Атмосфера Урана

редактировать

Беловато-голубая сферическая планета на черном фоне космоса Уран по Вояджер 2

Атмосфера Урана состоит в основном из водорода и гелия. На глубине он значительно обогащен летучими (называемыми «льдами»), такими как вода, аммиак и метан. Обратное верно для верхних слоев атмосферы, в которых очень мало газов тяжелее водорода и гелия из-за их низкой температуры. Атмосфера Урана самая холодная из всех планет, ее температура достигает 49 K.

. Атмосфера Урана может быть разделена на пять основных слоев: тропосфера, между высоты −600 и 50 км и давление от 100 до 0,1 бар; стратосфера, охватывающая высоту от 50 до 4000 км и давление от 0,1 до 10 бар; и горячая термосфераэкзосфера ), простирающаяся от высоты 4056 км до нескольких радиусов Урана от номинальной поверхности при давлении в 1 бар. В отличие от Земли, в атмосфере Урана нет мезосферы.

Тропосфера содержит четыре облачных слоя: метановые облака с давлением около 1,2 бар, сероводород и облака аммиака при 3–10 бар, облака гидросульфида аммония при 20–40 бар и, наконец, водяные облака при давлении ниже 50 бар. Непосредственно наблюдались только два верхних слоя облаков - более глубокие облака остаются предположительными. Над облаками лежит несколько тонких слоев фотохимической дымки. Дискретные яркие тропосферные облака на Уране редки, вероятно, из-за вялой конвекции внутри планеты. Тем не менее, наблюдения за такими облаками использовались для измерения зональных ветров на планете, которые очень быстрые и достигают 240 м / с.

Мало что известно об атмосфере Урана, поскольку на сегодняшний день только один космический корабль, "Вояджер-2", пролетевший мимо планеты в 1986 году, получил некоторые ценные данные о составе. Никаких других миссий на Уран в настоящее время не запланировано.

Содержание

  • 1 Наблюдение и исследование
  • 2 Состав
  • 3 Структура
    • 3.1 Тропосфера
    • 3.2 Стратосфера
    • 3.3 Термосфера и ионосфера
      • 3.3.1 Водородная корона
  • 4 Dynamics
  • 5 См. Также
  • 6 Примечания
  • 7 Цитаты
  • 8 Ссылки
  • 9 Внешние ссылки

Наблюдения и исследования

Атмосфера Урана, полученная во время программы Outer Planet Atmosphere Legacy (OPAL)

Хотя внутри Урана нет четко определенной твердой поверхности, самая внешняя часть газовой оболочки Урана (область, доступная для дистанционного зондирования) называется его атмосферой. Возможности дистанционного зондирования простираются примерно до 300 км ниже уровня 1 бар, с соответствующим давлением около 100 бар и температурой 320 K.

. История наблюдений за атмосферой Урана длинна и полна ошибок и разочарований.. Уран - относительно слабый объект, и его видимый угловой диаметр меньше 5 дюймов. Первые спектры Урана наблюдались через призму в 1869 и 1871 годах Анджело Секки и Уильямом Хаггинсом, которые обнаружили ряд широких темных полос, которые они не смогли идентифицировать. Они также не смогли обнаружить какие-либо солнечные линии фраунгофера - факт, который позже истолковал Норман Локьер как указание на то, что Уран излучал собственный свет, а не отражал свет от Солнца. Однако в 1889 году астрономы наблюдали солнечные линии фраунгофера в фотографических ультрафиолетовых спектрах планеты, раз и навсегда доказав, что Уран сиял в отраженном свете. Природа широких темных полос в его видимом спектре оставалась неизвестной вплоть до четвертого десятилетия двадцатого века.

Хотя в настоящее время Уран в основном выглядит пустым, исторически было показано, что он имеет случайные особенности, такие как В марте и апреле 1884 г. астрономы Анри Жозеф Перротен, Норман Локьер наблюдали яркое удлиненное пятно (предположительно, шторм), вращающееся вокруг экватора планеты.

Ключ к расшифровке спектра Урана был найден в 1930-х годах Рупертом Вильдтом и Весто Слайфер, которые обнаружили, что темные полосы на 543, 619, 925, 865 и 890 нм принадлежали газообразный метан. Раньше их никогда не наблюдали, потому что они были очень слабыми и требовали большого пути для обнаружения. Это означало, что атмосфера Урана была прозрачной на гораздо большей глубине по сравнению с атмосферой других планет-гигантов. В 1950 году Джерард Койпер заметил еще одну размытую темную полосу в спектре Урана при 827 нм, которую ему не удалось идентифицировать. В 1952 году Герхард Герцберг, будущий лауреат Нобелевской премии, показал, что эта полоса вызвана слабым квадрупольным поглощением молекулярного водорода, которое стало вторым соединением, обнаруженным на Уране. До 1986 года в атмосфере Урана были известны только два газа - метан и водород. Спектроскопическое наблюдение в дальней инфракрасной области, начатое с 1967 года, неизменно показало, что атмосфера Урана находится в приблизительном тепловом балансе с приходящей солнечной радиацией (другими словами, она излучает столько же тепла, сколько получено от Солнца), и нет внутренний источник тепла требовался для объяснения наблюдаемых температур. Никаких отдельных деталей на Уране не наблюдалось до посещения Вояджером 2 в 1986 году.

В январе 1986 года космический корабль Вояджер-2 пролетел мимо Урана на минимальном расстоянии 107 100 км, что обеспечило первый изображения крупным планом и спектры его атмосферы. В целом они подтвердили, что атмосфера состоит в основном из водорода и гелия с примерно 2% метана. Атмосфера казалась очень прозрачной, без густой стратосферной и тропосферной дымки. Наблюдалось лишь ограниченное количество дискретных облаков.

В 1990-х и 2000-х годах проводились наблюдения с помощью космического телескопа Хаббла и наземных телескопов, оснащенных адаптивной оптикой Системы (например, телескоп Кек и Инфракрасный телескоп НАСА ) впервые позволили наблюдать отдельные особенности облаков с Земли. Их отслеживание позволило астрономам повторно измерить скорость ветра на Уране, известную ранее только из наблюдений «Вояджера-2», и изучить динамику уранской атмосферы.

Состав

Состав атмосферы Атмосфера Урана отличается от атмосферы Урана в целом и состоит в основном из молекулярного водорода и гелия. Молярная доля гелия, то есть количество атомов гелия на молекулу водорода / гелия, была определена на основе анализа Voyager 2 в дальней инфракрасной области и радиозатменные наблюдения. В настоящее время принятое значение в верхней тропосфере составляет 0,152 ± 0,033, что соответствует массовой доле 0,262 ± 0,048. Это значение очень близко к массовой доле гелия протосолнечника 0,2741 ± 0,0120, что указывает на то, что гелий не осел к центру планеты, как в газовых гигантах.

Третий Наиболее распространенным компонентом атмосферы Урана является метан (CH 4), присутствие которого было известно в течение некоторого времени в результате наземных спектроскопических наблюдения. Метан имеет заметные полосы поглощения в видимой и ближней инфракрасной области, что делает Уран аквамариновым или голубым в цвете.. Ниже верхней границы облаков метана при 1,3 бар молекулы метана составляют около 2,3% атмосферы по молярной доле; примерно в 10-30 раз больше, чем на Солнце. Соотношение смешивания в верхних слоях атмосферы намного ниже из-за чрезвычайно низкой температуры на тропопаузе , которая снижает уровень насыщения и вызывает вымерзание избыточного метана. Метан кажется недонасыщенным в верхней тропосфере над облаками, где парциальное давление составляет всего 30% от давления насыщенного пара. Концентрация менее летучих соединений, таких как аммиак, вода и сероводород, в глубокой атмосфере малоизвестна. Однако, как и в случае с метаном, их содержание, вероятно, превышает солнечные значения как минимум в 20–30 раз, а возможно, и в несколько сот раз.

Знание изотопов Состав атмосферы Урана очень ограничен. На сегодняшний день единственным известным соотношением изотопов является отношение содержания дейтерия к легкому водороду: 5,5 + 3,5. -1,5 × 10, которое было измерено Инфракрасной космической обсерваторией (ISO). в 1990-е гг. Похоже, что оно выше, чем значение протосолнечного (2,25 ± 0,35) × 10, измеренное на Юпитере. Дейтерий содержится почти исключительно в молекулах дейтерида водорода, которые он образует с нормальными атомами водорода.

Инфракрасная спектроскопия, включая измерения с помощью космического телескопа Спитцера (SST) и УФ наблюдения за затемнением обнаружили следовые количества сложных углеводородов в стратосфере Урана, которые, как считается, производятся из метана в результате фотолиза, вызванного солнечным УФ-излучением. Они включают этан (C2H6), ацетилен (C2H2),метилацетилен (CH 3C2H), диацетилен (C2HC2H). Инфракрасная спектроскопия также выявила следы водяного пара, оксида углерода и диоксида углерода в стратосфере, которые, вероятно, происходят от внешнего источника, такого как падающая пыль и кометы <228.>Структура Температурный профиль тропосферы и нижней стратосферы Урана. Также указаны слои облаков и дымки.

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя: тропосфера между высотами от -300 до 50 км и давлением от 100 до 0,1 бар; стратосфера, охватывающая высоту от 50 до 4000 км и давление от 0,1 до 10 бар; и термосфера / экзосфера, простирающаяся от 4000 км до нескольких радиусов Урана от поверхности. Не существует мезосферы.

Тропосферы

Тропосфера - это самая низкая и самая плотная часть атмосферы, для которой характерно снижение температуры с высотой. Температура падает от примерно 320 К в основании тропосферы на расстоянии –300 км до примерно 53 К на расстоянии 50 км. Температура на холодной верхней границе тропосферы (тропопауза) фактически колеблется в диапазоне от 49 до 57 К в зависимости от широты планеты, при этом самая низкая температура достигается около 25 ° южной широты. Тропосфера удерживает почти всю массу атмосферы, и область тропопаузы также отвечает за подавляющее большинство тепловых дальних инфракрасных излучений планеты, таким образом определяя ее эффективную температуру, равную 59,1. ± 0,3 К.

Считается, что тропосфера обладает очень сложной облачной структурой; водяные облака предположительно лежат в диапазоне давления от 50 до 300 бар, гидросульфид аммония облака в диапазоне от 20 до 40 бар, облака аммиака или сероводорода в диапазоне от 3 до 10 бар и, наконец, тонкие метановые облака при давлении от 1 до 2 бар. Хотя "Вояджер-2" непосредственно обнаружил метановые облака, все остальные облачные слои остаются предположительными. Существование облачного слоя сероводорода возможно только в том случае, если соотношение содержания серы и азота (отношение S / N) значительно больше, чем его солнечное значение 0,16. В противном случае весь сероводород вступил бы в реакцию с аммиаком, образуя гидросульфид аммония, и вместо этого появились бы облака аммиака в диапазоне давлений 3–10 бар. Повышенное отношение сигнал / шум подразумевает истощение аммиака в диапазоне давлений 20-40 бар, где образуются облака гидросульфида аммония. Это может быть результатом растворения аммиака в воде в пределах капель воды облака или в глубоком водно-аммиачном ионном океане.

Точного расположение двух верхних слоев облачности несколько спорно. Облака метана были непосредственно обнаружены космическим аппаратом «Вояджер-2» при давлении 1,2–1,3 бар с помощью радиозатмения. Позднее этот результат был подтвержден анализом изображений конечностей космического корабля "Вояджер-2". На основании спектроскопических данных в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах (0,5–1 мкм) верхняя часть более глубоких облаков аммиака / сероводорода была определена как давление 3 бар. Однако недавний анализ спектроскопических данных в диапазоне длин волн 1–2,3 мкм показал, что верхняя часть облаков метана находится на уровне 2 бар, а верхняя часть нижних облаков - на уровне 6 бар. Это противоречие может быть разрешено, когда появятся новые данные о поглощении метана в атмосфере Урана. Оптическая толщина двух верхних слоев облаков зависит от широты: оба они становятся тоньше на полюсах по сравнению с экватором, хотя в 2007 г. оптическая толщина слоя облаков метана имела локальный максимум на 45 ° ю.ш., где расположен южный полярный ворот. (см. Ниже).

Тропосфера очень динамична, с сильными зональными ветрами, яркими метановыми облаками, темными пятнами и заметными сезонными изменениями. (см. Ниже)

Профили температуры в стратосфере и термосфера Урана. Заштрихованная область - место концентрации углеводородов.

Стратосфера

стратосфера - средний слой атмосферы Урана, в котором температура обычно увеличивается с высотой от 53 K в тропопаузе до 800-850 K у основания термосферы. Нагрев стратосферы вызывается теплопроводностью вниз из горячей термосферы, а также за счет поглощения солнечного УФ и ИК излучения метаном и сложными углеводородами, образованными в результате фотолиза метана . Метан попадает в стратосферу через холодную тропопаузу, где его соотношение смешивания по отношению к молекулярному водороду составляет примерно 3 × 10, что в три раза ниже уровня насыщения. Далее оно уменьшается примерно до 10 на высоте, соответствующей давлению 0,1 мбар.

Углеводороды тяжелее метана присутствуют в относительно узком слое на высоте от 160 до 320 км, что соответствует диапазону давления от 10 до 0,1. мбар и температурах от 100 до 130 К. После метана наиболее распространенными стратосферными углеводородами являются ацетилен и этан с коэффициентом смешения около 10. Более тяжелые углеводороды, такие как метилацетилен и диацетилен имеют отношения смеси примерно на 10 - на три порядка ниже. Температура и соотношение смеси углеводородов в стратосфере меняются в зависимости от времени и широты. Сложные углеводороды ответственны за охлаждение стратосферы, особенно ацетилен, имеющий сильную линию излучения на длине волны 13,7 мкм.

Помимо углеводородов стратосфера содержит окись углерода, а также следы водяного пара и диоксид углерода. Соотношение смеси моноксида углерода - 3 × 10 - очень похоже на соотношение смеси углеводородов, в то время как отношения смеси диоксида углерода и воды составляют примерно 10 и 8 × 10 соответственно. Эти три соединения распределены относительно однородно в стратосфере и не ограничены узким слоем, как углеводороды.

Этан, ацетилен и диацетилен конденсируются в более холодной нижней части стратосферы, образуя слои дымки с оптическая глубина около 0,01 в видимом свете. Конденсация происходит при 14, 2,5 и 0,1 мбар для этана, ацетилена и диацетилена соответственно. Концентрация углеводородов в стратосфере Урана значительно ниже, чем в стратосферах других планет-гигантов - верхняя атмосфера Урана очень чистая и прозрачная над слоями дымки. Это истощение вызвано слабым вертикальным перемешиванием и делает стратосферу Урана менее непрозрачной и, как следствие, более холодной, чем у других планет-гигантов. Муты, как и их родительские углеводороды, неравномерно распределены по Урану; во время солнцестояния 1986 года, когда «Вояджер-2» пролетал мимо планеты, они были сосредоточены около солнечного полюса, делая его темным в ультрафиолетовом свете.

Термосфера и ионосфера

Самый удаленный слой Урана Атмосфера, простирающаяся на тысячи километров, - это термосфера / экзосфера, которая имеет однородную температуру примерно от 800 до 850 К. Это намного выше, чем, например, 420 К, наблюдаемые в термосфере Сатурна.. Источники тепла, необходимые для поддержания таких высоких температур, не изучены, поскольку ни солнечное FUV / EUV излучение, ни авроральная активность не могут обеспечить необходимую энергию. Этому явлению может способствовать низкая эффективность охлаждения из-за истощения запасов углеводородов в стратосфере. В дополнение к молекулярному водороду, термосфера содержит большую долю свободных атомов водорода, в то время как гелий здесь отсутствует, поскольку он диффузно разделяется на более низких высотах.

Термосфера и верхняя часть стратосферы содержат большую концентрацию ионов и электронов, образующих ионосферу Урана. Радиозатменные наблюдения космического корабля "Вояджер-2" показали, что ионосфера находится на высоте от 1000 до 10 000 км и может включать несколько узких и плотных слоев на высоте от 1000 до 3500 км. Плотность электронов в ионосфере Урана составляет в среднем 10 см, достигая 10 см в узких слоях стратосферы. Ионосфера в основном поддерживается солнечным УФ излучением, и его плотность зависит от солнечной активности. авроральная активность на Уране не такая мощная, как у Юпитера и Сатурна, и мало способствует ионизации. Высокая концентрация электронов может быть частично вызвана низкой концентрацией углеводородов в стратосфере.

Одним из источников информации об ионосфере и термосфере являются наземные измерения интенсивное среднее инфракрасное (3-4 мкм) излучение триводородного катиона (H3). Полная излучаемая мощность составляет 1-2 × 10 Вт - на порядок выше, чем у ближнего инфракрасного водородного квадрупольного излучения. Трехводородный катион функционирует как один из основных охладителей ионосферы.

Верхняя атмосфера Урана является источником дальнего ультрафиолетового (90–140 нм) излучения, известного как дневное или электрическое свечение, которое подобно ИК-излучению H 3 исходит исключительно из солнечной части планеты. Это явление, которое происходит в термосферах всех планет-гигантов и какое-то время было загадочным после его открытия, интерпретируется как УФ флуоресценция атомарного и молекулярного водорода, возбуждаемого солнечным излучением или фотоэлектронами.

Водородная корона

Верхняя часть термосферы, где длина свободного пробега молекул превышает масштабную высоту, называется экзосферой. Нижняя граница экзосферы Урана, экзобаза, расположена на высоте около 6500 км, или 1/4 радиуса планеты, над поверхностью. Экзосфера необычно протяженная, достигая нескольких радиусов Урана от планеты. Он состоит в основном из атомов водорода и часто называется водородной короной Урана. Высокая температура и относительно высокое давление у основания термосферы отчасти объясняют, почему экзосфера Урана такая огромная. Плотность атомарного водорода в короне медленно падает с расстоянием от планеты, оставаясь на уровне нескольких сотен атомов на см на нескольких радиусах от Урана. Эффекты этой раздутой экзосферы включают в себя сопротивление малым частицам, вращающимся вокруг Урана, что вызывает общее истощение пыли в кольцах Урана. Падающая пыль, в свою очередь, загрязняет верхние слои атмосферы планеты.

Dynamics

Зональные скорости ветра на Уране. Затененные области показывают южный воротник и его будущий северный аналог. Красная кривая симметрично соответствует данным.

Уран имеет относительно мягкий вид, без широких разноцветных полос и больших облаков, преобладающих на Юпитере и Сатурне. До 1986 года отдельные детали наблюдались в атмосфере Урана только один раз. Самыми заметными деталями на Уране, наблюдаемыми космическим аппаратом «Вояджер-2», были темная область низких широт между -40 ° и -20 ° и яркая южная полярная шапка. Северная граница шапки располагалась примерно на -45 ° широты. Самая яркая зональная полоса располагалась у края шапки под углом от -50 ° до -45 ° и затем называлась полярным воротником. Южная полярная шапка, существовавшая во время солнцестояния в 1986 году, исчезла в 1990-х годах. После равноденствия в 2007 году южный полярный воротник также начал исчезать, в то время как северный полярный воротник, расположенный на широте от 45 ° до 50 ° (впервые появившийся в 2007 году), с тех пор стал более заметным.

Атмосфера Урана спокойна по сравнению с атмосферой других планет-гигантов. С 1986 года наблюдалось лишь ограниченное количество маленьких ярких облаков на средних широтах в обоих полушариях и одно Темное пятно на Уране. Одна из этих ярких облачных структур, расположенная на -34 ° широты и названная, вероятно, Берг существовала непрерывно, по крайней мере, с 1986 года. Тем не менее, уранская атмосфера имеет довольно сильные зональные ветры, дующие в ретроградном (противодействующем вращению) направлении около экватора, но переключающиеся на прямое направление к полюсу на ± 20 ° широты. Скорость ветра от −50 до −100 м / с на экваторе увеличивается до 240 м / с около 50 ° широты. Профиль ветра, измеренный до равноденствия 2007 года, был слегка асимметричным, с более сильными ветрами в южном полушарии, хотя это оказалось сезонным эффектом, поскольку это полушарие было непрерывно освещено Солнцем до 2007 года. После 2007 года ветры в северном полушарии усилились, в то время как те, что в южном, притормозили.

Уран демонстрирует значительные сезонные колебания на протяжении своей 84-летней орбиты. Обычно она ярче около солнцестояния и тусклее в дни равноденствия. Вариации в значительной степени вызваны изменениями в геометрии обзора: яркая полярная область видна около солнцестояний, а темный экватор виден около равноденствий. Тем не менее, существуют некоторые внутренние вариации отражательной способности атмосферы: периодически исчезающие и светящиеся полярные шапки, а также появляющиеся и исчезающие полярные воротники.

См. Также

Примечания

Цитаты

Ссылки

Внешние ссылки

СМИ, связанные с Ураном (атмосфера) на Wikimedia Commons

Последняя правка сделана 2021-06-12 16:21:47
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте