Tekst źródłowy strony Atmosfera Plutona

{{wyróżnienie|DA}}
[[Plik:Blue hazes over backlit Pluto.jpg|mały|300px|Zdjęcie [[(134340) Pluton|Plutona]] wykonane przez odlatującą od niego sondę ''[[New Horizons]]'', pokazujące atmosferę Plutona podświetloną przez [[Słońce]]. Niebieski kolor jest zbliżony do tego, który [[Widzenie barwne#Fizjologia percepcji barwy|zobaczyłoby ludzkie oko]], a jego źródłem są warstwy mgły w atmosferze.]]

'''Atmosfera Plutona''' – [[atmosfera|warstwa gazów]] otaczająca [[planeta karłowata|planetę karłowatą]] [[(134340) Pluton]].

Atmosfera Plutona składa się głównie z [[azot]]u (N<sub>2</sub>) z niewielkim dodatkiem [[metan]]u (CH<sub>4</sub>) i [[tlenek węgla|tlenku węgla]] (CO), które to gazy [[sublimacja|uwalniają się]] z [[Ciało stałe|zestalonej postaci]], w jakiej znajdują się na powierzchni tej planety karłowatej{{r|Stern_2014|Stern_2015}}. Zawiera ona warstwy mgły, składającej się prawdopodobnie z bardziej złożonych [[Związek chemiczny|związków chemicznych]], powstałych z wymienionych gazów wskutek oddziaływania z [[Promieniowanie kosmiczne|promieniowaniem kosmicznym]]{{r|Hand_2015_harvest}}. Charakterystyczną cechą atmosfery Plutona są silne i nie do końca poznane zmiany w cyklu [[Rok gwiazdowy|pór roku]], wynikające z nietypowych parametrów jego ruchu orbitalnego oraz rotacji wokół osi{{r|Stern_2014}}.

Ciśnienie na powierzchni Plutona zmierzone w 2015 roku przez sondę ''[[New Horizons]]'' to około {{nowrap|1 [[Paskal|Pa]]}}, czyli mniej więcej 100 tys. razy mniej niż na powierzchni [[Ziemia|Ziemi]]. Temperatura na powierzchni Plutona wynosi {{nowrap|40–60 [[Kelwin|K]]}}{{r|Stern_2014}} i szybko rośnie wraz z wysokością, co związane jest z wywoływanym przez metan [[efekt cieplarniany|efektem cieplarnianym]]. Około {{nowrap|30 km}} nad powierzchnią osiąga ona maksymalną wartość {{nowrap|110 K}} (-163 °C), po czym powoli zaczyna spadać{{r|Dias_Oliveira_2015}}.

Pluton jest jedynym [[Obiekt transneptunowy|obiektem transneptunowym]] wokół którego potwierdzono obecność otoczki gazów{{r|Dias_Oliveira_2015}}. Jej najbliższym odpowiednikiem jest atmosfera [[Tryton (księżyc)|Trytona]], lecz jako układ, w którym przez sublimację i [[resublimacja|resublimację]] następuje przepływ materii pomiędzy atmosferą a lodami na powierzchni planety, przypomina także [[Atmosfera Marsa|marsjańską]]{{r|Lellouch_2015|Johnston_2006}} (choć tam głównym składnikiem jest [[Dwutlenek węgla|CO<sub>2</sub>]], a nie N<sub>2</sub>).

Atmosfera Plutona badana była od lat 80. XX wieku przez prowadzone z powierzchni Ziemi obserwacje wywoływanych przez niego [[Okultacja|okultacji]] gwiazd{{r|Elliot_2007|Olkin_2015}}, a także z wykorzystaniem techniki [[Spektroskopia astronomiczna|spektroskopii astronomicznej]]{{r|Yelle_1997}}. W 2015 atmosfera została dokładniej zbadana przez przelatującą w niedużej odległości sondę ''[[New Horizons]]''{{r|Stern_2015|Gladstone_2016}}.

== Skład ==
[[Plik:PIA20362-Pluto-Atmosphere-Released20160114.jpg|mały|300px|Warstwy błękitnej mgły w atmosferze Plutona, ukazane w barwach w przybliżeniu naturalnych]]
Głównym składnikiem atmosfery Plutona jest [[azot]]. Udział [[metan]]u, według pomiarów przeprowadzonych przez sondę ''New Horizons'', wynosi 0,25%{{r|Stern_2015}}{{refn|Obserwacje przeprowadzone z Ziemi w 2008 wskazywały na wartość około {{nowrap|0,4–0,6%}}{{r|Lellouch_2009}}, a w 2012 {{nowrap|0,3–0,4%}}{{r|Lellouch_2015}}|group=Note}}. Udział [[tlenek węgla|tlenku węgla]] szacowany jest na {{nowrap|0,025–0,15%}} (dane z 2010){{r|Lellouch_2011}} bądź {{nowrap|0,05–0,075%}} (dane z 2015){{r|Gurwell_2015}}. Pod wpływem [[promieniowanie kosmiczne|promieniowania kosmicznego]] i słonecznego promieniowania [[ultrafiolet]]owego gazy te wchodzą w reakcje prowadzące do powstawania bardziej złożonych molekuł, takich jak [[etan]] ({{chem2|C2H6}}), [[eten]] ({{chem2|C2H4}}), [[etyn]] ({{chem2|C2H2}}), cięższe [[węglowodory]]{{r|Hand_2015_harvest}} oraz [[nitryle]]{{r|Cruikshank_2006|Cruikshank_2015}}, a także [[cyjanowodór]] (HCN){{r|NSNS}}. Gazy te nie są lotne w temperaturach panujących na Plutonie{{r|Fray_2009}} i powoli osiadają na jego powierzchni. Prawdopodobnie wśród powstających związków są również [[tholin]]y, odpowiedzialne za brązowy kolor zarówno Plutona, jak i innych ciał w [[Układ Słoneczny#Planety zewnętrzne|zewnętrznym Układzie Słonecznym]]{{r|Stern_2015|NYT-20150724-kc}}. Udział etenu w atmosferze to około 0,0001%, natomiast etynu 0,0003%{{r|Stern_2015}}.

Najbardziej [[lotność (ciecz)|lotnym]] związkiem w atmosferze Plutona jest azot, drugim jest tlenek węgla, a trzecim metan. Miarą lotności jest wartość [[Ciśnienie pary nasyconej|ciśnienia pary nasyconej]]. W temperaturze {{nowrap|40 K}} (w przybliżeniu minimalna temperatura powierzchni{{r|Stern_2014}}) jest ona równa około {{nowrap|10 Pa}} dla azotu, {{nowrap|1 Pa}} dla tlenku węgla i {{nowrap|0,001 Pa}} dla metanu, jednak rośnie szybko wraz z temperaturą i przy {{nowrap|60 K}} (w przybliżeniu maksymalna temperatura powierzchni Plutona{{r|Stern_2014}}) dochodzi do odpowiednio: {{nowrap|10 000 Pa}}, {{nowrap|3000 Pa}} i {{nowrap|10 Pa}} dla wymienionych gazów. Dla węglowodorów cięższych od metanu, [[woda|wody]], [[amoniak]]u, [[dwutlenek węgla|dwutlenku węgla]] i cyjanowodoru, ciśnienia te pozostają zaniedbywalnie niskie (rzędu {{nowrap|10<sup>−5</sup> Pa}} lub mniej), co oznacza, że związki te nie są obecne w postaci gazowej w chłodniejszej, dolnej części atmosfery{{r|Fray_2009|Holler_2014}}.

Metan i tlenek węgla, ze względu na mniejsze rozpowszechnienie oraz lotność, mogłyby wykazywać silne odchylenia od [[równowaga ciecz-ciało stałe|ciśnienia równowagowego]] względem swoich lodów na powierzchni Plutona, a także większe zróżnicowanie stężenia w czasie i przestrzeni. Jak się jednak okazuje, przynajmniej w przypadku metanu, ciśnienie to nie zależy zauważalnie od wysokości (przynajmniej w niższych 20–30&nbsp;km atmosfery), [[długość geograficzna|długości geograficznej]] ani od czasu{{r|Lellouch_2015|Zalucha_2011}}. Przebiegi zależności lotności metanu i azotu od temperatury wskazują, że stężenie tego pierwszego w atmosferze powinno maleć wraz z oddalaniem się Plutona od Słońca, które wynika z eliptycznego kształtu [[(134340) Pluton#Orbita|jego orbity]]{{r|Fray_2009|Zalucha_2011|Trafton_1997}}. Ciśnienie metanu, przewidywane w oparciu o [[Prawo Raoulta|prawa Raoulta]], przy znajomości składu lodów powierzchniowych, okazuje się być o 2 [[rząd wielkości|rzędy wielkości]] niedoszacowane w stosunku do obserwowanego{{r|Lellouch_2015|Young_1997}}. Przyczyny tej rozbieżności nie są znane; jednym z możliwych wytłumaczeń jest obecność oddzielnych geograficznie płatów czystego lodu metanowego, które jako mniej podlegające chłodzeniu [[Sublimacja|sublimacyjnemu]] charakteryzują się wyższą temperaturą{{r|Lellouch_2015}}. Drugą rozważaną hipotezą jest wyższa zawartość metanu w wierzchnich warstwach mieszanego lodu metanowo-azotowego, który sublimuje szybciej jako bardziej zewnętrzna warstwa, a równocześnie poprzez ten proces odbiera [[ciepło]] znajdującemu się głębiej azotowi – oba te czynniki prowadzą łącznie do większego względnego udziału metanu w atmosferze{{r|Lellouch_2015|Trafton_1997}}.

Zmiany w [[insolacja|nasłonecznieniu]] powierzchni Plutona, wynikające z cyklu pór roku oraz zmian orbitalnych, powodują przemieszczanie się lodów na jego powierzchni – sublimują one w obszarach cieplejszych i [[resublimacja|resublimują]] w zimniejszych. Według niektórych szacunków prowadzi to do zmian w grubości warstwy lodowej rzędu 1 metra. Efekt ten prowadzi do zauważalnych zmian w dostrzeganej jasności i kolorze Plutona{{r|Lellouch_2015}}, prawdopodobnie spowodowanych również zmianami geometrii obserwacji Plutona z Ziemi.

Metan i tlenek węgla, mimo niewielkiego udziału w atmosferze, mają silny wpływ na jej strukturę termiczną: metan jest silnym [[gaz cieplarniany|gazem cieplarnianym]]{{r|Lellouch_2009}}, a tlenek węgla [[Efekt anty-cieplarniany|chłodzącym]] (chociaż wielkość tego drugiego efektu nie jest do końca ustalona){{r|Dias_Oliveira_2015|Lellouch_2011}}.

== Mgła ==
[[Plik:MVIC sunset scan of Pluto.jpg|mały|300px|Mgła z wieloma warstwami w atmosferze Plutona. Część [[Sputnik Planitia]], z pobliskimi górami, widoczna jest poniżej. Zdjęcie wykonane przez ''New Horizons'' 15 minut po momencie największego zbliżenia do Plutona.]]
[[Plik:PIA19716 Alice Solar Occultation (cropped).jpg|mały|300px|Krzywa absorpcji słonecznego [[ultrafiolet|promieniowania ultrafioletowego]] przez atmosferę Plutona, zmierzona w czasie przelotu ''New Horizons'' przez cień planety karłowatej. Charakterystyczny skok, wywoływany zapewne przez obecną w atmosferze mgłę{{r|Stern_2015}}, widoczny jest po obu stronach ciała niebieskiego.]]

Pomiary sondy ''New Horizons'' pozwoliły odkryć w atmosferze Plutona wielowarstwową [[mgła|mgłę]], która przykrywa całość globu i sięga do wysokości 200&nbsp;km nad jej powierzchnią – najlepsze uzyskane zdjęcia ukazują w niej około 20 warstw. Rozmiary płatów mgły mierzonych równolegle do powierzchni gruntu wynoszą nie mniej niż 1000&nbsp;km, a pionowa odległość pomiędzy nimi to około 10&nbsp;km{{r|Gladstone_2016}}.

Biorąc pod uwagę niewielką średnią gęstość atmosfery mgła jest stosunkowo gęsta – efekt rozpraszania przez nią światła wystarcza do fotografowania niektórych szczegółów zacienionej strony Plutona{{r|PIA19931 Pluto in Twilight}}. Jej prostopadła [[głębokość optyczna]] jest szacowana na 0,004{{r|Stern_2015}} bądź 0,013{{r|Gladstone_2016}}. Oznacza to, że pochłania ona światło w takim stopniu, że wiązka przebywająca całą grubość atmosfery prostopadle do powierzchni planety karłowatej traci {{nowrap|<math>1 - e^{-0,004} \approx 0,4\%</math>}} bądź {{nowrap|<math>1-e^{-0,013} \approx 1,3\%</math>}} swojej pierwotnej intensywności. Dla światła przebywającego dłuższą drogę przez atmosferę, na przykład kiedy obserwuje się początek lub koniec zaćmienia gwiazdy przez Plutona, efekt ten jest dużo mocniejszy. Absorpcję światła przez warstwę mgły o określonej grubości dobrze opisuje [[Funkcja wykładnicza#Funkcja eksponencjalna|funkcja eksponencjalna]]. Długość drogi optycznej, na której intensywność światła maleje [[Podstawa logarytmu naturalnego|e]]-krotnie, wynosi średnio {{nowrap|45–55 km}}{{r|Stern_2015}}, przy czym między 100 a 200&nbsp;km nad powierzchnią maleje do około 30&nbsp;km{{r|Gladstone_2016}}; jest to związane z większym zagęszczeniem atmosfery{{r|Gladstone_2016}}.

Rozmiar cząstek tworzących mgłę nie został dobrze ustalony – korzystając z [[Rozwiązania Mie|modelu Mie]], z jednej strony jej niebieski kolor sugeruje promień rzędu 10&nbsp;nm (przybliżenie [[Rozpraszanie Rayleigha|Rayleigha]]), z drugiej stosunek jasności mierzonej pod różnymi kątami od padającego światła wskazuje na promień przekraczający 100&nbsp;nm. Tę rozbieżność można tłumaczyć przez łączenie się mniejszych cząstek o rozmiarach rzędu dziesiątek nanometrów w większe [[Agregacja cząstek|agregaty]] o rozmiarach rzędu setek nanometrów{{r|Gladstone_2016}}.

Prawdopodobnie mgła składa się z cząsteczek nielotnych związków, które powstają z gazów atmosferycznych pod wpływem wysokoenergetycznego promieniowania kosmicznego{{r|Stern_2015|Hand_2015_harvest|Alex Parker2015}}. Ich podział na warstwy może wynikać z [[Fala grawitacyjna (mechanika cieczy)|fal wypornościowych]]{{r|Stern_2015}}, a same fale mogą być wywoływane przez wiatr wiejący po nierównej powierzchni Plutona{{r|Gladstone_2016}}.

Mgła jest najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem skoku na krzywej intensywności światła ultrafioletowego w funkcji czasu lotu, zmierzonej przez sondę ''New Horizons'' podczas jej lotu w cieniu Plutona (na obrazku). W odległości do {{nowrap|150 km}} od poziomu gruntu atmosfera pochłania promieniowanie dużo silniej niż w wyższych jej partiach. Podobny skok obserwowany był podczas okultacji gwiazdy w 1988 roku. Początkowo zostało to również zinterpretowane jako pochłanianie światła przez mgłę{{r|Elliot_1989}}. Innym możliwym czynnikiem jest [[inwersja temperatury]], wskazywana przez niektórych badaczy jako bardziej prawdopodobna{{r|Lellouch_2015}}. Grubość warstwy odpowiedzialnej za skok na krzywej była w tamtych czasach niemożliwa do określenia ze względu na niedokładną znajomość promienia Plutona; to, co dało się określić, to jej odległość od środka globu. Uwzględniając aktualne dane na temat promienia Plutona, otrzymuje się wartość {{nowrap|2 ± 24 km}}, co czyni tę „mgłę” nieodróżnialną od powierzchni. Podczas późniejszych zaćmień (kiedy atmosfera Plutona była już ponad dwa razy gęstsza), skok ten nie został już zaobserwowany{{r|Lellouch_2015|Dias_Oliveira_2015|Elliot_2007|Sicardy_2003}}.

Następne dowody na obecność mgły pojawiły się w roku 2002, w związku z kolejną okultacją. Światło gwiezdne docierające na Ziemię w trakcie okultacji (ze względu na [[refrakcja|refrakcję]] w atmosferze Plutona) charakteryzował wzrost jego intensywności w kierunku większych długości fal{{u|uwaga1}}{{r|Elliot_2003}}. Zostało to zinterpretowane jako przekonujący dowód na występowania rozpraszania światła przez [[Aerozole atmosferyczne|aerozole]] obecne w atmosferze planety karłowatej{{r|Lellouch_2015|Hartig_2015}} (efekt podobny do czerwonego koloru, którym charakteryzuje się Słońce blisko swojego wschodu i zachodu). Zjawisko to nie zostało jednak potwierdzone w późniejszych zaćmieniach (w tym 29 czerwca 2015){{r|Lellouch_2015|Hartig_2015}}, a 14 lipca 2015 przelatująca sonda ''New Horizons'' ustaliła, że mgła ma kolor niebieski{{r|NASA_skies}}.

[[Plik:PossibleCloudsonPluto.jpg|mały|300px|Potencjalne chmury w atmosferze Plutona]]

W ostatniej partii zdjęć wykonanych przez sondę ''New Horizons'' widoczna jest też pewna ilość potencjalnych chmur{{r|Nancy Atkinson2016}}.

== Temperatura i jej struktura ==
Pluton nie posiada [[troposfera|troposfery]] albo jest ona niezwykle słaba. Obserwacje sondy ''New Horizons'' sugerują istnienie cienkiej [[planetarna warstwa graniczna|planetarnej warstwy granicznej]], co jest w zgodzie z modelami, które przewidywały jej grubość na nie więcej niż 1&nbsp;km{{r|Zalucha_2011}}. Powyżej niej znajduje się warstwa charakteryzująca się szybkim wzrostem temperatury wraz z wysokością – [[stratosfera]]. [[Pionowy gradient temperatury]] szacowany jest na 2,2{{r|Elliot_2007}}, {{nowrap|3–15}}{{r|Lellouch_2009}} bądź 5,5{{r|Lellouch_2015}} [[Kelwin|K]] na kilometr, co związane jest z [[efekt cieplarniany|efektem cieplarnianym]] wywoływanym przez [[metan]]. Średnia temperatura powierzchni Plutona to {{nowrap|42 ± 4 K}} (zmierzona w 2005 roku){{r|Gurwell_2005}}, a średnia wartość dla całej atmosfery to {{nowrap|90{{±|25|18}} K}} (2008){{r|Lellouch_2009|Lellouch_2011|Lakdawalla E2009}}.

Na wysokości {{nowrap|20–40 km}} temperatura osiąga wartość maksymalną ({{nowrap|100–110 K}}; [[stratopauza]]), po czym powoli opada (około {{nowrap|0,2 K/km}}{{r|Dias_Oliveira_2015}}; [[Mezosfera (warstwa atmosfery)|mezosfera]]){{r|Dias_Oliveira_2015|Lellouch_2015|Elliot_2007}}. Przyczyny tego spadku nie są jasne; można się ich dopatrywać w chłodzącym efekcie [[tlenek węgla|tlenku węgla]]{{r|Lellouch_2011}}, [[cyjanowodór|cyjanowodoru]] bądź innych czynnikach{{r|Dias_Oliveira_2015}}. Do przelotu sondy ''New Horizons'' uważano, że powyżej 200&nbsp;km temperatura osiąga około {{nowrap|81 K}} i pozostaje w przybliżeniu stała{{r|Dias_Oliveira_2015}}, jednak zebrane podczas tamtej misji dane wykazują, że na wysokościach {{nowrap|850–1400 km}} temperatura jest jeszcze niższa, około 70&nbsp;K{{r|Gladstone_2016}}; odkrycie to dodatkowo powiększa trudności w wyjaśnieniu efektu chłodzącego zachodzącego w górnych warstwach atmosfery Plutona.

Temperatura wyższych warstw atmosfery nie wykazuje zauważalnych zmian w czasie. W latach 1988, 2002 i 2006 była w przybliżeniu stała i równa {{nowrap|100 K}} (przy błędzie pomiarowym około {{nowrap|10 K}}), mimo dwukrotnego wzrostu ciśnienia w tym okresie. Zależność od szerokości geograficznej bądź pory dnia (poranek, wieczór) również nie została zaobserwowana: temperatura jest taka sama nad całą powierzchnią{{r|Lellouch_2015}}. Jest to zgodne z przewidywaniami teoretycznymi, które wskazują na szybkie mieszanie się atmosfery{{r|Lellouch_2015}}. Niemniej są też dane wskazujące na pewną zmienność temperatury w osi prostopadłej do powierzchni, które pochodzą z obserwacji ostrych i krótkotrwałych skoków jasności podczas okultacji gwiazdowych{{r|Sicardy_2003}}. [[Amplituda]] tych niejednorodności jest szacowana na {{nowrap|0,5–0,8 K}} w skali kilku kilometrów. Mogą one być wywoływane przez [[Fala grawitacyjna (mechanika cieczy)|fale wypornościowe]] bądź [[turbulencja|turbulencje]] związane z [[konwekcja|konwekcją]] bądź [[wiatr]]em{{r|Sicardy_2003}}.

Interakcja z atmosferą znacząco wpływa na temperaturę powierzchni. Obliczenia wykazują, że atmosfera – mimo bardzo niskiego ciśnienia – może znacząco redukować wahania temperatury w ciągu dnia{{r|Young_2013}}; pozostają jednak wahania rzędu {{nowrap|20 K}} wywoływane między innymi przez ochładzanie powierzchni w wyniku sublimacji lodu{{r|Stern_2014}}.

== Ciśnienie ==
[[Ciśnienie atmosferyczne]] na Plutonie jest bardzo niskie i silnie zmienne w czasie. Obserwacje okultacji gwiezdnych przez Plutona wykazują, że wzrosło ono między rokiem 1988 a 2015 około trzykrotnie, mimo że od 1989 roku glob ten oddala się od Słońca (co powinno zmniejszać dopływ energii, temperaturę i pośrednio ciśnienie atmosferyczne){{r|Sicardy_2016|Olkin_2015|Young_2013|MIT_2002}}. Prawdopodobnie wynika to z faktu, że w 1987 biegun północny znalazł się w zasięgu promieni słonecznych, które przyspieszają sublimację azotu z północnej [[Polarna czapa lodowa|czapy polarnej]]{{u|uwaga2}}{{r|Sicardy_2003|Britt_2003}}, natomiast biegun południowy nie osiągnął jeszcze wystarczająco niskiej temperatury, aby następowała tam kondensacja{{r|Olkin_2015}}. Bezwzględne wartości ciśnienia na powierzchni są trudne do uzyskania z danych z okultacji, ponieważ zbierane wtedy światło nie penetruje zazwyczaj najniższych warstw atmosfery. Z tego powodu ciśnienie na powierzchni musi być [[Ekstrapolacja (matematyka)|ekstrapolowane]], co nie jest jednoznaczne wobec nie do końca poznanej zależności temperatury (a przez to także ciśnienia) od wysokości. Dodatkowo niezbędna jest dokładna znajomość promienia Plutona, który do 2015 roku nie był dobrze określony. Z tego powodu dla niektórych okultacji począwszy od 1988 roku ciśnienie obliczane było na poziomie {{nowrap|1275 km}} od środka planety karłowatej, co okazało się potem być {{nowrap|88 ± 4 km}} powyżej jej powierzchni{{r|Dias_Oliveira_2015|Olkin_2015|Young_2013}}.

Krzywe zależności ciśnienia od odległości od środka Plutona, otrzymane na podstawie danych z okultacji w 1988 i 2002 roku{{r|Sicardy_2003}}, w połączeniu ze znanym dziś promieniem Plutona ({{nowrap|1187 ± 4 km}}{{r|Stern_2015}}), pozwalają otrzymać wartości ciśnienia na poziomie gruntu około {{nowrap|0,4 [[Paskal|Pa]]}} w 1988 i {{nowrap|1,0 Pa}} w 2002. Dane spektroskopowe dostarczały wartości {{nowrap|0,94 Pa}} w 2008 roku i {{nowrap|1,23 Pa}} w 2012, przy odległości od środka Plutona {{nowrap|1188 km}}, czyli {{nowrap|1 ± 4 km}} ponad jego powierzchnią. Okultacja 4 maja 2013 dostarczyła danych o ciśnieniu niemal dokładnie na poziomie powierzchni (1190&nbsp;km od środka, {{nowrap|3 ± 4 km}} od powierzchni), które wynosiło {{nowrap|1,13 ± 0,007 Pa}}{{r|Lellouch_2015}}. Okultacja na przełomie 29/30 czerwca 2015, dwa tygodnie przed przelotem sondy ''New Horizons'', pozwalała szacować ciśnienie na {{nowrap|1,3 ± 0,1 Pa}}{{r|Sicardy_2016}}.

Pierwsze bezpośrednie i wiarogodne dane dotyczące najniższych warstw atmosfery Plutona zostały zgromadzone przez sondę ''New Horizons'' 14 lipca 2015 przez pomiary okultacji fal radiowych wysyłanych przez nadajniki [[Deep Space Network]] i mierzonych przez przyrząd REX na pokładzie sondy{{r|Gladstone_2016}}. Ciśnienie na powierzchni zostało oszacowane na {{nowrap|1 Pa}} ({{nowrap|1,1 ± 0,1 Pa}} kiedy sonda wchodziła w pas cienia rzucanego przez Plutona i {{nowrap|1,0 ± 0,1 Pa}} kiedy z niego wychodziła){{r|Gladstone_2016}}. Jest to zgodne z częścią obliczeń w oparciu o okultacje obserwowane z Ziemi w poprzednich latach, chociaż niektóre inne szacunki korzystające z tych samych danych myliły się dwukrotnie{{r|Stern_2015|NASA_decreased|Hand_2015_harvest}}.

Krzywa ciśnienia atmosfery Plutona w funkcji wysokości od jego powierzchni odbiega znacząco od prostego [[Funkcja wykładnicza#Funkcja eksponencjalna|modelu eksponencjalnego]], znanego jako [[wzór barometryczny]]. Wynika to z dużej zmienności temperatury w zależności od wysokości. Jeśli zastosować wzór barometryczny dla poszczególnych warstw atmosfery, uzyskuje się dopasowanie, według którego w najniższych warstwach atmosfery [[Podstawa logarytmu naturalnego|e]]-krotny spadek ciśnienia następuje na odcinku {{nowrap|17{{r|Zalucha_2011}}–19{{r|Johnston_2006}} km}}, a na wysokości {{nowrap|30–100 km}} dystans ten rośnie do {{nowrap|50–70 km}}{{r|Gladstone_2016|Elliot_2007|Elliot_1989}}.

== Zmiany w cyklu pór roku ==
Ze względu na dużą [[Ekscentryczność (fizyka)|ekscentryczność]] swojej orbity Pluton otrzymuje 2,8 raza mniej ciepła w [[aphelium]] niż w [[peryhelium]]{{u|uwaga3}}. Powinno to wywoływać duże zmiany w atmosferze planety karłowatej, jednak szczegóły tych procesów nie są znane. Na początku uważano, że w aphelium atmosfera musi w większości zamarzać i opadać na powierzchnię{{r|Stern_2014}}, jak wynikałoby to z silnych zależności temperaturowych ciśnienia sublimacji składników atmosfery. Bardziej złożone modele przewidują jednak, że Pluton posiada zauważalną atmosferę przez cały swój rok{{r|Olkin_2015}}.

Ostatnie przejście Plutona przez peryhelium przypadało na 5 września 1989. W roku 2015 oddalał się on od Słońca i jego nasłonecznienie malało. Sprawę komplikuje jednak fakt znacznego nachylenia [[Oś obrotu|osi obrotu]] Plutona (122,5°{{r|Pluto_Fact_Sheet}}), co powoduje długie [[dzień polarny|dni]] i [[noc polarna|noce polarne]] na znacznej części jej powierzchni. Na krótko przed osiągnięciem peryhelium, 16 grudnia 1987, na Plutonie była [[równonoc]], a na jego biegunie północnym{{u|uwaga4}} skończyła się noc polarna, która trwała 124 lata ziemskie.

Dane dostępne w 2014 pozwoliły naukowcom zbudować model zmian rocznych w atmosferze Plutona. W czasie poprzedniego aphelium (1865) znaczna część lotnych lodów obecna była zarówno na jego północnej, jak i południowej [[Półkula (geografia)|półkuli]]. Mniej więcej w tym samym czasie nastąpiła też równonoc i południowa półkula zaczęła być zwrócona w stronę Słońca. Znajdujące się na niej lody zaczęły migrować na półkulę północną (poprzez sublimację do atmosfery na południu, a potem resublimację z niej na zimniejszej północy), aż półkula południowa stała się ich zasadniczo pozbawiona. Po następnej równonocy (1987) półkule z powrotem zamieniły się nasłonecznieniem, jednak duża [[pojemność cieplna]] obszarów wokół bieguna południowego, związana z obecnością nielotnego lodu [[woda|wodnego]], spowolniła jego ochładzanie. Z tego powodu gazy, które obecnie intensywnie sublimują na północy, nie kondensują w tym samym tempie na południu; w związku z tym gromadzą się one w atmosferze, prowadząc do wzrostu jej ciśnienia. Około {{nowrap|2035–2050}} roku półkula południowa ochłodzi się wystarczająco, aby umożliwiać intensywną resublimację gazów, które rozpoczną wędrówkę z półkuli północnej, objętej dniem polarnym. Zjawisko to będzie trwało do kolejnej równonocy, około roku 2113, zbiegającej się w przybliżeniu z następnym aphelium. Półkula północna nie utraci całkowicie swoich lotnych lodów, a ich sublimacja będzie uzupełniała atmosferę w gazy nawet podczas największego oddalenia Plutona od Słońca. W tym modelu całkowita różnica ciśnienia będzie czterokrotna; minimum zostało osiągnięte w latach {{nowrap|1970–1980}}, a maksimum zostanie osiągnięte w 2030 roku. Całkowita różnica temperatury lodu na powierzchni będzie rzędu 3 K, a średnia temperatura na −60° [[szerokość geograficzna|szerokości geograficznej]] wykaże amplitudę około 6 K{{r|Olkin_2015}}. Ciągła wymiana ciepła pomiędzy oświetloną a nieoświetloną półkulą, odbywająca się za pośrednictwem migrujących gazów atmosferycznych, wskazywana jest przez niektórych autorów jako przyczyna, dla której Pluton jako całość wykazuje bardzo dużą [[Ciepło właściwe|bezwładność temperaturową]] i powinien zachować swoją atmosferę przez cały rok{{r|Olkin_2015}}.

== Ucieczka gazów z atmosfery ==
[[Plik:PIA20373-Pluto-Atmosphere-Infrared-20150714.jpg|mały|300px|Atmosfera Plutona w podczerwieni (zdjęcia sondy New Horizons). Białawe plamy widoczne są dzięki światłu słonecznemu odbijającemu się od obszarów o wyższym [[albedo]] na jego powierzchni.]]
[[Plik:PIA21061-Pluto-DwarfPlanet-XRays-20160914.jpg|mały|300px|Zdjęcie Plutona w zakresie [[Promieniowanie rentgenowskie|promieniowania rentgenowskiego]], wykonane przez [[Teleskop kosmiczny Chandra]] (błękitna plama), zestawione ze zdjęciem w świetle widzialnym. Źródłem promieniowania rentgenowskiego jest prawdopodobnie oddziaływanie gazów otaczających Plutona z [[wiatr słoneczny|wiatrem słonecznym]], chociaż szczegóły tego procesu nie są znane.]]

Wczesne dane sugerowały, że atmosfera Plutona [[ucieczka atmosferyczna|traci]] {{nowrap|10<sup>27</sup>–10<sup>28</sup>}} molekuł ({{nowrap|50–500 kg}}) azotu na sekundę, ilość odpowiadającą utracie kilkuset–kilku tysięcy metrów warstwy lotnych lodów z powierzchni od początku istnienia Układu Słonecznego{{r|Stern_2014|Johnston_2006|Singer_2015}}. Nowsze dane, pochodzące z sondy ''New Horizons'', wskazują jednak, że wartość ta była przeszacowana o kilka rzędów wielkości. Atmosfera Plutona traci obecnie tylko 1{{e|23}} cząstek azotu i 5{{e|25}} metanu na sekundę. W skali czasowej Układu Słonecznego oznacza to utratę warstwy kilku centymetrów lodu azotowego i około 30 metrów metanowego{{r|Gladstone_2016}}.

Cząstki o prędkości przekraczającej [[prędkość ucieczki]] mogą wyrwać się z atmosfery Plutona do [[Przestrzeń kosmiczna|przestrzeni kosmicznej]], gdzie [[jonizacja|jonizowane]] są przez słoneczne promieniowanie ultrafioletowe. [[Wiatr słoneczny]] napotykający na przeszkodę, jaką jest ich chmura, jest spowalniany i zmuszany do zmiany kierunku, potencjalnie wytwarzając [[fala uderzeniowa|falę uderzeniową]] pomiędzy Plutonem a Słońcem. Jony są dalej porywane przez wiatr słoneczny i tworzą ciągnący się za Plutonem „ogon”. Specjalnie do tego przeznaczony przyrząd SWAP (''Solar Wind around Pluto'') sondy ''New Horizons'' dokonał pierwszych pomiarów tego regionu niskoenergetycznych jonów 14 lipca 2015, krótko po największym zbliżeniu sondy. Te pomiary powinny pozwolić zespołowi SWAP na określenie tempa utraty atmosfery przez Plutona, co z kolei zaowocuje dokładniejszym poznaniem ewolucji atmosfery i powierzchni tej planety karłowatej{{r|Gipson L2015}}.

Czerwono-brązowa czapa na północnym biegunie [[Charon (księżyc)|Charona]], największego z [[Księżyce Plutona|księżyców Plutona]], może składać się z [[tholin]]ów, [[związki organiczne|organicznych]] [[makromolekuła|makromolekuł]] powstałych z [[metan]]u, [[azot]]u i innych gazów w atmosferze Plutona, które następnie przebyły dystans 19&nbsp;000&nbsp;km do tego księżyca{{r|NYT-20160914|Grundy_2016}}.

== Historia badań ==
Już w latach 40. XX wieku [[Gerard Kuiper]] szukał dowodów na istnienie atmosfery w spektrum Plutona{{r|Kuiper_1944}}, badania te jednak nie przyniosły rezultatów{{r|Yelle_1997}}. W latach 70. niektórzy astronomowie rozważali hipotezę o grubej atmosferze, a nawet oceanach [[Neon (pierwiastek)|neonu]] – istniały wówczas poglądy, że wszystkie inne gazy powszechne w Układzie Słonecznym w warunkach Plutona zamarzłyby bądź [[ucieczka hydrodynamiczna|uciekły]]. Hipotezy te były jednak oparte o znacznie przeszacowaną masę Plutona{{r|Hart_1974}}, a dane obserwacyjne o atmosferze i składzie chemicznym Plutona nie były wtedy dostępne{{r|Yelle_1997}}.

Pierwsze mocne, choć niebezpośrednie, przesłanki wskazujące na obecność atmosfery pojawiły się w roku 1976. Obserwacje [[Fotometria (astronomia)|fotometryczne]] w [[podczerwień|podczerwieni]] za pomocą 4-metrowego [[Teleskop Nicholasa U. Mayalla|teleskopu Nicholasa U. Mayalla]] wykazały obecność na powierzchni Plutona lodu metanowego{{r|Cruikshank_1976}}, który przy panujących na planecie temperaturach musiałby w znaczący sposób sublimować{{r|Stern_2014}}.

Istnienia atmosfery na Plutonie dowiedziono dopiero przez obserwację [[okultacja|okultacji]] gwiazd. Gdy gwiazda zasłaniana jest przez ciało niebieskie pozbawione atmosfery, jej światło znika gwałtownie, w przypadku Plutona efekt ten jest jednak stopniowy. Zjawisko to wywoływane jest głównie przez [[refrakcja atmosferyczna|refrakcję atmosferyczną]]{{r|Stern_2014}} (nie [[Absorpcja (optyka)|absorpcję]] ani [[Rozpraszanie światła|rozpraszanie]]){{r|Elliot_2003}}. Pierwsze obserwacje tego zjawiska poczynione zostały w sierpniu 1985 roku przez [[Noah Brosch|Noaha Broscha]] i [[Haim Mendelson|Haima Mendelsona]] w [[obserwatorium Wise]] w [[Izrael]]u{{r|Sicardy_2003|IAUC_4097}}. Jakość zebranych danych była niestety dość niska, ze względu na niekorzystne warunki obserwacyjne; ponadto szczegółowy opis tych badań{{r|Brosch_1995}} opublikowany został dopiero dziesięć lat później{{r|Yelle_1997}}. 9 czerwca 1988 obecność atmosfery została przekonująco udowodniona{{r|Stern_2014}} przez obserwację kolejnej okultacji z ośmiu różnych lokalizacji (najlepszej jakości dane zebrane zostały przez [[Latające Obserwatorium Kuipera]]). Zmierzona została zależność między ciśnieniem atmosferycznym a wysokością nad powierzchnią Plutona (wykładnik w modelu [[Wzór barometryczny|wzoru barometrycznego]]), co z kolei pozwoliło obliczyć stosunek temperatury do średniej [[Masa cząsteczkowa|masy cząsteczkowej]]. Obliczenie bezpośrednio temperatury i ciśnienia nie było możliwe ze względu na brak danych na temat składu chemicznego atmosfery, a także dużych niepewności co do średnicy i masy Plutona{{r|Elliot_1989|Hubbard_1988|Millis_1993}}.

Zagadnienie składu zostało rozwiązane w 1992 roku dzięki przebadaniu widma podczerwonego Plutona za pomocą 3,8-metrowego [[United Kingdom Infrared Telescope]]{{r|Owen_1993|Croswell_1992}}. Powierzchnia Plutona okazała się być pokryta głównie stałym [[azot]]em. Ponieważ gaz ten jest bardziej lotny od [[metan]]u, obserwacja ta wskazywała na obecność azotu również w atmosferze (choć jego forma gazowa nie została zaobserwowana bezpośrednio w widmie). Oprócz tego odkryta została niewielka domieszka stałego [[tlenek węgla|tlenku węgla]]{{r|Olkin_2015|Lellouch_2011|Owen_1993}}. W tym samym roku obserwacje z użyciem 3-metrowego [[Nasa Infrared Telescope Facility]] dostarczyły pierwszych mocnych dowodów na obecność gazowego metanu{{r|Yelle_1997|Young_1997}}.

Aby poznać stan atmosfery niezbędna jest znajomość temperatury powierzchni ciała niebieskiego. Jej najlepsze oszacowania pochodzą z pomiarów [[promieniowanie cieplne|promieniowania cieplnego]] Plutona. Pierwsze wartości liczbowe, obliczone na podstawie obserwacji przeprowadzonych w 1987 roku przez [[IRAS]], były na poziomie {{nowrap|55–60 K}}, następne prace wskazywały z kolei na {{nowrap|30–40 K}}{{r|Stern_2014|Yelle_1997}}. W 2006 roku obserwacje za pomocą [[Submillimeter Array]] pozwoliły na oddzielenie obserwowanej emisji Plutona od jego księżyca Charona, a średnia temperatura powierzchni Plutona określona została na {{nowrap|42±4 K}}. Było to około {{nowrap|10 K}} mniej niż przewidywano; jednym z czynników, który mógłby wyjaśnić tę różnicę, jest chłodzenie powierzchni w wyniku sublimacji lodu azotowego{{r|Gurwell_2005|Than_2006}}. Inne prace wskazywały, że temperatura jest znacząco różna w poszczególnych regionach Plutona: od 40 do {{nowrap|55–60 K}}{{r|Stern_2014}}.

Około roku 2000 Pluton wszedł na tło obfitych w gwiazdy obszarów [[Droga Mleczna|Drogi Mlecznej]] i pozostanie tam do lat 20. XXI wieku. Pierwsze okultacje gwiezdne po roku 1988 zostały zaobserwowane 20 lipca i 21 sierpnia 2002 przez zespoły Bruno Sicardy’ego z [[obserwatorium paryskie]]go{{r|Sicardy_2003}} i Jamesa L. Elliota z [[Massachusetts Institute of Technology|MIT]]{{r|Elliot_2003|MIT_2002}}. Ciśnienie atmosferyczne okazało się być dwukrotnie wyższe niż zmierzone w 1988. Następna okultacja była obserwowana 12 czerwca 2006{{r|Elliot_2006|Elliot_2007}}, a potem następowały kolejne{{r|Dias_Oliveira_2015|Olkin_2015|Young_2013|Bosh_2015}}. Przetwarzanie danych z tych obserwacji wykazuje, że ciśnienie na planecie dalej rośnie{{r|Dias_Oliveira_2015|Olkin_2015}}. Okultacja szczególnie jasnej, bo aż dziesięciokrotnie jaśniejszej od Plutona, gwiazdy była obserwowana na przełomie 29 i 30 czerwca 2015 – zaledwie dwa tygodnie przed przelotem sondy ''New Horizons''{{r|Sicardy_2016|Resnick_2015|SOFIA_2015}}.

14 lipca 2015 sonda ''New Horizons'' wykonała pierwsze badania atmosfery Plutona z niewielkiej odległości, między innymi pomiary okultacji fal radiowych nadawanych z Ziemi oraz promieniowania słonecznego wraz z wlatywaniem w strefę cienia rzucanego przez Plutona. Dostarczyło to pierwszych bezpośrednich pomiarów parametrów dolnych warstw atmosfery. Ciśnienie na powierzchni okazało się być równe {{nowrap|1,0–1,1 Pa}}{{r|Stern_2015|Gladstone_2016|NASA_decreased}}.

== Uwagi ==
{{Uwagi|
<ref name="uwaga1">Przynajmniej w zakresie podczerwieni &nbsp;– od 0,75 do 2&nbsp;µm.</ref>
<ref name="uwaga2">W tych źródłach biegun ten określany jest jako „south”, zgodnie z ówczesną nomenklaturą.</ref>
<ref name="uwaga3">Kwadrat stosunku odległości od Słońca w aphelium i peryhelium wynosi (49,30 [[jednostka astronomiczna|au]] / 29,66 au)² = 2,76.</ref>
<ref name="uwaga4">Ze względu na odwrotny kierunek rotacji osiowej Plutona nazewnictwo jego biegunów jest nieoczywiste. Od 2009 roku [[Międzynarodowa Unia Astronomiczna]] definiuje północny (ściślej ''dodatni'') biegun Plutona w oparciu o kierunek rotacji – jako ten biegun, z którego strony Pluton jawi się jako wirujący przeciwnie do ruchu wskazówek zegara ([https://web.archive.org/web/20150907030802/http://aa.usno.navy.mil/publications/reports/Archinaletal2011a.pdf Archinal et al., 2011]). Jest on zwrócony w kierunku południowej strony [[Układ Słoneczny|Układu Słonecznego]].</ref>
}}

== Przypisy ==
{{Przypisy|
<ref name="Alex Parker2015">{{cytuj | url=http://blogs.nasa.gov/pluto/2015/09/25/pluto-at-twilight | tytuł=Pluto at Twilight | data dostępu=2015-12-04 | wydawca=blogs.nasa.gov | data=2015-09-25 | autor=Alex Parker}}</ref>
<ref name="Bosh_2015">{{cytuj | autor=Bosh, A.S.; Person, M.J.; Levine, S.E.; | tytuł=The state of Pluto’s atmosphere in 2012-2013 | url=http://www.researchgate.net/publication/269725985 | czasopismo=Icarus | data=2015 | s=237–246 | wolumin=246 | doi=10.1016/j.icarus.2014.03.048 | bibcode=2015Icar..246..237B | język=en}}</ref>
<ref name="Britt_2003">{{cytuj stronę | url=http://space.com/scienceastronomy/pluto_seasons_030709.html | tytuł=Puzzling Seasons and Signs of Wind Found on Pluto | autor=Britt R.R | data=2003 | język=en | archiwum=https://web.archive.org/web/20030725071045/http://space.com/scienceastronomy/pluto_seasons_030709.html | zarchiwizowano=2003-07-25 | data dostępu=2007-03-26 }}</ref>
<ref name="Brosch_1995">{{cytuj pismo | autor=Brosch, N | tytuł=The 1985 stellar occultation by Pluto | url=http://www.researchgate.net/publication/234322554 | czasopismo=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | data=1995 | strony=551–578 | wolumin=276 | wydanie=2 | doi=10.1093/mnras/276.2.571 | bibcode=1995MNRAS.276..571B | język=en}}</ref>
<ref name="Croswell_1992">{{cytuj | url=http://www.kencroswell.com/NitrogenInPlutosAtmosphere.html | tytuł=Nitrogen in Pluto’s atmosphere | data=1992-06-20 | autor=Croswell K. | czasopismo=New Scientist | język=en}}</ref>
<ref name="Cruikshank_1976">{{cytuj | tytuł=Pluto: Evidence for methane frost | data=1976 | czasopismo=Science | s=835–837 | wolumin=194 | doi=10.1126/science.194.4267.835 | bibcode=1976Sci...194..835C | autor=Cruikshank, D.P.; Pilcher, C.B.; Morrison, D. | język=en}}</ref>
<ref name="Cruikshank_2006">{{cytuj | tytuł=Ethane on Pluto and Triton | data=2006 | czasopismo=American Astronomical Society, DPS meeting #38, #21.03; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 38, p. 518 | bibcode=2006DPS....38.2103C | autor=Cruikshank, D.P.; Mason, R.E.; Dalle Ore, C.M.; Bernstein, M.P.; Quirico, E.; Mastrapa, R.M.; Emery, J.P.; Owen, T.C.; | język=en}}</ref>
<ref name="Cruikshank_2015">{{cytuj | url=http://www.boulder.swri.edu/~buie/biblio/pub095.pdf | tytuł=The surface compositions of Pluto and Charon | data=January 2015 | archiwum=https://web.archive.org/web/20151111134214/http://www.boulder.swri.edu/~buie/biblio/pub095.pdf | zarchiwizowano=11 listopada 2015 | czasopismo=Icarus | s=82–92 | wolumin=246 | doi=10.1016/j.icarus.2014.05.023 | bibcode=2015Icar..246...82C | autor=Cruikshank, D.P.; Grundy, W.M.; DeMeo, F.E.; | język=en}}</ref>
<ref name="Dias_Oliveira_2015">{{cytuj | tytuł=Pluto’s Atmosphere from Stellar Occultations in 2012 and 2013 | data=September 2015 | czasopismo=The Astrophysical Journal | s=53 | wolumin=11 | wydanie=1 | doi=10.1088/0004-637X/811/1/53 | bibcode=2015ApJ...811...53D | arxiv=1506.08173 | autor=Dias-Oliveira, A.; Sicardy, B.; Lellouch, E.; | język=en}}</ref>
<ref name="Elliot_1989">{{cytuj | tytuł=Pluto’s atmosphere | data=January 1989 | czasopismo=Icarus | s=148–170 | wolumin=77 | doi=10.1016/0019-1035(89)90014-6 | bibcode=1989Icar...77..148E | autor=Elliot, J.L.; Dunham, E.W.; Bosh, A.S.; | język=en}}</ref>
<ref name="Elliot_2003">{{cytuj | url=http://www.researchgate.net/publication/10667805 | tytuł=The recent expansion of Pluto’s atmosphere | data=10 lipca 2003 | czasopismo=Nature | s=165–168 | wolumin=424 | wydanie=6945 | doi=10.1038/nature01762 | pmid=12853949 | bibcode=2003Natur.424..165E | autor=Elliot, J.L.; Ates, A.; Babcock, B.A.; | język=en}}</ref>
<ref name="Elliot_2006">{{cytuj | tytuł=The size of Pluto’s atmosphere as revealed by the 2006 June 12 occultation | data=2006 | czasopismo=Bulletin of the American Astronomical Society | s=541 | wolumin=38 | bibcode=2006DPS....38.3102E | autor=Elliot, James L.; Person, M.J.; Gulbis, A.A.; | język=en}}</ref>
<ref name="Elliot_2007">{{cytuj | url=http://www.researchgate.net/publication/231009985 | tytuł=Changes in Pluto’s Atmosphere: 1988-2006 | data=2007 | czasopismo=The Astronomical Journal | s=1–13 | wolumin=134 | wydanie=1 | doi=10.1086/517998 | bibcode=2007AJ....134....1E | autor=Elliot, James L.; Person, M.J.; Gulbis, A.A.S.; | język=en}}</ref>
<ref name="Fray_2009">{{cytuj | tytuł=Sublimation of ices of astrophysical interest: A bibliographic review | data=2009 | czasopismo=Planetary and Space Science | s=2053–2080 | wolumin=57 | wydanie=14–15 | doi=10.1016/j.pss.2009.09.011 | bibcode=2009P&SS...57.2053F | autor=Fray, N.; Schmitt, B. | język=en}}</ref>
<ref name="Gipson L2015">{{cytuj | url=http://www.nasa.gov/nh/pluto-wags-its-tail | tytuł=Pluto Wags its Tail: New Horizons Discovers a Cold, Dense Region of Atmospheric Ions Behind Pluto | wydawca=NASA | data=2015-07-31 | autor=Gipson L.}}</ref>
<ref name="Gladstone_2016">{{Cytuj | url = https://www.astro.umd.edu/~dphamil/research/reprints/GlaSteEnn16.pdf | tytuł = The atmosphere of Pluto as observed by New Horizons | data = March 2016 | autor = G.R. Gladstone; S.A. Stern; K. Ennico | archiwum = https://web.archive.org/web/20160521090831/https://www.astro.umd.edu/~dphamil/research/reprints/GlaSteEnn16.pdf | zarchiwizowano = 21 maja 2016 | czasopismo = Science | s = aad8866 | wolumin = 351 | wydanie = 6279 | doi = 10.1126/science.aad8866 | bibcode = 2016Sci...351.8866G | arxiv = 1604.05356 | język = en}} ([https://web.archive.org/web/20160521191420/http://authors.library.caltech.edu/65692/2/Gladstone-SM.pdf Supplementary Material]).</ref>
<ref name="Grundy_2016">{{Cytuj | autor = Grundy, W.M.; Cruikshank, D.P.; Gladstone, G.R.; Howett, C.J.A.; Lauer, T.R.; Spencer, J.R.; Summers, M.E.; Buie, M.W.; Earle, A.M.; Ennico, K.; Parker, J.Wm.; Porter, S.B.; Singer, K.N.; Stern, S.A.; Verbiscer, A.J.; Beyer, R.A.; Binzel, R.P.; Buratti, B.J.; Cook, J.C.; Dalle Ore, C.M.; Olkin, C.B.; Parker, A.H.; Protopapa, S.; Quirico, E.; Retherford, K.D.; Robbins, S.J.; Schmitt, B.; Stansberry, J.A.; Umurhan, O.M.; Weaver, H.A.; Young, L.A.; Zangari, A.M.; Bray, V.J.; Cheng, A.F.; McKinnon, W.B.; McNutt, R.L.; Moore, J.M.; Nimmo, F.; Reuter, D.C.; Schenk, P.M.; | tytuł = The formation of Charon’s red poles from seasonally cold-trapped volatiles | url = http://www.nature.com/nature/journal/v539/n7627/abs/nature19340.html | czasopismo = Nature | numer = 7627 | wolumin = 539 | s=65–68 | data = 2016 | doi = 10.1038/nature19340}}</ref>
<ref name="Gurwell_2005">{{cytuj | tytuł=Sub-Arcsecond Scale Imaging of the Pluto/Charon Binary System at 1.4 mm | data=sierpień 2005 | opis=American Astronomical Society, DPS meeting #37, id.#55.01; | czasopismo=Bulletin of the American Astronomical Society | wolumin=37 | s=743 | bibcode=2005DPS....37.5501G | autor=Gurwell, M.A.; Butler, B.J. | język=en}}</ref>
<ref name="Gurwell_2015">{{cytuj | tytuł=Detection of Atmospheric CO on Pluto with ALMA | data=November 2015 | czasopismo=American Astronomical Society, DPS meeting #47, #105.06 | bibcode=2015DPS....4710506G | autor=Gurwell, M.; Lellouch, E.; Butler, B.; | język=en}}</ref>
<ref name="Hand_2015_harvest">{{cytuj | tytuł=Late harvest from Pluto reveals a complex world | data=October 2015 | autor=Hand, E. | czasopismo=Science | s=260–261 | wolumin=350 | wydanie=6258 | doi=10.1126/science.350.6258.260 | pmid=26472884 | bibcode=2015Sci...350..260H | język=en}}</ref>
<ref name="Hart_1974">{{cytuj | tytuł=A Possible Atmosphere for Pluto | data=1974 | autor=Hart, M.H. | czasopismo=Icarus | s=242–247 | wolumin=21 | wydanie=3 | doi=10.1016/0019-1035(74)90039-6 | bibcode=1974Icar...21..242H | język=en}}</ref>
<ref name="Hartig_2015">{{cytuj | tytuł=Constraints on Pluto’s Hazes from 2-Color Occultation Lightcurves | data=November 2015 | czasopismo=American Astronomical Society, DPS meeting #47, #210.14 | bibcode=2015DPS....4721014H | autor=Hartig, K.; Barry, T.; Carriazo, C.Y.; | język=en}}</ref>
<ref name="Holler_2014">{{cytuj | url=http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1406/1406.1748.pdf | tytuł=Evidence for longitudinal variability of ethane ice on the surface of Pluto | data=2014 | czasopismo=Icarus | s=104–110 | wolumin=243 | doi=10.1016/j.icarus.2014.09.013 | bibcode=2014Icar..243..104H | arxiv=1406.1748 | autor=Holler, B.J.; Young, L.A.; Grundy, W.M.; Olkin, C.B.; Cook, J.C.; | język=en}}</ref>
<ref name="Hubbard_1988">{{cytuj | url=http://www.researchgate.net/publication/24153635 | tytuł=Occultation evidence for an atmosphere on Pluto | data=1988 | czasopismo=Nature | s=452–454 | wolumin=336 | doi=10.1038/336452a0 | bibcode=1988Natur.336..452H | autor=Hubbard, W.B.; Hunten, D.M.; Dieters, S.W.; Hill, K.M.; Watson, R.D.; | język=en}}</ref>
<ref name="IAUC_4097">{{cytuj | url=http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/04000/04097.html#Item2 | tytuł=IAU Circular 4097&nbsp;– Occultation by Pluto on 1985 August 19 | wydawca=IAU | data=1985-08-26 | archiwum=https://www.webcitation.org/64vXHoSp7?url=http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/04000/04097.html#Item2 | zarchiwizowano=2012-01-24 | język=en | data dostępu=2017-02-06 }}</ref>
<ref name="Johnston_2006">{{cytuj | url=http://www.johnstonsarchive.net/astro/pluto.html | tytuł=The atmospheres of Pluto and other trans-Neptunian objects | data dostępu=2007-03-26 | data=2006-09-08 | autor=William Robert Johnston | archiwum=https://web.archive.org/web/20061003005006/http://www.johnstonsarchive.net/astro/pluto.html | zarchiwizowano=2006-10-03 | język=en}}</ref>
<ref name="Kuiper_1944">{{cytuj | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1944ApJ...100..378K | tytuł=Titan: a Satellite with an Atmosphere. | data=1944 | autor=Kuiper, G.P. | czasopismo=Astrophysical Journal | s=378–383 | wolumin=100 | doi=10.1086/144679 | bibcode=1944ApJ...100..378K | język=en}}</ref>
<ref name="Lakdawalla E2009">{{cytuj | url=http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2009/1860.html | tytuł=Methane is a greenhouse gas on Pluto, too | wydawca=The Planetary Society | data=2009-03-03 | autor=Lakdawalla E. | język=en}}</ref>
<ref name="Lellouch_2009">{{cytuj | url=http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2009/09/aa11633-09.pdf | tytuł=Pluto’s lower atmosphere structure and methane abundance from high-resolution spectroscopy and stellar occultations | data=2009 | czasopismo=Astronomy and Astrophysics | s=L17–L21 | wolumin=495 | wydanie=3 | doi=10.1051/0004-6361/200911633 | bibcode=2009A&A...495L..17L | arxiv=0901.4882 | autor=Lellouch, E; Sicardy, B.; de Bergh, C.; Käufl, H.-U.; Kassi, S.; Campargue, A. | język=en}}</ref>
<ref name="Lellouch_2011">{{cytuj | url=http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2011/06/aa16954-11.pdf | tytuł=High resolution spectroscopy of Pluto’s atmosphere: detection of the 2.3 μm CH<sub>4</sub> bands and evidence for carbon monoxide | data=2011 | czasopismo=Astronomy and Astrophysics | s=L4 | wolumin=530 | doi=10.1051/0004-6361/201116954 | bibcode=2011A&A...530L...4L | arxiv=1104.4312 | autor=Lellouch, E.; de Bergh, C.; Sicardy, B.; Käufl, H.U.; Smette, A. | język=en}}</ref>
<ref name="Lellouch_2015">{{cytuj | url=http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1403/1403.3208.pdf | tytuł=Exploring the spatial, temporal, and vertical distribution of methane in Pluto’s atmosphere | data=January 2015 | czasopismo=Icarus | s=268–278 | wolumin=246 | doi=10.1016/j.icarus.2014.03.027 | bibcode=2015Icar..246..268L | arxiv=1403.3208 | autor=Lellouch, E.; C. de Bergh; Sicardy, B.; Forget, F.; Vangvichith, M.; Käufl, H.-U. | język=en}}</ref>
<ref name="Millis_1993">{{cytuj | url=http://occult.mit.edu/_assets/documents/publications/Millis1993Icarus105.282.pdf | tytuł=Pluto’s radius and atmosphere: Results from the entire 9 June 1988 occultation data set | data=1993 | archiwum=https://web.archive.org/web/20100623100816/http://occult.mit.edu/_assets/documents/publications/Millis1993Icarus105.282.pdf | zarchiwizowano=23 czerwca 2010 | czasopismo=Icarus | s=282–297 | wolumin=105 | doi=10.1006/icar.1993.1126 | bibcode=1993Icar..105..282M | autor=Millis, R.L.; Wasserman, L.H.; Franz, O.G.; | język=en}}</ref>
<ref name="MIT_2002">{{cytuj | url=http://news.mit.edu/2002/pluto | tytuł=Pluto is undergoing global warming, researchers find | data dostępu=2015-12-04 | wydawca=Massachusetts Institute of Technology | data=2002-10-09 | archiwum=https://www.webcitation.org/615USUnB5?url=http://web.mit.edu/newsoffice/2002/pluto.html | zarchiwizowano=2011-08-20 | język=en }}</ref>
<ref name="Nancy Atkinson2016">{{cytuj | url=http://www.universetoday.com/131492/latest-results-new-horizons-clouds-pluto-landslides-charon/ | tytuł=Latest Results From New Horizons: Clouds on Pluto, Landslides on Charon | data dostępu=2016-11-04 | wydawca=Universe Today | data=2016 | autor=Nancy Atkinson}}</ref>
<ref name="NASA_decreased">{{cytuj | url=http://solarsystem.nasa.gov/news/2015/07/24/new-horizons-reveals-plutos-atmospheric-pressure-has-sharply-decreased | tytuł=New Horizons Reveals Pluto’s Atmospheric Pressure Has Sharply Decreased | wydawca=NASA | data=2015-07-24 | język=en | archiwum=https://web.archive.org/web/20160307095409/http://solarsystem.nasa.gov/news/2015/07/24/new-horizons-reveals-plutos-atmospheric-pressure-has-sharply-decreased | zarchiwizowano=2016-03-07 | data dostępu=2017-02-06 }}</ref>
<ref name="NASA_skies">{{cytuj | url=http://solarsystem.nasa.gov/news/2015/10/08/new-horizons-finds-blue-skies-and-water-ice-on-pluto | tytuł=New Horizons Finds Blue Skies and Water Ice on Pluto | wydawca=NASA | data=2015-10-08 | język=en | archiwum=https://web.archive.org/web/20161127054732/http://solarsystem.nasa.gov/news/2015/10/08/new-horizons-finds-blue-skies-and-water-ice-on-pluto/ | zarchiwizowano=2016-11-27 | data dostępu=2017-02-06 }}</ref>
<ref name="NSNS">{{cytuj | url=https://www.newscientist.com/article/dn28470-pluto-surprises-with-ice-volcanoes-and-alien-weather | tytuł=Pluto surprises with ice volcanoes | data dostępu=2015-11-12 | data=9 listopada 2015 | opis=[[New Scientist]] | autor=Joshua Sokol | archiwum=https://web.archive.org/web/20170704170628/https://www.newscientist.com/article/dn28470-pluto-surprises-with-ice-volcanoes-and-alien-weather | zarchiwizowano=4 lipca 2017 }}</ref>
<ref name="NYT-20150724-kc">{{cytuj | url=http://www.nytimes.com/2015/07/25/science/space/plutos-atmosphere-is-thinner-than-expected-but-still-looks-hazy.html | tytuł=Pluto’s atmosphere is thinner than expected, but still looks hazy | data dostępu=2015-07-27 | data=24 lipca 2015 | opis=[[The New York Times|New York Times]] | autor=Kenneth Chang}}</ref>
<ref name="NYT-20160914">{{cytuj | url=http://www.nytimes.com/2016/09/15/science/pluto-moon-charon.html | tytuł=Why Pluto’s Moon Charon Wears a Red Cap | data dostępu=2016-09-14 | data=14 września 2016 | opis=[[The New York Times|New York Times]] | autor=Jonah Engel Bromwich; Nicholas St. Fleur}}</ref>
<ref name="Olkin_2015">{{cytuj | url=http://www.researchgate.net/publication/262937542 | tytuł=Evidence that Pluto’s atmosphere does not collapse from occultations including the 2013 May 04 event | data=January 2015 | czasopismo=Icarus | s=220–225 | wolumin=246 | doi=10.1016/j.icarus.2014.03.026 | bibcode=2015Icar..246..220O | autor=Olkin, C.B.; Young, L.A.; Borncamp, D.; | język=en}}</ref>
<ref name="Owen_1993">{{cytuj | url=http://www.researchgate.net/publication/6083541 | tytuł=Surface Ices and the Atmospheric Composition of Pluto | data=6 sierpnia 1993 | czasopismo=Science | s=745–748 | wolumin=261 | wydanie=5122 | doi=10.1126/science.261.5122.745 | pmid=17757212 | bibcode=1993Sci...261..745O | autor=Owen, T.C.; Roush, T.L.; Cruikshank, D.P.; | język=en}}</ref>
<ref name="PIA19931 Pluto in Twilight">{{cytuj | url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA19931 | tytuł=PIA19931: Pluto in Twilight | wydawca=NASA | data=10 września 2015 | język=en}}</ref>
<ref name="Pluto_Fact_Sheet">{{cytuj | url=http://web.archive.org/web/20190311225810/https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/plutofact.html | tytuł=Pluto Fact Sheet | data dostępu=2015-12-04 | wydawca=NASA | data=18 listopada 2015 | autor=Williams D.R. | język=en}}</ref>
<ref name="Resnick_2015">{{cytuj | tytuł=The State of Pluto’s Bulk Atmosphere at the Time of the New Horizons Encounter | data=November 2015 | czasopismo=American Astronomical Society, DPS meeting #47, #210.15 | bibcode=2015DPS....4721015R | autor=Resnick, Aaron C.; Barry, T.; Buie, M.W.; | język=en}}</ref>
<ref name="Sicardy_2003">{{cytuj | url=http://www.researchgate.net/publication/10667806 | tytuł=Large changes in Pluto’s atmosphere as revealed by recent stellar occultations | data=2003 | czasopismo=Nature | s=168–170 | wolumin=424 | wydanie=6945 | doi=10.1038/nature01766 | pmid=12853950 | bibcode=2003Natur.424..168S | autor=Sicardy, B.; Widemann, T.; | język=en}}</ref>
<ref name="Sicardy_2016">{{cytuj | tytuł=Pluto’s Atmosphere from the 2015 June 29 Ground-based Stellar Occultation at the Time of the New Horizons Flyby | data=2016 | autor=B. Sicardy; J. Talbot; E. Meza | czasopismo=The Astrophysical Journal Letters | s=L38 | wolumin=819 | wydanie=2 | doi=10.3847/2041-8205/819/2/L38 | bibcode=2016ApJ...819L..38S | arxiv=1601.05672 | język=en}}</ref>
<ref name="Singer_2015">{{cytuj | tytuł=On the Provenance of Pluto’s Nitrogen (N<sub>2</sub>) | data=August 2015 | czasopismo=The Astrophysical Journal Letters | s=L50 | wolumin=808 | wydanie=2 | doi=10.1088/2041-8205/808/2/L50 | bibcode=2015ApJ...808L..50S | arxiv=1506.00913 | autor=Singer, Kelsi N.; Stern, S. Alan | język=en}}</ref>
<ref name="SOFIA_2015">{{cytuj | url=https://www.sofia.usra.edu/public/news-updates/sofia-right-place-right-time-pluto-observations | tytuł=SOFIA in the Right Place at the Right Time for Pluto Observations | wydawca=SOFIA Science Center | data=29 czerwca 2015 | autor=Nicholas A. Veronico; Kate K. Squires | archiwum=https://web.archive.org/web/20160524001541/https://www.sofia.usra.edu/public/news-updates/sofia-right-place-right-time-pluto-observations | zarchiwizowano=2016-05-24 | język=en}}</ref>
<ref name="Stern_2014">{{cytuj | autor=Stern S. A. | tytuł=Encyclopedia of the Solar System | url=https://books.google.com/books?id=0bEMAwAAQBAJ&pg=PA909 | wydawca=Elsevier | rozdział=Pluto | data=2014 | s=909–924 | isbn=9780124160347 | wydanie=2 | redaktor=T. Spohn; D. Breuer; T. Johnson; | język=en}}</ref>
<ref name="Stern_2015">{{Cytuj | url = https://repository.si.edu/bitstream/handle/10088/27503/201527CE.pdf | tytuł = The Pluto system: Initial results from its exploration by New Horizons | data = 16 października 2015 | archiwum = https://web.archive.org/web/20151122090602/https://repository.si.edu/bitstream/handle/10088/27503/201527CE.pdf | zarchiwizowano = 22 listopada 2015 | czasopismo = Science | s = aad1815 | wolumin = 350 | wydanie = 6258 | doi = 10.1126/science.aad1815 | pmid = 26472913 | bibcode = 2015Sci...350.1815S | arxiv = 1510.07704 | autor = Stern, S.A.; Bagenal, F.; Ennico, K.; | język = en}} ([http://www.sciencemag.org/content/suppl/2015/10/14/350.6258.aad1815.DC1/Stern.SM.pdf Supplements]).</ref>
<ref name="Than_2006">{{cytuj | url=http://www.space.com/1903-pluto-colder-expected.html | tytuł=Pluto Colder Than Expected | wydawca=Space.com | data=2006-01-03 | autor=Ker Than | język=en}}</ref>
<ref name="Trafton_1997">{{cytuj | tytuł=Pluto and Charon | wydawca=University of Arizona Press | rozdział=Escape Processes at Pluto and Charon | data=1997 | s=475–522 | isbn=9780816518401 | bibcode=1997plch.book..475T | autor=Trafton, L.M.; Hunten, D.M.; Zahnle, K.J.; McNutt, R.L., Jr.; | url=https://books.google.com/books?id=VcY7iYJwJZoC&pg=PA475 | redaktor=A. Stern; D.J. Tholen | język=en}}</ref>
<ref name="Yelle_1997">{{cytuj | tytuł=Pluto and Charon | wydawca=University of Arizona Press | rozdział=Atmospheric Structure and Composition: Pluto and Charon | data=1997 | s=347–390 | isbn=9780816518401 | bibcode=1997plch.book..347Y | autor=Yelle, R.V.; Elliot, J.L.; | url=https://books.google.com/books?id=VcY7iYJwJZoC&pg=PA347 | redaktor=A. Stern; D.J. Tholen; | język=en}}</ref>
<ref name="Young_1997">{{cytuj | url=http://occult.mit.edu/_assets/documents/publications/Young1997Icarus127.258.pdf | tytuł=Detection of Gaseous Methane on Pluto | data=May 1997 | archiwum=https://web.archive.org/web/20100623101530/http://occult.mit.edu/_assets/documents/publications/Young1997Icarus127.258.pdf | zarchiwizowano=23 czerwca 2010 | czasopismo=Icarus | s=258–262 | wolumin=127 | wydanie=1 | doi=10.1006/icar.1997.5709 | bibcode=1997Icar..127..258Y | autor=Young, L.A.; Elliot, J.L.; Tokunaga, A.; C. de Bergh; Owen, T.; | język=en}}</ref>
<ref name="Young_2013">{{cytuj | url=https://www.boulder.swri.edu/~layoung/eprint/Young2013_ApJL_766_L22.pdf | tytuł=Pluto’s Seasons: New Predictions for New Horizons | data=2013 | autor=Young, L.A. | archiwum=https://web.archive.org/web/20151130233906/https://www.boulder.swri.edu/~layoung/eprint/Young2013_ApJL_766_L22.pdf | zarchiwizowano=30 listopada 2015 | czasopismo=The Astrophysical Journal Letters | s=1–6 | wolumin=766 | wydanie=2 | doi=10.1088/2041-8205/766/2/L22 | bibcode=2013ApJ...766L..22Y | arxiv=1210.7778 | język=en}}</ref>
<ref name="Zalucha_2011">{{cytuj | url=http://www.researchgate.net/publication/281866041 | tytuł=An investigation of Pluto’s troposphere using stellar occultation light curves and an atmospheric radiative-conductive-convective model | data=2011 | czasopismo=Icarus | s=685–700 | wolumin=214 | wydanie=2 | doi=10.1016/j.icarus.2011.05.015 | bibcode=2011Icar..214..685Z | autor=Zalucha, A.M.; Zhu, X.; Gulbis, A.A.S.; Strobel, D.F.; Elliot, J.L.; | język=en}}</ref>
}}

== Linki zewnętrzne ==
* [https://www.youtube.com/watch?v=dX7zMDAWwa8 17-sekundowe nagranie] [[okultacja|okultacji]] Słońca przez Plutona, zarejestrowanej przez przyrząd Alice na pokładzie sondy ''New Horizons''
* {{Cytuj | url = http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA19880 | tytuł = Pluto’s Haze | data = 2015-09-10 | opis = Zdjęcia mgły na Plutonie wykonane przez [[NASA]]}}
* {{Cytuj | url = http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20038 | tytuł = A Full View of Pluto’s Stunning Crescent | data = 2015-10-29 | opis = Obraz całej tarczy Plutona, zdjęcia wykonane przez NASA}}
* Nieprzetworzone zdjęcia wykonane przez ''New Horizons'', ukazujące podświetloną przez Słońce atmosferę Plutona: [http://pluto.jhuapl.edu/soc/Pluto-Encounter/data/pluto/level2/lor/jpeg/029921/lor_0299214015_0x630_sci_2.jpg 1], [http://pluto.jhuapl.edu/soc/Pluto-Encounter/data/pluto/level2/lor/jpeg/029919/lor_0299194671_0x630_sci_3.jpg 2], [http://pluto.jhuapl.edu/soc/Pluto-Encounter/data/pluto/level2/lor/jpeg/029920/lor_0299206661_0x630_sci_2.jpg 3], [http://pluto.jhuapl.edu/soc/Pluto-Encounter/data/pluto/level2/lor/jpeg/029923/lor_0299236809_0x630_sci_3.jpg 4].

[[Kategoria:Pluton]]
[[Kategoria:Atmosfery planetarne|Pluton]]