Atmosfære af Uranus

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 4. juni 2022; checks kræver 3 redigeringer .

Atmosfæren på Uranus , ligesom atmosfæren i Jupiter og Saturn , består hovedsageligt af brint og helium [1] . På store dybder indeholder den betydelige mængder vand , ammoniak og metan , som er kendetegnende for atmosfærerne i Uranus og Neptun . Det modsatte er tilfældet i den øvre atmosfære, som indeholder meget få stoffer, der er tungere end brint og helium. Atmosfæren på Uranus er den koldeste af alle planetariske atmosfærer i solsystemet , med en minimumstemperatur på 49 K.

Atmosfæren på Uranus er opdelt i tre hovedlag:

Det er bemærkelsesværdigt, at i modsætning til Jordens , har Uranus-atmosfæren ikke en mesosfære .

Skyer

Der er fire skylag i troposfæren:

Kun de to øverste skylag er tilgængelige for direkte observation, mens eksistensen af ​​de underliggende lag kun forudsiges teoretisk. Lyse troposfæriske skyer observeres sjældent på Uranus, hvilket sandsynligvis skyldes den lave konvektionsaktivitet i planetens dybe områder. Observationer af sådanne skyer er dog blevet brugt til at måle hastigheden af ​​zonevinde på planeten, som når op til 250 m/s [3] .

Der er i øjeblikket mindre information om atmosfæren på Uranus end om atmosfæren i Saturn og Jupiter. I maj 2013 har kun ét rumfartøj, Voyager 2 , studeret Uranus på tæt hold. Ingen andre missioner til Uranus er i øjeblikket planlagt.

Observation og undersøgelse

Selvom Uranus ikke har en fast overflade i sig selv , kaldes den del af dens gasformige skal, der er fjernest fra centrum og tilgængelig for observation i optiske teleskoper , atmosfæren . [4] Lag af gashylsteret er tilgængelige for fjernstudie op til en dybde på 300 km under niveauet svarende til et tryk på 1 bar. Temperaturen i denne dybde er 320 K og trykket er omkring 100 bar. [5]

Historien om at observere Uranus atmosfære er fuld af fejl og skuffelser. Uranus er en relativt svag genstand, og dens tilsyneladende vinkeldiameter overstiger aldrig 4″. De første spektre af Uranus atmosfære blev taget med et spektroskop i 1869 og 1871 af Angelo Secchi og William Huggins , som fandt en række brede mørke bånd, som de ikke var i stand til at identificere . [6] De kunne heller ikke detektere nogen spektrallinjer svarende til sollys  , en kendsgerning, der senere fejlagtigt blev fortolket af Norman Locker som bevis på, at Uranus udsender sit eget lys i stedet for at reflektere sollys. [6] [7] I 1889 blev denne misforståelse tilbagevist. [8] Karakteren af ​​de brede mørke bånd i dens synlige del af spektret forblev ukendt indtil 1940'erne. [6]

Nøglen til at tyde de mørke bånd i Uranus spektrum blev opdaget i 1930'erne af Rupert Wildt og Westo Slifer [9] , som fandt ud af, at de mørke bånd ved 543, 619, 925, 865 og 890 nm tilhørte metangas . [6] [9] Det betød, at Uranus-atmosfæren var gennemsigtig til en større dybde sammenlignet med andre gigantiske planeters gasskaller. [6] I 1950 bemærkede Gerard Kuiper et andet diffust mørkt bånd i uranspektret ved 827 nm, som han ikke kunne identificere. [10] I 1952 viste Gerhard Herzberg , fremtidig nobelprisvinder , at denne linje var forårsaget af svage absorptioner af molekylært brint , som dermed blev den anden forbindelse fundet på Uranus. [11] Indtil 1986 var metan og brint de eneste stoffer, der blev fundet i Uranus atmosfære [6] . Spektroskopiske observationer udført siden 1967 har gjort det muligt at udarbejde en omtrentlig varmebalance i atmosfæren. Det viste sig, at interne varmekilder praktisk talt ikke har nogen indflydelse på atmosfærens temperatur, og dens opvarmning udføres kun på grund af solstråling. [12] Ingen intern opvarmning af atmosfæren blev opdaget af Voyager 2 , som besøgte Uranus i 1986. [13]

I januar 1986 fløj rumsonden Voyager 2 fra Uranus i en minimumsafstand på 107.100 km [14] og fik for første gang billeder af planetens atmosfæres spektrum fra tæt afstand. Disse målinger bekræftede, at atmosfæren hovedsageligt bestod af brint (72%) og helium (26%), og derudover indeholdt omkring 2% metan. [15] Atmosfæren på den oplyste side af planeten på tidspunktet for dens undersøgelse af Voyager 2 var ekstremt rolig og afslørede ikke store atmosfæriske formationer. Det var ikke muligt at studere atmosfærens tilstand på den anden side af Uranus på grund af den herskende polarnat der på tidspunktet for apparatets flugt . [16]

I 1990'erne og 2000'erne blev diskrete detaljer om skydækket observeret for første gang ved hjælp af Hubble-rumteleskopet og jordbaserede teleskoper udstyret med adaptiv optik [17] , hvilket gjorde det muligt for astronomer at genmåle vindhastigheder på Uranus, der tidligere kun var kendt fra Voyager-observationer 2 og udforsk dynamikken i planetens atmosfære.

Sammensætning

Sammensætningen af ​​atmosfæren i Uranus adskiller sig fra den planetariske sammensætning som helhed, dens hovedkomponenter er molekylært brint og helium . [18] Den molære fraktion af helium blev bestemt ud fra en analyse udført af rumfartøjet Voyager 2 . [19] De aktuelt accepterede værdier er 0,152 ± 0,033 i den øvre troposfære, hvilket svarer til en massefraktion på 0,262 ± 0,048 . [18] [20] Denne værdi er meget tæt på massefraktionen af ​​helium i Solens sammensætning 0,2741 ± 0,0120 . [21] [22]

Den tredje mest almindelige gas i Uranus atmosfære er metan (CH 4 ) , hvis tilstedeværelse er blevet rapporteret fra jordbaserede spektroskopiske målinger. [18] Metan har stærke synlige og nær-infrarøde absorptionsbånd , hvilket gør Uranus til akvamarin eller blå i farven. [23] Under metanskyerne, ved et trykniveau på 1,3 bar, er andelen af ​​metanmolekyler omkring 2,3 % [24] , hvilket er 10 til 30 gange højere end for Solen. [18] [19] Indholdet af mindre flygtige forbindelser som ammoniak , vand og svovlbrinte i den dybe atmosfære er i øjeblikket kun tilnærmelsesvis kendt. [18] Det antages, at deres koncentration i Uranus-atmosfæren overstiger Solens med tiere [25] eller endda hundredvis af gange. [26]

Kendskabet til den isotopiske sammensætning af den uranske atmosfære er meget begrænset. [27] Fra maj 2013 kendes kun forholdet mellem deuterium og protium . Det er 5,5+3,5
−1,5⋅10 −5 og blev målt af Infrared Space Observatory (ISO) i 1990'erne. Denne værdi er mærkbart højere end den analoge værdi for Solen ( 2,25 ± 0,35⋅10 −5 ). [28] [29]

IR-spektroskopi , herunder målinger med Spitzer Space Telescope (SST), [30] [31] har afsløret spormængder af kulbrinter i uran-stratosfæren, som menes at være blevet syntetiseret fra metan under påvirkning af induceret sol-UV-stråling. [32] Disse omfatter ethan (C 2 H 6 ) , acetylen (C 2 H 2 ) , [31] [33] methylacetylen (CH 3 C 2 H) , diacetylen (C 2 HC 2 H) . [34] . IR-spektroskopi har også påvist spor af vanddamp, [35] kulilte [36] og kuldioxid i stratosfæren. Disse urenheder kommer højst sandsynligt fra en ekstern kilde såsom kosmisk støv og kometer . [34]

Struktur

Atmosfæren på Uranus kan opdeles i tre hovedlag: troposfæren , som optager et højdeområde fra -300 km til 50 km (0 tages som en betinget grænse, hvor trykket er 1 bar), stratosfæren , der dækker højder fra 50 til 4000 km, og exosfæren , der strækker sig fra højder på 4000 km til adskillige radier af planeten. Især, i modsætning til Jordens , har den uranske atmosfære ikke en mesosfære . [37] [38]

Noter

  1. ↑ Uranus  (engelsk)  (link utilgængeligt) . NASA. Hentet 11. september 2013. Arkiveret fra originalen 25. januar 2013.
  2. ↑ URAN . Hentet 10. maj 2013. Arkiveret fra originalen 4. marts 2016.
  3. ↑ Dr. David R. Williams Uranus  faktaark . NASA Goddard Space Flight Center. Hentet 11. september 2013. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
  4. ↑ Lunine, 1993 , s. 219-222.
  5. ↑ de Pater Romani et al., 1991 , Fig. 13, s. 231.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Fegley Gautier et al., 1991 , s. 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 , tabel I, s. 12-13.
  13. ↑ Smith, 1984 , s. 213-214.
  14. ↑ Stone, 1987 , tabel 3, s. 14.874.
  15. ↑ Fegley Gautier et al., 1991 , s. 155-158, 168-169.
  16. ↑ Smith Soderblom et al., 1986 , s. 43-49.
  17. ↑ Sromovsky, Fry, 2005 , s. 459-460.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Lunine, 1993 , s. 222-230.
  19. ↑ 12 Tyler Sweetnam et al., 1986 , s. 80-81.
  20. ↑ Conrath Gautier et al., 1987 , tabel 1, s. 15.007.
  21. ↑ Lodders, 2003 , s. 1,228-1,230.
  22. ↑ Conrath Gautier et al., 1987 , s. 15.008–15.009.
  23. ↑ Lunine, 1993 , s. 235-240.
  24. ↑ Lindal Lyons et al., 1987 , s. 14.987, 14.994-14.996.
  25. ↑ Atreya, Wong, 2005 , s. 130-131.
  26. ↑ de Pater Romani et al., 1989 , pp. 310-311.
  27. ↑ Encrenaz, 2005 , s. 107-110.
  28. ↑ Encrenaz, 2003 , Tabel 2 på s. 96, s. 98-100.
  29. ↑ Feuchtgruber Lellouch et al., 1999 .
  30. ↑ Burgdorf Orton et al., 2006 , s. 634-635.
  31. ↑ 1 2 Biskop Atreya et al., 1990 , s. 448.
  32. ↑ Summers, Strobel, 1989 , s. 496-497.
  33. ↑ Encrenaz, 2003 , s. 93.
  34. ↑ 1 2 Burgdorf Orton et al., 2006 , s. 636.
  35. ↑ Encrenaz, 2003 , s. 92.
  36. ↑ Encrenaz Lellouch et al., 2004 , s. L8.
  37. ↑ Lunine, 1993 , s. 219-222.
  38. ↑ Herbert Sandel et al., 1987 , Fig. 4, s. 15.097.

Litteratur

 Uranus
Uranus måner Planeten Uranus
EgenskaberRinge af Uranus
Åbning
Forskning
Trojanere fra Uranus2011 QF99
Andet