Atmosfera lui Uranus

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită pe 4 iunie 2022; verificările necesită 3 modificări .

Atmosfera lui Uranus , ca și atmosfera lui Jupiter și Saturn , este formată în principal din hidrogen și heliu [1] . La adâncimi mari, conține cantități semnificative de apă , amoniac și metan , care sunt semne distinctive ale atmosferelor lui Uranus și Neptun . Opusul este adevărat în atmosfera superioară, care conține foarte puține substanțe mai grele decât hidrogenul și heliul. Atmosfera lui Uranus este cea mai rece dintre toate atmosferele planetare din sistemul solar , cu o temperatură minimă de 49 K.

Atmosfera lui Uranus este împărțită în trei straturi principale:

Este de remarcat faptul că, spre deosebire de cea a Pământului , atmosfera lui Uranus nu are mezosferă .

Nori

Există patru straturi de nori în troposferă:

Doar cele două straturi de nor superioare sunt accesibile pentru observație directă, în timp ce existența straturilor subiacente este prezisă doar teoretic. Norii troposferici strălucitori sunt rar observați pe Uranus, ceea ce se datorează probabil activității scăzute de convecție din regiunile profunde ale planetei. Cu toate acestea, observațiile unor astfel de nori au fost folosite pentru a măsura viteza vântului zonal de pe planetă, care ajunge până la 250 m/s [3] .

În prezent există mai puține informații despre atmosfera lui Uranus decât despre atmosfera lui Saturn și Jupiter. În mai 2013, doar o navă spațială, Voyager 2 , a studiat Uranus la distanță apropiată. În prezent, nu sunt planificate alte misiuni în Uranus.

Observare și studiu

Deși Uranus nu are o suprafață solidă în sine , partea din învelișul său gazos, cea mai îndepărtată de centru și accesibilă observării cu telescoapele optice , se numește atmosferă . [4] Straturile învelișului de gaz sunt disponibile pentru studiu la distanță până la o adâncime de 300 km sub nivelul corespunzător unei presiuni de 1 bar. Temperatura la această adâncime este de 320 K și presiunea este de aproximativ 100 bar. [5]

Istoria observării atmosferei lui Uranus este plină de greșeli și dezamăgiri. Uranus este un obiect relativ slab și diametrul său unghiular aparent nu depășește niciodată 4 inchi. Primele spectre ale atmosferei lui Uranus au fost luate cu un spectroscop în 1869 și 1871 de Angelo Secchi și William Huggins , care au găsit o serie de benzi largi întunecate pe care nu le-au putut identifica . [6] De asemenea, ei nu au reușit să detecteze nicio linii spectrale corespunzătoare luminii solare  , fapt interpretat mai târziu în mod eronat de Norman Locker ca dovadă că Uranus emite propria lumină, mai degrabă decât să reflecte lumina soarelui. [6] [7] În 1889, această concepție greșită a fost respinsă. [8] Natura benzilor întunecate largi din partea sa vizibilă a spectrului a rămas necunoscută până în anii 1940. [6]

Cheia pentru descifrarea benzilor întunecate din spectrul lui Uranus a fost descoperită în anii 1930 de Rupert Wildt și Westo Slifer [9] , care au descoperit că benzile întunecate de la 543, 619, 925, 865 și 890 nm aparțineau gazului metan . [6] [9] Aceasta însemna că atmosfera lui Uranus era transparentă la o adâncime mai mare în comparație cu învelișurile gazoase ale altor planete gigantice. [6] În 1950, Gerard Kuiper a observat o altă bandă întunecată difuză în spectrul uraniului la 827 nm, pe care nu a putut-o identifica. [10] În 1952, Gerhard Herzberg , viitorul laureat al Premiului Nobel , a arătat că această linie a fost cauzată de absorbțiile slabe de hidrogen molecular , care a devenit astfel al doilea compus găsit pe Uranus. [11] Până în 1986, metanul și hidrogenul au fost singurele substanțe care au fost găsite în atmosfera lui Uranus [6] . Observațiile spectroscopice efectuate începând cu 1967 au făcut posibilă realizarea unui bilanț termic aproximativ al atmosferei. S-a dovedit că sursele interne de căldură nu au practic niciun efect asupra temperaturii atmosferei și încălzirea acesteia se realizează numai datorită radiației solare. [12] Nu a fost detectată nicio încălzire internă a atmosferei de Voyager 2 , care a vizitat Uranus în 1986. [13]

În ianuarie 1986, sonda spațială Voyager 2 a zburat de la Uranus la o distanță minimă de 107.100 km [14] și a obținut pentru prima dată imagini ale spectrului atmosferei planetei de la distanță apropiată. Aceste măsurători au confirmat că atmosfera era formată în principal din hidrogen (72%) și heliu (26%) și, în plus, conținea aproximativ 2% metan. [15] Atmosfera părții iluminate a planetei la momentul studiului său de către Voyager 2 era extrem de calmă și nu dezvăluia formațiuni atmosferice mari. Nu a fost posibil să se studieze starea atmosferei de cealaltă parte a lui Uranus din cauza nopții polare care predomina acolo la momentul zborului aparatului . [16]

În anii 1990 și 2000, detaliile discrete ale acoperirii norilor au fost observate pentru prima dată folosind telescopul spațial Hubble și telescoape de la sol echipate cu optică adaptivă [17] , permițând astronomilor să remăsoare viteza vântului pe Uranus, cunoscută anterior doar din Observații Voyager 2 și explorați dinamica atmosferei planetei.

Compoziție

Compoziția atmosferei lui Uranus diferă de compoziția planetară în ansamblu, componentele sale principale sunt hidrogenul molecular și heliul . [18] Fracția molară a heliului a fost determinată dintr-o analiză efectuată de sonda spațială Voyager 2 . [19] Valorile acceptate în prezent sunt 0,152 ± 0,033 în troposfera superioară, ceea ce corespunde unei fracțiuni de masă de 0,262 ± 0,048 . [18] [20] Această valoare este foarte apropiată de fracția de masă a heliului din compoziția Soarelui 0,2741 ± 0,0120 . [21] [22]

Al treilea cel mai frecvent gaz din atmosfera lui Uranus este metanul (CH 4 ) , a cărui prezență a fost raportată din măsurători spectroscopice la sol. [18] Metanul are benzi puternice de absorbție vizibile și în infraroșu apropiat , făcându-l pe Uranus acvamarin sau albastru . [23] Sub norii de metan, la un nivel de presiune de 1,3 bar, proporția de molecule de metan este de aproximativ 2,3% [24] , care este de 10 până la 30 de ori mai mare decât cea a Soarelui. [18] [19] Conținutul de compuși mai puțin volatili, cum ar fi amoniacul , apa și hidrogenul sulfurat în atmosfera profundă este în prezent cunoscut doar aproximativ. [18] Se presupune că concentrația lor în atmosfera lui Uranus o depășește pe cea a Soarelui de zeci [25] sau chiar de sute de ori. [26]

Cunoașterea compoziției izotopice a atmosferei uraniene este foarte limitată. [27] Din mai 2013, este cunoscut doar raportul dintre deuteriu și proțiu . Este 5,5+3,5
−1,5⋅10 −5 și a fost măsurată de Observatorul Spațial Infraroșu (ISO) în anii 1990. Această valoare este vizibil mai mare decât valoarea analogă pentru Soare ( 2,25 ± 0,35⋅10 −5 ). [28] [29]

Spectroscopia IR , inclusiv măsurători cu Telescopul Spațial Spitzer (SST), [30] [31] a dezvăluit urme de hidrocarburi în stratosfera de uraniu, despre care se crede că au fost sintetizate din metan sub influența radiației UV solare induse. [ 32 ] Acestea includ etan ( C2H6 ) , acetilena ( C2H2 ) , [ 31 ] [ 33 ] metilacetilena ( CH3C2H ) , diacetilena ( C2HC2H ) . _ [34] . Spectroscopia IR a detectat, de asemenea, urme de vapori de apă, [35] monoxid de carbon [36] și dioxid de carbon în stratosferă. Aceste impurități provin cel mai probabil dintr-o sursă externă, cum ar fi praful cosmic și cometele . [34]

Structura

Atmosfera lui Uranus poate fi împărțită în trei straturi principale: troposfera , care ocupă o gamă de altitudini de la −300 km la 50 km (0 este luat ca o limită condiționată, unde presiunea este de 1 bar), stratosfera , acoperind înălțimi de la 50 până la 4000 km și exosfera , extinzându-se de la altitudini de 4000 km până la mai multe raze ale planetei. În mod remarcabil, spre deosebire de cea a Pământului , atmosfera uraniană nu are mezosferă . [37] [38]

Note

  1. ↑ Uranus  (engleză)  (link indisponibil) . NASA. Consultat la 11 septembrie 2013. Arhivat din original la 25 ianuarie 2013.
  2. ↑ URAN . Preluat la 10 mai 2013. Arhivat din original la 4 martie 2016.
  3. ↑ Dr. David R. Williams Fișă informativă Uranus  . Centrul de zbor spațial Goddard NASA. Preluat la 11 septembrie 2013. Arhivat din original la 11 august 2011.
  4. ↑ Lunine, 1993 , pp. 219-222.
  5. ↑ de Pater Romani et al., 1991 , Fig. 13, p. 231.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Fegley Gautier et al., 1991 , pp. 151–154.
  7. ↑ Lockyer, 1889 .
  8. ↑ Huggins, 1889 .
  9. ↑ 1 2 Adel, Slipher, 1934 .
  10. ↑ Kuiper, 1949 .
  11. ↑ Herzberg, 1952 .
  12. ↑ Pearl Conrath et al., 1990 , Tabelul I, pp. 12–13.
  13. ↑ Smith, 1984 , pp. 213-214.
  14. ↑ Stone, 1987 , Tabelul 3, p. 14.874.
  15. ↑ Fegley Gautier et al., 1991 , pp. 155–158, 168–169.
  16. ↑ Smith Soderblom și colab., 1986 , pp. 43–49.
  17. ↑ Sromovsky, Fry, 2005 , pp. 459–460.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Lunine, 1993 , pp. 222-230.
  19. ↑ 12 Tyler Sweetnam și colab., 1986 , pp. 80–81.
  20. ↑ Conrath Gautier et al., 1987 , Tabelul 1, p. 15.007.
  21. ↑ Lodders, 2003 , pp. 1.228-1.230.
  22. ↑ Conrath Gautier și colab., 1987 , pp. 15.008–15.009.
  23. ↑ Lunine, 1993 , pp. 235-240.
  24. ↑ Lindal Lyons et al., 1987 , pp. 14.987, 14.994-14.996.
  25. ↑ Atreya, Wong, 2005 , pp. 130–131.
  26. ↑ de Pater Romani et al., 1989 , pp. 310–311.
  27. ↑ Encrenaz, 2005 , pp. 107-110.
  28. ↑ Encrenaz, 2003 , Tabelul 2 la p. 96, pp. 98–100.
  29. ↑ Feuchtgruber Lellouch et al., 1999 .
  30. ↑ Burgdorf Orton și colab., 2006 , pp. 634-635.
  31. ↑ 1 2 Episcopul Atreya și colab., 1990 , p. 448.
  32. ↑ Summers, Strobel, 1989 , pp. 496–497.
  33. ↑ Encrenaz, 2003 , p. 93.
  34. ↑ 1 2 Burgdorf Orton și colab., 2006 , p. 636.
  35. ↑ Encrenaz, 2003 , p. 92.
  36. ↑ Encrenaz Lellouch et al., 2004 , p. L8.
  37. ↑ Lunine, 1993 , pp. 219–222.
  38. ↑ Herbert Sandel și colab., 1987 , Fig. 4, p. 15.097.

Literatură

 Uranus
Lunii lui Uranus Planeta Uranus
CaracteristiciInelele lui Uranus
Deschidere
Cercetare
Troienii lui Uranus2011 QF99
Alte