Атмосфера Плутона — розріджена газова оболонка, що оточує Плутон. Складається з речовин, що випаровуються з його поверхні: азоту (N2) з невеликими домішками метану (CH4) та чадного газу (CO). Містить шарувату імлу, утворену, ймовірно, складнішими сполуками, що синтезуються з цих газів під впливом жорсткого випромінювання. Примітна сильними й не до кінця зрозумілими сезонними змінами, що виникають через особливості орбітального та осьового обертання Плутона.
Тиск атмосфери Плутона біля поверхні становить , що в разів менше, ніж на Землі (дані космічного апарата New Horizons, 2015). Температура на поверхні лежить у межах 40—50 К, але з висотою швидко росте через спричинений метаном парниковий ефект. На висоті близько 30 км вона сягає 110 К, після чого повільно падає.
Плутон — єдиний транснептуновий об'єкт, у якого виявлено атмосферу. Найбільш схожа вона на атмосферу Тритона, а за деякими ознаками нагадує навіть атмосферу Марса.
Атмосферу Плутона досліджують із 1980-х років за допомогою фотометричних спостережень покриттів ним зір, а також спектральними методами. У 2015 році її дослідив зблизька космічний апарат New Horizons.
Склад Основний складник атмосфери Плутона — азот. Концентрація метану, згідно з даними зонда New Horizons, становить близько 0,25 % (за наземними спостереженнями було отримано значення у 2008 році та у 2012-му). Для вмісту чадного газу є зроблені за наземними спостереженнями оцінки (2010) та (2015). Під дією жорсткого випромінювання з них утворюються різноманітні складніші сполуки, що не є леткими при температурах поверхні Плутона і поступово осідають на неї. Це, зокрема, етан, етилен, ацетилен, більш важкі вуглеводні, нітрили, ціановодень та високомолекулярні сполуки толіни, що надають Плутону (як і деяким іншим далеким від Сонця тілам) коричнюватий колір. Для етилену та ацетилену є оцінки вмісту, зроблені за даними New Horizons: 0,0001 % та 0,0003 % відповідно.
Найбільш леткий компонент атмосфери Плутона — азот, на другому місці — монооксид вуглецю, на третьому — метан. Показником леткості є тиск насиченої пари. При температурі 40 К (значення, близьке до мінімального для поверхні Плутона) він становить порядку для азоту, для монооксиду вуглецю і для метану. Зі збільшенням температури він різко зростає і при температурі 60 К (близькій до максимальної для поверхні) збільшується до , та відповідно. Тиск насиченої пари важчих за метан вуглеводнів, а також діоксиду вуглецю, лишається нехтовно малим (порядку або ще меншим), що означає практичну відсутність у них леткості в умовах Плутона (принаймні в холодних нижніх шарах атмосфери). Вода, аміак та ціановодень є нелеткими навіть при температурі 100 К, характерній для верхньої атмосфери.
Для другорядних складників атмосфери Плутона можна очікувати більших, ніж для азоту, відхилень від рівноваги з поверхневими льодами і сильніших часових та просторових змін концентрації. Однак для метану не вдалося надійно виявити її змін ні з висотою (принаймні в нижній атмосфері), ні з довготою, ні з часом. Але з віддаленням Плутона від Сонця й абсолютний, і відносний вміст метану має зменшуватися, на що вказує залежність тиску насиченої пари його та азоту від температури. Примітно, що концентрація метану на 2 порядки вища за розраховану за законом Рауля на основі його концентрації в поверхневому льоді та співвідношення тиску насиченої пари його та азоту. Причини цього невідомі. Одна гіпотеза пояснює це наявністю на поверхні ділянок відносно чистого метанового льоду, а інша — підвищеним вмістом метану в тонкому поверхневому шарі звичайної суміші льодів.
Через сезонні зміни освітлення поверхні леткі льоди мігрують планетою: випаровуються в одних місцях і конденсуються в інших. За деякими оцінками, сезонні зміни товщини їх шару сягають величин порядку метра. Це (разом зі зміною кута зору) призводить до помітних змін яскравості й забарвлення Плутона.
Метан та чадний газ, попри малий вміст, впливають на температуру атмосфери Плутона: перший її сильно нагріває, а другий — дещо охолоджує (хоча міра цього охолодження є спірною).
Імла
Зонд New Horizons виявив в атмосфері Плутона блакитну шарувату імлу, що охоплює всю карликову планету. На знімках вона сягає висоти >200 км, а ультрафіолетовим спектрометром зареєстрована до рівня . На найкращих знімках видно близько 20 шарів. Вони поширюються не менше ніж 1000 км по горизонталі; висота розташування окремого шару може бути дещо різною в різних місцях. Над північною полярною областю імла у 2-3 рази щільніша, ніж над екваторіальною. Товщина шарів — від 1 до понад , а вертикальна відстань між ними — порядку .
Незважаючи на розрідженість атмосфери, ця імла доволі помітна: завдяки розсіяному ній світлу навіть вдалося сфотографувати деякі деталі нічного боку Плутона. Подекуди на імлі видно довгі тіні від гір. Для її оптичної товщини є оцінки 0,004 та 0,013 (таким чином, вона зменшує інтенсивність вертикального променю світла на або , а променю, що йде по дотичній до поверхні, — значно сильніше). Шкала висот імли (висота, на якій її щільність спадає в e разів) становить , що приблизно збігається зі шкалою висот тиску для середніх шарів атмосфери. На висотах вона падає до .
Розмір часток імли неясний. Її блакитний колір вказує на радіус часток порядку , а співвідношення яскравостей при різних фазових кутах — на радіус . Це можна пояснити об'єднанням дрібних (десятки нм) часток у більші (сотні нм) грудки.
Найімовірніше, імла утворена частинками нелетких сполук, що синтезуються під дією жорсткого випромінювання з атмосферних газів і повільно випадають на поверхню. Час їх осідання вимірюється земними добами або тижнями. Розшаровування імли може бути пов'язано з гравітаційними хвилями, на наявність яких в атмосфері вказують і спостереження покриттів зір. Хвилі ж, у свою чергу, можуть виникати від вітру, що дме над нерівностями рельєфу.
Ймовірно, саме імла спричиняє злам на кривій падіння інтенсивності сонячного випромінювання, отриманій зондом New Horizons при проходженні крізь тінь Плутона (див. зображення): нижче рівня 150 км атмосфера послаблює світло значно сильніше, ніж вище. Подібний злам спостерігався і при покритті зорі в 1988 році, і спершу теж був інтерпретований як послаблення світла імлою, але після появи даних New Horizons було встановлено, що він виникає переважно через швидкий ріст температури з висотою в нижніх шарах атмосфери. При подальших покриттях зір (коли атмосфера Плутона вже була в щільнішою) цього зламу майже або зовсім не було.
Іншу ознаку наявності імли спостерігали під час покриття 2002 року. Коли Плутон уже покрив зорю, деяка частина її світла завдяки заломленню в його атмосфері все ж досягала Землі, і виявилося, що інтенсивність цього світла зростає з довжиною хвилі. Це було інтерпретоване як доволі надійна ознака розсіювання світла аерозолями (подібно до почервоніння Сонця, що сходить). Але при наступних покриттях (в тому числі 29 червня 2015 року) цього явища не було, а 14 липня 2015 року New Horizons виявив, що колір у імли Плутона блакитний.
Температура та термічна структура Тропосфера Плутона представлена лише тонким і переривчастим . У його межах температура відносно стала. Він був виявлений при просвічуванні атмосфери радіохвилями за допомогою апарата New Horizons і зареєстрований при заході зонда за Плутон, але не при виході. Товщина цього шару становила 4 км, а температура — 37 ± 3 К (саме при такій температурі тиск насиченої пари азоту дорівнює спостережуваному атмосферному тиску). Можливо, граничний шар складається з газу, що нещодавно випарувався з поверхні і ще не змішався з рештою атмосфери. На користь цього свідчить те, що цей шар спостерігався в області рівнини Sputnik Planum, великого резервуара летких льодів. Випаровування мало відбуватися в часи спостережень чи незадовго до них — розрахунки показують, що без відновлення цей шар проіснував би не більше 2 земних років.
Вище граничного шару починається стратосфера — область, де температура швидко зростає з висотою (температурна інверсія). Швидкість зростання суттєво різна в різних місцях: при заході апарата за Плутон було виміряно 6,4±0,9, а при виході — 3,4 ± 0,9 К/км (дані для нижніх 10 км стратосфери). За наземними спостереженнями цю величину оцінювали у 2,2, або 5,5 градусів на кілометр. Збільшення температури — результат парникового ефекту, спричиненого метаном. Середня температура поверхні становить 42 ± 4 К (дані 2005 року), а середня по атмосфері — (2008).
На висоті температура сягає максимуму (100—110 К; стратопауза) і далі повільно падає (бл. 0,2 К/км; мезосфера). Причини цього падіння неясні; можливо, це результат охолоджувальної дії ацетилену, ціановодню та (або) чадного газу. На висотах більш як 500 км температура, сягнувши 70 К, стає сталою.
Часові зміни температури середніх — верхніх шарів атмосфери, згідно з даними спостережень покриттів зір, незначні. І в 1988-му, і у 2002-му, і у 2006 роках вона була однаковою в межах похибки і становила біля з невизначеністю порядку 10 К (хоча тиск зріс удвічі). Значної залежності температури від широти та часу доби за цими даними знайдено не було: над усією поверхнею температура виявилася приблизно однаковою. Це узгоджується з теоретичними даними, що передбачають швидке перемішування атмосфери. Однак New Horizons у 2015 році спостерігав помітну різницю між кривими залежності температури від висоти на різних боках Плутона.
В атмосфері Плутона вдалося виявити невеликі вертикальні неоднорідності температури. Вони проявляються в різких і коротких сплесках яскравості під час покриттів зір. Величину цих неоднорідностей оцінюють у 0,5—0,8 К на інтервалах висоти в кілька кілометрів. Вони можуть бути результатом гравітаційних хвиль або турбулентності, спричинених конвекцією або вітрами.
Взаємодія з атмосферою впливає на температуру поверхні Плутона. Розрахунки показують, що атмосфера, попри дуже малий тиск, здатна суттєво згладжувати добові коливання цієї температури. Однак там все ж лишаються температурні варіації величиною близько 20° — частково тому, що ділянки поверхні, де випаровується азотний лід, значно охолоджуються (подібно до охолодження при випаровуванні води).
Тиск Тиск атмосфери Плутона дуже малий і сильно змінюється з часом. Спостереження покриттів Плутоном зір показують, що між 1988 та 2015 роком цей тиск поступово виріс приблизно втричі, хоча з 1989 року Плутон віддаляється від Сонця. Імовірно, це наслідок того, що в 1987 році на північному (точніше, «позитивному») полюсі Плутона настав полярний день, що сприяє випаровуванню азоту з полярної області, а південна півкуля ще надто тепла для його конденсації. Абсолютні значення поверхневого тиску зі спостережень покриттів отримати важко, бо «просвітити» нижні шари атмосфери при цьому зазвичай не вдається. Його доводиться розраховувати через залежність тиску від висоти, яка точно не відома, бо залежить від характеру зміни з висотою температури. Крім того, потрібно знати радіус Плутона, який до 2015 року був відомий зі значною невизначеністю. Для низки покриттів, починаючи з 1988 року, тиск розраховували для умовної відстані від центру Плутона (як виявилося згодом, це 88±4 км від поверхні).
Криві залежності тиску від відстані до центру Плутона, отримані для покриттів 1988 та 2002 року, у комбінації з сучасним значенням радіуса Плутона (1187 ± 4 км) дають приблизно для 1988 року та для 2002-го. За спектральними даними було розраховано тиск 0,94 Па у 2008 році та у 2012 році для відстані від центру (1 ± 4 км від поверхні). При покритті 4 травня 2013 року вдалося отримати значення тиску знов-таки практично для рівня поверхні (1190 км від центру, або 3 ± 4 км від поверхні): 1,13 ± 0,007 Па. Покриття 29/30 червня 2015 року, за два тижні до прольоту повз Плутон зонда New Horizons, дало значення поверхневого тиску в 1,3 ± 0,1 Па.