податоците за окултацијата од претходните години, иако некои од претходните пресметки врз основа на овие податоци дале околу 2 пати повисоки резултати[1][2][31].

Ѕвездената окултација на 17 јули 2019 година покажала дека атмосферскиот притисок на Плутон паднал за околу 30% од максималните вредности во 2015 година, достигнувајќи +0.053
−0.034
Pa.[32] 6 јуни 2020 година било измерено дополнително намалување на притисокот до 0,91 ±0.03 [33]

Сезонски промени[уреди | уреди извор]

Поради орбиталната ексцентричност, во афелот Плутон добива 2,8 пати помалку топлина отколку во перихелот. Тоа треба да предизвика силни промени во неговата атмосфера, иако деталите за овие процеси не се јасни. Прво, се сметало дека во афел атмосферата мора во голема мера да замрзне и да падне на површината (ова се сугерира со силната температурна зависност од притисокот на сублимација на неговите соединенија), но подетални модели предвидуваат дека Плутон има значителна атмосфера во текот на целата година.

Последниот премин на Плутон низ неговиот перихел бил на 5 септември 1989 година. Од 2015 година, тој се оддалечува од Сонцето и неговото целокупно површинско осветлување се намалува. Сепак, ситуацијата е комплицирана поради неговото големо аксијално навалување (122,5°[34]), што резултира со долги поларни денови и ноќи на големи делови од неговата површина. Непосредно пред перихелот, на 16 декември 1987 година, Плутон поминал низ рамноденица, а неговиот северен пол [б 3] излегол од поларната ноќ, која траела 124 Земјини години.

Податоците, постоечки од 2014 година, им овозможиле на научниците да изградат модел на сезонски промени во атмосферата на Плутон. За време на претходниот афел (1865) значително количество испарливи мразови биле присутни и на северната и на јужната полутопка. Приближно во исто време, се случила рамноденицата и јужната полутопка станала навалена кон Сонцето. Локалните мразови почнале да мигрираат на северната полутопка, а околу 1900 година јужната полутопка станала главно без мраз. По следната рамноденица (1987), јужната полутопка се оддалечила од Сонцето. Сепак, нејзината површина веќе била значително загреана, а нејзината голема топлинска инерција (обезбедена од неиспарливиот воден мраз) во голема мера го забавила ладењето. Затоа гасовите, кои сега интензивно испаруваат од северната полутопка, не можат брзо да се кондензираат на јужната и да продолжат да се акумулираат во атмосферата, зголемувајќи го нејзиниот притисок. Околу 2035–2050, јужната полутопка ќе се олади доволно за да дозволи интензивна кондензација на гасовите, и тие ќе мигрираат таму од северната полутопка, каде што е поларен ден. Тоа ќе трае до рамноденица во близина на афелион (околу 2113 година). Северната полутопка нема целосно да ги изгуби испарливите мразови, а нивното испарување ќе ја снабдува атмосферата дури и кај афелот. Целокупната промена на атмосферскиот притисок кај овој модел е околу 4 пати; минимумот бил постигнат во близина на 1970–1980, а максимумот ќе биде во близина на 2030 година. Целосниот температурен опсег е само неколку степени.

Во јули 2019 година, окултирање на Плутон покажало дека нејзиниот атмосферски притисок, спротивно на очекувањата, паднал за 20% од 2016 година [35] Во 2021 година, астрономите од Југозападниот истражувачки институт го потврдиле резултатот користејќи податоци од окултација во 2018 година, кои покажале дека светлината се појавува помалку постепено од зад дискот на Плутон, што укажува на разредување на атмосферата.[36]

Загуба на молекули[уреди | уреди извор]

Атмосферата на Плутон во инфрацрвена боја (Нови Хоризонти). Белузлавите дамки се сончева светлина што се одбиваат од повеќе рефлектирачки или помазни области на површината на Плутон.
Слика на Плутон во рендгенски зраци од Рендгенската опсерваторија Чандра (сина точка). Рендгенските зраци веројатно се создадени од интеракцијата на гасовите што го опкружуваат Плутон со сончевиот ветер, иако деталите за нивното потекло не се јасни.

Почетните податоците сугерираат дека атмосферата на Плутон губи 1027–1028 молекули (50–500 kg) на азот во секунда, износ што одговара на губење на површинскиот слој на мраз[3][6][37]. Сепак, последователните податоци од Нови Хоризонти откриле дека оваа бројка е преценета за најмалку четири реда на големина; Атмосферата на Плутон моментално губи само 1× 1023 молекули азот и 5× 1025 молекули метан секоја секунда. Ова претпоставува загуба од неколку сантиметри азотен мраз и неколку десетици метри мраз од метан за време на животот на Сончевиот Систем.

Молекулите со доволно голема брзина, кои бегаат во вселената, се јонизираат од сончевото ултравиолетово зрачење. Како што сончевиот ветер наидува на препреката формирана од јоните, тој се забавува и пренасочува, веројатно формирајќи ударен бран спротиводно од Плутон. Јоните се „собрани“ од сончевиот ветер и се носат во својот тек покрај џуџестата планета за да формираат јонска или плазма-опашка. Инструментот „Сончев ветер околу Плутон“ (SWAP) на вселенското летало Нови Хоризонти ги направил првите мерења на овој регион на атмосферски јони со ниска енергија веднаш по неговото најблиско приближување на 14 јули 2015 година. Ваквите мерења ќе му овозможат на тимот на SWAP да ја одреди брзината со која Плутон ја губи својата атмосфера и, за возврат, ќе дадат увид во еволуцијата на атмосферата и површината на Плутон.[38]

Црвеникаво-кафеавата капа на северниот пол на Харон, најголемата од месечините на Плутон (Мордор Макула), може да се состои од толини, органски макромолекули произведени од метан, азот и други гасови ослободени од атмосферата на Плутон и пренесени преку околу 19,000 километри растојание до месечината што орбитира. Моделите покажуваат дека Харон може да прими околу 2,5% од гасовите што ги губи Плутон.[39][40]

Историја на проучување[уреди | уреди извор]

Уште во 1940-тите, Џерард Кајпер барал докази за атмосферата во спектарот на Плутон, но без успех[41]. Во 1970-тите, некои астрономи ја проследиле хипотезата за густа атмосфера, па дури и дека постојат неонски океани: според некои гледишта од тоа време, сите други гасови што ги има во изобилство во Сончевиот Систем или ќе замрзнат или ќе избегаат. Сепак, оваа хипотеза била заснована на многу преценета маса на Плутон[42]. Во тоа време не постоеле податоци за набљудување за нејзината атмосфера и хемиски состав.

Првиот силен, иако индиректен доказ за атмосферата се појавил во 1976 година. Инфрацрвената фотометрија од 4-метарскиот телескоп Никола У. Мајал открил метан мраз на површината на Плутон, кој мора значително да сублимира на плутонските температури.

Постоењето на атмосферата на Плутон ило докажано преку ѕвездена окултација. Ако ѕвезда е прикриена од тело без атмосфера, нејзината светлина нагло исчезнува, но окултациите на Плутон покажуваат постепено намалување. Ова главно се должи на атмосферска рефракција (не апсорпција или расејување). Првите такви набљудувања биле направени на 19 август 1985 година од Ноа Брош и Хајм Менделсон во Израел. Но, квалитетот на податоците бил прилично низок поради неповолните услови за набљудување (покрај тоа, деталниот опис бил објавен само 10 години подоцна). На 9 јуни 1988 година, постоењето на атмосферата било убедливо докажано со окултациски набљудувања од осум локации (најдобрите податоци ги добил Воздухопловната опсерваторија Кајпер ). Била измерена висината на скалата на атмосферата, со што било овозможено да се пресмета односот на температурата со средната молекуларна маса. Самите температури и притисок биле невозможно да се пресметаат во тоа време поради отсуството на податоци за хемискиот состав на атмосферата и големата неизвесност во радиусот и масата на Плутон.

Прашањето за составот било одговорено во 1992 година преку инфрацрвените спектри на Плутон од 3,8-метарскиот инфрацрвен телескоп на Обединетото Кралство. Површината на Плутон се покажала дека е покриена главно со азотен мраз. Бидејќи азотот е, дополнително, поиспарлив од метанот, оваа опсервација подразбира преваленца на азот, исто така, во атмосферата (иако гасовитиот азот не е забележан во спектарот). Понатаму, откриена е мала мешавина на замрзнат јаглерод моноксид. Истата година, набљудувањата од 3,0-метарскиот инфрацрвен телескоп на НАСА го откриле првиот убедлив доказ за гасовитиот метан.

За да се разбере состојбата на атмосферата потребно е да се знае температурата на површината. Најдобрите проценки се изведени од мерењата на топлинската емисија на Плутон. Првите вредности, пресметани во 1987 година од набљудувањата на IRAS, биле околу 55–60 K, а последователните студии сугерираа 30–40 K Во 2005 година, набљудувањата од Submillimeter Array успеле да ги разликуваат емисиите на Плутон и Харон, а просечната температура на површината на Плутон била измерена на 42±4 K (−231±4°C). Било околу 10 K поладно од очекуваното; разликата може да се должи на ладење од сублимација на азотен мраз,. Понатамошните истражувања откриле дека температурата е силно различна во различни региони: од 40 до 55–60 K

Околу 2000 година, Плутон влегла во полињата богати со ѕвезди на Млечниот Пат, каде што ќе престојува до 2020-тите. Првите ѕвездени окултации по 1988 година биле на 20 јули и 21 август 2002 година од тимови предводени од Бруно Сикарди од Париската опсерваторија и Џејмс Л. Елиот од МИТ. Атмосферскиот притисок се покажал дека е околу 2 пати поголем отколку во 1988 година. Следната окултација забележана била на 12 јуни 2006 година, со подоцнежните кои се случувале почесто. Обработката на овие податоци покажува дека притисокот продолжува да се зголемува. Окултација на исклучително светла ѕвезда, околу 10 пати посветла од самото Сонце, била забележана на 29/30 јуни 2015 година. – само 2 недели пред средбата на Нови Хоризонти.

На 14 јули 2015 година, вселенското летало Нови Хоризонти ги направило првите истражувања на атмосферата на Плутон од блиска далечина, вклучувајќи мерења на радио окултација и набљудувања на слабеење на сончевото зрачење за време на летот низ сенката на Плутон. Ги обезбедило првите директни мерења на параметрите на долната атмосфера. Површинскиот притисок се покажал дека е 1.0–1.1 Pa.

Белешки[уреди | уреди извор]

  1. Барем, во инфрацрвениот опсег — од 0,75 до 2 µm
  2. Во овие извори овој пол е наречен „југ“ според тогашната номенклатура
  3. Поради обратната насока на аксијалната ротација на Плутон, именувањето на неговите полови е донекаде двосмислено. Од 2009 година, Меѓународниот астрономски сојуз го дефинира северниот (поточно, позитивниот) пол на Плутон врз основа на насоката на ротацијата: тоа е тој пол, од чија страна се чини дека Плутон ротира спротивно од стрелките на часовникот (Archinal et al., 2011). Тој е ориентиран кон јужната страна на Сончевиот Систем

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. 1,0 1,1 1,2 Stern, S. A.; Bagenal, F.; Ennico, K.; и др. (16 October 2015). „The Pluto system: Initial results from its exploration by New Horizons“ (PDF). Science. 350 (6258): aad1815. arXiv:1510.07704. Bibcode:2015Sci...350.1815S. doi:10.1126/science.aad1815. PMID 26472913. S2CID 1220226. Архивирано од изворникот (PDF) на 22 November 2015. (Supplements)
  2. 2,0 2,1 Hand, E. (October 2015). „Late harvest from Pluto reveals a complex world“. Science. 350 (6258): 260–261. Bibcode:2015Sci...350..260H. doi:10.1126/science.350.6258.260. PMID 26472884.
  3. 3,0 3,1 Stern S. A. (2014). „Pluto“. Во T. Spohn; D. Breuer; T. Johnson (уред.). Encyclopedia of the Solar System (изд. 3.). Elsevier. стр. 909–924. ISBN 9780124160347.
  4. Dias-Oliveira, A.; Sicardy, B.; Lellouch, E.; и др. (September 2015). „Pluto's Atmosphere from Stellar Occultations in 2012 and 2013“. The Astrophysical Journal. 11 (1): 53. arXiv:1506.08173. Bibcode:2015ApJ...811...53D. doi:10.1088/0004-637X/811/1/53. S2CID 49332046.
  5. Lellouch, E.; de Bergh, C.; Sicardy, B.; Forget, F.; Vangvichith, M.; Käufl, H.-U. (January 2015). „Exploring the spatial, temporal, and vertical distribution of methane in Pluto's atmosphere“. Icarus. 246: 268–278. arXiv:1403.3208. Bibcode:2015Icar..246..268L. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.027. S2CID 119194193.
  6. 6,0 6,1 Johnston, William Robert (2006-09-08). „The atmospheres of Pluto and other trans-Neptunian objects“. Архивирано од изворникот 2006-10-03. Посетено на 26 March 2007.
  7. Elliot, J. L.; Person, M. J.; Gulbis, A. A. S.; и др. (2007). „Changes in Pluto's Atmosphere: 1988–2006“. The Astronomical Journal. 134 (1): 1–13. Bibcode:2007AJ....134....1E. doi:10.1086/517998.
  8. 8,0 8,1 Olkin, C. B.; Young, L. A.; Borncamp, D.; и др. (January 2015). „Evidence that Pluto's atmosphere does not collapse from occultations including the 2013 May 04 event“. Icarus. 246: 220–225. Bibcode:2015Icar..246..220O. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.026.
  9. Yelle, R. V.; Elliot, J. L. (1997). „Atmospheric Structure and Composition: Pluto and Charon“. Во A. Stern; D. J. Tholen (уред.). Pluto and Charon. University of Arizona Press. стр. 347–390. Bibcode:1997plch.book..347Y. ISBN 9780816518401.
  10. Gladstone, G. R.; Stern, S. A.; Ennico, K.; и др. (March 2016). „The atmosphere of Pluto as observed by New Horizons“ (PDF). Science. 351 (6279): aad8866. arXiv:1604.05356. Bibcode:2016Sci...351.8866G. doi:10.1126/science.aad8866. PMID 26989258. S2CID 32043359. Архивирано од изворникот (PDF) на 21 May 2016. Посетено на 12 June 2016. (Supplementary Material)
  11. Sokol, Joshua (9 November 2015). „Pluto surprises with ice volcanoes“. New Scientist. Посетено на 12 November 2015.
  12. Chang, Kenneth (24 July 2015). „Pluto's atmosphere is thinner than expected, but still looks hazy“. The New York Times. Посетено на 27 July 2015.
  13. Holler, B. J.; Young, L. A.; Grundy, W. M.; Olkin, C. B.; Cook, J. C. (2014). „Evidence for longitudinal variability of ethane ice on the surface of Pluto“. Icarus. 243: 104–110. arXiv:1406.1748. Bibcode:2014Icar..243..104H. doi:10.1016/j.icarus.2014.09.013. S2CID 118507192.
  14. Zalucha, A. M.; Zhu, X.; Gulbis, A. A. S.; Strobel, D. F.; Elliot, J. L. (2011). „An investigation of Pluto's troposphere using stellar occultation light curves and an atmospheric radiative-conductive-convective model“. Icarus. 214 (2): 685–700. Bibcode:2011Icar..214..685Z. doi:10.1016/j.icarus.2011.05.015.
  15. Trafton, L. M.; Hunten, D. M.; Zahnle, K. J.; McNutt, R. L. Jr. (1997). „Escape Processes at Pluto and Charon“. Во A. Stern; D. J. Tholen (уред.). Pluto and Charon. University of Arizona Press. стр. 475–522. Bibcode:1997plch.book..475T. ISBN 9780816518401.
  16. Young, L. A.; Elliot, J. L.; Tokunaga, A.; de Bergh, C.; Owen, T. (May 1997). „Detection of Gaseous Methane on Pluto“ (PDF). Icarus. 127 (1): 258–262. Bibcode:1997Icar..127..258Y. doi:10.1006/icar.1997.5709. Архивирано од изворникот (PDF) на 23 June 2010.
  17. Cheng A. F., Summers M. E., Gladstone G. R.; и др. (2017). „Haze in Pluto's atmosphere“. Icarus. 290: 112–133. arXiv:1702.07771. Bibcode:2017Icar..290..112C. doi:10.1016/j.icarus.2017.02.024. S2CID 119467131.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  18. „PIA19931: Pluto in Twilight“. NASA. 2015-09-10. Архивирано од изворникот на 2017-03-27.
  19. Alex Parker (2015-09-25). „Pluto at Twilight“. blogs.nasa.gov. Посетено на 2015-12-04.
  20. 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. (8 September 2008). „Waves in Pluto's Upper Atmosphere“. The Astronomical Journal (англиски). 136 (4): 1510–1518. Bibcode:2008AJ....136.1510P. doi:10.1088/0004-6256/136/4/1510. ISSN 1538-3881.
  21. 21,0 21,1 Sicardy B.; Widemann T.; и др. (2003). „Large changes in Pluto's atmosphere as revealed by recent stellar occultations“. Nature. 424 (6945): 168–170. Bibcode:2003Natur.424..168S. doi:10.1038/nature01766. PMID 12853950. S2CID 7334717.
  22. Elliot, J. L.; Ates, A.; Babcock, B. A.; и др. (10 July 2003). „The recent expansion of Pluto's atmosphere“. Nature. 424 (6945): 165–168. Bibcode:2003Natur.424..165E. doi:10.1038/nature01762. PMID 12853949. S2CID 10512970.
  23. Hartig, K.; Barry, T.; Carriazo, C. Y.; и др. (November 2015). „Constraints on Pluto's Hazes from 2-Color Occultation Lightcurves“. American Astronomical Society, DPS Meeting #47, #210.14. 47: 210.14. Bibcode:2015DPS....4721014H.
  24. Nancy Atkinson (2016). „Latest Results From New Horizons: Clouds on Pluto, Landslides on Charon“. Universe Today. Посетено на 2016-11-04.
  25. Lakdawalla E. (2009-03-03). „Methane is a greenhouse gas on Pluto, too“. The Planetary Society.
  26. „New Horizons Finds Blue Skies and Water Ice on Pluto“. NASA. 2015-10-08. Архивирано од изворникот 2019-07-18.
  27. Sicardy, B.; Talbot, J.; Meza, E.; и др. (2016). „Pluto's Atmosphere from the 2015 June 29 Ground-based Stellar Occultation at the Time of the New Horizons Flyby“. The Astrophysical Journal Letters. 819 (2): L38. arXiv:1601.05672. Bibcode:2016ApJ...819L..38S. doi:10.3847/2041-8205/819/2/L38. S2CID 53001859.
  28. Young, L. A. (2013). „Pluto's Seasons: New Predictions for New Horizons“ (PDF). The Astrophysical Journal Letters. 766 (2): L22. arXiv:1210.7778. Bibcode:2013ApJ...766L..22Y. doi:10.1088/2041-8205/766/2/L22. S2CID 119246649. Архивирано од изворникот (PDF) на 30 November 2015.
  29. „Pluto is undergoing global warming, researchers find“. Massachusetts Institute of Technology. 2002-10-09. Архивирано од изворникот 20 August 2011. Посетено на 2015-12-04.
  30. Britt R. R. (2003-07-09). „Puzzling Seasons and Signs of Wind Found on Pluto“. Space.com. Архивирано од изворникот на 2003-07-25. Посетено на 2007-03-26.
  31. „New Horizons Reveals Pluto's Atmospheric Pressure Has Sharply Decreased“. NASA. 2015-07-24. Архивирано од изворникот на 2015-12-08.
  32. Arimatsu, K.; Hashimoto, G. L.; Kagitani, M.; Sakanoi, T.; Kasaba, Y.; Ohsawa, R.; Urakawa, S. (2020). „Evidence for a rapid decrease in Pluto's atmospheric pressure revealed by a stellar occultation in 2019“. Astronomy & Astrophysics. 638: L5. arXiv:2005.09189. Bibcode:2020A&A...638L...5A. doi:10.1051/0004-6361/202037762.
  33. Farzaneh Ahangarani Farahani; Poro, Atila; Rezaee, Maryam; Hadizadeh, Maryam; Fatemeh Najafi kodini; Mahsa Seifi gargari; Mosavat, Fereshteh (2021). „Study of Pluto's atmosphere based on 2020 stellar occultation light curve results“. Astronomy & Astrophysics. 653: L7. arXiv:2011.04737. Bibcode:2021A&A...653L...7P. doi:10.1051/0004-6361/202141718.
  34. Williams D. R. (18 November 2015). „Pluto Fact Sheet“. NASA. Посетено на 2015-12-04.
  35. „What is happening to Pluto's Atmosphere“. May 22, 2020. Посетено на 2021-10-07.
  36. „SwRI Scientists Confirm Decrease In Pluto's Atmospheric Density“. Southwest Research Institute. October 4, 2021. Посетено на 2021-10-07.
  37. Singer, Kelsi N.; Stern, S. Alan (August 2015). „On the Provenance of Pluto's Nitrogen (N2)“. The Astrophysical Journal Letters. 808 (2): L50. arXiv:1506.00913. Bibcode:2015ApJ...808L..50S. doi:10.1088/2041-8205/808/2/L50. S2CID 119210128.
  38. Gipson L. (2015-07-31). „Pluto Wags its Tail: New Horizons Discovers a Cold, Dense Region of Atmospheric Ions Behind Pluto“. NASA.
  39. Grundy, W. M.; Cruikshank, D. P.; Gladstone, G. R.; и др. (2016). „The formation of Charon's red poles from seasonally cold-trapped volatiles“. Nature. 539 (7627): 65–68. arXiv:1903.03724. Bibcode:2016Natur.539...65G. doi:10.1038/nature19340. PMID 27626378. S2CID 205250398.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  40. Bromwich, Jonah Engel; St. Fleur, Nicholas (14 September 2016). „Why Pluto's Moon Charon Wears a Red Cap“. The New York Times. Посетено на 14 September 2016.
  41. Kuiper, G. P. (1944). „Titan: a Satellite with an Atmosphere“. Astrophysical Journal. 100: 378–383. Bibcode:1944ApJ...100..378K. doi:10.1086/144679.
  42. Hart, M. H. (1974). „A Possible Atmosphere for Pluto“. Icarus. 21 (3): 242–247. Bibcode:1974Icar...21..242H. doi:10.1016/0019-1035(74)90039-6.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]