Mostrar código-fonte de Atmosfera de Plutão

[[Ficheiro:Blue hazes over backlit Pluto.jpg|thumb|right|300px|Foto durante a saída da ''New Horizons'' de Plutão mostrando a atmosfera de Plutão iluminada pelo [[Sol]]. A coloração azulada é próximo do que um [[olho humano]] teria visto, sendo causada pelas camadas de neblina na atmosfera.]]
A '''atmosfera de Plutão''' é uma tênue camada de [[Gás|gases]] ao redor do [[planeta anão]]. Ela consiste principalmente de [[nitrogênio]] (N<sub>2</sub>), com quantidades menores de [[metano]] (CH<sub>4</sub>) e [[monóxido de carbono]] (CO), nos quais, todos esses são [[vapor]]izados a partir das camadas de [[gelo]] na superfície de [[Plutão]].<ref name=Stern_2014/><ref name=Stern_2015/> Nela há [[neblina]] em camadas, provavelmente consistindo de compostos mais pesados que se formam a partir desses gases devido à [[Raio cósmico|radiação de alta energia]].<ref name=Hand_2015_harvest/> A atmosfera de Plutão é notável por suas fortes e não completamente compreendidas [[Estação do ano|mudanças sazonais]] causadas por peculiaridades do [[Eixo de rotação|eixo rotacional]] e [[Órbita|orbital]] de Plutão.<ref name=Stern_2014/>

Segundo as medições realizadas em [[2015]] pela [[sonda espacial]] ''[[New Horizons]]'', a [[pressão atmosférica]] na superfície de Plutão é aproximadamente 1 Pa (10 µbar), cerca de 100.000 vezes menos do que a [[Atmosfera terrestre|atmosfera da Terra]]. A [[temperatura]] na superfície é de 40 a 60 K (-230 a -210 ºC), mas cresce rapidamente com a altitude devido ao [[efeito estufa]] gerado pelo metano. Em torno de 30 km de altura atinge 110 K (-163 ºC), e então diminui lentamente.<ref name=Dias_Oliveira_2015/>

Plutão é o único [[Objeto transnetuniano|objeto transneptuniano]] conhecido com uma atmosfera.<ref name=Dias_Oliveira_2015/> Seu análogo mais próximo é a atmosfera de [[Tritão (satélite)|Tritão]], embora, em alguns aspectos, pareça até com a [[atmosfera de Marte]].<ref name=Lellouch_2015/><ref name=Johnston_2006/>

A atmosfera de Plutão tem sido estudada desde a [[década de 80]] a partir de observações terrestres das [[Ocultação|ocultações de estrelas]] pelo planeta anão<ref name=Elliot_2007/><ref name=Olkin_2015/> e [[espectroscopia]].<ref name=Yelle_1997/> Em 2015, o planeta anão foi estudado a uma curta distância pela ''New Horizons''.<ref name=Stern_2015/><ref name=Gladstone_2016/>

== Composição ==
[[Ficheiro:PIA20362-Pluto-Atmosphere-Released20160114.jpg|thumb|right|300px|Camadas azuladas de neblina na atmosfera de Plutão (aproximadamente em [[Falsa cor|verdadeira-cor]]).]]
O principal componente da atmosfera de Plutão é o nitrogênio. De acordo com as medições da ''New Horizons'', a concentração de metano equivale a 0,25% da composição.<ref name=Stern_2015/>{{efn|Observações a partir da Terra sugeriam aproximadamente {{nobr|0.4–0.6%}} em 2008<ref name=Lellouch_2009/>
e {{nobr|0.3–0.4%}} em 2012.<ref name=Lellouch_2015/>}} Já as observações a partir da [[Terra]] estimam que o monóxido de carbono permanece entre 0,025-0,15% (2010)<ref name=Lellouch_2011/> e 0,05-0,075% (2015).<ref name=Gurwell_2015/> Sob influência dos raios cósmicos altamente energéticos, esses gases reagem formando componentes mais complexos (não voláteis às temperaturas da superfície de Plutão<ref name=Fray_2009/>), como [[etano]] (C<sub>2</sub>H<sub>6</sub>), [[etileno]] (C<sub>2</sub>H<sub>4</sub>), [[acetileno]] (C<sub>2</sub>H<sub>2</sub>), [[hidrocarboneto]]s mais pesados e [[Nitrila|nitrilos]],<ref name=Hand_2015_harvest/><ref name=Cruikshank_2006/><ref name=Cruikshank_2015/> e [[cianeto de hidrogênio]] (HCN)<ref name="NSNS|2015-1211">{{citar jornal|último =Sokol |primeiro =Joshua |título=''Pluto surprises with ice volcanoes'' |url=https://www.newscientist.com/article/dn28470-pluto-surprises-with-ice-volcanoes-and-alien-weather |data=9 de novembro de 2015 |obra=[[New Scientist]]|acessodata=20 de março de 2018}}{{en}}</ref> (quantidades de etileno ficam em torno de 0,0001%, e de acetileno em 0,0003%).<ref name=Stern_2015/> Esses compostos precipitam lentamente sobre a superfície. Provavelmente, inclui-se [[tolina]]s, que são responsáveis pela cor amarronzada de Plutão (assim como outros corpos do sistema solar externo).<ref name=Stern_2015/><ref name="NYT-20150724-kc">{{citar jornal|último =Chang |primeiro =Kenneth |título=''Pluto's atmosphere is thinner than expected, but still looks hazy'' |url=https://www.nytimes.com/2015/07/25/science/space/plutos-atmosphere-is-thinner-than-expected-but-still-looks-hazy.html |data=24 de julho de 2015 |obra=''[[New York Times]]'' |acessodata=20 de março de 2018 }}{{en}}</ref>

O composto mais [[Volatilidade|volátil]] da atmosfera de Plutão é o nitrogênio, seguido do monóxido de carbono e do metano. O indicador de volatilidade é a [[pressão de vapor]] saturado (pressão de sublimação). À temperatura de 40 K (próximo do valor mínimo na superfície de Plutão<ref name=Stern_2014/>), a pressão é em torno de 10 Pa para o nitrogênio, 1 Pa para monóxido de carbono e 0,001 Pa para o metano. Esses valores crescem rapidamente com a temperatura, nos quais, à 60 K (próximo do valor máximo<ref name=Stern_2014/>) se aproxima dos 10.000 Pa, 3.000 Pa e 10 Pa, respectivamente. Para hidrocarbonetos mais pesados do que o metano, [[água]], [[Amoníaco|amônia]], [[dióxido de carbono]] e cianeto de hidrogênio, essa pressão permanece insignificantemente baixa (cerca de 10-5 Pa ou ainda menor), o que indica ausência de volatilidade nas condições de Plutão (pelo menos em atmosfera mais fria).<ref name=Fray_2009/><ref name=Holler_2014/>

Devido à menor abundância e volatilidade do metano e monóxido de carbono, esperava-se demonstrar desvios mais fortes do equilíbrio da pressão com camadas de gelo superficiais e maiores variações de concentração temporais e espaciais. ''But actually concentration of, at least, methane, does not depends noticeably of height (at least, in the lower 20–30&nbsp;km), longitude and time.''<ref name=Lellouch_2015/><ref name=Zalucha_2011/> No entanto, a dependência da temperatura da volatilidade do metano e do nitrogênio sugere que a concentração de metano diminuirá durante a movimentação de Plutão para maiores distância do [[Sol]].<ref name=Fray_2009/><ref name=Zalucha_2011/><ref name=Trafton_1997/> É notável que a concentração observada de metano é de duas ordens de magnitude mais alta do que o esperado através da [[lei de Raoult]], com base na sua concentração no gelo superficial e na relação das pressões de sublimação de metano e nitrogênio.<ref name=Lellouch_2015/><ref name=Young_1997/> As razões dessa discrepância são desconhecidas. Pode ser devido à existência de trechos de gelo de metano relativamente limpo, ou devido ao aumento do teor de metano na camada superior do gelo misturado comum.<ref name=Lellouch_2015/><ref name=Trafton_1997/>

Mudanças sazonais e orbitais de insolação resultam na migração de gelo superficial: eles [[Sublimação|sublimam]] em alguns lugares e [[Condensação|condensam]] em outros. De acordo com algumas estimativas, isso provoca mudanças métricas da espessura do gelo.<ref name=Olkin_2015/> Assim como altera a geometria de visualização, resultando em apreciáveis mudanças de [[brilho]] e cor de Plutão.<ref name=Lellouch_2015/>

Apesar da baixa abundância de metano e monóxido de carbono, esses gases são significantes para a estrutura termal da atmosfera: metano é um forte agente de [[Aquecimento global|aquecimento]],<ref name=Lellouch_2009/> e o monóxido de carbono é [[Refrigeração|refrigerante]] (embora a quantidade desse resfriamento não esteja completamente clara).<ref name=Dias_Oliveira_2015/><ref name=Lellouch_2011/>

== Neblina ==
[[Ficheiro:MVIC sunset scan of Pluto.jpg|right|thumb|300px|Névoa com múltiplas camadas na atmosfera de Plutão. Parte da ''Sputnik Planitia'' com montanhas nas proximidades. Foto realizada pela ''New Horizons'' quinze minutos após a passagem mais próxima com Plutão.]]
A ''New Horizons'' descobriu na atmosfera de Plutão uma névoa multi-camadas que abrange a totalidade do [[Planeta anão|planeta-anão]] e atinge altitudes acima de 200 km. As melhores imagens mostram aproximadamente 20 camadas de neblina. A extensão horizontal das camadas não é inferior a 1.000 km; enquanto que a distância vertical entre elas é de cerca de 10 km.<ref name=Gladstone_2016/>
[[Ficheiro:PIA19716 Alice Solar Occultation (cropped).jpg|right|thumb|300px|Curva de absorção da luz solar ultravioleta pela atmosfera de Plutão medida durante o voo da ''New Horizons'' através da sombra de Plutão. Uma queda distintiva criada, provavelmente, pela névoa<ref name=Stern_2015/> está presente tanto nas linhas decrescentes quanto nas de crescimento.]]
Apesar da baixíssima [[Densidade do ar|densidade]] da atmosfera, a névoa é bastante apreciável: dispersa luz suficiente para permitir fotografar alguns detalhes do lado noturno de Plutão.<ref>{{citar web|url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA19931 |título=PIA19931: ''Pluto in Twilight''  |publicado=NASA |data=10 de setembro de 2015 }}</ref> Sua profundidade óptica normal é estimada em 0,004<ref name=Stern_2015/> ou 0,013<ref name=Gladstone_2016/> (com isso, diminui a intensidade de um feixe vertical de luz para {{nobr|<math>1 - e^{-0.004} \approx 0.4\%</math>}} ou {{nobr|<math>1-e^{-0.013} \approx 1.3\%</math>}}; para feixes de luz rasante o efeito é muito mais forte). A [[altura de escala]] da névoa é de 45 a 55 km;<ref name=Stern_2015/><ref name=Gladstone_2016/> o que, aproximadamente, coincide com a altura de escala da pressão na média atmosfera.<ref name=Elliot_2007/> Em 100-200 km de altura, ela diminui para 30 km.<ref name=Gladstone_2016/>

O tamanho das partículas da névoa é incerto. Sua coloração azulada aponta para partículas de raio próximo a 10 nm, no entanto, a proporção de brilho em diferentes ângulos de fase indica um raio superior a 100 nm. Isso pode ser explicado pela agregação de partículas pequenas (algumas dezenas de nm) em grupos maiores (centenas de nm).<ref name=Gladstone_2016/>

Provavelmente, a névoa consiste de partículas de compostos não-voláteis, que são sintetizados dos gases atmosféricos sob influência dos raios cósmicos de alta-energia.<ref name=Stern_2015/><ref name=Hand_2015_harvest/><ref>{{citar web|título=Pluto at Twilight |url=http://blogs.nasa.gov/pluto/2015/09/25/pluto-at-twilight |autor =Alex Parker |publicado=blogs.nasa.gov |data=2015-09-25|acessodata=2015-12-04 }}</ref> As camadas podem ser formadas devido às [[ondas de gravidade]] (presença de que também é sugerida através das observações de ocultações), e tais ondas podem ser geradas pelo soprar do [[vento]] sobre a superfície acidentada de Plutão.<ref name=Gladstone_2016/>

A névoa é a mais provável razão de uma queda na [[Curva de luz|curva de intensidade da luz]] em comparação com o tempo obtido pela ''New Horizons'' durante o voo através da sombra de Plutão (ver imagem ao lado) - abaixo da altitude de 150 km, a atmosfera atenua a luz muito mais forte do que acima dessa altura. Uma queda similar foi observada durante uma ocultação estelar em [[1988]]. Primeiramente, isso também foi interpretado como enfraquecimento da luz por uma neblina.<ref name=Elliot_1989/> Um outro possível culpado é a [[inversão térmica]], e alguns pesquisadores favoreceram essa explicação.<ref name=Lellouch_2015/> Naquela época, tornou-se impossível determinar a altura da camada que criava a anomalia relativa à superfície devido ao desconhecimento sobre o [[Raio (geometria)|raio]] de Plutão. No entanto, foi possível calcular sua distância desde o centro do planeta-anão. Subtraindo as informações sobre o raio de Plutão, o resultado seria uma altura de 2±24 km, portanto essa "névoa" tornava-se indistinguível da superfície de Plutão. Durante ocultações posteriores (quando a atmosfera de Plutão já era ≥2 vezes mais densa), esta queda era ausente.<ref name=Dias_Oliveira_2015/><ref name=Elliot_2007/><ref name=Sicardy_2003/>
[[Ficheiro:PossibleCloudsonPluto.jpg|right|thumb|300px|Possíveis nuvens na atmosfera de Plutão.]]
Uma outra evidência da névoa foi obtida em [[2002]] a partir de uma nova ocultação. A luz estelar que conseguiu atingir a Terra durante a ocultação (devido à [[Refração atmosférica|refração]] na atmosfera de Plutão), demonstrou um aumento da intensidade com o [[comprimento de onda]].{{efn|Ao menos, no espectro infravermelho — de 0,75 a 2 µm}}<ref name=Elliot_2003/> Isso foi interpretado com uma evidência confiável<ref name=Lellouch_2015/><ref name=Hartig_2015/> de [[Dispersão (óptica)|dispersão]] de luz por [[Aerossol|aerossóis]] (semelhante ao vermelhidão do sol nascente). No entanto, essa característica estava ausente durante os [[eclipse]]s posteriores (incluindo o de [[29 de junho]] de 2015)<ref name=Lellouch_2015/><ref name=Hartig_2015/> e, em [[14 de julho]] de 2015, a ''New Horizons'' descobriu a coloração azulada da neblina.<ref name=NASA_skies/>

No lote final de imagens recebidas da ''New Horizons'', um número de potenciais [[Nuvem|nuvens]] foi observado.<ref>{{citar web|título=Latest Results From New Horizons: Clouds on Pluto, Landslides on Charon|url=http://www.universetoday.com/131492/latest-results-new-horizons-clouds-pluto-landslides-charon/ |publicado= [[Universe Today]] |autor = Nancy Atkinson |ano= 2016 |acessodata= 2016-11-04}}</ref>

== Temperatura e estrutura térmica ==
A [[troposfera]] no planeta-anão é praticamente inexistente ou, de fato, não há; observações realizadas pela ''New Horizons'' sugerem uma fina camada de fronteira troposférica consistente com os modelos<ref name=Zalucha_2011/> que predisseram sua espessura em cerda de ≤1 km.<ref name=Stern_2015/> Acima dela está uma camada com rápido aumento de temperatura de acordo com a altura: a [[estratosfera]]. O [[gradiente de temperatura]] é estimado em 2,2,<ref name=Elliot_2007/> 3-15<ref name=Lellouch_2009/> ou 5,5<ref name=Lellouch_2015/> graus por km. Isso é resultado do efeito estufa causado pelo metano. A temperatura média da superfície é de 42±4 K (medido em 2005),<ref name=Gurwell_2005/> e o valor médio para toda a atmosfera é de 90{{±|25|18}} k (2008).<ref name=Lellouch_2009/><ref name=Lellouch_2011/><ref>{{citar web|url=http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2009/1860.html |título=Methane is a greenhouse gas on Pluto, too |autor =Lakdawalla E. |data=2009-03-03 |publicado=The Planetary Society }}</ref>

A 20-40 km de altura, a temperatura atinge seu máximo (100-110 K; [[estratopausa]]) e então diminui lentamente (cerca de 0,2 K/km;<ref name=Dias_Oliveira_2015/> [[mesosfera]]).<ref name=Dias_Oliveira_2015/><ref name=Lellouch_2015/><ref name=Elliot_2007/> A causa dessa diminuição é incerta; pode estar relacionada com a ação refrigerante do monóxido de carbono,<ref name=Lellouch_2011/> cianeto de hidrogênio ou outras razões.<ref name=Dias_Oliveira_2015/> Acima de 200 km, a temperatura atinge aproximadamente 80 K e se mantém constante.<ref name=Dias_Oliveira_2015/>

A temperatura das camadas superiores da atmosfera não mostra mudanças temporárias visíveis. Em 1988, 2002 e [[2006]], a temperatura era praticamente constante e igual a 100 K (com incerteza de aproximadamente 10 K), apesar do duplo aumento da pressão. As dependências da [[latitude]] ou amanhecer/anoitecer também são ausentes: a temperatura é a mesma acima de toda a superfície.<ref name=Lellouch_2015/> É consistente com os dados teóricos que preveem uma mistura rápida da atmosfera.<ref name=Lellouch_2015/> Porém, há evidências de uma pequena heterogeneidade vertical da temperatura. Eles se revelam em pontos breves de brilho nítido durante as ocultações estelares.<ref name=Sicardy_2003/> A amplitude dessas heterogeneidades é estimada em 0,5 a 0,8 K na escala de alguns quilômetros. Eles podem ser causados por ondas de gravidade ou [[turbulência]] que podem estar relacionados à convecção ou ao vento.<ref name=Sicardy_2003/>

A interação com a atmosfera influencia significativamente a temperatura da superfície. Os cálculos mostram que a atmosfera, apesar da pressão muito baixa, pode diminuir consideravelmente as variações diurnas dessa temperatura.<ref name=Young_2013/> Mas ainda existem variações de temperatura de cerca de 20 K - em parte devido ao resfriamento da superfície devido à sublimação do gelo.<ref name=Stern_2014/>

== Pressão ==
A pressão atmosférica de Plutão é muito baixa e fortemente dependente do tempo. As observações através das ocultações estelares pelo planeta-anão mostram um aumento cerca de 3 vezes entre 1988 e 2015, apesar de Plutão estar se afastando do Sol desde [[1989]].<ref name=Sicardy_2016/><ref name=Olkin_2015/><ref name=Young_2013/><ref name=MIT_2002/> Isso provavelmente é causado pela luz solar atingindo o [[Polo Norte|polo norte]] de Plutão em 1987, o que intensificou a evaporação de nitrogênio a partir do hemisfério norte,<ref name=Sicardy_2003/><ref name=Britt_2003/>{{efn|Nessas fontes, esse polo é chamado de "sul" de acordo com a nomenclatura daquela época.}} enquanto que o [[Polo Sul|polo sul]] ainda está muito quente para a condensação de nitrogênio.<ref name=Olkin_2015/> Os valores absolutos da pressão superficial são difíceis de obter desde os dados das ocultações, pois, geralmente, o alcance desses dados não atinge as camadas mais baixas da atmosfera. Portanto, a pressão da superfície tem que ser extrapolada, e isso é um pouco ambíguo devido aos desconhecimentos da dependência de altura com a temperatura e, consequentemente, da pressão. O raio de Plutão também é conhecido, mas foi dificilmente acertado antes de 2015. Assim, os valores precisos da pressão superficial do planeta-anão eram impossíveis de calcular nas épocas anteriores. Para algumas ocultações desde 1988, a pressão foi calculada para um nível de referência de 1.275 km a partir do centro de Plutão (que mais tarde se revelou a 88±4 km desde a superfície).<ref name=Dias_Oliveira_2015/><ref name=Olkin_2015/><ref name=Young_2013/>

As curvas de pressão em comparação com a distância desde o centro, obtidas pelas ocultações de 1988 e 2002,<ref name=Sicardy_2003/> em combinação com o conhecimento atual do raio de Plutão (1.187±4 km)<ref name=Stern_2015/> oferecem valores de, aproximadamente, 0,4 Pa em 1988 e 1,0 Pa em 2002. Dados espectrais forneceram valores de 0,94 Pa em 2008, e 1,23 Pa em 2012 para a distância de 1.188 km do centro do planeta-anão (1±4 km desde a superfície).<ref name=Lellouch_2015/> Uma ocultação em [[4 de maio]] de 2013 ofereceu dados quase precisamente do nível da superfície (1.190 km desde o centro, ou 3±4 km a partir da superfície): 1,13±0,007 Pa.<ref name=Lellouch_2015/> Duas semanas antes do encontro da ''New Horizons'' com Plutão, uma ocultação na noite de [[29 de junho|29]] para o dia [[30 de junho]] de 2015 forneceu uma pressão de superfície de 1,3±0,1 Pa.<ref name=Sicardy_2016/>

Os primeiros dados diretos e confiáveis sobre as camadas mais baixas da atmosfera de Plutão foram obtidas pela ''New Horizons'' em 14 de julho de 2015 através das medições de rádio ocultação. A pressão na superfície foi estimada em 1 Pa (1,1±0.1 durante a entrada da sonda espacial atrás de Plutão e 1,0±0,1 na saída).<ref name=Gladstone_2016/> Essas informações são consistentes com os dados coletados nas ocultações nos anos anteriores,<ref name=Gladstone_2016/> embora alguns dos cálculos antecedentes baseados nesses dados tenham fornecidos resultados cerca de duas vezes maiores.<ref name=Stern_2015/><ref name=NASA_decreased/><ref name=Hand_2015_harvest/>

A escala de altura da pressão na atmosfera de Plutão varia significativamente com a altura (em outras palavras, a dependência da altura da pressão desvia-se da exponencial). Isso é causado pelas fortes variações dos picos de temperatura. Na camada mais baixa da atmosfera, a escala de altura é cerca de 17<ref name=Zalucha_2011/>-19<ref name=Johnston_2006/> km; e para alturas de 30-100 km — 50–70 km.<ref name=Gladstone_2016/><ref name=Elliot_2007/><ref name=Elliot_1989/>

== Mudanças sazonais ==
Devido a [[excentricidade orbital]], durante o [[afélio]] Plutão recebe 2,8 vezes menos [[calor]] do que no [[periélio]].<ref group=nota>Quadrado da relação de distâncias no afélio e periélio: (49,30 UA / 29,66 UA)<sup>2</sup> = 2,76.</ref> Esse processo deve causar fortes mudanças em sua atmosfera, embora detalhes desse processo não sejam bem compreendidos. Inicialmente, era pensado que durante o afélio boa parte da atmosfera congelava e caía sobre a superfície (isso é sugerido pela forte dependência de temperatura de sublimação e pressão de seus compostos). No entanto, modelos mais elaborados preveem que Plutão mantém uma atmosfera significativa durante todo seu ano.<ref name=Stern_2014/><ref name=Olkin_2015/>

A última passagem de Plutão pelo seu periélio foi em [[5 de setembro]] de 1989.<ref name=Stern_2014/> Em 2015, o planeta-anão estava se distanciando do Sol e sua iluminação geral de sua superfície estava caindo. No entanto, a situação é complicada pela sua grande [[inclinação axial]] (122,5º),<ref name=Pluto_Fact_Sheet/> o que resulta em longos dias e noites polares sobre grandes partes de sua superfície. Pouco antes do periélio, em [[16 de dezembro]] de 1987, Plutão passou pelo [[equinócio]], fazendo com que seu polo norte{{efn|Devido à direção inversa da rotação axial de Plutão, a denominação de seus pólos é um pouco ambígua. Desde 2009, a União Astronômica Internacional define o pólo norte (mais precisamente, "positivo") de Plutão com base na direção da rotação: é esse pólo, de cujo lado Plutão parece girar no sentido anti-horário ([https://web.archive.org/web/20150907030802/http://aa.usno.navy.mil/publications/reports/Archinaletal2011a.pdf Archinal et al., 2011]). Ele é orientado ao lado meridional do sistema solar.}} saísse da noite polar, que durou 124 anos terrestres.

Dados existentes até [[2014]] permitiram aos cientistas construírem um modelo das mudanças de estações na atmosfera de Plutão. Durante o afélio anterior ([[1865]]), uma quantidade significativa de voláteis congelados estava presente em ambos os hemisférios. Aproximadamente ao mesmo tempo, o equinócio aconteceu e o hemisfério sul tornou-se voltado para o Sol. O gelo da região começou a migrar para o hemisfério norte e, em torno de [[1900]], o sul tornou-se largamente desprovido deles. Após o seguinte equinócio (1987), o hemisfério sul afastou-se do Sol. No entanto, sua superfície já estava substancialmente aquecida, e sua grande inércia térmica (fornecida por gelo de água não-volátil) diminuiu o seu resfriamento. Através desse efeito, os gases que atualmente evaporam intensamente do hemisfério norte não se condensam rapidamente no sul, e continuam acumulando-se na atmosfera, aumentando sua pressão. Por volta de 2035-2050, o hemisfério sul irá arrefecer o suficiente para permitir a condensação intensa dos gases, migrando-os desde o hemisfério norte, onde é dia polar. Isso durará até o equinócio próximo do afélio (aproximadamente em 2113). O hemisfério norte não perderá completamente seu gelo volátil, e sua evaporação irá suprir a atmosfera até durante o afélio. A mudança total da pressão atmosférica neste modelo é de aproximadamente 4 vezes; o mínimo foi alcançado perto de 1970-1980, e o máximo próximo de 2030. O intervalo de temperatura é de vários graus.<ref name=Olkin_2015/>
[[Ficheiro:PIA20373-Pluto-Atmosphere-Infrared-20150714.jpg|thumb|300px|right|Atmosfera de Plutão em [[Radiação infravermelha|infravermelho]] (''New Horizons''). As partes esbranquiçadas são causadas pela luz solar refletida em áreas mais suaves e reflexivas na superfície de Plutão.]]

== Escape dos gases atmosféricos ==
[[Ficheiro:PIA21061-Pluto-DwarfPlanet-XRays-20160914.jpg|thumb|300px|right|Imagem de Plutão em [[Raios X|raio-x]] pelo [[Observatório de raios-X Chandra|Observatório Chandra]] (mancha azul). Provavelmente, os raios-x são criados pela interação dos gases ao redor de Plutão com o [[vento solar]]. No entanto, detalhes de sua origem ainda não são claras.]]
Dados anteriores sugeriam que a atmosfera de Plutão perdia entre 10<sup>27</sup>–10<sup>28</sup> (50-500 kg) de [[molécula]]s de nitrogênio por segundo, uma quantidade correspondente à perda de uma camada superficial de gelo de substâncias voláteis com várias centenas de metros ou até vários quilômetros de espessura durante a vida útil do [[Sistema Solar]].<ref name=Stern_2014/><ref name=Johnston_2006/><ref name=Singer_2015/> No entanto, dados subsequentes da ''New Horizons'' revelaram que esse fenômeno foi superestimado em, ao menos, quatro ordens de magnitude; a atmosfera de Plutão está atualmente perdendo apenas 1×10<sup>23</sup> moléculas de nitrogênio e 5×10<sup>25</sup> moléculas de metano por segundo. Isso presume uma perda de vários centímetros de gelo de nitrogênio e dezenas de metros em gelo de metano durante a vida útil do Sistema Solar.<ref name=Gladstone_2016/>

As moléculas com velocidade suficientemente elevada que escapam para o espaço exterior são [[Ionização|ionizadas]] pela [[radiação ultravioleta]] do Sol. À medida que o [[vento solar]] encontra o obstáculo formado pelos [[íon]]s, ele é desacelerado e desviado, possivelmente formando uma [[onda de choque]] acima de Plutão. Os íons são "apanhados" pelo vento solar e carregados em seu fluxo para trás do planeta-anão formando uma cauda de íons ou [[plasma]]. O instrumento da ''New Horizons'' denominado ''[[Solar Wind At Pluto]]'' (SWAP) realizou a primeira medição dessa região de íons atmosféricos de baixa energia logo após sua máxima aproximação em 14 de julho de 2015. Essas medições permitirão que a equipe do SWAP determine a taxa em que Plutão perde sua atmosfera e, por sua vez, dará uma visão da evolução da atmosfera e superfície do planeta-anão.<ref>{{citar web|url=http://www.nasa.gov/nh/pluto-wags-its-tail |título=Pluto Wags its Tail: New Horizons Discovers a Cold, Dense Region of Atmospheric Ions Behind Pluto |autor =Gipson L. |data=2015-07-31 |publicado=NASA}}</ref>

A superfície castanha-avermelhada no polo norte de [[Caronte (satélite)|Caronte]], a maior das [[Satélites de Plutão|luas de Plutão]], pode ser composta por tolinas, macromoléculas orgânicas produzidas a partir do metano, nitrogênio e outros gases liberados da atmosfera do planeta-anão e transferidos por cerca de 19.000 km (12.000 milhas) de distância até à lua em órbita.<ref name="NYT-20160914">{{citar jornal|último1 =Bromwich |primeiro1 =Jonah Engel |último2 =St. Fleur |primeiro2 =Nicholas |título=''Why Pluto’s Moon Charon Wears a Red Cap'' |url=https://www.nytimes.com/2016/09/15/science/pluto-moon-charon.html |data=14 de setembro de 2016 |obra=''[[New York Times]]'' |acessodata=20 de março de 2018}}</ref>

== História do estudo ==
Já na [[década de 1940]], [[Gerard Kuiper]] procurou evidências da atmosfera no espectro de Plutão,<ref name=Kuiper_1944/> porém, sem sucesso.<ref name=Yelle_1997/> Na [[década de 1970]], alguns [[astrônomo]]s consideravam a hipótese de uma atmosfera espessa e até de oceanos de [[néon]]: de acordo com algumas visões daqueles tempos, todos os outros gases que são abundantes no Sistema Solar congelariam ou escapariam nas condições de Plutão. No entanto, essa hipótese foi baseada em uma massa de Plutão fortemente superestimada.<ref name=Hart_1974/> Não existiam dados observacionais sobre sua atmosfera e composição química nessa época.<ref name=Yelle_1997/>

A primeira forte evidência - embora indireta - da atmosfera apareceu em [[1976]]. A [[Fotometria (astronomia)|fotometria]] em infravermelho a partir do [[Telescópio Nicholas U. Mayall]] revelou gelo de metano na superfície de Plutão<ref name=Cruikshank_1976/> que deve evaporar significativamente nas temperaturas do planeta-anão.<ref name=Stern_2014/>

A existência da atmosfera de Plutão foi provada devido as ocultações estelares. Se a estrela é ocultada por um corpo sem atmosfera, sua luz desaparece bruscamente, porém, as ocultações de Plutão dão uma diminuição gradual. Isso ocorre principalmente devido à [[refração atmosférica]] (não absorção ou dispersão).<ref name=Stern_2014/><ref name=Elliot_2003/> Primeiramente, tais observações foram feitas em [[19 de agosto]] de 1985 por [[Noah Brosch]] e [[Haim Mendelson]] do [[Observatório Wise]], em [[Israel]].<ref name=Sicardy_2003/><ref name=IAUC_4097/> Mas a qualidade dos dados foi bastante prejudicada devido as condições desfavoráveis de observação (além disso, a descrição detalhada<ref name=Brosch_1995/> foi publicada apenas 10 anos depois).<ref name=Yelle_1997/> Em [[9 de junho]] de 1988, a existência da atmosfera foi provada de forma convincente<ref name=Stern_2014/> por observações de uma nova ocultação de oito diferentes locais (os melhores dados foram obtidos pelo ''[[Kuiper Airborne Observatory]]''). A altura da escala da atmosfera foi medida e possibilitou calcular a proporção da temperatura para [[massa molecular]] média. A temperatura e a pressão em si eram impossíveis de calcular nesse tempo devido à ausência de dados sobre composição química da atmosfera e a grande incerteza sobre o raio e a massa de Plutão.<ref name=Elliot_1989/><ref name=Hubbard_1988/><ref name=Millis_1993/>

A questão sobre a composição foi resolvida em [[1992]] devido à exploração do espectro infravermelho de Plutão no [[Telescópio Infravermelho do Reino Unido]].<ref name=Owen_1993/><ref name=Croswell_1992/> Os dados apontavam para uma superfície coberta por, principalmente, gelo de nitrogênio. Como o nitrogênio é, além do mais, mais volátil do que o metano, esta observação implica na prevalência de nitrogênio também na atmosfera (embora o nitrogênio gasoso não tenha sido observado no espectro). Além disso, uma pequena mistura de monóxido de carbono congelado foi descoberta.<ref name=Olkin_2015/><ref name=Lellouch_2011/><ref name=Owen_1993/> No mesmo ano, observações nas instalações do ''[[NASA Infrared Telescope Facility]]'' revelaram as primeiras evidências conclusivas de metano gasoso.<ref name=Yelle_1997/><ref name=Young_1997/>

Para entender o estado da atmosfera, o conhecimento da temperatura da superfície é extremamente importante. As melhores estimativas são derivadas de medições de emissão térmica de Plutão. Os primeiros valores foram calculados em 1987 a partir das observações do [[IRAS]], fornecendo dados de cerca de 55-60 K, e as próximos trabalhos resultaram em 30-40 K.<ref name=Stern_2014/><ref name=Yelle_1997/> Em 2006, as observações no ''[[Submillimeter Array]]'' conseguiram separar as emissões de Plutão e Caronte, e a temperatura média da superfície de Plutão foi medida em 42±4 K (-231±4°C). Isso era aproximadamente 10 K mais frio do que o esperado; talvez, a diferença pode ser causada pelo resfriamento da sublimação de gelo de nitrogênio<ref name=Gurwell_2005/><ref name=Than_2006/> ou partículas de hidrocarbonetos na atmosfera (tolinas) que absorvem a [[energia solar]] de forma eficiente, mas também emitem uma grande quantidade de energia de volta ao espaço.<ref>[https://www.space.com/38783-pluto-cold-weather-mystery-solved-by-haze.html Mystery of Pluto's Super-Cold Weather Solved]. Mike Wall, ''Space.com''. 15 November 2017.</ref> Os outros trabalhos revelaram que a temperatura é fortemente diferente em diferentes regiões: de 40 a 55-60 K.<ref name=Stern_2014/>

Nas proximidades do ano [[2000]], Plutão entrou em campos observacionais ricos em [[estrela]]s da [[Via Láctea]] e residirá lá até [[2020]]. As primeiras ocultações estelares após 1988 foram observadas em [[20 de julho]] e [[21 de agosto]] de 2002 por equipes lideradas por [[Bruno Sicardy]], do [[Observatório de Paris]],<ref name=Sicardy_2003/> e [[James L. Elliot]], do [[Instituto de Tecnologia de Massachusetts|MIT]].<ref name=Elliot_2003/><ref name=MIT_2002/> A pressão atmosférica mostrou-se cerca de duas vezes superior do que em 1988. A ocultação seguinte foi observada em 12 de junho de 2006,<ref name=Elliot_2007/><ref name=Elliot_2006/> e mais tarde, eles aconteceram com mais frequência.<ref name=Stern_2014/><ref name=Dias_Oliveira_2015/><ref name=Olkin_2015/><ref name=Young_2013/><ref name=Bosh_2015/> O processamento desses dados mostra que a pressão continua a aumentar.<ref name=Dias_Oliveira_2015/><ref name=Olkin_2015/> Uma ocultação de estrela excepcionalmente brilhante, cerca de 10 vezes mais brilhante que Plutão, foi observada entre 29 e 30 de junho de 2015 - apenas duas semanas antes do encontro da ''New Horizons.''<ref name=Sicardy_2016/><ref name=Resnick_2015/><ref name=SOFIA_2015/>

Em 14 de julho de 2015, a sonda espacial ''New Horizons'' realizou as primeiras explorações da atmosfera de Plutão a uma curta distância, incluindo medidas de rádio-ocultação e observações de enfraquecimento da [[radiação solar]] durante o voo através da sombra do planeta-anão. A sonda forneceu medidas diretas dos parâmetros da atmosfera inferior. A pressão da superfície mostrou-se de 1,0-1,1 Pa.<ref name=Stern_2015/><ref name=Gladstone_2016/><ref name=NASA_decreased/>

{{Notas}}
==Referências==
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 |título=''The state of Pluto's atmosphere in 2012-2013''
 |periódico=Icarus
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 |volume =246
 |páginas=220–225
 |bibcode=2015Icar..246..220O
 |doi    =10.1016/j.icarus.2014.03.026
 |url    =https://www.researchgate.net/publication/262937542
 |display-authors=etal
}}</ref>
<ref name=Owen_1993>{{citar periódico
 |título=''Surface Ices and the Atmospheric Composition of Pluto''
 |autor1 =Owen, T. C. |autor2 =Roush, T. L. |autor3 =Cruikshank, D. P.
 |data=6 de agosto de 1993
 |periódico=''Science''
 |volume =261
 |número=5122
 |páginas=745–748
 |doi    =10.1126/science.261.5122.745
 |bibcode=1993Sci...261..745O
 |url    =https://www.researchgate.net/publication/6083541
 |display-authors=etal
 |pmid=17757212
}}</ref>
<ref name=Pluto_Fact_Sheet>{{citar web
 |autor =Williams D. R.
 |título=''Pluto Fact Sheet''
 |publicado=NASA
 |data=18 de novembro de 2015
 |url        =http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/plutofact.html
 |acessodata=20 de março de 2018
 }}</ref>
<ref name=Resnick_2015>{{citar periódico
 |título=''The State of Pluto's Bulk Atmosphere at the Time of the New Horizons Encounter''
 |autor1 =Resnick, Aaron C. |autor2 =Barry, T. |autor3 =Buie, M. W.
 |data=Novembro de 2015
 |periódico=''American Astronomical Society'', DPS meeting #47, #210.15
 |bibcode=2015DPS....4721015R
 |display-authors=etal
}}</ref>
<ref name=Sicardy_2003>{{citar periódico
 |título=''Large changes in Pluto’s atmosphere as revealed by recent stellar occultations''
 |periódico=''Nature''
 |volume =424
 |número=6945
 |autor1 =Sicardy B. |autor2 =Widemann T.
 |data=2003
 |páginas=168–170
 |doi    =10.1038/nature01766
 |bibcode=2003Natur.424..168S
 |url    =https://www.researchgate.net/publication/10667806
 |display-authors=etal
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<ref name=Sicardy_2016>{{citar periódico
 |título=''Pluto's Atmosphere from the 2015 June 29 Ground-based Stellar Occultation at the Time of the New Horizons Flyby''
 |último1 =Sicardy |primeiro =B. |último2 =Talbot |primeiro2 =J. |último3 =Meza |primeiro3 =E. |display-authors=etal
 |data=2016
 |periódico=''The Astrophysical Journal Letters''
 |volume =819
 |número=2
 |doi    =10.3847/2041-8205/819/2/L38
 |bibcode=2016ApJ...819L..38S
 |arxiv  =1601.05672 |páginas=L38
}}</ref>
<ref name=Singer_2015>{{citar periódico
 |título=''On the Provenance of Pluto's Nitrogen (N<sub>2</sub>)''
 |autor1 =Singer, Kelsi N. |autor2 =Stern, S. Alan
 |data=Agosto de 2015
 |periódico=''The Astrophysical Journal Letters''
 |volume =808
 |número=2
 |doi    =10.1088/2041-8205/808/2/L50
 |bibcode=2015ApJ...808L..50S
 |arxiv  =1506.00913
 |páginas=L50
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<ref name=SOFIA_2015>{{citar web
 |último1 =Veronico |primeiro1 =Nicholas A.
 |último2 =Squires |primeiro2 =Kate K.
 |título=''SOFIA in the Right Place at the Right Time for Pluto Observations''
 |url        =https://www.sofia.usra.edu/public/news-updates/sofia-right-place-right-time-pluto-observations
 |data=29 de junho de 2015
 |publicado=''SOFIA Science Center''
 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20160524001541/https://www.sofia.usra.edu/public/news-updates/sofia-right-place-right-time-pluto-observations
 |arquivodata=24 de maio de 2016
 |urlmorta= não}}</ref>
<ref name=Stern_2014>{{citar livro
 |capítulo=Pluto
 |autor =Stern S. A.
 |título=''Encyclopedia of the Solar System''
 |editor1=T. Spohn |editor2=D. Breuer |editor3=T. Johnson
 |publicado=''Elsevier''
 |edição=3
 |data=2014
 |páginas=909–924
 |isbn      =9780124160347
 |capítulourl=https://books.google.com/books?id=0bEMAwAAQBAJ&pg=PA909
}}</ref>
<ref name=Stern_2015>{{citar periódico
 |título=''The Pluto system: Initial results from its exploration by New Horizons''
 |autor1 =Stern, S. A.
 |autor2 =Bagenal, F.
 |autor3 =Ennico, K.
 |data=16 de outubro de 2015
 |periódico=''Science''
 |volume=350
 |número=6258
 |doi=10.1126/science.aad1815
 |bibcode=2015Sci...350.1815S
 |pmid=26472913
 |arxiv=1510.07704
 |url=https://repository.si.edu/bitstream/handle/10088/27503/201527CE.pdf
 |display-authors=etal
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 |arquivodata=22 de novembro de 2015
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}} ([http://www.sciencemag.org/content/suppl/2015/10/14/350.6258.aad1815.DC1/Stern.SM.pdf Supplements])</ref>
<ref name=Than_2006>{{citar web
 |url        =http://www.space.com/1903-pluto-colder-expected.html
 |título=''Pluto Colder Than Expected''
 |autor =Ker Than
 |publicado=Space.com
 |data=3 de janeiro de 2006
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<ref name=Trafton_1997>{{citar livro
 |capítulo=''Escape Processes at Pluto and Charon''
 |autor1 =Trafton, L. M. |autor2 =Hunten, D. M. |autor3 =Zahnle, K. J. |autor4 =McNutt, R. L. Jr.
 |título=''Pluto and Charon''
 |editor1=A. Stern |editor2=D. J. Tholen
 |publicado=''University of Arizona Press''
 |data=1997
 |páginas=475–522
 |bibcode   =1997plch.book..475T
 |isbn      =9780816518401
 |capítulourl=https://books.google.com/books?id=VcY7iYJwJZoC&pg=PA475
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<ref name=Yelle_1997>{{citar livro
 |capítulo=''Atmospheric Structure and Composition: Pluto and Charon''
 |autor1 =Yelle, R. V. |autor2 =Elliot, J. L.
 |título=''Pluto and Charon''
 |editor1=A. Stern |editor2=D. J. Tholen
 |publicado=''University of Arizona Press''
 |data=1997
 |páginas=347–390
 |bibcode   =1997plch.book..347Y
 |isbn      =9780816518401
 |capítulourl=https://books.google.com/books?id=VcY7iYJwJZoC&pg=PA347
}}</ref>
<ref name=Young_1997>{{citar periódico
 |título=''Detection of Gaseous Methane on Pluto''
 |autor1 =Young, L. A.
 |autor2 =Elliot, J. L.
 |autor3 =Tokunaga, A.
 |autor4 =de Bergh, C.
 |autor5 =Owen, T.
 |data=Maio de 1997
 |periódico=''Icarus''
 |volume=127
 |número=1
 |páginas=258–262
 |doi=10.1006/icar.1997.5709
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 |arquivodata=23 de junho de 2010
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<ref name=Young_2013>{{citar periódico
 |título=''Pluto's Seasons: New Predictions for New Horizons''
 |autor =Young, L. A.
 |data=2013
 |periódico=''The Astrophysical Journal Letters''
 |volume=766
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 |arquivodata=30 de novembro de 2015
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<ref name=Zalucha_2011>{{citar periódico
 |título=''An investigation of Pluto's troposphere using stellar occultation light curves and an atmospheric radiative-conductive-convective model''
 |autor1 =Zalucha, A. M. |autor2 =Zhu, X. |autor3 =Gulbis, A. A. S. |autor4 =Strobel, D. F. |autor5 =Elliot, J. L.
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 |periódico=''Icarus''
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