恒星掩蔽時の地上観測とニューホライズンズの観測で、冥王星大気中の霞は高度２０ｋｍ辺りが濃くて８ｋｍ辺りにもピークがある。以下、機械翻訳。
冥王星の霞の解読: 太陽エネルギーで動く蒸気圧プルームが二峰性の粒度分布を形成する仕組み
要約
New Horizons の調査結果を組み合わせる
一連の機器は双峰性の霞を明らかにする
冥王星の内部の粒子分布
ヘイズモデルにはない大気
再現できた。 私たちが採用しているのは、
光化学および微小物理学 KINAERO
季節サイクルとその季節性をシミュレートするモデル
ヘイズ分布への影響。 私たちはそれを発見しました
より小さい球状粒子モードは、光化学によって生成され、凝集モード、より大きな凝集モード
表面の揮発性堆積物によって形成される
そのようなものを昇華し、その後ロフトします。
粒子が上向きに。 このプロセスにより、次の 2 つの結果が得られます。
重要な洞察: まず、凝集体のみ
小さなモノマーで構成されており、ロフトすることができ、
第二に、この凝集体分布は次のようになります。
一時的であり、冥王星の季節性と密接に関係している
サイクル。 したがって、我々は二峰性であると予想する。
配布は近日中になくなります
冥王星の大気が変化する数十年
崩壊。
導入
カイパーベルトに位置する冥王星は冷たくそして薄い大気。 しかし
非常に複雑な有機光化学
内部で、メタンによって開始される
光解離に似ています
有機物も生まれた地球 始生代の光化学プロセス
メタン (Kasting et al., 1983)。 したがって、
冥王星を学ぶことは、私たちがどのように理解するのに役立ちますか
有機物は地球上で初めて合成され、それはさらに理解につながります
生命の根源。 こういったプロセスが大切です
系外惑星の宇宙生物学を研究するため
還元性雰囲気も使用します（例：アダムス他、2022)。
冥王星の光化学モデルの比較
観察により、以下の洞察が得られました
大気の組成。
クラスノポルスキーとクルックシャンク (1999) モデル
冥王星の大気の光化学
恒星掩蔽の測定に基づく
そして、光化学は次のように結論づけた。
冥王星はトリトンよりもタイタンに似ています。 ニューホライズンズのフライバイでは、両方とも
冥王星の大気の理解
構造と光化学が改善されました
表面を発見した Wong et al., (2017) による
CH4 混合比 0.004、高度一定の渦拡散率 10^3 cm^2/s
、 そして炭化水素の凝縮の証拠
そしてヘイズ粒子上のニトリル氷。
冥王星の霞は最も深いものの一つです。
ニューホライズンズからの重要な観察
(Gladstone et al., 2016) には、深い意味があります。
冥王星の熱構造への影響
大気。 太陽熱による暖房が大きいため、
および熱冷却速度、ヘイズ粒子からの放射バランスを支配する
高度700kmまで地表に到達する(Zhang et al.,2017）。曇りも一因となります。
冥王星の表面物質と潜在的に
表面の氷と相互作用して形成される
冥王星の表面の色の変化（グランディ）ら、2018)。
ニューホライズンズのフライバイでは、
冥王星のもやに対する理解は大きく進んだ
改善された（Gladstone et al.、2016; Stern et al.、2015年; Young et al.、2018、Cheng et al.、2018 2017）。
たとえば、Gao et al. (2017) を使用して示しました
ヘイズ UV の微小物理モデリング
絶滅はトーリン様によって説明できる
から生成されるフラクタル集合体
光化学と凝固、粒子サイズと個数密度を制御
粒子の電荷によって。 具体的には、
粒子の電荷対半径比 30 e-/μm、凝集体は表面近くで約 0.1 μm まで成長しました。
当時の推定と一致している
光学散乱光測定による
(Gladstone 他、2016)。 彼らはさらに、
球状粒子であることを示した
の係数によって過小評価された UV 吸光度
と同じヘイズ生成率の場合は 2 ～ 3
凝集体の場合、粒子が生成される
表面付近では半径数十nm。
ただし、より包括的な分析を行うと、
ニューホライズンズによる紫外線消滅の観測
光学散乱と近赤外散乱
ファンらによって作られました。 (2022)、そのうち 4 つは
明確な観測データセットがあった
統合され、地表近くにあることが確立された
ヘイズサイズの分布は実際には二峰性であり、
大きな (~1 µm) 凝集モードと
より小さい (<0.1 μm) 球状粒子モード。
粒子の電荷を半径に合わせて調整しながら
Gao et al.のモデルにおける比率 (2017) できる
これら 2 つのモードのいずれかを生成します。
近くで両方を同時に生成します
表面は不可能でした、そしてそれ以外は不可能でした
微小物理モデルは 2 つを予測しました
氷が結露した場合でもモードが存在します
検討されている (Stern et al. 2017; Lavvas et al.2021）。 したがって、この二峰性の起源は
未解決のままでさらなる問題を引き起こす
大気と霧の調査
冥王星のプロセス。
本稿では初めて評価する．
大気崩壊かどうか
補充により、表面近くの二峰性ヘイズ分布が生成される可能性があります。 と
冥王星の離心軌道と大気
後退するにつれて大幅に減少する
太陽からのみ補充される
近日点に近づいています (Johnson et al., 2021)。
スプートニク平原はこの点で重要な役割を果たしています
プロセス、一次ソースとして機能し、
大気ガスのシンク、それによって
大気への大きな影響
循環（Bertrand et al., 2020）。 私たちの研究
包括的なモデルを導入します。
光化学プロセスを捕捉します
冥王星の年間サイクル全体を通して、
大気崩壊とその後の再生。 次に、
微物理的および動的プロセス
～の二峰性分布を生じさせる
大気粒子、これらを結び付ける
大気周期に関わる現象
冥王星の軌道とその影響によって決定される
スプートニク平原。
議論と結論
この研究では、大気の昇華の流れが起こる可能性がある
二峰性の形成に重要な役割を果たす
冥王星で観測されたエアロゾルの分布。
KINAEROモデルの成功
の数密度反転を再現します。
高度約20kmで集合し、表面数密度 0.139 cm^-2
凝集体は昇華で示唆されています
流れ。 より小さな球体を生成します
光化学によるエアロゾルモードと
凝固、球状を再現
Gao et al., (2017) の粒子ケース。 その間
球面モードは継続します
冥王星として光化学的に生成される
おそらく軌道上を継続しますが、
大気の雰囲気が変わり始めると速度が低下します
折りたたむと (図 2)、集約モードは
昇華流になると消えます
停止した。 したがって、観察されたものは、
ヘイズ粒子の二峰性分布は、
一時的かつ動的な現象、
今後の JWST 観察によってテストできます。
あるいは冥王星を再訪するミッションさえも。
いくつかの簡略化を行いました
この研究における近似値。 例えば、気圧の変化により、
大気と化学物質の注入
昇華流からの種、シミュレーション
最先端の複雑な化学
ネットワークには法外に長い時間がかかります。
また、季節サイクルの計算は可能ではありません。
スケーラブル。 したがって、より単純なメソッドを使用しました。
シミュレーションのみを行う光化学モデル
C2へ。 さまざまなタイムステップ ソリューション
より複雑な化学の場合は必要になります
が望まれます。
現在のもう 1 つの改善の可能性
3Dの雰囲気を考慮する作業です
ダイナミクス。 最も重要な情報源として、
大気の沈下源はスプートニク平原にあり、
ダイナミックな効果は重要でしょうが、
そしてそのような空間的非対称性は、
観察に影響を与える (例: Chen et al.、2021）。 今後の作品では 2D を使用することをお勧めします
または 3D モデルを使用して、影響をより適切に解決できます。
スプートニクから発生した昇華プルーム
プラニティア。
2 つの重要なプロセスが不十分なまま
理解されているが、まだ正確には理解されていない
モデル化された。 1つ目は、冥王星の表面の集合構造、
2番目は条件に関係します
エアロゾル粒子の同伴に必要
昇華の流れ。 複雑さを考慮すると、
これらのプロセスを効果的に行うことはできません
分析的または数値的にモデル化された
パラメータ化されたメソッドにつながる
アプローチ。 今後の実験的な作品は、
エアロゾルと表面の氷の相互作用を調査する
カップルがもやもやするモデリング研究
軌道上の粒子と大気の力学
解明するには時間スケールが必要だろう
これらの問題。
最後に、私たちのモデルでは次のことが必要になります。
光化学と凝固は、地表近くの大気中の凝集体の主な発生源であり、
以前のヘイズモデルの結論 (Gao et al。 2017年; ラヴァスら。 2021）。 結露
沈降するエアロゾル粒子上の氷
凝集体の崩壊を引き起こす可能性があります
Df の増加 (Lavvas et al. 2021)、
しかし、それはより大きな球体をもたらす可能性があります
観察される小さな球状の粒子よりも
凝縮質量の追加によるモード
材料。 もう一つの可能性はその粒子です
充電はさらに激しくなります。
凝固効率が低下し、落下するヘイズの粒子サイズ (Lavvas et al.2010年; ガオら。 2017）。 アッパー
大気/電離層モデリングは次のようになります。
冥王星のヘイズ粒子の粒子半径対電荷比を定量化するために必要
大気。
図 1. 冥王星上の C2 種の数密度 (cm-3) の 10 を底とする対数
年。 サイクルの開始時と終了時の表面近くの暗い領域が時間をマークします。
大気が成長し、下層大気が CH4 と N2 で満たされ、C2 が押し出されるとき
種は上向きに移動し、地表近くの種の数密度が減少します。
図 2. メタンの破壊率分布 (cm^-3 s^-1単位の log10)。
図 3. によって生成された球面ヘイズ モードの数密度分布
光化学と凝固、単位 cm^-3 の log10。
図 4. モノマー サイズによる凝集体の分布r0 = 10^-2μｍ、骨材サイズ Ｒa = 1.28 μｍ 2015 年には 、ニュー ホライズンズのフライバイと一致しました。 この作業の結果は、Fan比較他。（2022年）。 から取得した集計のプロファイル (不確かさの範囲は灰色) 。
図 5. 異なる年の凝集体密度分布。 高いことに注意してください
勾配ゼロの頂上を撮影したため、2037 年の高地での集中は物理的に現実的ではありません。
境界条件。
冥王星の霞の解読: 太陽エネルギーで動く蒸気圧プルームが二峰性の粒度分布を形成する仕組み
要約
New Horizons の調査結果を組み合わせる
一連の機器は双峰性の霞を明らかにする
冥王星の内部の粒子分布
ヘイズモデルにはない大気
再現できた。 私たちが採用しているのは、
光化学および微小物理学 KINAERO
季節サイクルとその季節性をシミュレートするモデル
ヘイズ分布への影響。 私たちはそれを発見しました
より小さい球状粒子モードは、光化学によって生成され、凝集モード、より大きな凝集モード
表面の揮発性堆積物によって形成される
そのようなものを昇華し、その後ロフトします。
粒子が上向きに。 このプロセスにより、次の 2 つの結果が得られます。
重要な洞察: まず、凝集体のみ
小さなモノマーで構成されており、ロフトすることができ、
第二に、この凝集体分布は次のようになります。
一時的であり、冥王星の季節性と密接に関係している
サイクル。 したがって、我々は二峰性であると予想する。
配布は近日中になくなります
冥王星の大気が変化する数十年
崩壊。
導入
カイパーベルトに位置する冥王星は冷たくそして薄い大気。 しかし
非常に複雑な有機光化学
内部で、メタンによって開始される
光解離に似ています
有機物も生まれた地球 始生代の光化学プロセス
メタン (Kasting et al., 1983)。 したがって、
冥王星を学ぶことは、私たちがどのように理解するのに役立ちますか
有機物は地球上で初めて合成され、それはさらに理解につながります
生命の根源。 こういったプロセスが大切です
系外惑星の宇宙生物学を研究するため
還元性雰囲気も使用します（例：アダムス他、2022)。
冥王星の光化学モデルの比較
観察により、以下の洞察が得られました
大気の組成。
クラスノポルスキーとクルックシャンク (1999) モデル
冥王星の大気の光化学
恒星掩蔽の測定に基づく
そして、光化学は次のように結論づけた。
冥王星はトリトンよりもタイタンに似ています。 ニューホライズンズのフライバイでは、両方とも
冥王星の大気の理解
構造と光化学が改善されました
表面を発見した Wong et al., (2017) による
CH4 混合比 0.004、高度一定の渦拡散率 10^3 cm^2/s
、 そして炭化水素の凝縮の証拠
そしてヘイズ粒子上のニトリル氷。
冥王星の霞は最も深いものの一つです。
ニューホライズンズからの重要な観察
(Gladstone et al., 2016) には、深い意味があります。
冥王星の熱構造への影響
大気。 太陽熱による暖房が大きいため、
および熱冷却速度、ヘイズ粒子からの放射バランスを支配する
高度700kmまで地表に到達する(Zhang et al.,2017）。曇りも一因となります。
冥王星の表面物質と潜在的に
表面の氷と相互作用して形成される
冥王星の表面の色の変化（グランディ）ら、2018)。
ニューホライズンズのフライバイでは、
冥王星のもやに対する理解は大きく進んだ
改善された（Gladstone et al.、2016; Stern et al.、2015年; Young et al.、2018、Cheng et al.、2018 2017）。
たとえば、Gao et al. (2017) を使用して示しました
ヘイズ UV の微小物理モデリング
絶滅はトーリン様によって説明できる
から生成されるフラクタル集合体
光化学と凝固、粒子サイズと個数密度を制御
粒子の電荷によって。 具体的には、
粒子の電荷対半径比 30 e-/μm、凝集体は表面近くで約 0.1 μm まで成長しました。
当時の推定と一致している
光学散乱光測定による
(Gladstone 他、2016)。 彼らはさらに、
球状粒子であることを示した
の係数によって過小評価された UV 吸光度
と同じヘイズ生成率の場合は 2 ～ 3
凝集体の場合、粒子が生成される
表面付近では半径数十nm。
ただし、より包括的な分析を行うと、
ニューホライズンズによる紫外線消滅の観測
光学散乱と近赤外散乱
ファンらによって作られました。 (2022)、そのうち 4 つは
明確な観測データセットがあった
統合され、地表近くにあることが確立された
ヘイズサイズの分布は実際には二峰性であり、
大きな (~1 µm) 凝集モードと
より小さい (<0.1 μm) 球状粒子モード。
粒子の電荷を半径に合わせて調整しながら
Gao et al.のモデルにおける比率 (2017) できる
これら 2 つのモードのいずれかを生成します。
近くで両方を同時に生成します
表面は不可能でした、そしてそれ以外は不可能でした
微小物理モデルは 2 つを予測しました
氷が結露した場合でもモードが存在します
検討されている (Stern et al. 2017; Lavvas et al.2021）。 したがって、この二峰性の起源は
未解決のままでさらなる問題を引き起こす
大気と霧の調査
冥王星のプロセス。
本稿では初めて評価する．
大気崩壊かどうか
補充により、表面近くの二峰性ヘイズ分布が生成される可能性があります。 と
冥王星の離心軌道と大気
後退するにつれて大幅に減少する
太陽からのみ補充される
近日点に近づいています (Johnson et al., 2021)。
スプートニク平原はこの点で重要な役割を果たしています
プロセス、一次ソースとして機能し、
大気ガスのシンク、それによって
大気への大きな影響
循環（Bertrand et al., 2020）。 私たちの研究
包括的なモデルを導入します。
光化学プロセスを捕捉します
冥王星の年間サイクル全体を通して、
大気崩壊とその後の再生。 次に、
微物理的および動的プロセス
～の二峰性分布を生じさせる
大気粒子、これらを結び付ける
大気周期に関わる現象
冥王星の軌道とその影響によって決定される
スプートニク平原。
議論と結論
この研究では、大気の昇華の流れが起こる可能性がある
二峰性の形成に重要な役割を果たす
冥王星で観測されたエアロゾルの分布。
KINAEROモデルの成功
の数密度反転を再現します。
高度約20kmで集合し、表面数密度 0.139 cm^-2
凝集体は昇華で示唆されています
流れ。 より小さな球体を生成します
光化学によるエアロゾルモードと
凝固、球状を再現
Gao et al., (2017) の粒子ケース。 その間
球面モードは継続します
冥王星として光化学的に生成される
おそらく軌道上を継続しますが、
大気の雰囲気が変わり始めると速度が低下します
折りたたむと (図 2)、集約モードは
昇華流になると消えます
停止した。 したがって、観察されたものは、
ヘイズ粒子の二峰性分布は、
一時的かつ動的な現象、
今後の JWST 観察によってテストできます。
あるいは冥王星を再訪するミッションさえも。
いくつかの簡略化を行いました
この研究における近似値。 例えば、気圧の変化により、
大気と化学物質の注入
昇華流からの種、シミュレーション
最先端の複雑な化学
ネットワークには法外に長い時間がかかります。
また、季節サイクルの計算は可能ではありません。
スケーラブル。 したがって、より単純なメソッドを使用しました。
シミュレーションのみを行う光化学モデル
C2へ。 さまざまなタイムステップ ソリューション
より複雑な化学の場合は必要になります
が望まれます。
現在のもう 1 つの改善の可能性
3Dの雰囲気を考慮する作業です
ダイナミクス。 最も重要な情報源として、
大気の沈下源はスプートニク平原にあり、
ダイナミックな効果は重要でしょうが、
そしてそのような空間的非対称性は、
観察に影響を与える (例: Chen et al.、2021）。 今後の作品では 2D を使用することをお勧めします
または 3D モデルを使用して、影響をより適切に解決できます。
スプートニクから発生した昇華プルーム
プラニティア。
2 つの重要なプロセスが不十分なまま
理解されているが、まだ正確には理解されていない
モデル化された。 1つ目は、冥王星の表面の集合構造、
2番目は条件に関係します
エアロゾル粒子の同伴に必要
昇華の流れ。 複雑さを考慮すると、
これらのプロセスを効果的に行うことはできません
分析的または数値的にモデル化された
パラメータ化されたメソッドにつながる
アプローチ。 今後の実験的な作品は、
エアロゾルと表面の氷の相互作用を調査する
カップルがもやもやするモデリング研究
軌道上の粒子と大気の力学
解明するには時間スケールが必要だろう
これらの問題。
最後に、私たちのモデルでは次のことが必要になります。
光化学と凝固は、地表近くの大気中の凝集体の主な発生源であり、
以前のヘイズモデルの結論 (Gao et al。 2017年; ラヴァスら。 2021）。 結露
沈降するエアロゾル粒子上の氷
凝集体の崩壊を引き起こす可能性があります
Df の増加 (Lavvas et al. 2021)、
しかし、それはより大きな球体をもたらす可能性があります
観察される小さな球状の粒子よりも
凝縮質量の追加によるモード
材料。 もう一つの可能性はその粒子です
充電はさらに激しくなります。
凝固効率が低下し、落下するヘイズの粒子サイズ (Lavvas et al.2010年; ガオら。 2017）。 アッパー
大気/電離層モデリングは次のようになります。
冥王星のヘイズ粒子の粒子半径対電荷比を定量化するために必要
大気。
図 1. 冥王星上の C2 種の数密度 (cm-3) の 10 を底とする対数
年。 サイクルの開始時と終了時の表面近くの暗い領域が時間をマークします。
大気が成長し、下層大気が CH4 と N2 で満たされ、C2 が押し出されるとき
種は上向きに移動し、地表近くの種の数密度が減少します。
図 2. メタンの破壊率分布 (cm^-3 s^-1単位の log10)。
図 3. によって生成された球面ヘイズ モードの数密度分布
光化学と凝固、単位 cm^-3 の log10。
図 4. モノマー サイズによる凝集体の分布r0 = 10^-2μｍ、骨材サイズ Ｒa = 1.28 μｍ 2015 年には 、ニュー ホライズンズのフライバイと一致しました。 この作業の結果は、Fan比較他。（2022年）。 から取得した集計のプロファイル (不確かさの範囲は灰色) 。
図 5. 異なる年の凝集体密度分布。 高いことに注意してください
勾配ゼロの頂上を撮影したため、2037 年の高地での集中は物理的に現実的ではありません。
境界条件。
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