Atmosfera Urana | |
Uran, pobrany przez sondę Voyager 2 . | |
Ogólne informacje | |
---|---|
Grubość | od -300 km do 4000 km |
Ciśnienie atmosferyczne | 1,20 × 10 5 Pa |
Skład wolumetryczny | |
Diwodór | 83% |
Hel | 15% |
Metan | 1,99% |
Amoniak | 0,01% |
Etan | 0,00025% |
Acetylen | 0,00001% |
Tlenek węgla | Ślady |
Siarkowodór | Co najmniej 0,001% |
Atmosferze Urana , podobnie jak Neptune , różni się od pozostałych dwóch gazowych gigantów Jupiter i Saturna. Chociaż składa się głównie z wodoru i helu , ma większy udział lotnych gazów, takich jak woda , amoniak i metan . W przeciwieństwie do Jowisza i Saturna, Uran nie ma metalicznego płaszcza ani powłoki wodorowej pod górną warstwą atmosfery. Zamiast tego istniałby region składający się z oceanu złożonego z amoniaku , wody i metanu , którego przejście jest stopniowe bez wyraźnych ograniczeń, a atmosfera jest zdominowana przez wodór i hel. Z powodu tych różnic, niektórzy astronomowie grupują Urana i Neptuna w swoją własną kategorię, zamrożone olbrzymy , aby odróżnić je od Jowisza i Saturna.
Chociaż na Uranie nie ma jasno określonej powierzchni, za jego atmosferę uważa się najbardziej zewnętrzną część otoczki gazowej Urana . Efekty atmosferyczne odczuwane do około 300 km poniżej poziomu 1 bara, przy czym ciśnienie wynosi 100 bar , a temperatura 320 K . Cienkie koronowego atmosfery rozciąga się dwukrotności promienia Ziemi do powierzchni nominalnej znajduje się na poziomie, w którym ciśnienie wynosi 1 bar. Atmosferę Urana można podzielić na trzy warstwy: troposferę o wysokości od -300 do 50 km i ciśnieniu od 100 do 0,1 bara; stratosferze , na wysokości 50 kilometr do 4000 km i pod ciśnieniem w zakresie od 0,1 do 10 -10 bar; oraz termosfera / korona rozpoczynająca się na wysokości około 4000 km i sięgająca do prawie 50 000 km od powierzchni. Nie ma mezosfery .
Troposfery jest najniższa i najgęstsza część atmosfery i charakteryzuje się spadkiem temperatury wraz z wysokością. Temperatura spada z 320 K u podstawy troposfery na -300 km do prawie 53 K na 50 km . Temperatury w górnym rejonie troposfery ( tropopauzy ) wahają się od 49 do 57 K w zależności od szerokości geograficznej, a najniższe osiągane są na 25 ° szerokości geograficznej południowej. Troposferą posiada prawie cała masa atmosferze tropopauzy jest przyczyną większości emisji POdczeRWieni , wyznaczając w ten sposób jej skuteczną temperaturę 59,1 ± 0,3 K .
Troposfera miałaby złożoną strukturę chmur; z chmury wodne mają występować w obszarze, w którym ciśnienie wynosi od 50 do 100 bar , kłęby wodorosiarczku amonu istnieć pomiędzy 20 a 40 bar , chmury amoniaku i siarkowodoru, znajdzie się pomiędzy 3 i 10 barów i ostatecznie metan chmury istniałaby przy ciśnieniach w zakresie od 1 do 2 barów . Chociaż Voyager 2 bezpośrednio zaobserwował istnienie chmur metanu, wszystkie inne warstwy chmur są spekulacyjne. Troposfera jest najbardziej dynamicznym regionem atmosfery, z silnymi wiatrami, konwekcjami, chmurami i zmianami sezonowymi.
Środkową warstwą atmosfery Urana jest stratosfera , w której temperatura wzrasta wraz z wysokością od 53 K w tropopauzy do około 800-850 K u podstawy termosfery . Ocieplenie stratosfery spowodowane jest absorpcją słonecznego promieniowania UV i IR przez metan i inne węglowodory , które tworzą się w tej części atmosfery w wyniku fotolizy metanu. Ocieplenie z termosfery również musi być znaczące. Węglowodory zajmują cienką warstwę na wysokości od 100 do 280 km, czyli przy ciśnieniu od 10 do 0,1 mbara i temperaturze od 75 do 170 K. Najważniejszymi węglowodorami są acetylen i etan .
Etan i acetylen mają tendencję do kondensacji w niższej (i chłodniejszej) części stratosfery, w tropopauzie, tworząc mglistą warstwę , która może być częściowo odpowiedzialna za „miękki” wygląd atmosfery Urana. Stężenie węglowodorów w stratosferze jest niższe niż w stratosferach innych gazowych gigantów . Dzięki temu jest mniej nieprzezroczysty (powyżej mglistej warstwy), a zatem chłodniejszy niż inne gazowe olbrzymy.
Zewnętrzną częścią atmosfery Urana jest termosfera / korona, która ma jednolitą temperaturę od 800 do 850 K. Dlatego temperatura jest tam wyższa niż w termosferze Saturna (420 K). Nie są znane źródła ciepła niezbędne do utrzymania tak wysokiej temperatury, ponieważ ani słoneczne promieniowanie FUV / EUV, ani aktywność zorze polarnej nie zapewniają niezbędnej energii. Wydaje się, że w tym regionie nie ma helu. Oprócz wodoru termosfera koronowa zawiera dużą część atomów wodoru . Ich niewielka masa i wysoka temperatura pomagają wyjaśnić, dlaczego korona rozciąga się do 50 000 km nad planetą. Ta korona jest wyjątkową cechą Urana. Jego skutki obejmują przeciąganie małych cząstek krążących wokół Urana, powodując ogólną redukcję pyłu w pierścieniach Urana. Termosfera Urana wytwarza intensywne kwadrupolowe emisje wodoru w bliskiej podczerwieni .
Jonosfery Urana jest rozprowadzana w górnej części w stratosferze i termosferze. Głównymi źródłami informacji o tworzących ją jonach są pomiary wykonane przez Voyager 2 oraz emisje w podczerwieni jonów H 3 + wykrywane przez naziemne teleskopy. Obserwacje pokazują, że jonosfera znajduje się między 2000 a 10000 km nad poziomem morza. Jonosfera Urana jest gęstsza niż jonosfera Saturna i Neptuna, co może wynikać z niskiego stężenia węglowodorów w stratosferze. Jonosfera jest wspierana głównie przez słoneczne promieniowanie UV, a jej gęstość zależy od aktywności słonecznej . Te światła polarne nie są znaczące jak na Jowisza i Saturna. Górna jonosfera (znajdująca się w termosferze) emituje promieniowanie UV , które podobnie jak promieniowanie podczerwone H 3 + emitowane jest wyłącznie z oświetlonej powierzchni planety.
Skład atmosfery różni się od składu Urana rozpatrywanego jako całość. Składa się głównie z wodoru i helu . Hel ułamek molowy , to liczba atomów na wodoru / hel cząsteczki , określono z analizy w podczerwieni i obserwacji przeprowadzonych obserwacji prowadzonych przez Voyager 2 . Obecnie przyjęte wartość 0,15 ± 0,03 w górnej troposferze, co odpowiada frakcji wagowej od 0,26 ± 0,05 . Jest to wartość zbliżona do wartości ułamka masowego helu protosolarnego, który wynosi 0,275 ± 0,01 , co wskazuje, że hel nie osiadł w centrum planety, jak w innych gazowych olbrzymach. Obfitość deuteru względem wodoru i mierzono w 1990 przez ISO (ISO) i wydaje się być bardziej istotna od protosolar wartości od 2,25 ± 0,35 -5 ustaloną na Jupiter. Ten deuter występuje wyłącznie w postaci cząsteczek deuterku wodoru .
Czwartym najliczniejszym składnikiem atmosfery jest metan (CH 4 ) , którego obecność zauważono dzięki obserwacjom spektroskopowym z Ziemi. Metan tworzy absorbujące pasma w zakresie widzialnym i podczerwonym, nadając Uranowi ten cyjan lub akwamaryn . Cząsteczki metanu stanowią 2,3% atmosfery w procentach molowych poniżej warstwy chmur złożonych z metanu (pod ciśnieniem około 1,3 bara ); lub prawie 20 do 30 razy więcej niż Słońce. Niewiele wiadomo o obfitości związków, takich jak amoniak czy woda ; poziom siarkowodoru został po raz pierwszy oszacowany w 2018 roku i wynosi co najmniej 10-5 . Jednak są one prawdopodobnie ważniejsze niż wartość słoneczna.
Spektroskopia w podczerwieni, w tym pomiary wykonane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera (SST) oraz obserwacje przez zakrycie UV , pozwoliły znaleźć ślady węglowodorów w stratosferze Urana, które są prawdopodobnie wytwarzane przez fotolizę indukowanego metanu przez słoneczne promieniowanie UV. . Wśród tych węglowodorów były etan (C 2 H 6 ) , acetylen (C 2 H 2 ) , metyloacetylen (CH 3 C 2 H) i diacetylen (C 2 HC 2 H) . Spektroskopia w podczerwieni wykryła również ślady pary wodnej, tlenku węgla i dwutlenku węgla w stratosferze, które mogą pochodzić jedynie ze źródeł zewnętrznych, takich jak pył i komety .
Na klimat Urana silnie wpływa brak wewnętrznego ciepła, które ogranicza aktywność atmosferyczną, oraz ekstremalne nachylenie osiowe, które wywołuje ekstremalne wahania sezonowe. Atmosfera Urana jest niezwykle spokojna w porównaniu z atmosferą innych gazowych gigantów, nawet w porównaniu z atmosferą Neptuna, który jednak wygląda bardzo podobnie do niego. Kiedy Voyager 2 minął w pobliżu Urana w 1986 roku, zaobserwował tylko dziesięć formacji chmur wokół planety.
Jednym z wyjaśnień tego braku formowania się chmur jest to, że wewnętrzne ciepło Urana znajduje się głębiej niż na innych planetach olbrzymach; z astronomicznego punktu widzenia ma mały strumień ciepła . Powody, dla których wewnętrzna temperatura Urana jest tak niska, nie są zrozumiałe. Neptun , który jest prawie bliźniakiem Urana pod względem wielkości i składu, emituje w kosmos 2,61 razy więcej energii niż otrzymuje od Słońca. W przeciwieństwie do tego Uran prawie nie emituje ciepła. Całkowita moc promieniowania podczerwonego ( ciepła ) emitowanego przez Urana jest 1,06 ± 0,08 razy większa niż energia słoneczna pochłaniana przez atmosferę. W rzeczywistości strumień ciepła Urana wynosi tylko 0,042 ± 0,047 W / m², czyli mniej niż wewnętrzny strumień ciepła Ziemi, który wynosi około 0,075 W / m². Najniższa temperatura odnotowana w tropopauzy Urana wynosi 49 K (−224 ° C), co sprawia, że Uran jest najzimniejszą planetą w Układzie Słonecznym, bardziej niż Neptun .
Hipotezy wyjaśniające różnicę Urana pokazują, że Uran został prawdopodobnie obalony przez supermasywne uderzenie, które zmieniło jego oś i które go przechyliło, zdarzenie to spowodowało również utratę pierwotnego ciepła, pozostawiając jądro w niskiej temperaturze. Inna hipoteza głosi, że w górnych warstwach Urana istnieje pewna forma bariery, która zapobiega przedostawaniu się ciepła z serca na powierzchnię.
W 1986 roku Voyager 2 zauważył, że półkula Urana może być podzielona na dwa regiony: jasną czapę polarną i ciemne pasma równikowe. Ich granica znajduje się na około -45 stopniach szerokości geograficznej . Wąskie pasmo rozciągające się między -45 a -50 stopni to najjaśniejsza widoczna cecha na planecie. Nazywa się to kołnierzem polarowym. Czapkę i przełęcz uważa się za gęsty obszar złożony z chmur metanu znajdujących się pod ciśnieniem w zakresie od 1,3 do 2 barów . Niestety Voyager 2 przybył w szczycie lata na półkuli południowej i dlatego nie był w stanie obserwować półkuli północnej. Jednak na początku XXI th century , kiedy północna obszar polarny stał się widoczny, teleskopy Hubble'a i Keck nie zaobserwowano żadnych kołnierz lub nasadkę polarne na półkuli północnej. Dlatego Uran wydaje się asymetryczny: jasny w pobliżu bieguna południowego oraz ciemny i jednolity w regionach na północ od południowej przełęczy. Struktura równoleżnikowa Urana różni się od struktury Jowisza i Saturna , które mają wiele wąskich i kolorowych pasm.
Oprócz pasm, Voyager 2 zaobserwował dziesięć małych, jasnych chmur leżących kilka stopni na północ od przełęczy. We wszystkich innych aspektach Uran wydawał się dynamicznie „martwy” w 1986 roku. Jednak w latach 90. ilość jasnych chmur wzrosła. Większość z nich znajdowała się na półkuli północnej, kiedy stały się widoczne. Powszechnym wyjaśnieniem tego jest to, że jasne chmury są łatwiejsze do zidentyfikowania w ciemnej części planety, podczas gdy na południu jasne przejście uniemożliwia ich oglądanie. Istnieją jednak różnice między chmurami na każdej półkuli. Chmury na półkuli północnej są małe, cienkie i jasne. Wydają się być na dużej wysokości . Żywotność tych chmur jest bardzo różna. Niektóre małe chmury żyją tylko przez kilka godzin, podczas gdy co najmniej jedna z chmur południowej półkuli, przez którą przeszedł Voyager, istnieje do dziś. Ostatnie obserwacje pokazały również, że chmury nad Uranem są podobne do tych, które istnieją na Neptunie, chociaż te na Uranie są cichsze.
Ruch wielu chmur zdeterminował wiatry strefowe wiejące w górnej troposferze Urana. Na równiku wiatry są wsteczne, co oznacza, że wieją w kierunku przeciwnym do obrotu planety. Ich prędkość waha się od -100 do -50 m / s. Prędkość wiatru rośnie w miarę oddalania się od równika, osiągając zero w pobliżu ± 20 ° szerokości geograficznej, gdzie temperatura troposfery jest minimalna. W pobliżu biegunów wiatry poruszają się postępowo (zgodnie z kierunkiem obrotu planety). Prędkość wiatru nadal rośnie do maksimum na ± 60 ° szerokości geograficznej, po czym spada do zera na biegunach. Prędkość wiatru na szerokości -40 ° wynosi od 150 do 200 m / s. Ponieważ przełęcz uniemożliwia obserwację chmur poniżej tego równoleżnika, nie można zmierzyć prędkości wiatru między -40 ° szerokości geograficznej a biegunem południowym. Natomiast na półkuli północnej prędkości dochodzące do 240 m / s obserwuje się w okolicach +50 stopni szerokości geograficznej. Prędkości te czasami prowadzą do błędnych twierdzeń, że na półkuli północnej wiatry są szybsze. W rzeczywistości, w zależności od szerokości geograficznej, wiatry są nieco wolniejsze na północ od Urana, zwłaszcza w zakresie od ± 20 do ± 40 stopni.
Jesienią 2004 r. Przez krótki czas w atmosferze Urana pojawiło się kilka dużych chmur, nadając jej wygląd podobny do Neptuna . Obserwacje odnotowały rekordowe wiatry o prędkości 824 km / hi utrzymującą się burzę przypominającą "fajerwerki 4 lipca" (nawiązujące do fajerwerków w Święto Niepodległości ). W dniu 23 sierpnia 2006 roku , naukowcy z Instytutu Nauk Kosmicznej (Boulder (Kolorado)) i University of Wisconsin zaobserwować ciemne miejsce na Urana. Przyczyny tej nagłej aktywności nie są znane, ale wydaje się, że nachylenie osi powoduje ekstremalne sezonowe wahania pogody.
Określenie charakteru tych wahań sezonowych jest trudne ze względu na brak wiarygodnych danych na temat Urana, ponieważ zapisy atmosferyczne pochodzą z mniej niż 84 lat temu, czyli z roku na Uranie. Jednak dokonano wielu odkryć. Fotometria przez pół roku Uranian (od 1950) wykazali, sezonowe wahania jasności w dwóch zakresach widmowych, z maksimum przy przesilenia i minimum w wiosennej .
Uran to spłaszczona kula ziemska , co powoduje, że jej widoczna część powiększa się i wydaje się większa, gdy patrzy się z biegunów . To częściowo wyjaśnia jego wspaniały wygląd podczas przesilenia. Wiadomo, że Uran ma silne południowe różnice w swoim albedo . Na przykład region bieguna południowego Urana jest jaśniejszy niż pasma równikowe . Ponadto oba bieguny wykazują silną jasność w krótkich długościach fal widma. Zmiany wydają się więc układać w następujący sposób: bieguny, które są jasne, są widoczne podczas przesilenia, podczas gdy ciemny równik jest widoczny głównie podczas równonocy.
Istnieją jednak powody, by sądzić, że na Uranie zachodzą sezonowe zmiany. Chociaż wiadomo, że planeta ma jasny region biegunów południowych, biegun północny jest dość słaby, co jest niezgodne z opisanym powyżej wzorem zmian sezonowych. Podczas poprzedniego przesilenia na półkuli północnej w 1944 roku Uran wykazywał dużą jasność, co sugeruje, że biegun północny nie zawsze był tak słabo świecący. Oznacza to, że widoczny biegun świeci przed przesileniem i ciemnieje po równonocy . Szczegółowe analizy danych z widmowego pasma widzialnego i małej długości fali ujawniły, że okresowe zmiany jasności nie są w pełni równoczesne z przesileniami. W końcu w latach 90., gdy Uran przeszedł swoje przesilenie , teleskop Hubble'a i inne teleskopy naziemne ujawniły, że czapka polarna południowa wyraźnie ciemniała (z wyjątkiem kołnierza południowego, który pozostaje jasny), podczas gdy półkula północna widzi jej zwiększoną aktywność, zwłaszcza przez formację. chmur i silniejszych wiatrów, co sugeruje, że północna czapa polarna wkrótce powinna się zaświecić. W szczególności kołnierz polarny obecny na półkuli południowej (przy -45 °) powinien widzieć swój odpowiednik na półkuli północnej.
Mechanizm tych zmian nie jest znany. Podczas przesilenia letniego i zimowego półkule Urana są naprzemiennie skierowane w stronę promieni słonecznych lub w przestrzeń kosmiczną. Jasność oświetlonej półkuli wynika prawdopodobnie z lokalnego zgrubienia warstw chmur metanu znajdujących się w troposferze . Świetliste przejście na -45 ° szerokości geograficznej jest związane z chmurami metanu.
Widoczna wielkość Urana w obu pasmach widmowych (u góry) i temperaturach (u dołu).
Uran w 2005 roku. Pierścienie, kołnierz południowy i jasna chmura na półkuli północnej są widoczne.
Zdjęcie wykonane przez Teleskop Hubble'a Urana przedstawiające chmury na półkuli północnej.