冥王星の大気

冥王星の大気

ニューホライズンズが撮影した冥王星の出発写真。太陽に照らされた冥王星の大気が写っている。青い色は人間の目で見た色に近いが、大気中のもやの層によって生じている。
一般情報
身長	約1700km（外底）[1]
平均表面圧力	1.0 Pa (9.87 × 10 -6  atm) (2015) [2] 0.91 Pa (8.98 × 10 -6  atm) (2020) [3]
構成[a]
窒素（N 2）	>99%
メタン（CH 4）	0.25%
一酸化炭素( CO )	約0.0515%
アセチレン（C 2H 2）	0.0003%
エチレン（C 2H 4）	0.0001%
シアン化水素( HCN )	10 -5 -10 -6 %

冥王星の大気は、準惑星である 冥王星を取り囲むガスの層である。主に窒素(N ₂ ) で構成され、少量のメタン(CH ₄ ) と一酸化炭素(CO) が含まれており、これらはすべて冥王星の表面の氷から蒸発したものである。層状のもやがあり、おそらく高エネルギー放射線によりこれらのガスから形成されたより重い化合物で構成されている。冥王星の大気は、冥王星の軌道と自転の特殊性によって引き起こされる、季節による激しい変化で有名であるが、その変化は完全には理解されていない。^[6]

冥王星の大気の表面圧力は、 2015年にニューホライズンズによって測定され、約1 Pa（10 μbar ）で、地球の大気圧の約10万分の1に相当します。表面温度は40～60 K（-230～-210 °C）ですが、^{[6]メタンによる}温室効果で高度とともに急速に上昇します。高度30 km付近では110 K（-163 °C）に達し、その後は高度とともにゆっくりと低下します。^[7]

冥王星は、海王星の外側にある天体の中で唯一、大気があることが知られている。^[7]最も近い類似物はトリトンの大気だが、いくつかの点では火星の大気に似ている。^{[8] [9]}

冥王星の大気は、1980年代から冥王星による恒星の掩蔽の地球観測^{[10] [11]}や分光法^[12]によって研究されてきました。 2015年には、探査機ニューホライズンズによって近距離から研究されました。^{[4] [2]}

冥王星の大気の主成分は窒素である。ニューホライズンズの測定によると、メタンの含有量は0.25%である。^{[4] [b]}一酸化炭素については、推定値は約0.0515%である。^[5]高エネルギー宇宙線の影響下で、これらのガスは反応して、エタン（C 2 _H 6 _）、エチレン（C 2 H ₄ ） 、アセチレン（C 2 _H 2 _）、より重い炭化水素とニトリル[ ^{15 ] [16] [17]}およびシアン化水素（HCN）^[18]（エチレンの量は約0.0001%、アセチレンの量は約0.0003%）を含むより複雑な化合物（冥王星の表面温度では揮発しない[14]）を形成する。_[ ^4]これらの化合物はゆっくりと表面に沈殿する。おそらく、冥王星の茶色の原因であるソリンも含まれていると思われます（太陽系の他の天体と同様）。^{[4] [19]}

冥王星の大気中で最も揮発性の高い化合物は窒素、2番目は一酸化炭素、3番目はメタンである。揮発性の指標は飽和蒸気圧（昇華圧）である。温度40 K（冥王星表面の最小値に近い^[6]）では、窒素では約10 Pa、一酸化炭素では1 Pa 、メタンでは0.001 Paである。飽和蒸気圧は温度とともに急速に増加し、60 K（最大値に近い^{[6] ）ではそれぞれ}10 000 Pa、3000 Pa、10 Paに近づく。メタンより重い炭化水素、水、アンモニア、二酸化炭素、シアン化水素の場合、この圧力は無視できるほど低い（約10 ⁻⁵ Paまたはそれ以下）ままであり、これは冥王星の条件（少なくとも冷たい下層大気）では揮発性がないことを示している。^{[14] [20]}

メタンと一酸化炭素は、存在量が少なく揮発性が低いため、表面氷との圧力平衡からの偏差が大きく、濃度の時間的・空間的変動が大きいことが予想される。しかし実際には、少なくともメタンの濃度は、高度（少なくとも下20～30 km）、経度、時間に顕著に依存しない。^{[8] [21]}しかし、メタンと窒素の揮発性の温度依存性は、冥王星が太陽から遠ざかるにつれてメタン濃度が減少することを示唆している。^{[14] [21] [22]}注目すべきは、観測されたメタン濃度が、表面氷の濃度とメタンと窒素の昇華圧力の比に基づくラウールの法則から予想される値よりも2桁高いことである。 ^{[8] [23]}この食い違いの理由は不明である。これは、比較的きれいなメタン氷の別々の部分が存在するためか、通常の混合氷の最上層におけるメタン含有量の増加によるものである可能性がある。^{[8] [22]}

日射量の季節的変化と軌道変化により、表面の氷が移動します。ある場所では氷が昇華し、他の場所では凝縮します。いくつかの推定によると、これにより氷の厚さが数メートル変化します。^[11]これは、視界の幾何学的変化と相まって、冥王星の明るさと色に顕著な変化をもたらします。^[8]

メタンと一酸化炭素は、その存在量が少ないにもかかわらず、大気の熱構造にとって重要です。メタンは強力な加熱剤であり^[13]、一酸化炭素は冷却剤です（ただし、一酸化炭素がどの程度の冷却効果をもたらすかは完全には明らかではありません）。^{[7] [24]}

ニューホライズンズは冥王星の大気中に多層の煙霧を発見した。これは矮星全体を覆い、高度200km以上に達する。最も鮮明な画像では約20層の煙霧が写っている。層の水平方向の広がりは1000km以上。層の厚さは1kmから10km以上まで変化し、層間の垂直距離は約10kmである。北部地域では煙霧は赤道付近よりも2～3倍濃い。 ^{[2] [26]}

大気の密度が非常に低いにもかかわらず、もやはかなり目立ちます。もやは光を散乱させるので、冥王星の夜側の詳細を撮影できるほどです。^[27]もやの上には山からの長い影が見られます。^[26]通常の光学的厚さは 0.004 ^[4]または 0.013 ^[2]と推定されています（したがって、垂直光線の強度はまたは減少します。かすめる光の場合、その効果ははるかに強くなります）。もやのスケール高さは45～55 kmです。^{[4] [2]}これは中層大気の圧力のスケール高さとほぼ一致します。^[10]高度100～200 kmでは30 km まで減少します。^[2]${\displaystyle 1-e^{-0.004}\approx 0.4\%}$${\displaystyle 1-e^{-0.013}\approx 1.3\%}$

ヘイズ粒子の大きさは不明です。青色は粒子の半径が約10nmであることを示していますが、異なる位相角での明るさの比率は半径が100nmを超えていることを示しています。これは、小さな（数十nm）粒子がより大きな（数百nm）クラスターに凝集することで説明できます。^[2]

このもやは、宇宙からの高エネルギー放射線の影響を受けて大気中のガスから合成された非揮発性化合物の粒子で構成されていると考えられます。^{[4] [15] [28]この層は}大気波の存在を示しています（掩蔽の観測からもその存在が示唆されています）^{[29] [4]}そして、このような波は冥王星の荒れた表面を吹く風によって発生する可能性があります。^[2]

ニューホライズンズが冥王星の影を飛行中に得た光強度と時間の曲線に折れ曲がりが生じた最も可能性の高い原因は、もやである（右の画像を参照）。高度150 km以下では、大気が上空よりも光をはるかに強く減衰させる。同様の折れ曲がりは、1988年の恒星掩蔽の際にも観測された。最初は、これももやによる光の弱化と解釈されたが^{[30] 、現在では主に下層大気の強い}逆温度勾配の結果であると考えられている。^[26]その後の掩蔽の際には（冥王星の大気がすでに2倍以上濃くなっていた）、この折れ曲がりは見られなかった。^{[7] [10] [31]}

2002年には新たな掩蔽により、もやのさらなる証拠が得られました。掩蔽中に地球に到達した恒星の光（冥王星の大気による屈折による）は、波長とともに強度が増しました。^{[c] [ 32 ]これは、}エアロゾルによる光散乱の信頼できる証拠（昇る太陽が赤くなるのと同様）と解釈されました^。しかし、この特徴はその後の掩蔽（2015年6月29日を含む）では見られませんでした。^{[8] [33]}そして、2015年7月14日、ニューホライズンズはもやが青いことを発見しました。^[34]

ニューホライズンズから受け取った最後の一連の画像では、いくつかの潜在的な雲が観測されました。^[35]

冥王星には対流圏がほとんどないか、全くありません。ニューホライズンズの観測では、薄い対流圏境界層のみが存在することが示唆されています。測定地点におけるその厚さは4km、温度は37±3Kでした。この層は連続的ではありません。^[2]

その上には高度とともに温度が急上昇する層、成層圏がある。温度勾配は1kmあたり2.2、^[10] 3～15 ^[13]または5.5 ^{[8]度と推定されている。これは}メタンによる温室効果の結果である。地表の平均気温は42±4 K（2005年の測定）^[36]で、大気全体の平均気温は90である。⁺²⁵
₋₁₈K（2008）。^{[13] [24] [37]}

高度20～40kmで温度は最高値（100～110K、成層圏）に達し、その後ゆっくりと低下します（約0.2K/km、中間圏^[7] ）。^{[7] [8] [10]}この低下の原因は明らかではありませんが、一酸化炭素^[24]やシアン化水素などの冷却効果、またはその他の理由に関連している可能性があります。^[7]高度200kmを超えると温度は約80Kに達し、その後一定になります。^[7]

大気の上層の温度は、顕著な時間的変化を示さない。1988年、2002年、2006年には、圧力が2倍に増加したにもかかわらず、ほぼ一定で100 K（約10 Kの不確実性あり）であった。緯度や朝晩の状況への依存性も見られず、表面のどの部分でも温度は同じである。^[8]これは、大気の急速な混合を予測する理論データと一致している。^[8]しかし、温度の小さな垂直方向の不均一性の証拠がある。それらは、恒星の掩蔽中に鋭く短い明るさのスパイクとして現れる。^{[31]これらの不均一性の振幅は、数kmのスケールで}0.5～0.8 Kと推定される。それらは、対流や風に関連する大気の重力波または乱流によって引き起こされる可能性がある。^[31]

大気との相互作用は表面温度に大きな影響を与えます。計算によると、大気は圧力が非常に低いにもかかわらず、日中の気温変動を大幅に減らすことができます。^[38]しかし、 氷の昇華による表面の冷却により、約20Kの温度変動が残っています。 ^[6]

冥王星の大気の圧力は非常に低く、時間依存性が強い。冥王星による恒星の掩蔽の観測によると、冥王星は1989年以来太陽から遠ざかっているにもかかわらず、1988年から2015年の間に圧力が約3倍に増加したことが示されている。[ ^{39] [11] [38] [40]}これはおそらく、1987年に冥王星の北極が太陽光にさらされ、北半球からの窒素の蒸発が激化したためであるが、^{[31] [41] [d]}一方、南極は窒素が凝縮するにはまだ暖かすぎる。^[11]掩蔽データから表面圧力の絶対値を取得することは困難である。なぜなら、このデータは通常、大気の最下層に届かないからである。そのため、表面圧力は外挿する必要があり、温度の高度依存性と、その結果圧力が完全に明確ではないため、これはいくぶん曖昧である。冥王星の半径もわかっているはずだが、2015年以前は十分に制約されていなかった。そのため、冥王星の表面圧力の正確な値は、以前は計算できなかった。1988年以降のいくつかの掩蔽では、圧力は冥王星の中心から1275kmの基準レベルで計算された（後に表面から88±4kmであることが判明した）。^{[7] [11] [38]}

1988年と2002年の掩蔽から得られた中心からの距離に対する圧力の曲線^[31]と、現在知られている冥王星の半径（1187±4 km ^[4]）を組み合わせると、1988年には約0.4 Pa、 2002年には1.0 Paという値が得られます。スペクトルデータでは、中心からの距離1188 km（表面から1±4 km）に対して、2008年には0.94 Pa 、2012年には1.23 Paという値が得られました。 ^[8] 2013年5月4日の掩蔽では、ほぼ正確に地表レベル（中心から1190 km、または表面から3±4 km）のデータが示されました：1.13±0.007 Pa。^[8]ニューホライズンズの遭遇のわずか2週間前の2015年6月29日と30日の掩蔽では、表面圧力が1.3±0.1 Paでした。^[39]

冥王星の大気の最下層に関する最初の直接的で信頼できるデータは、2015年7月14日にニューホライズンズによる電波掩蔽測定によって得られた。表面圧力は1 Pa（探査機が冥王星の背後に進入した時点で1.1±0.1 、脱出時に1.0±0.1 ）と推定された。 ^[2]これは前年の掩蔽データと一致しているが^[2] 、このデータに基づく以前の計算では約2倍高い結果が出ている。^{[4] [42] [15]}

2019年7月17日の恒星掩蔽により、冥王星の大気圧は2015年の最大値から約30％低下し、0.967に達したことがわかった。^+0.053
_−0.034Pa。^{[43] 2020年6月6日には0.91} ± 0.03Paへのさらなる圧力低下が測定された。 ^[3]

冥王星の大気のスケール高は高度によって大きく変化する（言い換えれば、圧力の高度依存性は指数関数から外れる）。これは気温の高度による大きな変化によって引き起こされる。大気の最下層ではスケール高は約17 ^[21] –19 ^[9] kmで、高度30–100 km では50–70 kmである。^{[2] [10] [30]}

軌道離心率のため、冥王星は遠日点では近日点に比べて2.8倍少ない熱しか受けない。^[e]このことは冥王星の大気に大きな変化をもたらすはずであるが、これらのプロセスの詳細は明らかではない。まず、遠日点では大気の大部分が凍結して表面に落ちると考えられていた（これは、その化合物の昇華圧が温度に大きく依存していることから示唆される）が、より精巧なモデルでは、冥王星は年間を通じてかなりの大気を持っていると予測されている。^{[6] [11]}

冥王星が最後に近日点を通過したのは1989年9月5日でした。^[6] 2015年現在、冥王星は太陽から遠ざかっており、表面全体の明るさは減少しています。しかし、その大きな軸の傾き（122.5° ^[44]）によって状況は複雑になっており、その結果、表面の大部分で極地の昼と夜が長くなっています。近日点通過の直前の1987年12月16日、冥王星は春分を迎え、北極^[f]は124地球年続いた極夜から抜け出しました。

2014年時点で存在するデータにより、科学者は冥王星の大気の季節的変化のモデルを構築することができました。前回の遠日点（1865年）の間、北半球と南半球の両方に大量の揮発性氷が存在していました。ほぼ同時に春分が起こり、南半球は太陽の方に傾きました。地元の氷は北半球に移動し始め、1900年頃には南半球からほとんど氷がなくなりました。次の春分（1987年）以降、南半球は太陽から背を向けました。それでも、その表面はすでにかなり加熱されており、その大きな熱慣性（非揮発性の水氷によって提供）により、冷却が大幅に遅くなりました。そのため、現在北半球から集中的に蒸発しているガスは南半球で急速に凝縮できず、大気中に蓄積し続け、圧力を高めます。2035～2050年頃には、南半球は十分に冷え込み、ガスの集中的な凝縮が可能になり、北半球（極日）から南半球にガスが移動する。この状態は、遠日点付近の春分（約2113年）まで続く。北半球は揮発性の氷を完全に失うことはなく、遠日点でも蒸発した氷が大気を供給し続ける。このモデルにおける大気圧の全体的な変化は約4倍で、最低値は1970～1980年頃、最高値は2030年頃となる。温度の全範囲は数度に過ぎない。^[11]

2019年7月、冥王星による掩蔽により、予想に反して冥王星の大気圧が2016年以降20%低下したことが示された。 ^[45] 2021年、サウスウェスト研究所の天文学者は、2018年の掩蔽のデータを使用してこの結果を確認した。このデータでは、冥王星の円盤の後ろからの光が徐々に少なくなり、大気が薄くなっていることが示された。^[46]

初期のデータによると、冥王星の大気は毎秒10 ²⁷～^{10 28}分子（50 ～ 500 kg ）の窒素を失っており、これは太陽系の存続期間中に数百メートルから数キロメートルの厚さの揮発性氷の表面層が失われる量に相当する。 ^{[6] [9] [49]しかし、}ニューホライズンズのその後のデータにより、この数字は少なくとも4桁は過大評価されていたことが明らかになった。現在、冥王星の大気は毎秒1×10 ²³分子の窒素と5×10 ²⁵分子のメタンを失っているだけである。これは、太陽系の存続期間中に窒素氷が数センチメートル、メタン氷が数十メートル失われると仮定している。^[2]

十分に高速で宇宙空間に逃げる分子は、太陽の紫外線によってイオン化される。太陽風はイオンによって形成された障害物に遭遇すると減速して方向転換し、冥王星の上流で衝撃波を形成する可能性がある。イオンは太陽風に「拾われ」、その流れに乗って矮星を通り過ぎ、イオンまたはプラズマの尾を形成する。ニューホライズンズ宇宙船の太陽風観測装置（SWAP）は、2015年7月14日の最接近直後に、この低エネルギー大気イオン領域の最初の測定を行った。このような測定により、SWAPチームは冥王星が大気を失う速度を決定し、冥王星の大気と表面の進化に関する洞察を得ることができる。^[50]

冥王星の衛星の中で最大の衛星であるカロン（モルドール・マキュラ）の北極の赤褐色の帽子は、冥王星の大気から放出され、約19,000 km（12,000マイル）の距離を周回する衛星まで運ばれたメタン、窒素、その他のガスから生成された有機高分子であるソリンで構成されている可能性がある。モデルによると、カロンは冥王星が失ったガスの約2.5％を受け取ることができることが示されている。^{[51] [52]}

1940年代初頭、ジェラルド・カイパーは冥王星のスペクトルに大気の証拠を探したが^[53]、成果はなかった。^[12] 1970年代には、一部の天文学者が厚い大気とネオンの海が存在するという仮説を提唱した。当時の見解によれば、太陽系に豊富に存在する他のすべてのガスは凍結するか逃げ出すはずだった。しかし、この仮説は冥王星の質量が過大評価されていたことに基づいていた。^[54]当時は、冥王星の大気と化学組成に関する観測データは存在しなかった。^[12]

1976年に、間接的ではあるものの、大気の存在を示す最初の強力な証拠が現れました。4メートルのニコラス・U・メイオール望遠​​鏡による赤外線測光により、冥王星の表面にメタンの氷^[55]が存在することが明らかになりました。これは、冥王星の温度では大幅に昇華するはずです^{[6] 。}

冥王星の大気の存在は恒星による掩蔽によって証明された。恒星が大気のない天体によって掩蔽されると、その光は急激に消えるが、冥王星による掩蔽では徐々に減少する。これは主に大気の屈折によるものであり、吸収や散乱によるものではない。^{[6] [32]}このような観測は、1985年8月19日にイスラエルのワイズ天文台のノア・ブロッシュとハイム・メンデルソンによって行われた。 ^{[31] [56]}しかし、観測条件が悪かったため、データの質はかなり低かった（さらに、詳細な説明^[57]が発表されたのはわずか10年後だった）。^[12] 1988年6月9日、8か所での掩蔽観測によって大気の存在が確実に証明された^[6]（最良のデータはカイパー空中天文台によって得られた）。大気のスケールハイトが測定され、温度と平均分子量の比を計算することが可能になった。当時は大気の化学組成に関するデータがなく、冥王星の半径と質量に大きな不確実性があったため、温度と圧力自体を計算することは不可能だった。^{[30] [58] [59]}

組成の疑問は、1992年にイギリスの3.8メートル赤外線望遠鏡による冥王星の赤外線スペクトルによって答えが出されました。^{[60] [61]}冥王星の表面は主に窒素の氷で覆われていることが判明しました。さらに窒素はメタンよりも揮発性が高いため、この観測は大気中にも窒素が広く存在することを示唆しました（ガス状の窒素はスペクトルには見られませんでしたが）。さらに、凍結した一酸化炭素の小さな混合物が発見されました。^{[11] [24] [60]}同年、NASAの3.0メートル赤外線望遠鏡施設による観測で、ガス状のメタンの最初の決定的な証拠が明らかになりました。^{[12] [23]}

大気の状態を理解するには、表面温度を知る必要がある。最良の推定値は、冥王星の熱放射の測定から得られる。1987年にIRASによる観測で計算された最初の値は約55〜60 Kで、その後の研究では30〜40 Kであることが示唆されている。^{[6] [12] 2005年には、}サブミリ波干渉計による観測で冥王星とカロンの放射を区別することに成功し、冥王星の表面の平均温度は42±4 K（-231±4 °C ）と測定された。これは予想よりも約10 K低く、この差は窒素氷の昇華による冷却によるものと考えられる。^{[36] [62]}さらなる研究により、温度は地域によって大きく異なり、40 Kから55〜60 Kまでであることが明らかになった。^[6]

2000年頃、冥王星は天の川銀河の星が豊富な領域に入り、2020年代までそこにとどまることになります。1988年以降で最初の恒星による掩蔽は、2002年7月20日と8月21日に、パリ天文台のブルーノ・シカルディ氏^[31]とMITのジェームズ・L・エリオット氏率いるチームによって行われました。^{[32] [40]}大気圧は1988年よりも約2倍高かったことが判明しました。次に観測された掩蔽は2006年6月12日で、^{[10] [63]}その後はより頻繁に掩蔽が発生しています。^{[6] [7] [11] [38] [64]}これらのデータの処理により、圧力が増加し続けていることが示されています。^{[7] [11]}太陽の約10倍の明るさを持つ非常に明るい星の掩蔽が、ニューホライズンズの遭遇のわずか2週間前の2015年6月29日と30日に観測されました。^{[39] [65] [66]}

2015年7月14日、ニューホライズンズ宇宙船は冥王星の大気圏を近距離から初めて探査し、電波掩蔽の測定や冥王星の影を通過する際の太陽放射の弱まりの観測を行った。これにより下層大気のパラメータの初めての直接測定が行われた。表面気圧は1.0～1.1 Paであることが判明した。^{[4] [2] [42]}

• 冥王星の気候帯
• トリトンの雰囲気

• 天体物理学データシステムの文献
• アリス掩蔽（冥王星の大気が太陽の前を通過）のビデオ（00:17）（NASA、ニューホライズンズ、2015 年 7 月 14 日）。
• 「冥王星のもや」。NASAフォトジャーナル。2015年9月10日。
• 「冥王星の見事な三日月の全景」NASAフォトジャーナル。2015年10月29日。
• 太陽光に照らされた大気を示すニューホライズンズの生画像の一部：1、2、3、4。