الرئيسيةعريقبحث

الغلاف الجوي لبلوتو

صورة لبلوتو من التقاط نيو هورايزونز والتي تظهر الغلاف الجوي لبلوتو مضاءً بالشمس خلف الكوكب. اللون الأزرق قريب لما قد تراه العين البشرية والناتج عن طبقات الغبار في الغلاف الجوي.

الغلاف الجوي لبلوتو عبارة عن طبقة رقيقة من الغازات تحيط به. يتكون بشكل أساسي من النتروجين مع كميات قليلة من الميثان وأول أكسيد الكربون، تكونت كلها نتيجة تبخر الجليد على سطح بلوتو.[1][2] يحتوي على طبقات ضباب من المحتمل أنها مشكّلة من مكونات ثقيلة تتشكل من تلك الغازات بسبب الإشعاع عالي الطاقة.[3] يتميز الغلاف الجوي لبلوتو بتغيراته الموسمية الشديدة وغير الواضحة التي تنتج عن المدار المميز والدوران المحوري لبلوتو.

يبلغ الضغط السطحي للغلاف الجوي لبلوتو والذي قاسته مركبة نيوهورايزنز في 2015، 1 باسكال (10 ميلي بار)، أقل تقريبًا ب100000 مرة من الضغط الجوي للأرض. تتراوح الحرارة على سطحه بين 40 إلى 60 كلفن (-230 حتى -210 درجة مئوية) ولكنها ترتفع بسرعة مع الارتفاع بسبب الاحتباس الحراري الذي يولده غاز الميثان. وتصل إلى 110 كلفن (-163 درجة مئوية) في ارتفاع 30 كيلومتر ثم تنخفض ببطء.[4]

يُعد بلوتو الجسم الوحيد وراء نبتوني ذي غلاف جوي معروف. ويعتبر الغلاف الجوي لتريتون أكثر غلاف جوي يشبهه، حتى أنه يشبه الغلاف الجوي للمريخ في بعض الجوانب.[5][6]

دُرس الغلاف الجوي لبلوتو منذ الثمانينيات بواسطة أرصاد أرضية لاحتجاب النجوم بسبب بلوتو[7][8] وعن طريق التحليل الطيفي.[9] دُرس في عام 2015 من مسافة قريبة بواسطة المركبة الفضائية نيوهورايزنز.[10]

التركيب

يتكون الغلاف الجوي لبلوتو بشكل رئيسي من النيتروجين، ويشكل الميثان 0.25% منه وفق قياسات نيوهورايزنز. وفقًا للقياسات الأرضية، قُدّرت نسبة أول أكسيد الكربون بين %0.025 و0.15%،[11] وفي عام 2015 قُدّرت بين 0.05% و 0.075%.[12] تتفاعل هذه الغازات تحت تأثير الإشعاعات الكونية عالية الطاقة لتشكّل مركبات أكثر تعقيدًا (غير متطايرة في درجات حرارة سطح بلوتو)[13] وتتضمن الإيثان (سي 2 إتش6) والإيثيلين (سي 2 إتش4) والأسيتيلين (سي 2 إتش2) وهيدروكربونات ونتريلات ثقيلة وسيانيد الهيدروجين (إتش سي إن) (تبلغ كمية الإيثيلين حوالي 0.0001% وكمية الأسيتيلين 0.0003%). تترسب هذه الكميات على السطح ببطء. ومن المحتمل أنها تتضمن أيضًا الثولينات المسؤولة عن اللون البني لبلوتو (كبعض الأجسام الأخرى في النظام الشمسي الخارجي). [14]

المركب الأكثر تطايرًا في الغلاف الجوي لبلوتو هو النيتروجين، يحل في المرتبة الثانية أول أكسيد الكربون وثالثًا الميثان. مؤشر التطاير هو ضغط البخار المشبع (ضغط التّصعد). ويبلغ هذا الضغط عند درجة حرارة 40 كلفن (قريبة من القيمة الأدنى لدرجة حرارة سطح بلوتو) حوالي 10 باسكال بالنسبة للنيتروجين، و1 باسكال بالنسبة لأول أكسيد الكربون، و0.001 باسكال بالنسبة للميثان. يزداد هذا الضغط بسرعة مع ازدياد درجة الحرارة، وعند درجة حرارة 60 كلفن (قريبة من القيمة الأعلى لدرجة حرارة سطح بلوتو) يصل حتى 10000 باسكال للنتروجين، و3000 باسكال لأول أكسيد الكربون، و10 باسكال للميثان. يبقى الضغط بالنسبة للهيدروكربونات الأثقل من الميثان، والماء، والأمونيا، وثاني أكسيد الكربون، وسيانيد الهيدروجين منخفضًا بشكل لا يذكر (حوالي 5 إلى 10 باسكال أو أقل)، مما يشير لعدم وجود تطاير في ظروف الغلاف الجوي لبلوتو (على الأقل في الغلاف الجوي السفلي البارد).[15]

من المتوقع أنّ قلة وجود الميثان وأول أكسيد الكربون، تستطيع أن تشرح الانحرافات الكبيرة في توازن الضغط مع الجليد السطحي والتغيرات الزمانية والمكانية الكبيرة في التركيز. لكن في الحقيقة، لا يتعمد تركيز الميثان على الأقل على الارتفاع (على الأقل في ارتفاعات بين 20 و30 كيلومتر) وخطوط الطول والوقت. يشير اعتماد درجة حرارة تطاير الميثان والنيتروجين إلى أنّ تركيز الميثان سيتناقص أثناء حركة بلوتو مبتعدًا عن الشمس.[16][17] والجدير بالذكر أن تركيز الميثان المرصود هو أعلى مرتين من التركيز المتوقع حسب قانون راؤول على أساس تركيزه في الجليد السطحي ونسبة ضغوط التصعيد للميثان والنيتروجين. أسباب هذا التناقض غير معروفة. يمكن أن تكون بسبب وجود قطع منفصلة من جليد الميثان النظيفة نسبيًا، أو بسبب تزايد محتوى الميثان في الطبقة العليا من الجليد المختلط المألوف.[17]

تؤدي التغيرات المدارية والموسمية للتشميس إلى هجرة الجليد السطحي، فهي تتصاعد في بعض الأماكن وتتكاثف في أماكن أخرى. وفقًا لبعض التقديرات، فإنّ التغير في السماكة يصل إلى المتر. وهذا يؤدي إلى تغيرات ملحوظة في سطوع ولون بلوتو (وتغيرات أيضًا في الهندسة الظاهرية أو المنظر).

على الرغم من عدم توفر الميثان وأول أكسيد الكربون إلّا بشكل قليل، فهما مهمان للبنية الحرارية للغلاف الجوي: يعد الميثان عامل تسخين قوي، وأول أكسيد الكربون عامل تبريد (على الرغم من أنّ كمية التبريد غير واضحة كليًا).[11]

الضباب

الضباب متعدد الطبقات في الغلاف الجوي لبلوتو. يمكن رؤية جزء من سهل سبوتنيك بلانيتيا والجبال القريبة منه. الصورة من التقاط نيو هورايزونز.

اكتشفت نيوهورايزنز في الغلاف الجوي لبلوتو ضباب متعدد الطبقات، والذي يغطي كامل هذا الكوكب القزم ويصل لارتفاع 200 كيلومتر. تُظهر أفضل الصور حوالي 20 طبقة من الضباب. لا يقل الامتداد الأفقي لهذه الطبقات عن 1000 كيلومتر. تتراوح سماكة هذه الطبقات بين 1 وقد تتجاوز 10 كيلومتر، وتبلغ المسافة الرأسية بينها حوالي 10 كيلومتر. كثافة الضباب في المناطق الشمالية أكبر بمرتين إلى ثلاث مرات من كثافته عند خط الاستواء.[18]

على الرغم من الكثافة المنخفضة جدًا للغلاف الجوي إلّا أنّ الضباب ملحوظ. فهو يبعثر ضوءًا كافيًا بشكل يسمح بتصوير بعض التفاصيل من الجهة غير المضاءة لبلوتو.[19] في بعض الأماكن تستطيع رؤية الظلال الطويلة من الجبال على الضباب. يقدر العمق الضوئي الطبيعي ب 0.004 أو 0.013. مقياس ارتفاع الضباب هو 45-55 كيلومتر. يتوافق تقريبًا مع مقياس ارتفاع الضغط في الغلاف الجوي المتوسط. يتناقص مقياس ارتفاع الضباب حتى 30 كيلومتر على ارتفاعات تتراوح بين 100 و200 كيلومتر.

حجم جزيئات الضباب غير واضح. يشير اللون الأزرق إلى جسيمات بنصف قطر 10 نانو متر تقريبًا، لكن نسبة السطوع في زوايا الطور المختلفة تشير إلى أنّ نصف القطر يتجاوز 100 نانومتر. يمكن شرح هذا عن طريق تراكم الجسيمات الصغيرة (عشرات النانومترات) في مجموعات أكبر (مئات النانومترات).

من المحتمل أنّ الضباب يتكون من جسيمات تتكون من مركبات غير متطايرة، والتي تُركّب من غازات الغلاف الجوي تحت تأثير الإشعاع الكوني عالي الطاقة. تظهر الطبقات وجود أمواج في الغلاف الجوي (أشارت أرصاد الاحتجاب أيضًا إلى وجودها) ويمكن أن تنشأ مثل هذه الموجات بسبب الرياح التي تعصف على سطح بلوتو الخشن.[20]

إنّ الضباب هو السبب الأكثر احتمالًا للعقدة في منحني شدة الضوء مقابل الوقت الذي قاسته نيوهورايزنز أثناء التحليق في ظلال بلوتو، نلاحظ أنّ الغلاف الجوي يضعِف الضوء عند ارتفاعات أقل من 150 كيلومتر أكثر من الارتفاعات الأعلى من ذلك. رُصدت عقدة مشابهة خلال الاحتجاب النجمي عام 1988. فُسرت في البداية على أنّ الضباب يُضعف الضوء، ولكن يُعتقد الآن أنّ السبب بشكل أساسي هو التدرج الحاد في درجة الحرارة العكسية في الغلاف الجوي السفلي. غابت هذه العقدة خلال الاحتجابات اللاحقة (عندما كان الغلاف الجوي لبلوتو أكثف بمرتين).[21]

تم الحصول على دليل آخر عن الضباب في عام 2002 بسبب الاحتجاب الجديد. أظهر الضوء النجمي الذي نجح في الوصول إلى الأرض خلال الاحتجاب (بسبب الانكسار الضوئي في الغلاف الجوي لبلوتو) زيادة في الكثافة تتناسب طردًا مع طول الموجة. فُسّر هذا كدليل موثوق على تبعثر الضوء بسبب الهباء الجوي (مشابه للاحمرار أثناء شروق الشمس). لكن غابت هذه السمة خلال الكسوفات اللاحقة (بما في ذلك 29 يونيو عام 2015). وفي 14 يوليو عام 2015، وجدت نيوهورايزنز أنّ الضباب أصبح أزرق.[22][23]

رُصد عدد من السحب المحتملة في مجموعة الصور الأخيرة التي أرسلتها نيوهورايزنز.[24]

المراجع

  1. Stern S. A. (2014). "Pluto". In T. Spohn; D. Breuer; T. Johnson (eds.). Encyclopedia of the Solar System (3 ed.). Elsevier. pp. 909–924. ISBN . نسخة محفوظة 3 أبريل 2017 على موقع واي باك مشين.
  2. Stern, S. A.; Bagenal, F.; Ennico, K.; et al. (16 October 2015). "The Pluto system: Initial results from its exploration by New Horizons" ( كتاب إلكتروني PDF ). Science. 350 (6258): aad1815. أرخايف:. بيب كود:2015Sci...350.1815S. doi:10.1126/science.aad1815. PMID 26472913. Archived from the original ( كتاب إلكتروني PDF ) on 22 November 2015. (Supplements) نسخة محفوظة 11 يناير 2020 على موقع واي باك مشين.
  3. Hand, E. (October 2015). "Late harvest from Pluto reveals a complex world". Science. 350 (6258): 260–261. بيب كود:2015Sci...350..260H. doi:10.1126/science.350.6258.260. PMID 26472884. نسخة محفوظة 28 سبتمبر 2019 على موقع واي باك مشين.
  4. Dias-Oliveira, A.; Sicardy, B.; Lellouch, E.; et al. (September 2015). "Pluto's Atmosphere from Stellar Occultations in 2012 and 2013". The Astrophysical Journal. 11 (1): 53. أرخايف:. بيب كود:2015ApJ...811...53D. doi:10.1088/0004-637X/811/1/53. نسخة محفوظة 25 أغسطس 2019 على موقع واي باك مشين.
  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" ( كتاب إلكتروني PDF ). Icarus. 246: 268–278. أرخايف:. بيب كود:2015Icar..246..268L. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.027. نسخة محفوظة 24 مايو 2015 على موقع واي باك مشين.
  6. Johnston, William Robert (8 September 2006). "The atmospheres of Pluto and other trans-Neptunian objects". Archived from the original on 3 October 2006. Retrieved 26 March 2007. نسخة محفوظة 25 نوفمبر 2018 على موقع واي باك مشين.
  7. Elliot, J. L.; Person, M. J.; Gulbis, A. A. S.; et al. (2007). "Changes in Pluto's Atmosphere: 1988–2006". The Astronomical Journal. 134 (1): 1–13. بيب كود:2007AJ....134....1E. doi:10.1086/517998. نسخة محفوظة 21 مارس 2018 على موقع واي باك مشين.
  8. Olkin, C. B.; Young, L. A.; Borncamp, D.; et al. (January 2015). "Evidence that Pluto's atmosphere does not collapse from occultations including the 2013 May 04 event". Icarus. 246: 220–225. بيب كود: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". In A. Stern; D. J. Tholen (eds.). Pluto and Charon. University of Arizona Press. pp. 347–390. بيب كود:1997plch.book..347Y. ISBN . نسخة محفوظة 26 يناير 2020 على موقع واي باك مشين.
  10. Gladstone, G. R.; Stern, S. A.; Ennico, K.; et al. (March 2016). "The atmosphere of Pluto as observed by New Horizons" ( كتاب إلكتروني PDF ). Science. 351 (6279): aad8866. أرخايف:. بيب كود:2016Sci...351.8866G. doi:10.1126/science.aad8866. Archived from the original ( كتاب إلكتروني PDF ) on 21 May 2016. Retrieved 12 June 2016. (Supplementary Material) نسخة محفوظة 11 يناير 2020 على موقع واي باك مشين.
  11. Lellouch, E.; de Bergh, C.; Sicardy, B.; Käufl, H. U.; Smette, A. (2011). "High resolution spectroscopy of Pluto's atmosphere: detection of the 2.3 μm CH4 bands and evidence for carbon monoxide" ( كتاب إلكتروني PDF ). Astronomy and Astrophysics. 530: L4. أرخايف:. بيب كود:2011A&A...530L...4L. doi:10.1051/0004-6361/201116954. نسخة محفوظة 21 مارس 2018 على موقع واي باك مشين.
  12. Gurwell, M.; Lellouch, E.; Butler, B.; et al. (November 2015). "Detection of Atmospheric CO on Pluto with ALMA". American Astronomical Society, DPS meeting #47, #105.06. بيب كود:2015DPS....4710506G. نسخة محفوظة 28 سبتمبر 2019 على موقع واي باك مشين.
  13. Fray, N.; Schmitt, B. (2009). "Sublimation of ices of astrophysical interest: A bibliographic review". Planetary and Space Science. 57 (14–15): 2053–2080. بيب كود:2009P&SS...57.2053F. doi:10.1016/j.pss.2009.09.011. نسخة محفوظة 6 سبتمبر 2019 على موقع واي باك مشين.
  14. Chang, Kenneth (24 July 2015). "Pluto's atmosphere is thinner than expected, but still looks hazy". نيويورك تايمز. مؤرشف من الأصل في 10 يونيو 201927 يوليو 2015.
  15. 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" ( كتاب إلكتروني PDF ). Icarus. 243: 104–110. أرخايف:. بيب كود:2014Icar..243..104H. doi:10.1016/j.icarus.2014.09.013. نسخة محفوظة 24 نوفمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
  16. 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. بيب كود:2011Icar..214..685Z. doi:10.1016/j.icarus.2011.05.015. نسخة محفوظة 21 مارس 2018 على موقع واي باك مشين.
  17. Trafton, L. M.; Hunten, D. M.; Zahnle, K. J.; McNutt, R. L. Jr. (1997). "Escape Processes at Pluto and Charon". In A. Stern; D. J. Tholen (eds.). Pluto and Charon. University of Arizona Press. pp. 475–522. بيب كود:1997plch.book..475T. ISBN . نسخة محفوظة 26 يناير 2020 على موقع واي باك مشين.
  18. Cheng A. F., Summers M. E., Gladstone G. R.; et al. (2017). "Haze in Pluto's atmosphere". Icarus. 290: 112–133. بيب كود:2017Icar..290..112C. doi:10.1016/j.icarus.2017.02.024. نسخة محفوظة 26 أغسطس 2019 على موقع واي باك مشين.
  19. "PIA19931: Pluto in Twilight". NASA. 10 September 2015. Archived from the original on 27 March 2017. نسخة محفوظة 26 يناير 2020 على موقع واي باك مشين.
  20. Alex Parker (2015-09-25). "Pluto at Twilight". blogs.nasa.gov. مؤرشف من الأصل في 24 مايو 201704 ديسمبر 2015.
  21. 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.; Kulesa, C. A.; McCarthy, D. W.; Benecchi, S. D.; Levine, S. E.; Bosh, A. S.; Ryan, E. V.; Ryan, W. H.; Meyer, A.; Wolf, J.; Hill, J. (8 September 2008). "WAVES IN PLUTO'S UPPER ATMOSPHERE". The Astronomical Journal (باللغة الإنجليزية). 136 (4). doi:10.1088/0004-6256/136/4/1510/meta. ISSN 1538-3881. مؤرشف من الأصل في 13 نوفمبر 2019.
  22. Sicardy B.; Widemann T.; et al. (2003). "Large changes in Pluto's atmosphere as revealed by recent stellar occultations". Nature. 424 (6945): 168–170. بيب كود:2003Natur.424..168S. doi:10.1038/nature01766. PMID 12853950. نسخة محفوظة 8 ديسمبر 2015 على موقع واي باك مشين.
  23. Hartig, K.; Barry, T.; Carriazo, C. Y.; et al. (November 2015). "Constraints on Pluto's Hazes from 2-Color Occultation Lightcurves". American Astronomical Society, DPS meeting #47, #210.14. بيب كود:2015DPS....4721014H. نسخة محفوظة 28 سبتمبر 2019 على موقع واي باك مشين.
  24. Nancy Atkinson (2016). "Latest Results From New Horizons: Clouds on Pluto, Landslides on Charon". Universe Today. مؤرشف من الأصل في 26 أكتوبر 201904 نوفمبر 2016.


موسوعات ذات صلة :