명왕성의 대기

Atmosphere of Pluto
뉴호라이즌스의 명왕성 출발 촬영, 명왕성의 대기는 태양의 역광을 보여준다. 푸른색은 사람의 눈이 보았을 것에 가까우며, 대기 중의 아지랑이가 겹쳐서 생긴다.

명왕성의 대기는 명왕성을 둘러싼 가스의 미미한 층이다. 주로 질소(N2)로 구성되며, 메탄(CH4)과 일산화탄소(CO)가 소량 함유돼 있으며, 모두 명왕성 표면의 얼음에서 기화된다.[1][2] 그것은 층층이 쌓인 아지랑이를 포함하고 있는데, 아마도 고에너지 방사선으로 인해 이러한 가스로부터 형성되는 더 무거운 화합물들로 구성되어 있을 것이다.[3] 명왕성의 대기는 명왕성의 궤도 및 축 회전 특성으로 인한 강하고 완전히 뚜렷한 계절적 변화로 유명하다.[1]

2015년 뉴호라이즌스가 측정한 명왕성 대기 표면압은 약 1Pa(10μbar)로 지구 대기압의 약 10만분의 1 수준이다. 지표면 온도는 40~60K(-230~-210℃)[1]이지만 메탄 발생 온실 효과로 고도와 함께 빠르게 성장한다. 고도 30km 부근에서 110K(-163°C)에 도달한 다음 서서히 감소한다.[4]

명왕성은 알려진 대기를 가진 유일한 넵투니아 횡단 물체다.[4] 비록 어떤 면에서는 화성의 대기까지도 닮았지만 그것의 가장 가까운 아날로그는 트리톤 대기권이다.[5][6]

명왕성의 대기는 1980년대부터 명왕성에[7][8] 의한 별의 출현과 분광법에 의한 지구 기반 관찰을 통해 연구되어 왔다.[9] 2015년에는 우주선 뉴호라이즌스에 의해 가까운 거리에서 연구되었다.[2][10]

구성

명왕성의 대기에 있는 푸른 안개 띠
(대략 참색)

명왕성의 대기의 주요 구성 요소는 질소다. 뉴호라이즌스의 측정에 따르면 메탄 함량은 0.25%[2][Note 1]이다. 일산화탄소의 경우 지구 기반 추정치는 0.025–0.15%(2010년)[12] 및 0.05–0.075%(2015년)이다.[13] 고에너지 우주 방사능의 영향으로 이러한 가스들이 더 복잡한 화합물(명왕성의 표면에 불안하지 않temperatures[14])을 만들기 위해, 에탄(C2H6), 에틸렌(C2H4), 아세틸렌(C2H2), 무거운 탄화 수소와 nitriles[3][15][16]과 시안화 수소(HCN)[17](에틸렌의 금액은 약 0.0001%입니다고, 그 액수까지 반응한다. 아세틸렌은 약 0.0003%).[2] 이들 화합물은 서서히 표면에 침전한다. 그들은 또한 명왕성의 갈색(외부 태양계에 있는 다른 몇몇의 몸들처럼)을 담당하는 털린도 포함할 것이다.[2][18]

명왕성의 대기 중 가장 휘발성이 강한 화합물은 질소, 두 번째는 일산화탄소, 세 번째는 메탄이다. 변동성의 지표는 포화 증기 압력(종속 압력)이다. 온도 40K(명왕성[1] 표면의 최소 값에 가까움)에서는 질소의 경우 약 10Pa, 일산화탄소의 경우 1Pa, 메탄의 경우 0.001Pa이다. 온도에 따라 빠르게 증가하며, 60K(최대 값에[1] 가까움)에서 각각 10,000Pa, 3000Pa, 10Pa에 접근한다. 메탄보다 무거운 탄화수소, 물, 암모니아, 이산화탄소 및 시안화수소의 경우, 이 압력은 무시할 수 없을 정도로 낮게 유지되며(약−5 10 Pa 또는 여전히 낮음), 이는 명왕성의 조건(최소한 낮은 대기압에서)에 변동성이 없음을 나타낸다.[14][19]

메탄과 일산화탄소는 풍부함과 변동성이 낮기 때문에 표면 아이스와 압력 평형으로부터 더 강한 편차와 더 큰 시간적 공간적 농도의 변화를 보여줄 것으로 예상된다. 그러나 실제로 적어도 메탄의 농도는 높이(최소한 20~30km 이하), 경도 또는 시간에 따라 눈에 띄게 달라지지 않는다.[5][20] 그러나 메탄과 질소의 휘발성의 온도 의존성은 명왕성이 태양으로부터 더 멀리 이동함에 따라 메탄의 농도가 감소할 것임을 시사한다.[14][20][21] 관찰된 메탄의 농도가 표면 얼음의 농도 및 메탄과 질소의 승화압 비율에 근거하여 라울트의 법칙으로부터 기대치보다 2배 이상 높은 것이 눈에 띈다.[5][22] 이 불일치의 이유는 알려지지 않았다. 그것은 비교적 깨끗한 메탄 얼음의 개별 조각이 존재하거나, 또는 보통 혼합 얼음의 맨 위층에 메탄 함량이 증가했기 때문일 수 있다.[5][21]

계절적, 궤도상의 불순물 변화는 표면의 이주를 초래한다: 그것들은 어떤 곳에서는 승화되고 다른 곳에서는 응축된다. 일부 추정치에 따르면, 이것은 미터기 두께의 변화를 일으킨다.[8] 이것은 명왕성의 밝기와 색상에 주목할 만한 변화를 가져온다.[5]

메탄과 일산화탄소는 낮은 풍부함에도 불구하고 대기의 열 구조에 중요하다: 메탄은 강력한 가열제이고[11] 일산화탄소는 냉각제(이 냉각의 양이 완전히 명확하지는 않지만)이다.[4][12]

아지

명왕성의 대기에 여러 겹의 아지랑이. 근처에 산이 있는 평원 스푸트니크 플라니티아의 일부분이 아래에 보인다. 사진: 뉴호라이즌스, 명왕성에 가장 가까이 접근한 지 15분 만에 촬영
안개[23] 위의 산 그림자
명왕성의 그림자를 가로지르는 뉴호라이즌스 비행 중 측정한 명왕성 대기별 태양 자외선 흡수 곡선. 아마도 안개 때문에 생긴 독특한 꼬임 현상이 나뭇가지 감소와 증가 모두에 나타난다.[2]

뉴호라이즌스는 명왕성의 대기권에서 왜성 전체를 덮고 200km 이상의 고도에 도달하는 다층 안개를 발견했다. 가장 좋은 이미지는 약 20겹의 아지랑이를 보여준다. 층의 수평 범위는 1000km 이상이다. 층의 두께는 1에서 > 10km까지 다양하며, 그 사이의 수직 거리는 약 10km이다. 북부지방에서는 적도에 비해 아지랑이 2~3배 더 밀도가 높다.[10][24]

대기의 매우 낮은 밀도에도 불구하고, 이 안개는 명왕성의 밤 면의 일부 세부사항을 촬영할 수 있을 만큼 충분히 빛을 산란시킨다.[25] 어디선가 산에서 길게 드리운 그림자가 아지랑이에 비쳐 보인다.[24] Its normal optical depth is estimated as 0.004[2] or 0.013[10] (thus, it diminishes the intensity of a vertical beam of light by or ; for grazing light the effect is much stronger). 아지랑이의 비늘 높이는 45–55 km이다.[2][10] 그것은 대략 중간 대기압의 비늘 높이와 일치한다.[7] 100~200km의 높이에서 30km까지 감소한다.[10]

안개 입자의 크기가 불분명하다. 그것의 파란색은 10 nm에 가까운 입자 반경을 가리키지만, 다른 위상 각도에서 밝기의 비율은 100 nm를 초과하는 반경을 나타낸다. 이것은 작은 (nm의 tens of nm) 입자를 더 큰 (100s nm) 클러스터로 집합시킴으로써 설명할 수 있다.[10]

아지랑이는 아마도 우주 고에너지 방사선의 영향을 받아 대기 가스로부터 합성된 비휘발성 화합물의 입자로 구성될 것이다.[2][3][26] 이 층들은 대기 파동의 존재를 보여주며,[27][2] 그러한 파도는 명왕성의 거친 표면에 부는 바람에 의해 만들어질 수 있다.[10]

아지랑이는 명왕성의 그림자를 통해 비행하는 동안 뉴호라이즌스가 획득한 시간 대비 빛의 강도 곡선이 꼬이는 가장 유력한 원인이다(오른쪽 이미지 참조). – 고도 150km 이하에서는 대기가 위보다 훨씬 강한 빛을 감쇠한다. 1988년 별의 신비로운 발견 동안 비슷한 꼬임이 관찰되었다. 처음에는 아지랑이에 의한 빛의 약화로도 해석되었으나,[28] 지금은 주로 낮은 대기권의 강한 역온도 구배의 결과라고 생각된다.[24] 나중에 발생될 때(명왕성의 대기가 이미 2배 더 밀도가 높았을 때) 이 꼬임 현상은 없었다.[4][7][29]

아지랑이에 대한 또 다른 증거는 2002년에 새로운 암초로 인해 얻어졌다. (명왕성의 대기의 굴절 때문에) 불가사의한 빛은 잠망경 동안 지구에 도달하는데 성공했고 파장과 함께 강도의 증가를 보여주었다.[Note 2][30] 이는 에어로졸에 의한 빛 산란(상승하는 태양의 적신화와 유사함)의 믿을 만한[5][31] 증거로 해석되었다. 그러나 이 기능은 후일식(2015년 6월 29일 포함) 동안 부재했고,[5][31] 2015년 7월 14일 뉴호라이즌스에서는 안개가 푸른색을 띠는 것을 발견했다.[32]

명왕성 대기 중 가능한 구름

뉴 호라이즌스로부터 받은 최종 이미지 배치에서, 많은 잠재적 구름이 관찰되었다.[33]

온도 및 열 구조

명왕성은 대류권이 없거나 거의 없다; 뉴 호라이즌스에 의한 관측은 오직 얇은 대류권 경계층만을 암시한다. 측정 장소의 두께는 4km, 온도는 37±3K이었다. 층이 연속적이지 않다.[10]

그 위로는 성층권인 성층권과 함께 기온이 빠르게 상승하는 층을 형성한다. 온도 구배는 km당 2.2도,[7] 3–15도[11] 또는[5] 5.5도로 추정된다. 메탄에 의한 온실 효과의 결과물이다. 표면의 평균 온도는 42±4K(2005년 측정), 전체 [34]대기의 평균값은 90K+25
−18(2008)이다.[11][12][35]

20~40km 높이에서 온도는 최대치(100–110K; 성층권)에 도달한 다음 서서히 감소한다(약 0.2K/km;[4] 중층권).[4][5][7] 이러한 감소의 원인은 명확하지 않다. 일산화탄소,[12] 시안화수소 등의 냉각 효과와 관련이 있을 수 있다.[4] 200km 이상에서 온도는 약 80K에 도달한 후 일정하게 유지된다.[4]

대기 상층의 온도는 눈에 띄는 시간적 변화를 보이지 않는다. 1988년, 2002년, 2006년에는 압력이 두 배로 증가했음에도 불구하고 대략적으로 일정하고 100K(약 10K의 불확실성 포함)에 해당했다. 위도나 아침/저녁 조건에 대한 의존도 또한 없다: 온도는 표면의 모든 부분 위와 같다.[5] 그것은 대기권의 빠른 배합을 예측하는 이론적 자료와 일치한다.[5] 그러나 온도에서 작은 수직 이질성에 대한 증거가 있다. 그들은 별의 신비로운 신비주의 동안 날카롭고 잠깐의 밝기 급상승으로 그들 자신을 드러낸다.[29] 이러한 이질성의 진폭은 몇 km의 척도로 0.5–0.8 K로 추정된다. 대기 중력파나 난류에 의해 발생될 수 있으며, 대류나 바람과 관련이 있을 수 있다.[29]

대기와의 상호작용은 표면 온도에 상당한 영향을 미친다. 계산에 따르면, 대기압은 매우 낮지만, 기온의 야행성 변화를 현저하게 감소시킬 수 있다.[36] 그러나 아직 약 20K의 온도 차이가 남아 있는데, 이는 부분적으로 ICE의 승화에 의한 표면 냉각 때문이다.[1]

압력

명왕성의 대기압은 매우 낮고 시간에 따라 강하게 달라진다. 명왕성이 별을 관측한 결과, 명왕성이 1989년부터 태양으로부터 멀어지고 있음에도 불구하고 1988년에서 2015년 사이에 약 3배 증가한 것으로 나타났다.[37][8][36][38] 이것은 아마도 1987년에 명왕성의 북극이 햇빛에 들어오면서 북반구에서 질소의 증발이 심해진 반면,[29][39][Note 3] 명왕성의 남극은 여전히 질소의 응축에 비해 너무 따뜻했기 때문일 것이다.[8] 표면 압력의 절대값은 일반적으로 이 데이터가 대기의 가장 낮은 층에 도달하지 않기 때문에 신비화 데이터로부터 얻기가 어렵다. 따라서 표면 압력은 외삽되어야 하며, 이것은 온도의 높이 의존성 때문에 다소 모호하며, 결과적으로 압력이 완전히 명확하지 않다. 명왕성의 반경도 알려야 하지만 2015년 이전에는 제약을 제대로 받지 못했다. 그래서 명왕성의 표면 압력의 정확한 값은 이전 시간에는 계산이 불가능했다. 1988년 이후 발생한 일부 불가사의의 경우, 명왕성 중심에서 1275km의 기준 수준(나중에 표면에서 88±4km로 판명됨)에 대해 압력이 계산되었다.[4][8][36]

1988년과 2002년의 암술에서 얻은 압력 곡선 대 중심으로부터의 거리 [29]대 현재 알려진 명왕성의 반지름(1187±4km[2])과 조합하여 1988년의 경우 약 0.4Pa, 2002년의 경우 1.0Pa의 값을 나타낸다. 스펙트럼 데이터는 1188km(표면으로부터 1±4km) 중심으로부터의 거리에 대해 2008년 0.94Pa 및 2012년 1.23Pa 값을 제공했다.[5] 2013년 5월 4일 발화에서는 표면 수준(중앙에서 1190km, 표면에서 3±4km)에 대한 데이터를 거의 정확하게 제공했다.[5] 1.13±0.007 Pa 뉴호라이즌스와의 만남을 불과 2주 앞둔 2015년 6월 29/30일, 1.3±0.1 Pa의 표면 압력을 제공했다.[37]

명왕성의 대기 중 가장 낮은 층에 대한 최초의 직접적이고 신뢰할 수 있는 데이터는 뉴호라이즌스가 2015년 7월 14일 무선 교신 측정으로 입수했다. 표면 압력은 1Pa(1.1±0.1, 명왕성 뒤 우주선 진입 시 1.0±0.1)로 추정됐다.[10] 이 데이터를 기반으로 한 이전의 계산에서 약 2배 높은 결과를 얻었지만,[10] 이는 예년의 비밀 데이터와 일치한다.[2][40][3]

2019년 7월 17일 별빛으로 관측된 명왕성의 대기압은 2015년 최대치에서 약 30% 떨어져 0.967+0.053
−0.034 Pa.[41] 6 2020년 6월 6일 0.91±0.03Pa로 추가 감소된 것으로 나타났다.[42]

명왕성 대기압의 스케일 높이는 높이에 따라 크게 달라진다(즉, 압력의 높이 의존성이 지수에서 벗어나는 것이다). 이것은 온도의 강한 높이 변화로 인해 발생한다. 대기 중 가장 낮은 층의 경우 스케일 높이는 약 17[20]–19[6] km이고, 높이 30–100 km - 50–70 km이다.[10][7][28]

계절적 변화

궤도 이심률로 인해, 아피리온에서 명왕성은 근막보다 2.8배 낮은 열을 받는다.[Note 4] 이러한 과정의 세부사항은 분명하지 않지만, 그것은 그것의 분위기에 강한 변화를 야기해야 한다. 첫째로, 대기권은 대체로 얼어서 표면에 떨어져야 한다고 생각되었지만(이는 화합물의 승화 압력의 강한 온도 의존성에 의해 제안된다) 보다 정교한 모델들은 명왕성이 일년 내내 상당한 대기를 가지고 있다고 예측한다.[1][8]

명왕성의 마지막 복도는 1989년 9월 5일이었다.[1] 2015년 현재 태양에서 멀어지고 있으며 전체 표면 조명이 감소하고 있다. 그러나 큰 축방향 기울기(122.[43]5도)로 인해 표면의 큰 부분에 긴 극 낮과 밤이 생기는 등 상황이 복잡하다. 해탈 직전인 1987년 12월 16일, 명왕성은 분점을 겪었고, 북극은[Note 5] 지구 124년 동안 지속되었던 극야에서 나왔다.

2014년 현재 존재하는 데이터는 과학자들이 명왕성의 대기에 계절적 변화의 모델을 만들 수 있도록 했다. 이전의 어필리온(1865) 동안 북반구와 남반구 모두에 상당한 양의 휘발성 아이스가 존재했다. 대략 동시에 분분이 일어나 남반구가 태양 쪽으로 기울어지게 되었다. 지역 얼음은 북반구로 이동하기 시작했고 1900년경에는 남반구에 얼음덩어리가 거의 없게 되었다. 다음 분분(1987년) 이후 남반구는 태양을 외면했다. 그럼에도 불구하고, 그것의 표면은 이미 상당히 가열되었고, 그것의 큰 열 관성 (비휘발성 물 얼음 제공)은 그것의 냉각을 크게 둔화시켰다. 그래서 지금은 북반구에서 집중적으로 증발하는 가스가 남반구에서 빨리 응축되지 못하고 대기 중에 계속 축적되면서 압력이 높아지는 것이다. 2035–2050년경, 남반구는 가스의 집중적인 응결을 허용할 만큼 충분히 냉각될 것이고, 그들은 극지방의 날인 북반구에서 이주할 것이다. 그것은 거의 2113년에 가까운 분점까지 지속될 것이다. 북반구는 휘발성 아이스를 완전히 잃지 않을 것이며, 그 증발은 용융지에서도 대기를 공급할 것이다. 이 모델의 전반적인 기압 변화는 약 4배이다; 최소값은 1970-1980년 가까이 도달했고, 최대 기압은 2030년 가까이 될 것이다. 전체 온도 범위는 몇 도에 불과하다.[8]

2019년 7월, 명왕성의 신비로운 발견으로 2016년 이후 대기압이 20% 하락하였다.[44] 2021년 남서연구소의 천문학자들은 2018년 오컬레이션의 데이터를 이용해 결과를 확인했는데, 이는 명왕성의 원반 뒤에서 빛이 덜 점진적으로 나타나면서 대기가 얇아지고 있음을 보여준다.[45]

탈출

적외선(New Horizons)의 명왕성 대기. 이 하얀 조각들은 명왕성 표면의 더 반사적이거나 부드러운 부분에서 반사되는 햇빛이다.
찬드라 X선 관측소(파란색 점)에 의한 X선에서의 명왕성의 이미지. X선은 아마도 명왕성을 둘러싼 기체와 태양풍의 상호작용에 의해 만들어졌을 것이다. 비록 그 기원에 대한 자세한 내용은 분명하지 않지만 말이다.[46][47]

초기 데이터는 명왕성의 대기는 초당 1027–10의28 질소 분자(50–500 kg)가 손실되는데, 이는 태양계 수명 동안 수백 미터 또는 수 킬로미터 두께의 휘발성 아이시스의 표면 층이 손실되는 것에 해당하는 양이다.[1][6][48] 그러나 뉴호라이즌스의 후속 데이터는 이 수치가 최소한 4배 정도 과대평가되었다는 것을 밝혀냈다; 명왕성의 대기는 현재 매초 1×1023 질소 분자와 5×1025 메탄 분자만을 잃고 있다. 이는 태양계 수명 동안 수 센티미터의 질소 얼음과 수 십 미터의 메탄 얼음이 손실된 것으로 추정된다.[10]

우주로 빠져나가는 속도가 충분한 분자는 태양 자외선에 의해 이온화된다. 태양풍이 이온에 의해 형성된 장애물에 부딪히면서, 그것은 느려지고 방향을 바꾸게 되며, 아마도 명왕성의 상류에서 충격파를 형성하게 될 것이다. 이온들은 태양풍에 의해 "픽업"되고 그 흐름이 왜소행성을 지나 이온이나 플라스마 꼬리를 형성한다. 뉴호라이즌스 우주선의 명왕성 주위의 태양풍(SWAP) 기구는 2015년 7월 14일 가장 가까운 곳에 접근한 직후 이 지역에 대한 첫 번째 측정을 했다. 그러한 측정을 통해 SWAP 팀은 명왕성이 대기권을 상실하는 속도를 판단할 수 있게 되고, 명왕성의 대기 및 표면의 진화에 대한 통찰력을 얻게 될 것이다.[49]

명왕성의 달들 중 가장 큰 것인 카론 북극의 적갈색 캡은 명왕성의 대기에서 방출되는 메탄, 질소 및 기타 기체로부터 생성된 티린, 유기 고분자, 그리고 궤도를 도는 달로 약 19,000km(1만 2천 mi)의 거리에 걸쳐 전달될 수 있다. 모델들은 카론이 명왕성에 의해 손실된 가스의 약 2.5%를 받을 수 있다는 것을 보여준다.[50][51]

학문의 역사

1940년대 초, 제라드 쿠이퍼는 명왕성의 스펙트럼에서 대기의 증거를 찾았지만 성공하지 못했다.[52][9] 1970년대에, 몇몇 천문학자들은 두꺼운 대기와 심지어 네온의 바다에 대한 가설을 퍼뜨렸다: 그 시대의 일부 견해에 따르면, 태양계에 풍부한 다른 모든 가스들은 얼거나 탈출할 것이다. 그러나, 이 가설은 지나치게 과대평가된 명왕성의 질량에 근거하고 있었다.[53] 그 당시에는 그것의 대기와 화학적 성분에 대한 관측 자료가 존재하지 않았다.[9]

비록 대기권의 간접적인 증거가 1976년에 나타났지만 최초의 강자는 나타났다. 니콜라스 U. 메이올 망원경의 적외선 광도계에 의해 명왕성 표면에 메탄 얼음이[54] 발견되었는데, 이것은 플루토니아 온도에서 크게 승화되어야 한다.[1]

명왕성의 대기의 존재는 별의 신비화를 통해 증명되었다. 대기권 없이 항성이 육체에 의해 가려지면 그 빛은 급격히 사라지지만 명왕성에 의한 항성은 점차 감소하는 모습을 보인다. 이는 주로 대기 굴절(흡수나 산란이 아님) 때문이다.[1][30] 그러한 최초의 관찰은 1985년 8월 19일 이스라엘의 와이즈 천문대의 노아 브로슈와 하임 멘델슨에 의해 이루어졌다.[29][55] 그러나 데이터의 품질은 불리한 관찰 조건 때문에 다소 낮았다(게다가, 자세한 설명은[56] 불과 10년 후에 발표되었다).[9] 1988년 6월 9일 대기권의 존재는 8개 지점(최고의 자료는 카이퍼 공중전망대가 입수했다)의 밀교 관측에 의해 설득력 있게 증명되었다[1]. 대기의 스케일 높이를 측정하여 평균 분자 질량에 대한 온도의 비율을 계산할 수 있었다. 대기의 화학적 조성에 대한 데이터가 없고 명왕성의 반지름과 질량의 불확실성이 크기 때문에 당시 기온과 압력 자체는 계산할 수 없었다.[28][57][58]

구성 문제는 1992년 영국 적외선 망원경 3.8m에 의해 명왕성의 적외선 스펙트럼을 통해 답변되었다.[59][60] 명왕성의 표면은 주로 질소 얼음으로 덮여 있는 것으로 밝혀졌다. 질소는 메탄보다 더 휘발성이 높기 때문에, 이 관측은 대기에서도 질소의 유행을 암시했다(스펙트럼에서는 가스성 질소가 보이지 않았지만). 게다가, 냉동 일산화탄소의 작은 혼합물이 발견되었다.[8][12][59] 같은 해 3.0미터 NASA 적외선 망원경 시설의 관측은 기체 메탄에 대한 최초의 결정적인 증거를 보여주었다.[9][22]

대기 상태를 이해하려면 표면 온도를 알아야 한다. 최고의 추정치는 명왕성의 열 방출 측정에서 도출된다. IRAS의 관측치로부터 1987년에 계산된 첫 번째 값은 약 55–60 K로 후속 연구에서는 30–40 K가 제시되었다.[1][9] 2005년에 서브밀리미터 어레이의 관측치는 명왕성과 카론의 배출량을 구분하는 데 성공했으며 명왕성 표면의 평균 온도는 42±4 K(-231±4°C)로 측정되었다. 그것은 예상보다 약 10K 더 추웠다; 그 차이는 질소 얼음의 승화에 따른 냉각 때문일지도 모른다.[34][61] 추가 연구 결과 40~55~60K의 지역마다 기온이 크게 다르다는 사실이 밝혀졌다.[1]

2000년경 명왕성은 2020년대까지 거주할 은하수의 항성이 풍부한 들판에 진입했다. 1988년 이후 첫 별빛을 보인 것은 2002년 7월 20일과 8월 21일 파리 천문대의[29] 브루노 시카르디와 MIT의 제임스 엘리어트 팀.[30][38] 대기압은 1988년보다 약 2배 높은 것으로 나타났다. 관찰된 다음 발견은 2006년 6월 12일이었고,[7][62] 이후 발견은 더 빈번하게 일어났다.[1][4][8][36][63] 이러한 데이터를 처리하면 압력이 계속 증가한다는 것을 알 수 있다.[4][8] 태양 자체보다 약 10배 밝은 유난히 밝은 별의 출현이 뉴호라이즌스와의 만남 2주 전인 2015년 6월 29일 관측됐다.[37][64][65]

2015년 7월 14일, 뉴호라이즌스 우주선은 명왕성의 그림자를 통해 비행하는 동안 방사능의 침입 측정과 태양 복사 약화에 대한 관찰을 포함하여 가까운 거리에서 명왕성의 대기를 처음으로 탐사했다. 그것은 낮은 대기의 매개변수에 대한 최초의 직접 측정을 제공했다. 표면 압력은 1.0–1.1 Pa로 밝혀졌다.[2][10][40]

메모들

  1. ^ 지구 기반 관측 결과 2008년에는[11] 약 0.4-0.6%, 2012년에는[5] 0.3-0.4%로 나타났다.
  2. ^ 최소 적외선 범위 - 0.75 ~ 2µm.
  3. ^ 이러한 근원에서 이 장대를 당시의 명칭에 따라 "남"이라고 부른다.
  4. ^ 부속 및 연골에서의 거리 비율 제곱: (49.30 au / 29.66 au)2 = 2.76.
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참고 항목

참조

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