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冥王星上的 ， 光化学部分碳氢化合物和气溶胶
研究人员鉴于的新视野飞越测量 ， 提出了一种耦合离子 ， 中性 ， 光化学模型 ， 用于模拟冥王星的大气 。 模型结果与观测到的 CH4、N2 和 C2 碳氢化合物在可用新视野测量结果最准确的高度范围内 ， 密度分布非常匹配 。 发现从地表到 150 公里高度的涡流系数高达 106 cm 2 s -1 ， 而冥王星大气层在 150 公里以上的涡流系数为 3×106 cm 2 s -1 。 为了重现新视野观察到的 C2 剖面 ， C2 碳氢化合物必须粘附并被气溶胶颗粒去除 。 融入冥王星大气中的气溶胶 ， 是一个比冷凝更有效的过程 ， 研究小组还发现 ， 单独的冷凝不能解释观察到的垂直剖面的形状 。 凭经验确定了 C2 烃对气溶胶颗粒的粘附效率随高度的变化 ， 发现 C2 烃的粘附效率与气溶胶表面积成反比 。
随着气溶胶在冥王星大气中的老化 ， 它们必须变硬并变得不那么粘 。 这种老化硬化对于解释冥王星大气中 C2 碳氢化合物的垂直分布既必要又充分 。 新视野号宇宙飞船成功飞过冥王星系统 ， 提供了关与冥王星大气层的关键细节 。冥王星大气中的化学成分与土卫六惊人地相似 ， 包括气溶胶的生长 。 化学是由紫外光子解离 ， 和电离 N2 和 CH4 引发的 ， 其光化学产物导致形成复杂的烃类、腈类和有机雾 。 尽管冥王星和土卫六的化学成分有相似之处 ， 但它们在尺寸、热结构、大气压力、次要中性成分 ， 和可用光子通量方面的差异 ， 预计将导致它们的光化学 ， 和传输过程存在重大差异 。
因此 ， 垂直大气成分和结构 ， 就冥王星而言 ， 这些过程对地表 ， 与大气之间的密切关系产生影响 ， 因为冥王星的地表冰与大气 ， 保持蒸气压平衡 。 土卫六的光化学得到了研究 ， 但冥王星的光化学模型很少 。 在新视野号飞掠之前 ， 只有少数冥王星光化学模型存在 ， 因为历来缺乏观测数据来限制楷模 。 在爱丽丝紫外线仪器和 新视野上的 REX 无线电掩星实验 ， 进行的测量能够恢复冥王星大气中的热结构、体积密度、碳氢化合物成分和丰度 。 除了确定主要成分 N2 和 CH4 的垂直剖面外 ， C2H2、C2H4 和 C2H6 的丰度也来自 Alice 传输数据 。 这些垂直剖面现在可用于 ， 比新视野时代之前更准确地模拟冥王星的大气层 ， 并更好地了解起作用的物理和化学过程 。
并且研究使用的光化学模型重现了 ， 对检测到的碳氢化合物的观察结果 ， 并限制了各种相关参数 。 基于与观测到的 CH4 垂直剖面的模型拟合提出了一个低的、随高度恒定的涡流扩散率 ， 并发现凝结是拟合 C2 烃剖面的关键 。 然而 ， 为了能够拟合 C2 烃垂直剖面 ， 研究人不得不将 C2H4 的饱和蒸气压 ， 任意降低到 C2H2 的饱和蒸气压 ， 这导致他们得出结论 ， C2H4 的饱和蒸气压必须比通过在更高的温度下 ， 推断实验室测量值 。 由于它们具有可比性的光化学性质 ， 冥王星大气中的雾霾 ， 可能类似于土卫六大气中的气溶胶 。
气溶胶颗粒 ， 可以作为冷凝物C2 碳氢化合物的化核 ， 在更复杂的碳氢化合物生产中 ， 发挥重要作用 ， 最终产生雾霾 。 当时还模拟了碳氢化合物 ， 和腈在泰坦气溶胶上的冷凝和结合 ， 与观测结果非常吻合 ， 这表明这些过程确实很重要 ， 紧接着测量 ， 冥王星大气中气溶胶粒子的形成和分布进行了建模 。 尽管人们对土卫六大气中气溶胶的生长不了解 ， 但那时一段时间以来 ， 也是一直人们关注的焦点 。 气溶胶生长已经在实验室中进行了模拟 ， 气溶胶的热力学稳定性 ， 已针对土卫六的大气层进行了详细评估 。 早期的实验室研究 和气溶胶生长模型 ， 通过凝聚和固结评估了气溶胶的能量和成分依赖性生长 。
根据实验室研究开发 ， 土卫六大气中气溶胶生长的模型 ， 这项研究发现 ， 两个碰撞粒子的固结取决于它们的相互作用能和化学性质 。 当初级粒子碰撞并且碰撞有效时 ， 它们可以物理地粘在一起 ， 分子间粘附力较弱 。 这些凝结的初级粒子在保持 ， 其化学特性的同时形成聚集体 ， 并且仅在其表面的一个点上保持接触 。 凝结的颗粒没有融合在一起 。 如果在凝固后有相当大的能量过剩 ， 则保持凝固的弱分子间力 ， 粒子一起被更强的分子间键取代 ， 这导致粒子部分融合 ， 同时仍保持其化学特性聚结 。 聚结导致二次聚集体的形成 。 如果凝结后的能量过剩超过给定双分子化学反应的活化能 ， 那么粒子的后续演化取决于它们的化学活性 。
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