Атмосфера Урана - Atmosphere of Uranus

Атмосфера Урана состоит в основном из водорода и гелия . На глубине он значительно обогащен летучими веществами (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. Уран атмосфера «ы самый холодный из всех планет, с ее температура достигает столь же низко как 49  K .

Атмосферу Урана можно разделить на пять основных слоев: тропосфера между высотами от –300 до 50 км и давлением от 100 до 0,1 бар; стратосферы , охватывающих высот между 50 и 4000 км и давлений между 0,1 и 10 -10  бар; и горячая термосфераэкзосфера ), простирающаяся от высоты 4056 км до нескольких радиусов Урана от номинальной поверхности при давлении 1 бар. В отличие от Земли , в атмосфере Урана нет мезосферы .

Тропосфера содержит четыре облачных слоя: облака из метана при давлении около 1,2  бар , облака сероводорода и аммиака при давлении 3–10 бар, облака гидросульфида аммония при давлении 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.

Наблюдение и исследование

Атмосфера Урана 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 . Возможность дистанционного зондирования простирается вплоть до примерно 300 км ниже уровня 1 бар, при соответствующем давлении около 100  бар и температуре 320  К .

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 интерпретировал Норман Локьер, как указание на то, что Уран излучает собственный свет, а не отражает 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 до четвертого десятилетия двадцатого века.

Хотя в настоящее время Уран в основном выглядит пустым, исторически было показано, что он имеет случайные особенности, например, в марте и апреле 1884 года, когда астрономы Анри Жозеф Перротен , Норман Локьер и Шарль Трепье наблюдали яркое удлиненное пятно (предположительно, шторм). вращается 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 газообразному метану . Раньше их никогда не наблюдали, потому что они были очень слабыми и требовали большой длины пути для обнаружения. Это означало, что атмосфера Урана была прозрачной на гораздо большей глубине, чем у 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 , который таким образом стал вторым соединением, обнаруженным на Уране. До 1986 года в атмосфере Урана были известны только два газа - метан и водород. Дальнего инфракрасного спектроскопического наблюдения , начиная с 1967 года последовательно показали , что атмосфера Урана была в приблизительном тепловом равновесии с поступающей солнечной радиации (другими словами, он излучал столько тепла , сколько он получил от Солнца), и ни один внутренний источник тепла не требовалось объясните наблюдаемые температуры. До визита космического корабля "Вояджер-2" в 1986 году на Уране не наблюдалось никаких отдельных деталей .

В январе 1986 года космический корабль « Вояджер-2» пролетел мимо Урана на минимальном расстоянии 107 100 км, что позволило получить первые снимки и спектры его атмосферы крупным планом. Они в целом 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 наблюдения космическим телескопом Хаббла и наземными телескопами, оснащенными системами адаптивной оптики (например, телескопом Кека и инфракрасным телескопом 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.

Сочинение

Состав атмосферы 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 спутников « Вояджер-2» в дальней инфракрасной области и радиозатменных наблюдений. В настоящее время принятое значение:0,152 ± 0,033 в верхней тропосфере, что соответствует массовой доле0,262 ± 0,048 . Это значение очень близко к массовой доле протосолнечного гелия0,2741 ± 0,0120 , что указывает на то, что гелий не осел к центру планеты, как у газовых гигантов.

Третьим наиболее распространенным компонентом атмосферы Урана является метан (CH 4 ) , о наличии которого в течение некоторого времени было известно в результате наземных спектроскопических наблюдений. Метан обладает заметными полосами поглощения в видимой и ближней инфракрасной областях , что делает Уран аквамариновым или голубым цветом. Под облаками метана при давлении 1,3  бар молекулы метана составляют около 2,3% атмосферы по молярной доле; примерно в 10–30 раз больше, чем на Солнце. Соотношение смешивания намного ниже в верхних слоях атмосферы из-за чрезвычайно низкой температуры тропопаузы , 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 глубоких слоях атмосферы, плохо известна. Однако, как и в случае с метаном, их содержания, вероятно, превышают солнечные значения по крайней мере в 20–30 раз, а, возможно, и в несколько сот раз. Обратите внимание, что внешняя атмосфера содержит только газы без запаха, такие как водород, гелий и метан, в то время как нижняя атмосфера содержит сероводород, который, как известно, имеет неприятный запах. Таким образом, наука показала, что чем ближе мы приближаемся к Урану, тем хуже он пахнет.

Знания об изотопном составе атмосферы Урана очень ограничены. На сегодняшний день известно только соотношение изотопов дейтерия и легкого водорода:5.5+3,5
-1,5
× 10 −5
, который был измерен Инфракрасной космической обсерваторией (ISO) в 1990-х годах. Похоже, что оно выше протосолнечной ценности(2.25 ± 0.35) × 10 −5 измерено 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 Spitzer (SST) и наблюдения за УФ- затмением, обнаружила следовые количества сложных углеводородов в стратосфере Урана, которые, как считается, производятся из метана в результате фотолиза, вызванного солнечным УФ-излучением. Они включают этан (C 2 H 6 ) , ацетилен (C 2 H 2 ) , метилацетилен (CH 3 C 2 H) , диацетилен (C 2 HC 2 H) . Инфракрасная спектроскопия также выявила следы водяного пара, монооксида углерода и диоксида углерода в стратосфере, которые, вероятно, происходят от внешнего источника, такого как падающая пыль и кометы .

Структура

Температурный профиль тропосферы и нижней стратосферы Урана. Также указаны слои облачности и дымки.

Атмосферу Урана можно разделить на три основных слоя: тропосферу между высотами от –300 до 50 км и давлением от 100 до 0,1 бар; стратосферы , охватывающие высоты между 50 и 4000 км и давлением между 0,1 и 10 -10  бара; и термосфера / экзосфера, простирающаяся от 4000 км до нескольких радиусов Урана от поверхности. Нет мезосферы .

Тропосфера

Тропосфера - это самая нижняя и самая плотная часть атмосферы, для которой характерно снижение температуры с высотой. Температура падает от примерно 320 К в основании тропосферы на отметке –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 имеет место почти все массы атмосферы, и область тропопаузы также несет ответственность за подавляющее большинство тепловой планет дальнего инфракрасной эмиссии, таким образом , определяя его эффективную температуру в59,1 ± 0,3 К .

Считается, что тропосфера обладает очень сложной облачной структурой; Предполагается, что водяные облака лежат в диапазоне давления от 50 до 300 бар , облака гидросульфида аммония - в диапазоне от 20 до 40 бар , облака аммиака или сероводорода - от 3 до 10 бар и, наконец, тонкие облака метана - 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 превышает 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 каплях воды в водяных облаках или в глубоком ионно-водном океане.

Точное расположение двух верхних слоев облаков 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 облачных слоев зависит от широты: оба становятся тоньше на полюсах по сравнению с экватором, хотя в 2007 году оптическая толщина слоя 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 термосфере Урана. Заштрихованная область - это место концентрации углеводородов.

Стратосфера

Стратосферы являются средним слоем уранической атмосферы, в которой температура обычно возрастает с увеличением высоты от 53 K в тропопаузе до от 800 до 850 К в базовой термосфере . Нагрев стратосферы вызывается теплопроводностью вниз от горячей термосферы, а также поглощением солнечного УФ- и ИК- излучения метаном и сложными углеводородами, образующимися в результате фотолиза метана . Метан попадает в стратосферу через холодную тропопаузу, где его коэффициент смешения по отношению к молекулярному водороду составляет примерно 3 × 10 –5 , что в три раза ниже уровня насыщения. Далее оно уменьшается примерно до 10 -7 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 температуре от 100 до 130 К. Наиболее распространенными стратосферными углеводородами после метана являются ацетилен и этан , причем соотношение смешивания около 10-7 . Более тяжелые углеводороды, такие как метилацетилен и диацетилен, имеют соотношение смешивания примерно 10 -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 углекислого газа. Соотношение смеси моноксида углерода - 3 × 10 -8 - очень похоже на соотношение смеси углеводородов, в то время как отношения смеси диоксида углерода и воды составляют примерно 10 -11 и 8 × 10 -9 , соответственно. Эти три соединения относительно однородно распределены в стратосфере и не ограничены узким слоем, как углеводороды.

Этан, ацетилен и диацетилен конденсируются в более холодной нижней части стратосферы, образуя слои дымки с оптической толщиной около 0,01 в видимом свете. Конденсация происходит примерно 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 - верхние слои атмосферы Урана очень чисты и прозрачны 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» проходил мимо планеты, они были сконцентрированы около солнечного полюса, делая его темным в ультрафиолетовом свете.

Термосфера и ионосфера

Самый внешний слой атмосферы Урана, простирающийся на тысячи километров, - это термосфера / экзосфера, которая имеет однородную температуру 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 излучение FUV / EUV, ни авроральная активность не могут обеспечить необходимую энергию. Слабая эффективность охлаждения из-за истощения запасов углеводородов в стратосфере может способствовать этому явлению. В дополнение к молекулярному водороду термосфера содержит большую часть свободных атомов водорода , в то время как гелий здесь отсутствует, потому что он диффузно разделяется на более низких высотах.

Термосфера и верхняя часть стратосферы содержат большую концентрацию ионов и электронов , образующих ионосферу Урана. Радиозатменные наблюдения с помощью космического корабля " Вояджер-2" показали, что ионосфера находится на высоте от 1000 до 10000 км и может включать несколько узких и плотных слоев на высоте от 1000 до 3500 км. Электронная плотность в ионосфере Урана составляет в среднем 10 4 см -3 , достигая 10 5 см -3 в узких слоях стратосферы. Ионосфера в основном поддерживается солнечным УФ- излучением, и его плотность зависит от солнечной активности . Авроральная активность на Уране не столь мощная , как у Юпитера и Сатурна и мало способствует ионизации. Высокая электронная плотность может быть частично вызвана низкой концентрацией углеводородов в стратосфере.

Одним из источников информации об ионосфере и термосфере являются наземные измерения интенсивных выбросов трехводородного катиона ( H 3 + ) в средней инфракрасной области (3–4 мкм ). Полная излучаемая мощность составляет 1-2 × 10 11  Вт, что на порядок выше, чем у квадрупольных выбросов водорода в ближней инфракрасной области . Трехводородный катион выполняет функцию одного из основных охладителей ионосферы.

Верхние слои атмосферы Урана является источником крайней ультрафиолетовой (90-140 нм) выбросов , известных как dayglow или electroglow , которые, как H 3 + ИК - излучения, исходит исключительно из освещенной части планеты. Это явление, которое происходит в термосферах всех планет-гигантов и какое-то время было загадочным после его открытия, интерпретируется как ультрафиолетовая флуоресценция атомарного и молекулярного водорода, возбуждаемая 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 3 на нескольких радиусах от Урана. Эффекты этой раздутой экзосферы включают сопротивление мелких частиц, вращающихся вокруг Урана, вызывая общее истощение пыли в кольцах Урана. Падающая пыль, в свою очередь, загрязняет верхние слои атмосферы планеты.

Динамика

Зональные скорости ветра на Уране. Заштрихованные 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, характерных для Юпитера и Сатурна. Дискретные детали наблюдались в атмосфере Урана только один раз до 1986 года. Самыми заметными деталями на Уране, наблюдавшимися 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 спокойная по сравнению с атмосферой других планет-гигантов . Только ограниченное количество маленьких ярких облаков на средних широтах в обоих полушариях и одно темное пятно на Уране наблюдались с 1986 года. Одна из этих ярких облачных структур, расположенная на -34 ° широты и называемая Берг , вероятно, существовала постоянно, по крайней мере, с 1986 года. Тем не менее, в атмосфере Урана есть 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 своей 84-летней орбите. Обычно она ярче около солнцестояния и тусклее в дни равноденствия. Вариации в значительной степени вызваны изменениями в геометрии обзора: яркая полярная область становится видимой 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 воротнички.

Смотрите также

Примечания

Цитаты

использованная литература

внешние ссылки

СМИ, связанные с Ураном (атмосфера) на Викискладе?