Атмосфера Урана состоит в основном из водорода и гелия . На глубине он значительно обогащен летучими веществами (получившими название «льды»), такими как вода , аммиак и метан . Обратное верно для верхних слоев атмосферы, которые из-за своей низкой температуры содержат очень мало газов тяжелее водорода и гелия. Атмосфера Урана — самая холодная из всех планет, ее температура достигает всего 49 К. [1]
Атмосферу Урана можно разделить на пять основных слоев: тропосферу с высотой [a] от −300 до 50 км и давлением от 100 до 0,1 бар; стратосфера , охватывающая высоты от 50 до 4000 км и давление от 0,1 до 10–10 бар ; и горячая термосфера (и экзосфера ), простирающаяся от высоты 4056 км до нескольких радиусов Урана от номинальной поверхности при давлении 1 бар. [2] В отличие от Земли , атмосфера Урана не имеет мезосферы .
В тропосфере есть четыре слоя облаков: облака 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, водные облака при давлении ниже 50 бар. Непосредственно наблюдались только два верхних слоя облаков, а более глубокие облака остаются спекулятивными. Над облаками лежит несколько тонких слоев фотохимической дымки. Отдельные яркие тропосферные облака на Уране редки, вероятно, из-за вялой конвекции в недрах планеты. Тем не менее, наблюдения за такими облаками были использованы для измерения зональных ветров планеты, которые чрезвычайно быстры и достигают скоростей до 240 м/с.
Об атмосфере Урана известно немного. На сегодняшний день только один космический корабль, «Вояджер-2» , пролетевший мимо планеты в 1986 году, получил ценные данные о составе. Орбитальный аппарат и зонд Урана планируется запустить в 2031 году и прибыть к Урану в 2044 году. Его основные научные цели включают детальное изучение атмосферы Урана.
Хотя внутри Урана нет четко выраженной твердой поверхности, самая внешняя часть газовой оболочки Урана (область, доступная для дистанционного зондирования ) называется его атмосферой . [2] Возможности дистанционного зондирования распространяются примерно на 300 км ниже уровня 1 бар, с соответствующим давлением около 100 бар и температурой 320 К. [3]
История наблюдений за атмосферой Урана долгая и полна ошибок и разочарований. Уран — относительно слабый объект, его видимый угловой диаметр меньше 5 дюймов. [4] 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. [4] Им также не удалось обнаружить никаких солнечных линий Фраунгофера — этот факт позже интерпретировался Норманом Локьером как указание на то, что Уран излучал собственный свет, а не отражал свет Солнца. [4] [5] Однако в 1889 году астрономы наблюдали солнечные линии Фраунгофера в фотографических ультрафиолетовых спектрах планеты, доказав раз и навсегда, что Уран светится отраженным светом. [6] Природа широких темных полос в видимом спектре оставалась неизвестной до четвертого десятилетия двадцатого века. [4]
Хотя в настоящее время Уран выглядит почти пустым, исторически было показано, что у него были случайные особенности, например, в марте и апреле 1884 года, когда астрономы Анри Жозеф Перротен , Норман Локьер и Шарль Трепье наблюдали яркое вытянутое пятно (предположительно шторм). облетая экватор планеты. [7]
Ключ к расшифровке спектра Урана был найден в 1930-х годах Рупертом Вильдтом и Весто Слайфером , [8] которые установили, что темные полосы при 543, 619, 925, 865 и 890 нм принадлежат газообразному метану . [4] Раньше они никогда не наблюдались, поскольку были очень слабыми и требовали большой длины пути для обнаружения. [8] Это означало, что атмосфера Урана была прозрачна на гораздо большую глубину по сравнению с атмосферой других планет-гигантов. [4] В 1950 году Джерард Койпер заметил в спектре Урана еще одну диффузную темную полосу на длине волны 827 нм, которую ему не удалось идентифицировать. [9] 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. [10] До 1986 года в атмосфере Урана были известны только два газа: метан и водород. [4] Спектроскопические наблюдения в дальнем инфракрасном диапазоне , начиная с 1967 года, постоянно показывали, что атмосфера Урана находилась в приблизительном тепловом балансе с приходящей солнечной радиацией (другими словами, она излучала столько же тепла, сколько получала от Солнца), и не имела внутреннего источника тепла. требовалось для объяснения наблюдаемых температур. [11] До посещения «Вояджера-2» в 1986 году на Уране не наблюдалось никаких дискретных особенностей. [12]
В январе 1986 г. космический корабль «Вояджер-2» пролетел мимо Урана на минимальное расстояние 107 100 км [13], предоставив первые изображения и спектры его атмосферы крупным планом. В целом они подтвердили, что атмосфера состоит в основном из водорода и гелия с примесью около 2% метана. [14] Атмосфера выглядела очень прозрачной и лишенной густой стратосферной и тропосферной дымки. Наблюдалось лишь ограниченное количество отдельных облаков. [15]
В 1990-х и 2000-х годах наблюдения с помощью космического телескопа «Хаббл» и наземных телескопов, оснащенных системами адаптивной оптики ( например , телескопа Кека и инфракрасного телескопа НАСА ), впервые позволили наблюдать с Земли дискретные элементы облаков. . [16] Их отслеживание позволило астрономам повторно измерить скорость ветра на Уране, известную ранее только по наблюдениям «Вояджера-2» , и изучить динамику атмосферы Урана. [17]
Состав атмосферы Урана отличается от состава атмосферы Урана в целом и состоит в основном из молекулярного водорода и гелия . [18] Молярная доля гелия, то есть количество атомов гелия на молекулу водорода/гелия, была определена на основе анализа наблюдений космического корабля "Вояджер-2" в дальнем инфракрасном диапазоне и радиозатмений . [19] В настоящее время принятое значение:0,152 ± 0,033 в верхней тропосфере, что соответствует массовой доле0,262 ± 0,048 . [18] [20] Эта величина очень близка к массовой доле протосолнечного гелия0,2741 ± 0,0120 , [21] что указывает на то, что гелий не осел к центру планеты, как это произошло в газовых гигантах. [22]
Третьим по распространенности компонентом атмосферы Урана является метан (CH 4 ) , [23] о наличии которого известно уже некоторое время в результате наземных спектроскопических наблюдений. [18] Метан обладает заметными полосами поглощения в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне , что придает Урану аквамариновый или голубой цвет. [24] Под слоем метанового облака при давлении 1,3 бар молекулы метана составляют около 2,3% [25] атмосферы по молярной доле; примерно в 10–30 раз больше, чем на Солнце. [18] [19] Коэффициент смешивания в верхних слоях атмосферы намного ниже из-за чрезвычайно низкой температуры в тропопаузе , что снижает уровень насыщения и вызывает вымерзание избыточного метана. [26] Метан, по-видимому, недонасыщен в верхней тропосфере над облаками, его парциальное давление там составляет лишь 30% от давления насыщенных паров . [25] Концентрация менее летучих соединений, таких как аммиак , вода и сероводород, в глубоких слоях атмосферы изучена плохо. [18] Однако, как и в случае с метаном, их содержание, вероятно, превышает солнечные значения, по крайней мере, в 20–30 раз, [27] и, возможно, в несколько сотен раз. [28]
Знания об изотопном составе атмосферы Урана очень ограничены. [29] На сегодняшний день единственным известным соотношением содержания изотопов является соотношение дейтерия и легкого водорода:5,5+3,5
−1,5× 10 −5 , измеренная Инфракрасной космической обсерваторией (ISO) в 1990-х годах. Похоже, что оно превышает протосолнечное значение(2,25 ± 0,35) × 10 −5 измерено на Юпитере. [30] Дейтерий встречается почти исключительно в молекулах дейтерида водорода , которые он образует с нормальными атомами водорода. [31]
Инфракрасная спектроскопия, включая измерения с помощью космического телескопа Спитцер (SST) [32] и наблюдения УФ-затмения, [ 33] обнаружила следовые количества сложных углеводородов в стратосфере Урана, которые, как полагают, образуются из метана в результате фотолиза , вызванного солнечным УФ-излучением. радиация. [34] К ним относятся этан (C 2 H 6 ) , ацетилен (C 2 H 2 ) , [33] [35] метилацетилен (CH 3 C 2 H) , диацетилен (C 2 HC 2 H) . [36] Инфракрасная спектроскопия также обнаружила следы водяного пара, [37] угарного газа [38] и двуокиси углерода в стратосфере, которые, вероятно, происходят из внешнего источника, такого как падающая пыль и кометы . [36]
Атмосферу Урана можно разделить на три основных слоя: тропосферу с высотой от -300 [а] до 50 км и давлением от 100 до 0,1 бар; стратосфера , охватывающая высоты от 50 до 4000 км и давление от 0,1 до 10–10 бар ; и термосфера / экзосфера , простирающаяся от 4000 км до высоты нескольких радиусов Урана от поверхности. Мезосферы нет . [2] [39]
Тропосфера — самая нижняя и плотная часть атмосферы, для которой характерно понижение температуры с высотой. [2] Температура падает примерно с 320 К у основания тропосферы на высоте -300 км до примерно 53 К на высоте 50 км. [3] [19] Температура на холодной верхней границе тропосферы (тропопаузе) фактически колеблется в диапазоне от 49 до 57 К в зависимости от широты планеты, причем самая низкая температура достигается около 25° южной широты . [40] [41] Тропосфера удерживает почти всю массу атмосферы, а область тропопаузы также отвечает за подавляющее большинство тепловых излучений планеты в дальнем инфракрасном диапазоне , тем самым определяя ее эффективную температуру59,1 ± 0,3 К. [41] [42]
Считается, что тропосфера обладает очень сложной облачной структурой; Предполагается, что водяные облака находятся в диапазоне давлений 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 метановые облака - от 1 до 2 бар . [3] [24] [27] Хотя «Вояджер-2» напрямую обнаружил метановые облака, [25] все остальные слои облаков остаются спекулятивными. Существование сероводородного облачного слоя возможно только в том случае, если соотношение содержания серы и азота (отношение S/N) значительно превышает его солнечное значение, равное 0,16. [24] В противном случае весь сероводород вступал бы в реакцию с аммиаком, образуя гидросульфид аммония, и вместо него в диапазоне давлений 3–10 бар появлялись бы облака аммиака. [28] Повышенное соотношение S/N предполагает истощение аммиака в диапазоне давлений 20–40 бар, где формируются облака гидросульфида аммония. Они могут возникнуть в результате растворения аммиака в каплях воды в водяных облаках или в глубоком ионном океане воды и аммиака. [27] [28]
Точное расположение двух верхних слоев облаков является несколько спорным. Метановые облака были непосредственно обнаружены «Вояджером-2» при давлении 1,2–1,3 бар по радиозатмению. [25] Позже этот результат был подтвержден анализом изображений конечностей, полученных с космического корабля «Вояджер-2» . [24] На основании спектроскопических данных в видимом и ближнем инфра-диапазонах спектра (0,5–1 мкм) верхняя часть более глубоких аммиачно-сероводородных облаков была определена при давлении 3 бара. [43] Однако недавний анализ спектроскопических данных в диапазоне длин волн 1–2,3 мкм показал, что верхние слои метановых облаков имеют давление 2 бар, а верхние нижние облака — 6 бар. [44] Это противоречие может быть разрешено, когда появятся новые данные по поглощению метана в атмосфере Урана. [b] Оптическая толщина двух верхних слоев облаков меняется в зависимости от широты: оба становятся тоньше на полюсах по сравнению с экватором, хотя в 2007 году оптическая толщина слоя метановых облаков имела локальный максимум на 45 ° ю.ш., где южный полюс находится воротник (см. ниже). [47]
Тропосфера очень динамична: в ней наблюдаются сильные зональные ветры, яркие метановые облака, [48] темные пятна [49] и заметные сезонные изменения. (см. ниже) [50]
Стратосфера — это средний слой атмосферы Урана, в котором температура обычно увеличивается с высотой от 53 К в тропопаузе до 800–850 К в нижней термосфере . [51] Нагрев стратосферы вызван теплопроводностью вниз из горячей термосферы [52] [53], а также поглощением солнечного УФ- и ИК- излучения метаном и сложными углеводородами, образующимися в результате фотолиза метана . [34] [52] Метан попадает в стратосферу через холодную тропопаузу, где соотношение его смеси по отношению к молекулярному водороду составляет около 3 × 10 –5 , что в три раза ниже насыщения. [26] Далее оно снижается примерно до 10–7 на высоте, соответствующей давлению 0,1 мбар. [54]
Углеводороды тяжелее метана присутствуют в относительно узком слое на высоте от 160 до 320 км, что соответствует диапазону давлений от 10 до 0,1 мбар и температуре от 100 до 130 К. [26] [36] Наиболее распространенные стратосферные углеводороды после метана. являются ацетилен и этан с соотношением смешивания около 10 -7 . [54] Более тяжелые углеводороды, такие как метилацетилен и диацетилен, имеют соотношение смешивания примерно 10–10 , что на три порядка ниже. [36] Температура и соотношение смеси углеводородов в стратосфере меняются в зависимости от времени и широты. [55] [c] За охлаждение стратосферы ответственны сложные углеводороды, особенно ацетилен, имеющий сильную эмиссионную линию на длине волны 13,7 мкм. [52]
Помимо углеводородов, в стратосфере содержится окись углерода, а также следы водяного пара и углекислого газа. Соотношение смешивания монооксида углерода — 3 × 10–8 — очень похоже на соотношение смеси углеводородов [38] , тогда как соотношения смешивания углекислого газа и воды составляют около 10–11 и 8 × 10–9 соответственно. [36] [58] Эти три соединения распределены относительно однородно в стратосфере и не ограничиваются узким слоем, как углеводороды. [36] [38]
Этан, ацетилен и диацетилен конденсируются в более холодной нижней части стратосферы [34], образуя слои дымки с оптической толщиной около 0,01 в видимом свете. [59] Конденсация происходит при давлении примерно 14, 2,5 и 0,1 мбар для этана, ацетилена и диацетилена соответственно. [60] [d] Концентрация углеводородов в стратосфере Урана значительно ниже, чем в стратосферах других планет-гигантов — верхняя атмосфера Урана над слоями дымки очень чистая и прозрачная. [55] Это истощение вызвано слабым вертикальным перемешиванием и делает стратосферу Урана менее непрозрачной и, как следствие, более холодной, чем стратосфера других планет-гигантов. [55] [61] Туманы, как и их исходные углеводороды, распределены по Урану неравномерно; во время солнцестояния 1986 года, когда «Вояджер-2» проходил мимо планеты, они концентрировались возле освещенного Солнцем полюса, делая ее темной в ультрафиолетовом свете. [62]
Самый внешний слой атмосферы Урана, простирающийся на тысячи километров, представляет собой термосферу /экзосферу, которая имеет однородную температуру от 800 до 850 К. [52] [63] Это намного выше, чем, например, 420 К. наблюдался в термосфере Сатурна. [64] Источники тепла, необходимые для поддержания таких высоких температур, не изучены, поскольку ни солнечное FUV / EUV- излучение, ни авроральная активность не могут обеспечить необходимую энергию. [51] [63] Этому явлению может способствовать низкая эффективность охлаждения из-за истощения запасов углеводородов в стратосфере. [55] Помимо молекулярного водорода , термосфера содержит большую долю свободных атомов водорода , [51] в то время как гелий, как полагают, здесь отсутствует, поскольку он диффузионно разделяется на более низких высотах. [65]
Термосфера и верхняя часть стратосферы содержат большую концентрацию ионов и электронов , образующих ионосферу Урана. [66] Радиозатменные наблюдения космического корабля «Вояджер-2» показали, что ионосфера лежит на высоте от 1000 до 10 000 км и может включать несколько узких и плотных слоев на высоте от 1000 до 3500 км. [66] [67] Плотность электронов в ионосфере Урана составляет в среднем 10 4 см -3 , [68] достигая 10 5 см -3 в узких слоях стратосферы. [67] Ионосфера в основном поддерживается солнечным УФ- излучением, а ее плотность зависит от солнечной активности . [68] [69] Авроральная активность на Уране не такая мощная , как на Юпитере и Сатурне, и мало способствует ионизации. [e] [70] Высокая плотность электронов может быть частично вызвана низкой концентрацией углеводородов в стратосфере. [55]
Одним из источников информации об ионосфере и термосфере являются наземные измерения интенсивного среднего инфракрасного (3–4 мкм) излучения триводородного катиона ( H 3 + ). [68] [71] Суммарная излучаемая мощность составляет 1–2 × 10 11 Вт, что на порядок превышает мощность ближнего инфракрасного излучения водородных квадруполей . [f] [72] Катион триводорода действует как один из основных охладителей ионосферы. [73]
Верхняя атмосфера Урана является источником дальнего ультрафиолетового (90–140 нм) излучения , известного как дневное или электросвечение , которое, как и ИК-излучение H 3+ , исходит исключительно от освещенной солнцем части планеты. Это явление, которое происходит в термосферах всех планет-гигантов и какое-то время оставалось загадочным после его открытия, интерпретируется как УФ- флуоресценция атомарного и молекулярного водорода, возбуждаемая солнечным излучением или фотоэлектронами . [74]
Верхняя часть термосферы, где длина свободного пробега молекул превышает масштабную высоту [г] , называется экзосферой . [75] Нижняя граница экзосферы Урана, экзобаза, расположена на высоте около 6500 км, или 1/4 радиуса планеты, над поверхностью. [75] Экзосфера необычайно обширна и простирается на несколько радиусов Урана от планеты. [76] [77] Он состоит в основном из атомов водорода и часто называется водородной короной Урана. [78] Высокая температура и относительно высокое давление у основания термосферы частично объясняют, почему экзосфера Урана настолько обширна. [h] [77] Численная плотность атомарного водорода в короне медленно падает с расстоянием от планеты, оставаясь на уровне нескольких сотен атомов на см 3 в нескольких радиусах от Урана. [80] Эффекты этой раздутой экзосферы включают сопротивление мелким частицам, вращающимся вокруг Урана, вызывая общее истощение пыли в кольцах Урана. Падающая пыль, в свою очередь, загрязняет верхние слои атмосферы планеты. [78]
Уран имеет относительно невзрачный вид, ему не хватает широких красочных полос и больших облаков, характерных для Юпитера и Сатурна. [16] [62] Дискретные особенности наблюдались в атмосфере Урана только один раз до 1986 года. [12] [7] Наиболее заметными особенностями на Уране, наблюдаемыми «Вояджером-2», были темная область низких широт между -40 ° и -20 ° и яркая область. южная полярная шапка. [62] Северная граница шапки располагалась примерно на -45° широты. Самая яркая зональная полоса располагалась у края шапки от -50° до -45° и называлась тогда полярным воротником. [81] Южная полярная шапка, существовавшая во время солнцестояния в 1986 году, исчезла в 1990-х годах. [82] После равноденствия в 2007 году южный полярный воротник также начал исчезать, а северный полярный воротник, расположенный на широте от 45° до 50° (впервые появился в 2007 году), с тех пор стал более заметным. [83]
Атмосфера Урана спокойная по сравнению с атмосферой других планет-гигантов . С 1986 года наблюдалось лишь ограниченное количество небольших ярких облаков в средних широтах обоих полушарий [16] и одно Темное пятно Урана. [49] Одно из этих ярких облачных образований, расположенное на -34° широты и называемое Бергом , вероятно, существовало непрерывно, по крайней мере, с 1986 года. [84] Тем не менее, в атмосфере Урана имеются довольно сильные зональные ветры, дующие в ретроградном (против вращения) направлении вблизи экватора, но переходящие в прямое направление к полюсу ±20° широты. [85] Скорость ветра составляет от −50 до −100 м/с на экваторе, увеличиваясь до 240 м/с вблизи 50° широты. [82] Профиль ветра, измеренный перед равноденствием 2007 года, был слегка асимметричным, причем ветры были сильнее в южном полушарии, хотя это оказалось сезонным эффектом, поскольку до 2007 года это полушарие постоянно освещалось Солнцем. [82] После 2007 года ветры в северном полушарии ускорились, а в южном замедлились.
Уран демонстрирует значительные сезонные колебания на протяжении своей 84-летней орбиты. Обычно он ярче в дни солнцестояний и тусклее в дни равноденствий. [50] Изменения в значительной степени вызваны изменениями в геометрии наблюдения: яркая полярная область появляется вблизи солнцестояний, а темный экватор виден вблизи равноденствий. [86] Тем не менее существуют некоторые внутренние вариации отражательной способности атмосферы: периодические исчезновения и прояснения полярных шапок, а также появление и исчезновение полярных воротников. [86]
СМИ, связанные с Ураном (атмосферой) на Викискладе?