大気といっても地球の１０万分の１レベルの大気圧 窒素がメインなのは同じでもメタンと一酸化炭素がサブで外縁天体に大気があるときの組成は似ていると思われる。以下、機械翻訳。
トリトンと冥王星の大気中の雲と霞
2024年11月18日
1 導入
薄い雲や霞が多発しています（〜10μbar）と冷たい（≤40K
雲やもやは、トリトンと冥王星の大気圏（絶対温度40度）で発見され、太陽からの紫外線（UV）光子と局所的な星間物質によって散乱された光子との相互作用によって生成されると考えられています。これらの相互作用によって、高次の炭化水素やニトリルを生成する化学反応のネットワークが生まれ、凝縮して氷雲を形成し、最終的には複雑なもや粒子が表面に降り注ぎ、大気の熱構造、ガス化学、表面の進化に影響を与えます。この章では、トリトンと冥王星の大気圏における雲やもやの観測的証拠とその理論的解釈、およびトリトンと冥王星の雲やもやを研究室で生成して詳細を知ることを目的とした一連の新しい実験についてレビューします。
1.1 命名法に関する注記
「雲」と「もや」の定義は地球科学と惑星科学の文献によって異なるため、正式な定義を与えることが重要です。ここでは後者に従い、起源に関連する定義を使用します。雲粒子は平衡凝縮反応によって形成され、局所的な温度と凝縮蒸気の豊富さにより、凝縮がエネルギー的に有利になり、自発的に発生します。対照的に、もやの粒子は不平衡プロセス、通常は光化学反応によって形成され、エネルギー (紫外線光子など) の注入により大気中のガス分子が分解され、反応が起こり徐々にもやの粒子が形成されます。結果として、雲粒子は通常揮発性ですが、もやの粒子は通常揮発性ではありません。これらの定義の複雑さは、光化学的に生成されたガスの凝縮から形成される粒子に関係しています。ここではこれらの構造を雲と呼びますが、文献ではもやとも呼ばれています。最後に、起源が不明な場合には、大気中に浮遊するあらゆる粒子、つまり雲と霞の両方を包括する用語として「エアロゾル」を使用することにします。
2 トリトンと冥王星のエアロゾルの観測
2.1 ボイジャー2号によるトリトンエアロゾルの観測
1989年8月25日のボイジャー2号の海王星系への歴史的なフライバイでは、トリトンに表面圧力と温度が16±3μbarと38−4+3Kの窒素を主成分とする大気が存在することが明らかになった。
それぞれ表面のN2氷との蒸気平衡の条件と一致している[3、79、8] 。観測された地表付近のCH4の混合比（数ppmから数百ppm）は30倍飽和しており、スケールハイト7～10kmで空間的に変動しており、これは静水圧平衡から予想される値よりもかなり小さいため、光化学反応が起こっていることを示唆している[3]。画像観測により、2つのエアロゾル成分が明らかになった。
8キロ南緯30度より南極方向（図1）に広がる全球エアロゾル層と、〜30kmトリトンのほぼどこでも[71、64]。
図1:トリトンの南極冠の西縁で撮影されたエアロゾルの画像。左のパネルはトリトンの表面の特徴を強調し、右のパネルは縁のエアロゾルを強調し、暗いピクセルはトリトンの縁を示しています。図は[71]。
ボイジャー2号は、可視波長での測光観測により、トリトンのエアロゾルの散乱特性を明らかにした（図2）。大きな位相角での散乱光輝度の上昇は、反射性エアロゾルの存在を強く示唆している。主に表面近くの離散構造の測光特性をトレースするディスク平均輝度から[30]、垂直エアロゾル光学的厚さは
〜0.03でλ=0.56μmそして、波長依存性は∝λ^−2、非対称パラメータ〜0.6（前方散乱が大きい）と単一散乱アルベド〜0.99
[29、28ただし、光学的に薄いエアロゾルの場合、単一散乱アルベドはエアロゾル光学的厚さとは別に独立して決定することはできないことに注意する必要があります。
図2:トリトンのモデル位相曲線[29]をボイジャー2号の紫、青、緑のフィルターデータと比較した。縦軸は、0度の位相における大きさが
−2.5log（Pgeo）、 どこＰgeoは幾何学的アルベドです。ディスク平均画像は、表面散乱により位相角が小さいほど明るくなりますが、位相角が大きいほど明るくなります。これはエアロゾルからの散乱光によるものです。図は[29]。
空間分解観測は、散乱特性を制限する際に、離散的エアロゾル構造と全球的エアロゾル構造の間の曖昧さを回避するのに役立つ。高位相角での空間分解画像から、南半球の高緯度における離散的構造の平均粒子サイズは、〜0.2–1.5μm [64、66一方、離散構造がほとんど存在しない南半球の低緯度では、全球エアロゾル層の平均粒子半径、柱積分粒子数密度、エアロゾルスケール高度は、0.17±0.012μm、2.0±0.6×10^6cm^−2、 そして11±0.6km、それぞれ垂直散乱光学的厚さは〜可視波長範囲全体で0.002-0.004 [66]。導出されたスケールハイトが観測領域における圧力スケールハイトよりもかなり小さいという事実（〜16km）は、そうでなければエアロゾルと圧力スケールの高さが同一となるため、エアロゾルの形成が高度 20 km 未満で発生したことを示唆している。
トリトンの全球エアロゾル層の垂直減光プロファイルは、ボイジャー2号の紫外線分光計による恒星掩蔽観測によって制限された。0.14–0.16μm高度で
<20km 波長依存性はサブミクロン（<0.3μm）粒子は、紫外線波長で推定された光学的厚さが、画像観測から得られた可視波長でのものよりも桁違いに高かったため、[71、64]。消光率は入水時と出水時でも異なっていた[27]、消光スケール高は圧力スケール高と同じであったが、空間分解された可視観測から得られたスケール高はより小さかった[66]。
2.2 ニューホライズンズ以前の冥王星の大気の観測
図3:カイパー航空天文台が観測した1988年6月9日の冥王星掩蔽におけるP8星の光度曲線。図は[15]。
冥王星の大気は、1988年6月9日の恒星掩蔽の地上観測から検出された[33、14、56]は、冥王星が対象星を掩蔽するにつれて、対象星からの放射が徐々に減少していく様子を示した（図3）。
〜UTC 10:35:50 の 55 秒後、恒星フラックスが急激に低下するところで、エアロゾルが冥王星の下層大気に浸透している可能性があることを示唆する最初の兆候が見られました。これは、エアロゾルによる消光が、澄んだ等温大気よりも急速に恒星フラックスを減少させるためです[16]しかし、この「膝」は、地表付近の急激な温度低下による大気スケール高度の低下によっても説明できる[34]。2002年から2015年までのその後の恒星掩蔽、例えば[13、62、85、63、60、24] は大気波の証拠を発見し、エアロゾルと急激な温度勾配の両方が存在する可能性が高いことを示した。エアロゾルの消滅の証拠は、より長い波長でのサブミクロンエアロゾル粒子の吸収の減少によって引き起こされるエアロゾルの消滅の減少と一致する最小恒星フラックスの波長依存性によって提供された[13、24]。
冥王星の大気の組成は、当初、赤外線分光法による表面の窒素、メタン、二酸化炭素の氷の検出から推定された[10、61]、これは蒸気平衡において同様の組成の大気があることを示唆している。 N2氷が他の氷よりも50倍豊富であるという発見と、それに続く冥王星の低い表面温度の測定は、
〜40K [78] は、揮発性のため、 N2が大気中の主要ガスであることをほぼ確認しました。その後、高解像度分光法によって、 CH4と COのガスの直接検出が行われました[87、50]。
2.3 ニューホライズンズによる冥王星エアロゾルの観測
図4:左上:ニューホライズンが太陽に照らされた冥王星の眺め。縁全体に広がるエアロゾル層が見える。エアロゾル散乱は太陽の方向よりも北半球(夏)のほうが明るい。画像は引き伸ばされ、シャープ化されている。右上:
〜
冥王星の縁にある 20 のエアロゾル層。冥王星の挿入地図には、観測されたエアロゾルの位置が示されています。下:冥王星の縁の周りのもやの層のモザイクを展開したもの。細く傾いた白い線はモザイクの継ぎ目です。水平距離と垂直高度のスケール、冥王星の経度/緯度が示されています。すべての画像は、ニューホライズンズ長距離偵察イメージャー (LORRI) によって撮影され、[6]。
図5:左：アリス分光器で観測された冥王星の太陽掩蔽の進入時（藍色）と退出時（赤色）の近表面エアロゾルの減光と、大規模なモデル化による寄与との比較。
〜1μmの凝集体（青）と数十nm半径のより小さな粒子（オレンジ）。右： LORRI（黒）によって得られた表面近傍の散乱光観測と、モデル化された大きな凝集体と小さな粒子からの寄与との比較。黒い曲線は凝集体と球体の合計寄与を示す。色の破線は各成分からの寄与の比率を表す。図は[17]。
ニューホライズンズ探査機は2015年7月14日に冥王星系を通過し、冥王星の大気中にエアロゾルが存在することを確認した（図4）。エアロゾルは光学的に薄いが、全球に広がっており、最下点の光学的な深さは
〜光学波長では0.01だが、四肢全体を包み込む[22]トリトンとは異なり、明確なエアロゾル構造は検出されなかった[73]。北半球（夏）のエアロゾル散乱は赤道地域に比べて2～3倍明るく、エアロゾルの質量負荷が2倍大きいことを示唆している。光学波長でのエアロゾル散乱は地表から200kmの高度まで観測され、エアロゾルによる紫外線の減衰は500kmに達することが確認された。エアロゾルの垂直分布は滑らかではなく、
〜20 の細かく明確な層がそれぞれ数 km の厚さで、平均して約 10 km 離れていますが、一般的には高度が下がるにつれてエアロゾルの散乱が増加します。明るい層とその間の暗い領域との間のコントラストは数パーセントです。各薄いエアロゾル層は、縁の周囲数百 km にわたって広がっており、時には他の層と融合したり、分裂したりすることが観測されました[6、35冥王星のエアロゾルはトリトンのエアロゾルよりもタイタンに似ており、吸収性が高く、単一散乱アルベドは500～900nmの波長で0.9～0.95の範囲にあるようです[31]。
エアロゾルの消光が波長と位相角に依存することから、エアロゾル粒子の分布は複雑であることが示唆される（図5）。可視光線と近赤外線におけるエアロゾルの散乱強度は波長が長くなるにつれて徐々に減少しており、エアロゾル粒子のサイズが
〜10nm [22、23、44]。しかし、エアロゾルは可視光線でも前方散乱が強く、より大きな（>0.1μ
さらに、紫外線エアロゾルの消光は、0.1mの粒子でも生成できない大きなエアロゾルUV断面積を示している。
μm球状粒子[88、39]多孔質フラクタル集合体 - ゆるく結合した小さな球状のモノマーで構成された不規則な形状の拡張粒子（§3.2 ) – 一見矛盾するこれらの観察結果に対する可能な説明を提供する[82] : 波長依存性と大きな紫外線断面積は、光の集光による散乱と消光によるものである。
〜10 nmモノマーによって前方散乱が達成され、一方、大きな（>0.1μm) 粒子の拡張された性質[6]。しかし、フラクタル集合粒子は高度50km以上の観測結果に合致するが、表面近くのエアロゾル後方散乱強度の増加は、この集団だけでは再現できない。ここでは、2つの異なるエアロゾル粒子集団が必要である。観測された後方散乱を生成できる半径数十nmの小さな粒子（球状または集合体）と、〜1μmフラクタル集合体
〜10nmモノマーは大きな前方散乱と紫外線吸収と波長依存性を説明できる（図5）[44、17]。
冥王星の大気中に存在するいくつかの主要なガスの存在プロファイルは、ニューホライズンズのアリス紫外線分光器によって観測された太陽と恒星の紫外線掩蔽によって制限された[88、39]。 N2と CH4は大気中の主要なガスであり、地表付近での混合比はそれぞれ99%と1%であることが示された。高高度での拡散分離により、 CH4の混合比は5%に近づく。
〜500 km。 C2H2、 C2H4、 C2H6も特定されており、これらは光化学的起源である可能性が高い（§3.1 ) 興味深いことに、これらの種は、公称光化学生成高度以下の大気中では十分に混合されておらず、代わりに 400 km 未満で化学的破壊や凝縮を示唆する減少を示しています。ニューホライズンズのフライバイとほぼ同時に ALMA によって測定された HCN の混合比プロファイルは、400 km 未満で同様の減少を示していますが、上層大気では高度が過飽和の混合比を示しています[51]。
2.4 まとめ
トリトンと冥王星の大気の観測から、両惑星には興味深い相違点と類似点を持つ地球規模のエアロゾル層が存在することがわかった。最大の違いはエアロゾルの垂直範囲である。トリトンのエアロゾルは下層に限定されているが、冥王星のエアロゾルは下層に限定されている。
〜30kmの大気圏、冥王星のそれは>500 km です。さらに、トリトンには 2 つの異なるエアロゾル集団があります。光学的深度の低いグローバル層と、光学的深度の高い地表近くの離散構造です。対照的に、冥王星には離散構造がありません (ただし、トリトンには存在しない広範な垂直層があります)。しかし、それでも表面近くに 2 つの粒子集団があり、その粒子サイズはトリトンの 2 つのエアロゾル集団に似ています。両世界のエアロゾルの合計垂直光学的深度も 0.01 前後で驚くほど似ていますが、トリトンのエアロゾルは離散構造のためにより変動します。
3 トリトンと冥王星のエアロゾルの理論
3.1 トリトンと冥王星における光化学とエアロゾル形成
トリトンと冥王星の冷たい還元性大気中のエアロゾルの起源は、窒素とメタンの光化学反応と密接に結びついています。窒素は極端紫外線（EUV）の太陽光子によって破壊されます（λ<100 nm）と、トリトンの場合はさらに海王星の磁気圏からの高エネルギー電子[53、91、45] ; CH4は主にライマン-α
太陽からの光子と局所的な星間物質によって散乱された光子[75、45これらの反応により、 N、 H、 CH、 CH2、 CH3などのラジカル種が生成され、これらは急速に互いに反応して、 C2H2、 C2H4、 C2H6、 C4H2、 HCNなどのより複雑な炭化水素やニトリルを形成します[75、43、45、84、52、1]。
図6:トリトンにおけるCH4混合比プロファイルは、表面近くの値の関数として示されています。光分解と化学反応はメタンを減少させる傾向があり（赤）、拡散分離はメタンを増加させます（青）。2つの領域間の遷移（黒）は、表面のCH4混合比が
〜5×10^ -4 . 図は[41]。
トリトンと冥王星の光化学における重要な違いは、表面近くのガス状CH4の存在量であり、トリトンでは後者に比べて10～100倍少ない。その結果、トリトンではCH4が光分解され、より複雑な炭化水素やニトリルが、高度約25kmというはるかに低い高度で生成される。[41] – 冥王星の400 kmとは対照的に[45、84、42]トリトンの表面近くでのCH4の急速な破壊は、観測されたCH4スケールの高さが7-10kmと小さく、より高い高度でCH4が不足していることを説明しています[3]。対照的に、冥王星ではCH4が豊富であるため、光化学的破壊が抑えられ、上層大気に留まります（図6）[41、86]。
カッシーニによる土星の衛星タイタンの観測の分析、モデル化、実験的解釈から得られた教訓は、トリトンと冥王星における光化学と煙霧形成の関係を理解するために応用できる。3つの天体はすべて窒素を主成分とする大気で、微量のメタンが含まれるが、タイタンの大気ははるかに質量が大きい。トリトンや冥王星と同様に、窒素とメタンはタイタンの上層大気と電離層で破壊される（〜土星の磁気圏からのEUVとFUV（遠紫外線）光子と高エネルギー粒子による光分解によって、高度1000kmの太陽表面まで到達した[67、20]、ラジカルや次第に複雑な有機分子やイオンを生成する。例：[90、83、81カッシーニの観測によると、大気中の物質が中性およびイオン反応を通じて徐々に複雑さと質量を増していくこのプロセスは、質量が100万トンを超える重い負イオンまでスムーズに進行する。
〜10^4 Da q^-1 [7、80これらの負イオンは、質量の小さい（最大350 Da q -1 [9]）の陽イオンがタイタンの電離層に放出され、その結果急速に成長し、最終的にはタイタンの地球規模の煙霧のnmサイズの「種」を形成します[48]。
タイタンの複雑な化学反応と煙霧の形成は、電離層における中性およびイオン化学反応の結合に大きく依存している。タイタンの電離層は、電子密度がピークに達し、〜3000 e^- cm^-3 [67]と、 \ce N2 と\ce CH4から発生する有機分子とイオンの寄せ集めです。比較すると、ニューホライズンズは、冥王星の電離層に 1000 e^- cm^-3という上限しか設定していません。この電離層は、それ以外は正の分子イオンで占められています[32]トリトンの電離層は、タイタンよりもさらに高い電子密度を示し、25000～45000 e^- cm^-3 である[79] CH4が不足しているため、原子種とイオンが生き残ることができる[43]、これは高い電子密度を保証するのに十分な寿命を持っています[74] 。しかし、高高度でのCH4の含有量が少ないことも複雑な有機化学を困難にしている。さらに、トリトンと冥王星の大気には、タイタンの約10倍のCOが含まれている（ 500 ppm対50 ppm）[25、49、51これらの違いにより、これらの大気のヘイズ特性に大きな差が生じる可能性があります。
3.2 トリトンと冥王星のエアロゾルの形成、進化、ダイナミクス
エアロゾルのサイズと空間分布は、沈降、拡散、移流などの輸送プロセス、および核形成、凝縮と凝固による成長、蒸発/昇華による損失などの微物理的プロセスによって制御されます。次のセクションでは、トリトンと冥王星のエアロゾルに関連するいくつかの重要な微物理的プロセスと、これらのプロセスを考慮したモデルが示した内容をまとめます。
3.2.1 ヘイズ粒子輸送
形成されると、nm サイズの新生ヘイズ粒子は重力により終端速度で下向きに沈降し始めます。冥王星とトリトンの大気の低ガス密度では、ガス分子の平均自由行程はヘイズ粒子の半径よりもはるかに大きいため (クヌーセン数が大きい)、粒子の輸送はガス運動領域で発生します。その結果、終端速度は粒子の質量密度と半径 (コンパクト粒子の場合) に比例し、周囲のガス密度に反比例します。
沈降に加えて、エアロゾル粒子は大気循環によっても運ばれます。残念ながら、1つの研究しか[2] は冥王星の煙霧に対する循環の影響を調査したが、トリトンにおける同様のプロセスに焦点を当てた研究はなかった。[2] は、ニューホライズンズのフライバイ時のヘイズ粒子の形成、沈降、水平方向の移流をシミュレートし、ヘイズの分布が（観測されていない）南極で窒素が凝縮しているかどうかに強く関係していることを示した。窒素の凝縮がなければ、南北方向の流れは弱くなり、ヘイズは大きな水平輸送を受けず、その結果、・モーメントが北半球（夏）に集中する。
ライマンαフラックスは最も高い。対照的に、スプートニク平原から南極への窒素の輸送により、北から南への南北の子午線風が強まり、より均一なヘイズの緯度分布が生じる。スプートニク平原の上向きの枝によりヘイズは地表近くで減少し、下向きの枝により南極上でヘイズが増加する（図7 ）。現在の観測では、これら2つのシナリオを区別することはできない[6、5]。
図7:3Dモデルで計算された、南極での窒素凝結がない場合（左）と場合（右）の冥王星ヘイズ粒子の帯状平均密度。図は[2]。
冥王星の大気中に観測されたもやの層状構造[22、6、35] は、地上の恒星掩蔽時に温度変動として観測されている大気波によって引き起こされる可能性がある。例えば、[62、85、63これらの波は、窒素の昇華から生じる熱潮汐によって引き起こされる可能性がある[77、19]および/または地形的力によって生じる重力波[22、6]。このような波は、ヘイズの分布をコンパクト化および希薄化して、観測された層を生成する可能性があります。しかし、どちらの説明も完璧ではありません。熱潮汐仮説は、ヘイズの粒子が波によってどのように輸送されるかを説明せず、平均流量がゼロであると仮定しています。一方、地形強制仮説は、地形が関係しており、グローバルなヘイズの層を説明するには局所的すぎる可能性があります[35これらのプロセスをより厳密にモデル化するには、フォローアップ作業が必要です。
3.2.2 ヘイズ粒子の成長
ヘイズ粒子は大気中を運ばれると成長します。揮発性のないヘイズ粒子の成長の主な経路は、粒子が衝突してくっつく凝固です。冥王星とトリトンの大気で観測されるサブミクロン粒子の場合、熱ブラウン運動が相対速度と衝突の主な要因です。通常、すべての粒子の衝突はくっつくことにつながると考えられていますが、タイタンのヘイズの微物理学的研究では、イオンや電子との相互作用によるヘイズ粒子の帯電がくっつきを防ぎ、それによって凝固速度とヘイズ粒子のサイズ分布を制御している可能性があることが示されています。例：[47粒子の電荷の影響は通常、電荷と半径の比によってパラメータ化されます。
凝集によるヘイズ粒子の成長は非球形粒子形状につながり、空気力学的および光学的特性を大幅に変化させる。非球形ヘイズ粒子は、通常、より小さな球形モノマーからなるフラクタル集合体として扱われる。フラクタル集合体の形状は、フラクタル次元によって特徴付けられる。
Df、これは集合体中のモノマーの数に関係している Ｎmom、モノマー半径rmom、および集合特性半径ragg（同じ回転半径を持つ球の半径）
Ｎmom=K0（ragg/rmom）^Df、 （１）
どこK0は順序の統一因子である。
Df=1鎖状の集合体である一方、Df=2 粒子の質量はその断面積に比例する。式（１）は、凝集体の内部密度はモノマーの添加とともに減少するが、凝集体の終端速度はモノマーの終端速度と同じであることを示している。
Df〜2これは、弾道的なクラスター間衝突による凝集体形成の典型である[4]。
冥王星とトリトンのヘイズ微物理モデルは、通常、CH4光分解の圧力レベルで最初に生成されたヘイズ粒子の垂直輸送と成長（凝集による）をシミュレートし、生成速度を自由パラメータとする。冥王星の場合、微物理モデルでは通常、太陽と局所的な星間媒体による散乱UV（数倍）によるメタン光分解速度と同等のヘイズ生成速度が必要である。
10^−14g cm^ -2 s^ -1）を観測された恒星掩蔽光曲線と一致させる[72]とニューホライズンズからの紫外線吸収[21]。後者の研究では、10nmのモノマーと
Df=2タイタンのヘイズ粒子に似ている[70] は、コンパクトな球状粒子よりも好まれます（図8）。[21]はさらに、推定された表面近傍の粒子サイズを再現すると、
〜0.1μm LORRIによって観測されたm [22] は粒子の帯電を必要とし、電荷半径比は
〜30e−μm^−1タイタンの約2倍[47]。しかし、その後の[21] MVICデータによると、
〜60e−μm^−1 [44]トリトンについては、同様のモデリングが[59]は、さらに、各質量ビンにおける異なるサイズの集合体衝突による集合体体積の進化を明示的にシミュレートしました。彼らは、トリトンのヘイズ粒子が集合体に成長して、
Df〜1.8–2.2しかし、利用可能な観測データは、トリトンエアロゾルの実際のフラクタル次元とそれらの電荷半径比を制限するには不十分である。重要なことに、[59]は、観測された紫外線消衰係数と可視散乱光強度の両方を、ヘイズによる吸収によって同時に説明することはできないこと、また炭化水素氷などのより明るい物質が存在するはずであることを発見しました。
図8:冥王星のもやの高度と粒子半径の関数としてのエアロゾル粒子の数密度。10nmのモノマーの集合体（左上）とトリトンのもやと氷雲（右上）を仮定し、[21]そして[59]である。左下：消光係数の比較
α
球状（オレンジ）と集合体（緑）のヘイズ粒子と、5 nm（破線）と10 nmのモノマー（破線点。10 nmの集合体モデルは左上のパネルに示されているものと同じ）を、冥王星での太陽掩蔽観測で観測された進入（赤）と退出（青）と比較した図[22]右下：トリトンエアロゾルの氷球（緑線、右上にプロットしたものと同じモデル）と氷集合体（黒線）モデルの垂直光学的厚さと、[27] (灰色)、[40]（青）、[66] (オレンジ)。すべての図は[21]そして[59]。
3.2.3 雲の形成
トリトンと冥王星の大気の低温は、氷雲の形成につながる可能性が高い。雲粒子は、核形成によって形成される。核形成では、ガス分子が自由に集まる (均質核形成) か、雲凝結核 (CCN、不均質核形成) の周囲に集まって揮発性粒子を形成する。後者の場合、CCN は通常、大気中の別の種類の粒子である。核形成率は、飽和蒸気圧と、表面エネルギーや分子量などの凝結物の物質特性によって決まる。不均質核形成の場合、核形成率は CCN の数密度、サイズ、物質特性、特に CCN 表面の凝結分子の脱着エネルギーと凝結物と CCN の接触角によっても決まる。一般的に、表面エネルギーと平均分子量が高く、CCN数密度が低く、CCNサイズが小さく、脱着エネルギーが低く、接触角が大きいと、温度と凝縮蒸気の過飽和度が一定であれば核形成速度は低くなります[65]。荷電粒子を添加すると、電位エネルギーが導入され、核形成速度が上昇し、核形成に対するエネルギー障壁が低下する可能性がある[58]。
核形成に続いて、雲粒子は凝縮によって成長します。ガス運動学の領域では、凝縮速度は、凝縮蒸気の存在量と熱速度、およびケルビン曲率効果による雲粒子のサイズに依存します。ケルビン効果とは、曲面上の飽和蒸気圧が平面上と比較して増加することです。これは、前者では分子の結合エネルギーが弱いためです。[65そのため、粒子が小さいほど成長が遅くなり、蒸発が速くなる傾向があります。
トリトンのエアロゾル構造を説明する氷雲は、ボイジャー2号の遭遇後に人気の仮説であった。これは、氷雲のアルベドの高さと光化学モデルによる裏付け証拠によるものである。[71、75、64、28、66、74]。 特に、[75、74、43]は、 CH4の光分解によって十分な量のC2炭化水素が生成され、トリトンの大気圏下層30kmで凝縮することを示した（柱状生成率は〜4−8×10^−15g cm^ -2 s^ -1）を全球エアロゾル構造の観測された光学的厚さと一致させる。一方、以下の個別のエアロゾル構造は
〜8 km の雲は、主に南極冠で検出されたため、N2 氷雲であると推定されました。南極冠では、表面のN2昇華やプルーム活動による大規模な湧昇によってN2 蒸気がC2炭化水素氷粒子上で核形成して形成された可能性があります[64、66]。最近では、[59] は、ヘイズ CCN への\ce C2H4の凝縮を考慮し、結果として生じる氷雲が、観測された紫外線消衰係数と可視散乱光強度の両方を、\ce C2H4 生成率が[75（図8）。氷雲は主に高度30km以下に存在し、トリトンの全球エアロゾル層の垂直分布と一致している。このシナリオでは、ヘイズCCNは
>250kmをわずか6×10^ -17 g cm^ -2 s^ -1となり、高度30 km以上の高度では観測可能な煙霧はほとんど見られなかった。これらの結果は、[46]は、さらに進化を追跡することで、Df氷の凝縮と凝固の相対的な寄与から
Df= 50 km 以上では 3 で、凝固がより重要になるにつれて 25 km 以下では 2 に移行します。
冥王星の中層大気中のヘイズCCNへの氷雲核形成は、高度400km以下のガス状HCNとC2炭化水素の減少を説明するかもしれない。光化学モデルを用いると、 [84]は、観測された混合比プロファイルの形状は、ヘイズCCNに凝縮した場合に再現できることを示したが、 C2H4飽和蒸気圧は実験室測定から推定されるものよりも低くする必要があるかもしれないし、そうでなければ大気混合をより強くする必要があるかもしれないし、イオン化学を考慮する必要があるかもしれない[42]。 対照的に、[52、54]は、ガス分子のヘイズ粒子への吸着を考慮し、同様のガス減少量を発見した。吸着は、飽和蒸気圧よりもヘイズ粒子の表面化学に依存しており、[52]冥王星のもやは、化学的進化により年月が経つにつれてガス分子への「粘着性」が弱まるはずであり、これはタイタンのもやに見られる現象と似ていることを発見した。[12] . [46] はまた、 C2-炭化水素の吸着は可能だが、ヘイズ CCN ではなく HCN、 C3H4、 C4H2、および C6H6 でできた氷雲上で可能であることを発見した。これは、400 km 以下のモデルでこれらの氷の凝縮が豊富であることがわかったためである。[46]はさらに、氷雲が冥王星のエアロゾルの質量のかなりの部分を占めている可能性があることを発見し、
Df= 400 km を超えると 3 つ、300 km 未満では 2 つあり、その間では沈降する球状粒子が凝集して集合体になるにつれてスムーズに移行します。
ガスの凝縮は冥王星の上層大気と地表付近の大気にも影響を与えます。ヘイズCCNが存在しない高高度では、氷粒子の核形成速度は極めて遅くなる可能性があります[69]、おそらく大きな（>10^ 6 ) \ce ALMA による HCN 過飽和の観測[51] 2 . 一方、[73]は、冥王星の表面から15km以内の温度が40Kに達する場所で炭化水素とニトリル氷の雲の凝縮をシミュレートし、比較的低い雲の光学厚さを発見しました（τ〜10^ -4）、小さい（〜1 ms^ -1）上昇気流は、光学的にはるかに厚い（τ〜0.1）の雲。このような雲の形成は、Df、[46]ただし、飽和蒸気圧、表面エネルギー、凝縮ガスとヘイズ CCN 間の接触角など、前述のすべての研究で使用されている微物理的パラメータは、関連する温度での実験室測定が不足しているため、ほとんど不明または不確実であることに留意する必要があります。
3.3 まとめ
トリトンと冥王星の大気中の窒素とメタンの光化学的分解が、その中の雲やもやの起源となっている可能性が高い。このような光化学プロセスによって、一連の単純な炭化水素分子とニトリル分子が生成され、これらがさらに反応して巨大な荷電イオンやnmサイズの有機もや粒子を形成する。あるいは、単純な分子が凝縮して反射率の高い氷雲を形成し、もやのCCN上で核形成する可能性がある。トリトンと冥王星のエアロゾルのモデルでは、2つの天体のエアロゾルの組成と分布の違いは、表面近くのガス状メタンの量によって生じる可能性が高いと予測されている。冥王星の大気中のメタンが比較的豊富であるため、メタンは高度数百kmまで生存でき、そこで光分解して複雑なもや粒子を形成する。対照的に、トリトンの大気中のメタンの量が少ないため、表面から数十 km 以内で光分解が起こり、炭化水素分子が生成され、これが凝縮して氷雲を形成します。トリトンと冥王星の大気の両方で、エアロゾル粒子は発生源から表面に向かって沈降し、拡散プロセスの影響はほとんどありませんが、冥王星では地球規模の循環が重要である可能性があります。球状およびフラクタルの集合粒子の両方が存在する可能性があり、凝縮または凝固のどちらが優勢であるかに応じて、ある形式から別の形式に遷移する可能性があります。最後に、飽和蒸気圧や表面エネルギーなど、関連するガス状および CCN 種の微物理的パラメータを取り巻く不確実性のため、冥王星の大気では凝縮と付着/吸着のどちらがより重要であるかは不明です。
4 トリトンと冥王星のエアロゾルの実験室調査
図9:実験室実験で\ce N2 と\ce CH4 (場合によっては\ce CO) の混合物から生成された有機ヘイズ類似体の透過スペクトル。タイタン (オレンジ、ピンク、黄色、サーモンピンク)、冥王星 (薄紫/濃紫の点線と破線)、トリトン (シアン、緑、水色) の大気を再現しています。[57個々の研究の詳細については、] を参照してください。図は[57]（図中の「この作品」）。
エアロゾルの形成と進化をモデル化し、観測結果を解釈するために必要なエアロゾルの物質的および光学的特性を制限するには、実験室実験が不可欠です。この目的のために、多くの研究が、冥王星とトリトンの大気の組成を再現したガス混合物をエネルギー源にさらすことによって光化学的ヘイズ類似体を合成しようと試みてきました。たとえば、[76]そして[55]は、\ce N2/ \ce CH4(0.1%) ガス混合物を冷たいプラズマに変化させ、タイタンのヘイズ類似体と比較して C/N 比とスペクトル特性に顕著な違いがあることを発見しました。これは、 \ce N2/ \ce CH4 比の違いがヘイズ生成の異なる反応経路につながり、海王星の磁気圏から来る電子が吸収有機ヘイズの生成を促進する可能性が高いことを示しています。最近では、[57]は、N 2 /CH 4 (0.2%)/CO(0.5%)ガス混合物に対して冷プラズマ実験を行った。
90け そして、COを添加すると、炭素を多く含むのではなく窒素を多く含むトリトンヘイズ類似体が生成され、酸素が
〜10重量％であり、COの相対的存在量も有機ヘイズの特性を制御する上で重要な役割を果たしていることを示しています。一方、[38、37] は、 N2/ CH4/ CO ガス混合物を検討して冥王星のヘイズ組成の高度依存性を調査しました。この混合ガスでは、 \ce CO の存在量は 500 ppm に固定され、\ce CH4 の存在量は 0.5 ～ 5% の範囲で変化し、高高度拡散分離をシミュレートします。彼らは、 \ce CH4 の存在量が低いサンプルではより多くの N 原子と O 原子が取り込まれていることを発見しました。これは、ヘイズ組成が高度によって変化する可能性が高いことを示しています。彼らはまた、 \ce CO ガスなしで生成されるタイタンのヘイズ類似物と比較して、冥王星のヘイズ類似物は光学波長での吸収が少ないことを発見しました(図9 )。最後に、[26] は、タイタン、トリトン、冥王星に適用可能な、さまざまな CO 存在比を持つN2 / CH4 / CO ガス混合物を検討し、CO が増加すると、ヘイズ類似体の密度と酸素含有量が増加し、飽和度が減少することを発見しました。
トリトンと冥王星の大気中の氷雲形成の理解を助けるために、いくつかの研究で、関連する炭化水素とニトリルの氷の飽和蒸気圧と表面エネルギーを測定し、まとめてきました[58、18、89]。しかし、測定が有効な温度範囲には、トリトンや冥王星の低温が含まれていないことが多いため、経験的な飽和蒸気圧と表面エネルギーの式を外挿する際には注意が必要です。脱着エネルギーや凝縮物とCCN間の接触角など、他の微物理的パラメータの測定は比較的まれであり、主にメタンとエタンの凝縮物とヘイズCCNに限定されています[11、68]。
5 トリトンと冥王星のエアロゾル：未知の部分と展望
大気の組成や地表の気圧や気温が似ているにもかかわらず、トリトンと冥王星のエアロゾルは互いに異なっています (表1 )。トリトンには、おそらく有機氷で構成された全球エアロゾル層があり、その大気は下数十 km に限定されており、高度 10 km 以下に雲が点在しています。一方、冥王星のエアロゾルは、数百 km まで広がる有機のもやが多数を占め、複数の微細層を形成しているように見えますが、有機氷の吸着や凝結も役割を果たしている可能性があります。この違いは、 2 つの惑星における CH4 の存在量の違いによって生じるという仮説が立てられています。トリトンの CH4 の存在量が低いため、下数十 km で CH4 と N2 の光化学反応が起こり、単純な炭化水素氷とニトリル氷の生成と凝結につながります。一方、冥王星では CH4 の含有量が多いため、CH4は上層大気まで生き残ることができ、その結果、中性およびイオン反応の豊富なネットワークから高度数百 km で有機ヘイズ粒子が生成されます。これらの粒子は下方に沈降し、気体炭化水素およびニトリル種の核形成中心および/または吸着表面として機能する可能性があります。
地上からの恒星掩蔽、ボイジャー 2 号とニューホライズンのフライバイ、カッシーニによるタイタンの観測から得られた教訓により、トリトンと冥王星のエアロゾルに関する知識は大幅に増加しましたが、多くの重要な未知数はまだ残っています。既存の観測の波長と位相角の制限により、トリトンと冥王星のエアロゾルの組成、したがって形成メカニズムは不明のままです。タイタンの有機ヘイズと氷雲とトリトンと冥王星のそれらの間には類似点が見られますが、異なる大気組成 (後者の天体ではより高い CO)、エネルギー源、および電離層環境により、3 つの世界のエアロゾルの形成と進化に大きな違いが生じる可能性があります。さらに、エアロゾルがトリトンと冥王星の大気の放射伝達とダイナミクスに与える影響については、さらに研究する必要があります。たとえば、[92] は、冥王星のエアロゾルが上層大気を大幅に冷却できることを示し、冥王星の大気の低い逃避率を説明した。これは、大気と表面の揮発性物質の進化、光化学、および冥王星の大気中のエアロゾル形成の間に根本的なつながりがあることを示しており、これはおそらく、冥王星の偏心軌道によって引き起こされる広範な季節サイクルによって調整されていると思われる[36]トリトンのエアロゾルとトリトンの大気圏の残りの部分との間にも同様の関係が存在する可能性があり、調査する必要がある。
表1:トリトンと冥王星のエアロゾル特性の概要。§2と§詳細は3をご覧ください。
トリトンと冥王星の大気中の雲と霞
2024年11月18日
1 導入
薄い雲や霞が多発しています（〜10μbar）と冷たい（≤40K
雲やもやは、トリトンと冥王星の大気圏（絶対温度40度）で発見され、太陽からの紫外線（UV）光子と局所的な星間物質によって散乱された光子との相互作用によって生成されると考えられています。これらの相互作用によって、高次の炭化水素やニトリルを生成する化学反応のネットワークが生まれ、凝縮して氷雲を形成し、最終的には複雑なもや粒子が表面に降り注ぎ、大気の熱構造、ガス化学、表面の進化に影響を与えます。この章では、トリトンと冥王星の大気圏における雲やもやの観測的証拠とその理論的解釈、およびトリトンと冥王星の雲やもやを研究室で生成して詳細を知ることを目的とした一連の新しい実験についてレビューします。
1.1 命名法に関する注記
「雲」と「もや」の定義は地球科学と惑星科学の文献によって異なるため、正式な定義を与えることが重要です。ここでは後者に従い、起源に関連する定義を使用します。雲粒子は平衡凝縮反応によって形成され、局所的な温度と凝縮蒸気の豊富さにより、凝縮がエネルギー的に有利になり、自発的に発生します。対照的に、もやの粒子は不平衡プロセス、通常は光化学反応によって形成され、エネルギー (紫外線光子など) の注入により大気中のガス分子が分解され、反応が起こり徐々にもやの粒子が形成されます。結果として、雲粒子は通常揮発性ですが、もやの粒子は通常揮発性ではありません。これらの定義の複雑さは、光化学的に生成されたガスの凝縮から形成される粒子に関係しています。ここではこれらの構造を雲と呼びますが、文献ではもやとも呼ばれています。最後に、起源が不明な場合には、大気中に浮遊するあらゆる粒子、つまり雲と霞の両方を包括する用語として「エアロゾル」を使用することにします。
2 トリトンと冥王星のエアロゾルの観測
2.1 ボイジャー2号によるトリトンエアロゾルの観測
1989年8月25日のボイジャー2号の海王星系への歴史的なフライバイでは、トリトンに表面圧力と温度が16±3μbarと38−4+3Kの窒素を主成分とする大気が存在することが明らかになった。
それぞれ表面のN2氷との蒸気平衡の条件と一致している[3、79、8] 。観測された地表付近のCH4の混合比（数ppmから数百ppm）は30倍飽和しており、スケールハイト7～10kmで空間的に変動しており、これは静水圧平衡から予想される値よりもかなり小さいため、光化学反応が起こっていることを示唆している[3]。画像観測により、2つのエアロゾル成分が明らかになった。
8キロ南緯30度より南極方向（図1）に広がる全球エアロゾル層と、〜30kmトリトンのほぼどこでも[71、64]。
図1:トリトンの南極冠の西縁で撮影されたエアロゾルの画像。左のパネルはトリトンの表面の特徴を強調し、右のパネルは縁のエアロゾルを強調し、暗いピクセルはトリトンの縁を示しています。図は[71]。
ボイジャー2号は、可視波長での測光観測により、トリトンのエアロゾルの散乱特性を明らかにした（図2）。大きな位相角での散乱光輝度の上昇は、反射性エアロゾルの存在を強く示唆している。主に表面近くの離散構造の測光特性をトレースするディスク平均輝度から[30]、垂直エアロゾル光学的厚さは
〜0.03でλ=0.56μmそして、波長依存性は∝λ^−2、非対称パラメータ〜0.6（前方散乱が大きい）と単一散乱アルベド〜0.99
[29、28ただし、光学的に薄いエアロゾルの場合、単一散乱アルベドはエアロゾル光学的厚さとは別に独立して決定することはできないことに注意する必要があります。
図2:トリトンのモデル位相曲線[29]をボイジャー2号の紫、青、緑のフィルターデータと比較した。縦軸は、0度の位相における大きさが
−2.5log（Pgeo）、 どこＰgeoは幾何学的アルベドです。ディスク平均画像は、表面散乱により位相角が小さいほど明るくなりますが、位相角が大きいほど明るくなります。これはエアロゾルからの散乱光によるものです。図は[29]。
空間分解観測は、散乱特性を制限する際に、離散的エアロゾル構造と全球的エアロゾル構造の間の曖昧さを回避するのに役立つ。高位相角での空間分解画像から、南半球の高緯度における離散的構造の平均粒子サイズは、〜0.2–1.5μm [64、66一方、離散構造がほとんど存在しない南半球の低緯度では、全球エアロゾル層の平均粒子半径、柱積分粒子数密度、エアロゾルスケール高度は、0.17±0.012μm、2.0±0.6×10^6cm^−2、 そして11±0.6km、それぞれ垂直散乱光学的厚さは〜可視波長範囲全体で0.002-0.004 [66]。導出されたスケールハイトが観測領域における圧力スケールハイトよりもかなり小さいという事実（〜16km）は、そうでなければエアロゾルと圧力スケールの高さが同一となるため、エアロゾルの形成が高度 20 km 未満で発生したことを示唆している。
トリトンの全球エアロゾル層の垂直減光プロファイルは、ボイジャー2号の紫外線分光計による恒星掩蔽観測によって制限された。0.14–0.16μm高度で
<20km 波長依存性はサブミクロン（<0.3μm）粒子は、紫外線波長で推定された光学的厚さが、画像観測から得られた可視波長でのものよりも桁違いに高かったため、[71、64]。消光率は入水時と出水時でも異なっていた[27]、消光スケール高は圧力スケール高と同じであったが、空間分解された可視観測から得られたスケール高はより小さかった[66]。
2.2 ニューホライズンズ以前の冥王星の大気の観測
図3:カイパー航空天文台が観測した1988年6月9日の冥王星掩蔽におけるP8星の光度曲線。図は[15]。
冥王星の大気は、1988年6月9日の恒星掩蔽の地上観測から検出された[33、14、56]は、冥王星が対象星を掩蔽するにつれて、対象星からの放射が徐々に減少していく様子を示した（図3）。
〜UTC 10:35:50 の 55 秒後、恒星フラックスが急激に低下するところで、エアロゾルが冥王星の下層大気に浸透している可能性があることを示唆する最初の兆候が見られました。これは、エアロゾルによる消光が、澄んだ等温大気よりも急速に恒星フラックスを減少させるためです[16]しかし、この「膝」は、地表付近の急激な温度低下による大気スケール高度の低下によっても説明できる[34]。2002年から2015年までのその後の恒星掩蔽、例えば[13、62、85、63、60、24] は大気波の証拠を発見し、エアロゾルと急激な温度勾配の両方が存在する可能性が高いことを示した。エアロゾルの消滅の証拠は、より長い波長でのサブミクロンエアロゾル粒子の吸収の減少によって引き起こされるエアロゾルの消滅の減少と一致する最小恒星フラックスの波長依存性によって提供された[13、24]。
冥王星の大気の組成は、当初、赤外線分光法による表面の窒素、メタン、二酸化炭素の氷の検出から推定された[10、61]、これは蒸気平衡において同様の組成の大気があることを示唆している。 N2氷が他の氷よりも50倍豊富であるという発見と、それに続く冥王星の低い表面温度の測定は、
〜40K [78] は、揮発性のため、 N2が大気中の主要ガスであることをほぼ確認しました。その後、高解像度分光法によって、 CH4と COのガスの直接検出が行われました[87、50]。
2.3 ニューホライズンズによる冥王星エアロゾルの観測
図4:左上:ニューホライズンが太陽に照らされた冥王星の眺め。縁全体に広がるエアロゾル層が見える。エアロゾル散乱は太陽の方向よりも北半球(夏)のほうが明るい。画像は引き伸ばされ、シャープ化されている。右上:
〜
冥王星の縁にある 20 のエアロゾル層。冥王星の挿入地図には、観測されたエアロゾルの位置が示されています。下:冥王星の縁の周りのもやの層のモザイクを展開したもの。細く傾いた白い線はモザイクの継ぎ目です。水平距離と垂直高度のスケール、冥王星の経度/緯度が示されています。すべての画像は、ニューホライズンズ長距離偵察イメージャー (LORRI) によって撮影され、[6]。
図5:左：アリス分光器で観測された冥王星の太陽掩蔽の進入時（藍色）と退出時（赤色）の近表面エアロゾルの減光と、大規模なモデル化による寄与との比較。
〜1μmの凝集体（青）と数十nm半径のより小さな粒子（オレンジ）。右： LORRI（黒）によって得られた表面近傍の散乱光観測と、モデル化された大きな凝集体と小さな粒子からの寄与との比較。黒い曲線は凝集体と球体の合計寄与を示す。色の破線は各成分からの寄与の比率を表す。図は[17]。
ニューホライズンズ探査機は2015年7月14日に冥王星系を通過し、冥王星の大気中にエアロゾルが存在することを確認した（図4）。エアロゾルは光学的に薄いが、全球に広がっており、最下点の光学的な深さは
〜光学波長では0.01だが、四肢全体を包み込む[22]トリトンとは異なり、明確なエアロゾル構造は検出されなかった[73]。北半球（夏）のエアロゾル散乱は赤道地域に比べて2～3倍明るく、エアロゾルの質量負荷が2倍大きいことを示唆している。光学波長でのエアロゾル散乱は地表から200kmの高度まで観測され、エアロゾルによる紫外線の減衰は500kmに達することが確認された。エアロゾルの垂直分布は滑らかではなく、
〜20 の細かく明確な層がそれぞれ数 km の厚さで、平均して約 10 km 離れていますが、一般的には高度が下がるにつれてエアロゾルの散乱が増加します。明るい層とその間の暗い領域との間のコントラストは数パーセントです。各薄いエアロゾル層は、縁の周囲数百 km にわたって広がっており、時には他の層と融合したり、分裂したりすることが観測されました[6、35冥王星のエアロゾルはトリトンのエアロゾルよりもタイタンに似ており、吸収性が高く、単一散乱アルベドは500～900nmの波長で0.9～0.95の範囲にあるようです[31]。
エアロゾルの消光が波長と位相角に依存することから、エアロゾル粒子の分布は複雑であることが示唆される（図5）。可視光線と近赤外線におけるエアロゾルの散乱強度は波長が長くなるにつれて徐々に減少しており、エアロゾル粒子のサイズが
〜10nm [22、23、44]。しかし、エアロゾルは可視光線でも前方散乱が強く、より大きな（>0.1μ
さらに、紫外線エアロゾルの消光は、0.1mの粒子でも生成できない大きなエアロゾルUV断面積を示している。
μm球状粒子[88、39]多孔質フラクタル集合体 - ゆるく結合した小さな球状のモノマーで構成された不規則な形状の拡張粒子（§3.2 ) – 一見矛盾するこれらの観察結果に対する可能な説明を提供する[82] : 波長依存性と大きな紫外線断面積は、光の集光による散乱と消光によるものである。
〜10 nmモノマーによって前方散乱が達成され、一方、大きな（>0.1μm) 粒子の拡張された性質[6]。しかし、フラクタル集合粒子は高度50km以上の観測結果に合致するが、表面近くのエアロゾル後方散乱強度の増加は、この集団だけでは再現できない。ここでは、2つの異なるエアロゾル粒子集団が必要である。観測された後方散乱を生成できる半径数十nmの小さな粒子（球状または集合体）と、〜1μmフラクタル集合体
〜10nmモノマーは大きな前方散乱と紫外線吸収と波長依存性を説明できる（図5）[44、17]。
冥王星の大気中に存在するいくつかの主要なガスの存在プロファイルは、ニューホライズンズのアリス紫外線分光器によって観測された太陽と恒星の紫外線掩蔽によって制限された[88、39]。 N2と CH4は大気中の主要なガスであり、地表付近での混合比はそれぞれ99%と1%であることが示された。高高度での拡散分離により、 CH4の混合比は5%に近づく。
〜500 km。 C2H2、 C2H4、 C2H6も特定されており、これらは光化学的起源である可能性が高い（§3.1 ) 興味深いことに、これらの種は、公称光化学生成高度以下の大気中では十分に混合されておらず、代わりに 400 km 未満で化学的破壊や凝縮を示唆する減少を示しています。ニューホライズンズのフライバイとほぼ同時に ALMA によって測定された HCN の混合比プロファイルは、400 km 未満で同様の減少を示していますが、上層大気では高度が過飽和の混合比を示しています[51]。
2.4 まとめ
トリトンと冥王星の大気の観測から、両惑星には興味深い相違点と類似点を持つ地球規模のエアロゾル層が存在することがわかった。最大の違いはエアロゾルの垂直範囲である。トリトンのエアロゾルは下層に限定されているが、冥王星のエアロゾルは下層に限定されている。
〜30kmの大気圏、冥王星のそれは>500 km です。さらに、トリトンには 2 つの異なるエアロゾル集団があります。光学的深度の低いグローバル層と、光学的深度の高い地表近くの離散構造です。対照的に、冥王星には離散構造がありません (ただし、トリトンには存在しない広範な垂直層があります)。しかし、それでも表面近くに 2 つの粒子集団があり、その粒子サイズはトリトンの 2 つのエアロゾル集団に似ています。両世界のエアロゾルの合計垂直光学的深度も 0.01 前後で驚くほど似ていますが、トリトンのエアロゾルは離散構造のためにより変動します。
3 トリトンと冥王星のエアロゾルの理論
3.1 トリトンと冥王星における光化学とエアロゾル形成
トリトンと冥王星の冷たい還元性大気中のエアロゾルの起源は、窒素とメタンの光化学反応と密接に結びついています。窒素は極端紫外線（EUV）の太陽光子によって破壊されます（λ<100 nm）と、トリトンの場合はさらに海王星の磁気圏からの高エネルギー電子[53、91、45] ; CH4は主にライマン-α
太陽からの光子と局所的な星間物質によって散乱された光子[75、45これらの反応により、 N、 H、 CH、 CH2、 CH3などのラジカル種が生成され、これらは急速に互いに反応して、 C2H2、 C2H4、 C2H6、 C4H2、 HCNなどのより複雑な炭化水素やニトリルを形成します[75、43、45、84、52、1]。
図6:トリトンにおけるCH4混合比プロファイルは、表面近くの値の関数として示されています。光分解と化学反応はメタンを減少させる傾向があり（赤）、拡散分離はメタンを増加させます（青）。2つの領域間の遷移（黒）は、表面のCH4混合比が
〜5×10^ -4 . 図は[41]。
トリトンと冥王星の光化学における重要な違いは、表面近くのガス状CH4の存在量であり、トリトンでは後者に比べて10～100倍少ない。その結果、トリトンではCH4が光分解され、より複雑な炭化水素やニトリルが、高度約25kmというはるかに低い高度で生成される。[41] – 冥王星の400 kmとは対照的に[45、84、42]トリトンの表面近くでのCH4の急速な破壊は、観測されたCH4スケールの高さが7-10kmと小さく、より高い高度でCH4が不足していることを説明しています[3]。対照的に、冥王星ではCH4が豊富であるため、光化学的破壊が抑えられ、上層大気に留まります（図6）[41、86]。
カッシーニによる土星の衛星タイタンの観測の分析、モデル化、実験的解釈から得られた教訓は、トリトンと冥王星における光化学と煙霧形成の関係を理解するために応用できる。3つの天体はすべて窒素を主成分とする大気で、微量のメタンが含まれるが、タイタンの大気ははるかに質量が大きい。トリトンや冥王星と同様に、窒素とメタンはタイタンの上層大気と電離層で破壊される（〜土星の磁気圏からのEUVとFUV（遠紫外線）光子と高エネルギー粒子による光分解によって、高度1000kmの太陽表面まで到達した[67、20]、ラジカルや次第に複雑な有機分子やイオンを生成する。例：[90、83、81カッシーニの観測によると、大気中の物質が中性およびイオン反応を通じて徐々に複雑さと質量を増していくこのプロセスは、質量が100万トンを超える重い負イオンまでスムーズに進行する。
〜10^4 Da q^-1 [7、80これらの負イオンは、質量の小さい（最大350 Da q -1 [9]）の陽イオンがタイタンの電離層に放出され、その結果急速に成長し、最終的にはタイタンの地球規模の煙霧のnmサイズの「種」を形成します[48]。
タイタンの複雑な化学反応と煙霧の形成は、電離層における中性およびイオン化学反応の結合に大きく依存している。タイタンの電離層は、電子密度がピークに達し、〜3000 e^- cm^-3 [67]と、 \ce N2 と\ce CH4から発生する有機分子とイオンの寄せ集めです。比較すると、ニューホライズンズは、冥王星の電離層に 1000 e^- cm^-3という上限しか設定していません。この電離層は、それ以外は正の分子イオンで占められています[32]トリトンの電離層は、タイタンよりもさらに高い電子密度を示し、25000～45000 e^- cm^-3 である[79] CH4が不足しているため、原子種とイオンが生き残ることができる[43]、これは高い電子密度を保証するのに十分な寿命を持っています[74] 。しかし、高高度でのCH4の含有量が少ないことも複雑な有機化学を困難にしている。さらに、トリトンと冥王星の大気には、タイタンの約10倍のCOが含まれている（ 500 ppm対50 ppm）[25、49、51これらの違いにより、これらの大気のヘイズ特性に大きな差が生じる可能性があります。
3.2 トリトンと冥王星のエアロゾルの形成、進化、ダイナミクス
エアロゾルのサイズと空間分布は、沈降、拡散、移流などの輸送プロセス、および核形成、凝縮と凝固による成長、蒸発/昇華による損失などの微物理的プロセスによって制御されます。次のセクションでは、トリトンと冥王星のエアロゾルに関連するいくつかの重要な微物理的プロセスと、これらのプロセスを考慮したモデルが示した内容をまとめます。
3.2.1 ヘイズ粒子輸送
形成されると、nm サイズの新生ヘイズ粒子は重力により終端速度で下向きに沈降し始めます。冥王星とトリトンの大気の低ガス密度では、ガス分子の平均自由行程はヘイズ粒子の半径よりもはるかに大きいため (クヌーセン数が大きい)、粒子の輸送はガス運動領域で発生します。その結果、終端速度は粒子の質量密度と半径 (コンパクト粒子の場合) に比例し、周囲のガス密度に反比例します。
沈降に加えて、エアロゾル粒子は大気循環によっても運ばれます。残念ながら、1つの研究しか[2] は冥王星の煙霧に対する循環の影響を調査したが、トリトンにおける同様のプロセスに焦点を当てた研究はなかった。[2] は、ニューホライズンズのフライバイ時のヘイズ粒子の形成、沈降、水平方向の移流をシミュレートし、ヘイズの分布が（観測されていない）南極で窒素が凝縮しているかどうかに強く関係していることを示した。窒素の凝縮がなければ、南北方向の流れは弱くなり、ヘイズは大きな水平輸送を受けず、その結果、・モーメントが北半球（夏）に集中する。
ライマンαフラックスは最も高い。対照的に、スプートニク平原から南極への窒素の輸送により、北から南への南北の子午線風が強まり、より均一なヘイズの緯度分布が生じる。スプートニク平原の上向きの枝によりヘイズは地表近くで減少し、下向きの枝により南極上でヘイズが増加する（図7 ）。現在の観測では、これら2つのシナリオを区別することはできない[6、5]。
図7:3Dモデルで計算された、南極での窒素凝結がない場合（左）と場合（右）の冥王星ヘイズ粒子の帯状平均密度。図は[2]。
冥王星の大気中に観測されたもやの層状構造[22、6、35] は、地上の恒星掩蔽時に温度変動として観測されている大気波によって引き起こされる可能性がある。例えば、[62、85、63これらの波は、窒素の昇華から生じる熱潮汐によって引き起こされる可能性がある[77、19]および/または地形的力によって生じる重力波[22、6]。このような波は、ヘイズの分布をコンパクト化および希薄化して、観測された層を生成する可能性があります。しかし、どちらの説明も完璧ではありません。熱潮汐仮説は、ヘイズの粒子が波によってどのように輸送されるかを説明せず、平均流量がゼロであると仮定しています。一方、地形強制仮説は、地形が関係しており、グローバルなヘイズの層を説明するには局所的すぎる可能性があります[35これらのプロセスをより厳密にモデル化するには、フォローアップ作業が必要です。
3.2.2 ヘイズ粒子の成長
ヘイズ粒子は大気中を運ばれると成長します。揮発性のないヘイズ粒子の成長の主な経路は、粒子が衝突してくっつく凝固です。冥王星とトリトンの大気で観測されるサブミクロン粒子の場合、熱ブラウン運動が相対速度と衝突の主な要因です。通常、すべての粒子の衝突はくっつくことにつながると考えられていますが、タイタンのヘイズの微物理学的研究では、イオンや電子との相互作用によるヘイズ粒子の帯電がくっつきを防ぎ、それによって凝固速度とヘイズ粒子のサイズ分布を制御している可能性があることが示されています。例：[47粒子の電荷の影響は通常、電荷と半径の比によってパラメータ化されます。
凝集によるヘイズ粒子の成長は非球形粒子形状につながり、空気力学的および光学的特性を大幅に変化させる。非球形ヘイズ粒子は、通常、より小さな球形モノマーからなるフラクタル集合体として扱われる。フラクタル集合体の形状は、フラクタル次元によって特徴付けられる。
Df、これは集合体中のモノマーの数に関係している Ｎmom、モノマー半径rmom、および集合特性半径ragg（同じ回転半径を持つ球の半径）
Ｎmom=K0（ragg/rmom）^Df、 （１）
どこK0は順序の統一因子である。
Df=1鎖状の集合体である一方、Df=2 粒子の質量はその断面積に比例する。式（１）は、凝集体の内部密度はモノマーの添加とともに減少するが、凝集体の終端速度はモノマーの終端速度と同じであることを示している。
Df〜2これは、弾道的なクラスター間衝突による凝集体形成の典型である[4]。
冥王星とトリトンのヘイズ微物理モデルは、通常、CH4光分解の圧力レベルで最初に生成されたヘイズ粒子の垂直輸送と成長（凝集による）をシミュレートし、生成速度を自由パラメータとする。冥王星の場合、微物理モデルでは通常、太陽と局所的な星間媒体による散乱UV（数倍）によるメタン光分解速度と同等のヘイズ生成速度が必要である。
10^−14g cm^ -2 s^ -1）を観測された恒星掩蔽光曲線と一致させる[72]とニューホライズンズからの紫外線吸収[21]。後者の研究では、10nmのモノマーと
Df=2タイタンのヘイズ粒子に似ている[70] は、コンパクトな球状粒子よりも好まれます（図8）。[21]はさらに、推定された表面近傍の粒子サイズを再現すると、
〜0.1μm LORRIによって観測されたm [22] は粒子の帯電を必要とし、電荷半径比は
〜30e−μm^−1タイタンの約2倍[47]。しかし、その後の[21] MVICデータによると、
〜60e−μm^−1 [44]トリトンについては、同様のモデリングが[59]は、さらに、各質量ビンにおける異なるサイズの集合体衝突による集合体体積の進化を明示的にシミュレートしました。彼らは、トリトンのヘイズ粒子が集合体に成長して、
Df〜1.8–2.2しかし、利用可能な観測データは、トリトンエアロゾルの実際のフラクタル次元とそれらの電荷半径比を制限するには不十分である。重要なことに、[59]は、観測された紫外線消衰係数と可視散乱光強度の両方を、ヘイズによる吸収によって同時に説明することはできないこと、また炭化水素氷などのより明るい物質が存在するはずであることを発見しました。
図8:冥王星のもやの高度と粒子半径の関数としてのエアロゾル粒子の数密度。10nmのモノマーの集合体（左上）とトリトンのもやと氷雲（右上）を仮定し、[21]そして[59]である。左下：消光係数の比較
α
球状（オレンジ）と集合体（緑）のヘイズ粒子と、5 nm（破線）と10 nmのモノマー（破線点。10 nmの集合体モデルは左上のパネルに示されているものと同じ）を、冥王星での太陽掩蔽観測で観測された進入（赤）と退出（青）と比較した図[22]右下：トリトンエアロゾルの氷球（緑線、右上にプロットしたものと同じモデル）と氷集合体（黒線）モデルの垂直光学的厚さと、[27] (灰色)、[40]（青）、[66] (オレンジ)。すべての図は[21]そして[59]。
3.2.3 雲の形成
トリトンと冥王星の大気の低温は、氷雲の形成につながる可能性が高い。雲粒子は、核形成によって形成される。核形成では、ガス分子が自由に集まる (均質核形成) か、雲凝結核 (CCN、不均質核形成) の周囲に集まって揮発性粒子を形成する。後者の場合、CCN は通常、大気中の別の種類の粒子である。核形成率は、飽和蒸気圧と、表面エネルギーや分子量などの凝結物の物質特性によって決まる。不均質核形成の場合、核形成率は CCN の数密度、サイズ、物質特性、特に CCN 表面の凝結分子の脱着エネルギーと凝結物と CCN の接触角によっても決まる。一般的に、表面エネルギーと平均分子量が高く、CCN数密度が低く、CCNサイズが小さく、脱着エネルギーが低く、接触角が大きいと、温度と凝縮蒸気の過飽和度が一定であれば核形成速度は低くなります[65]。荷電粒子を添加すると、電位エネルギーが導入され、核形成速度が上昇し、核形成に対するエネルギー障壁が低下する可能性がある[58]。
核形成に続いて、雲粒子は凝縮によって成長します。ガス運動学の領域では、凝縮速度は、凝縮蒸気の存在量と熱速度、およびケルビン曲率効果による雲粒子のサイズに依存します。ケルビン効果とは、曲面上の飽和蒸気圧が平面上と比較して増加することです。これは、前者では分子の結合エネルギーが弱いためです。[65そのため、粒子が小さいほど成長が遅くなり、蒸発が速くなる傾向があります。
トリトンのエアロゾル構造を説明する氷雲は、ボイジャー2号の遭遇後に人気の仮説であった。これは、氷雲のアルベドの高さと光化学モデルによる裏付け証拠によるものである。[71、75、64、28、66、74]。 特に、[75、74、43]は、 CH4の光分解によって十分な量のC2炭化水素が生成され、トリトンの大気圏下層30kmで凝縮することを示した（柱状生成率は〜4−8×10^−15g cm^ -2 s^ -1）を全球エアロゾル構造の観測された光学的厚さと一致させる。一方、以下の個別のエアロゾル構造は
〜8 km の雲は、主に南極冠で検出されたため、N2 氷雲であると推定されました。南極冠では、表面のN2昇華やプルーム活動による大規模な湧昇によってN2 蒸気がC2炭化水素氷粒子上で核形成して形成された可能性があります[64、66]。最近では、[59] は、ヘイズ CCN への\ce C2H4の凝縮を考慮し、結果として生じる氷雲が、観測された紫外線消衰係数と可視散乱光強度の両方を、\ce C2H4 生成率が[75（図8）。氷雲は主に高度30km以下に存在し、トリトンの全球エアロゾル層の垂直分布と一致している。このシナリオでは、ヘイズCCNは
>250kmをわずか6×10^ -17 g cm^ -2 s^ -1となり、高度30 km以上の高度では観測可能な煙霧はほとんど見られなかった。これらの結果は、[46]は、さらに進化を追跡することで、Df氷の凝縮と凝固の相対的な寄与から
Df= 50 km 以上では 3 で、凝固がより重要になるにつれて 25 km 以下では 2 に移行します。
冥王星の中層大気中のヘイズCCNへの氷雲核形成は、高度400km以下のガス状HCNとC2炭化水素の減少を説明するかもしれない。光化学モデルを用いると、 [84]は、観測された混合比プロファイルの形状は、ヘイズCCNに凝縮した場合に再現できることを示したが、 C2H4飽和蒸気圧は実験室測定から推定されるものよりも低くする必要があるかもしれないし、そうでなければ大気混合をより強くする必要があるかもしれないし、イオン化学を考慮する必要があるかもしれない[42]。 対照的に、[52、54]は、ガス分子のヘイズ粒子への吸着を考慮し、同様のガス減少量を発見した。吸着は、飽和蒸気圧よりもヘイズ粒子の表面化学に依存しており、[52]冥王星のもやは、化学的進化により年月が経つにつれてガス分子への「粘着性」が弱まるはずであり、これはタイタンのもやに見られる現象と似ていることを発見した。[12] . [46] はまた、 C2-炭化水素の吸着は可能だが、ヘイズ CCN ではなく HCN、 C3H4、 C4H2、および C6H6 でできた氷雲上で可能であることを発見した。これは、400 km 以下のモデルでこれらの氷の凝縮が豊富であることがわかったためである。[46]はさらに、氷雲が冥王星のエアロゾルの質量のかなりの部分を占めている可能性があることを発見し、
Df= 400 km を超えると 3 つ、300 km 未満では 2 つあり、その間では沈降する球状粒子が凝集して集合体になるにつれてスムーズに移行します。
ガスの凝縮は冥王星の上層大気と地表付近の大気にも影響を与えます。ヘイズCCNが存在しない高高度では、氷粒子の核形成速度は極めて遅くなる可能性があります[69]、おそらく大きな（>10^ 6 ) \ce ALMA による HCN 過飽和の観測[51] 2 . 一方、[73]は、冥王星の表面から15km以内の温度が40Kに達する場所で炭化水素とニトリル氷の雲の凝縮をシミュレートし、比較的低い雲の光学厚さを発見しました（τ〜10^ -4）、小さい（〜1 ms^ -1）上昇気流は、光学的にはるかに厚い（τ〜0.1）の雲。このような雲の形成は、Df、[46]ただし、飽和蒸気圧、表面エネルギー、凝縮ガスとヘイズ CCN 間の接触角など、前述のすべての研究で使用されている微物理的パラメータは、関連する温度での実験室測定が不足しているため、ほとんど不明または不確実であることに留意する必要があります。
3.3 まとめ
トリトンと冥王星の大気中の窒素とメタンの光化学的分解が、その中の雲やもやの起源となっている可能性が高い。このような光化学プロセスによって、一連の単純な炭化水素分子とニトリル分子が生成され、これらがさらに反応して巨大な荷電イオンやnmサイズの有機もや粒子を形成する。あるいは、単純な分子が凝縮して反射率の高い氷雲を形成し、もやのCCN上で核形成する可能性がある。トリトンと冥王星のエアロゾルのモデルでは、2つの天体のエアロゾルの組成と分布の違いは、表面近くのガス状メタンの量によって生じる可能性が高いと予測されている。冥王星の大気中のメタンが比較的豊富であるため、メタンは高度数百kmまで生存でき、そこで光分解して複雑なもや粒子を形成する。対照的に、トリトンの大気中のメタンの量が少ないため、表面から数十 km 以内で光分解が起こり、炭化水素分子が生成され、これが凝縮して氷雲を形成します。トリトンと冥王星の大気の両方で、エアロゾル粒子は発生源から表面に向かって沈降し、拡散プロセスの影響はほとんどありませんが、冥王星では地球規模の循環が重要である可能性があります。球状およびフラクタルの集合粒子の両方が存在する可能性があり、凝縮または凝固のどちらが優勢であるかに応じて、ある形式から別の形式に遷移する可能性があります。最後に、飽和蒸気圧や表面エネルギーなど、関連するガス状および CCN 種の微物理的パラメータを取り巻く不確実性のため、冥王星の大気では凝縮と付着/吸着のどちらがより重要であるかは不明です。
4 トリトンと冥王星のエアロゾルの実験室調査
図9:実験室実験で\ce N2 と\ce CH4 (場合によっては\ce CO) の混合物から生成された有機ヘイズ類似体の透過スペクトル。タイタン (オレンジ、ピンク、黄色、サーモンピンク)、冥王星 (薄紫/濃紫の点線と破線)、トリトン (シアン、緑、水色) の大気を再現しています。[57個々の研究の詳細については、] を参照してください。図は[57]（図中の「この作品」）。
エアロゾルの形成と進化をモデル化し、観測結果を解釈するために必要なエアロゾルの物質的および光学的特性を制限するには、実験室実験が不可欠です。この目的のために、多くの研究が、冥王星とトリトンの大気の組成を再現したガス混合物をエネルギー源にさらすことによって光化学的ヘイズ類似体を合成しようと試みてきました。たとえば、[76]そして[55]は、\ce N2/ \ce CH4(0.1%) ガス混合物を冷たいプラズマに変化させ、タイタンのヘイズ類似体と比較して C/N 比とスペクトル特性に顕著な違いがあることを発見しました。これは、 \ce N2/ \ce CH4 比の違いがヘイズ生成の異なる反応経路につながり、海王星の磁気圏から来る電子が吸収有機ヘイズの生成を促進する可能性が高いことを示しています。最近では、[57]は、N 2 /CH 4 (0.2%)/CO(0.5%)ガス混合物に対して冷プラズマ実験を行った。
90け そして、COを添加すると、炭素を多く含むのではなく窒素を多く含むトリトンヘイズ類似体が生成され、酸素が
〜10重量％であり、COの相対的存在量も有機ヘイズの特性を制御する上で重要な役割を果たしていることを示しています。一方、[38、37] は、 N2/ CH4/ CO ガス混合物を検討して冥王星のヘイズ組成の高度依存性を調査しました。この混合ガスでは、 \ce CO の存在量は 500 ppm に固定され、\ce CH4 の存在量は 0.5 ～ 5% の範囲で変化し、高高度拡散分離をシミュレートします。彼らは、 \ce CH4 の存在量が低いサンプルではより多くの N 原子と O 原子が取り込まれていることを発見しました。これは、ヘイズ組成が高度によって変化する可能性が高いことを示しています。彼らはまた、 \ce CO ガスなしで生成されるタイタンのヘイズ類似物と比較して、冥王星のヘイズ類似物は光学波長での吸収が少ないことを発見しました(図9 )。最後に、[26] は、タイタン、トリトン、冥王星に適用可能な、さまざまな CO 存在比を持つN2 / CH4 / CO ガス混合物を検討し、CO が増加すると、ヘイズ類似体の密度と酸素含有量が増加し、飽和度が減少することを発見しました。
トリトンと冥王星の大気中の氷雲形成の理解を助けるために、いくつかの研究で、関連する炭化水素とニトリルの氷の飽和蒸気圧と表面エネルギーを測定し、まとめてきました[58、18、89]。しかし、測定が有効な温度範囲には、トリトンや冥王星の低温が含まれていないことが多いため、経験的な飽和蒸気圧と表面エネルギーの式を外挿する際には注意が必要です。脱着エネルギーや凝縮物とCCN間の接触角など、他の微物理的パラメータの測定は比較的まれであり、主にメタンとエタンの凝縮物とヘイズCCNに限定されています[11、68]。
5 トリトンと冥王星のエアロゾル：未知の部分と展望
大気の組成や地表の気圧や気温が似ているにもかかわらず、トリトンと冥王星のエアロゾルは互いに異なっています (表1 )。トリトンには、おそらく有機氷で構成された全球エアロゾル層があり、その大気は下数十 km に限定されており、高度 10 km 以下に雲が点在しています。一方、冥王星のエアロゾルは、数百 km まで広がる有機のもやが多数を占め、複数の微細層を形成しているように見えますが、有機氷の吸着や凝結も役割を果たしている可能性があります。この違いは、 2 つの惑星における CH4 の存在量の違いによって生じるという仮説が立てられています。トリトンの CH4 の存在量が低いため、下数十 km で CH4 と N2 の光化学反応が起こり、単純な炭化水素氷とニトリル氷の生成と凝結につながります。一方、冥王星では CH4 の含有量が多いため、CH4は上層大気まで生き残ることができ、その結果、中性およびイオン反応の豊富なネットワークから高度数百 km で有機ヘイズ粒子が生成されます。これらの粒子は下方に沈降し、気体炭化水素およびニトリル種の核形成中心および/または吸着表面として機能する可能性があります。
地上からの恒星掩蔽、ボイジャー 2 号とニューホライズンのフライバイ、カッシーニによるタイタンの観測から得られた教訓により、トリトンと冥王星のエアロゾルに関する知識は大幅に増加しましたが、多くの重要な未知数はまだ残っています。既存の観測の波長と位相角の制限により、トリトンと冥王星のエアロゾルの組成、したがって形成メカニズムは不明のままです。タイタンの有機ヘイズと氷雲とトリトンと冥王星のそれらの間には類似点が見られますが、異なる大気組成 (後者の天体ではより高い CO)、エネルギー源、および電離層環境により、3 つの世界のエアロゾルの形成と進化に大きな違いが生じる可能性があります。さらに、エアロゾルがトリトンと冥王星の大気の放射伝達とダイナミクスに与える影響については、さらに研究する必要があります。たとえば、[92] は、冥王星のエアロゾルが上層大気を大幅に冷却できることを示し、冥王星の大気の低い逃避率を説明した。これは、大気と表面の揮発性物質の進化、光化学、および冥王星の大気中のエアロゾル形成の間に根本的なつながりがあることを示しており、これはおそらく、冥王星の偏心軌道によって引き起こされる広範な季節サイクルによって調整されていると思われる[36]トリトンのエアロゾルとトリトンの大気圏の残りの部分との間にも同様の関係が存在する可能性があり、調査する必要がある。
表1:トリトンと冥王星のエアロゾル特性の概要。§2と§詳細は3をご覧ください。
トリトンと冥王星のエアロゾルに関する理解を深めるには、観測、モデリング、実験室研究の相乗効果が必要です。トリトンや冥王星に専用の探査機があれば、幅広い位相角と波長で大気を観測し、エアロゾルの分布と光学特性の時間的および空間的変化を監視することで、エアロゾルに関する知識が大幅に向上します。特に、固体有機物に関連するスペクトル特性は、より長い中赤外線波長に豊富に存在します[92]一方、飽和蒸気圧、表面エネルギー、脱着エネルギー、有機氷やヘイズ類似体の接触角など、トリトンと冥王星の温度での主要な微物理的パラメータの実験室測定は、氷雲の形成と炭化水素とニトリル種が有機ヘイズ粒子とどのように相互作用するかをより正確にモデル化するために不可欠です。ヘイズの形成に関するさらなる実験室研究も必要であり、特にヘイズが最初にガス種からどのように形成され、凝縮および/または凝固によって球体または凝集体に成長するかが重要です。さらに、エアロゾルの光学特性の不確実性は、観測結果を解釈する際の大きなボトルネックであり、より多くの測定が必要です。同時に、実験室測定を考慮し、さらにヘイズが3D放射環境および大気のダイナミクスとどのように相互作用するか、季節的な時間スケールでどのように進化するかに焦点を当てたモデリングの取り組みも、現在および将来の観測を理解するのに大いに役立ちます。最後に、トリトンと冥王星のエアロゾルの違いは表面の CH4 の豊富さに左右される可能性が高いことを考えると、これらの表面と地表付近の大気を時間の経過とともに観測しモデル化することで、トリトンと冥王星のエアロゾルが根本的に異なるのか、それとも単に同じ進化の道筋の異なる地点なのかをよりよく理解できるようになります。
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