Atmosfera lui Uranus

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

1leftarrow blue.svg Intrare principală: Uranus (astronomie) .

Uranus
Uranus.jpg
Această casetă: v. D. · M.
Secțiunea transversală a atmosferei lui Uranus

Atmosfera lui Uranus , la fel ca cea a lui Neptun , este diferită de atmosferele marilor giganți gazoși , Jupiter și Saturn . Deși este, de asemenea, compus în principal din hidrogen și heliu , conține o proporție mai mare de elemente volatile (poreclite „gheață”), cum ar fi apa , amoniacul și metanul . Cercetătorii cred că Uranus, spre deosebire de Jupiter și Saturn, nu posedă o mantie de hidrogen metalic sub atmosfera superioară, ci că interiorul planetei constă dintr-un „ocean” de amoniac, apă și metan care se transformă treptat într-o atmosferă gazoasă dominată de hidrogen și heliu. Din cauza acestor diferențe, unii astronomi grupează Uranus și Neptun în categoria „ giganților înghețați ” pentru a-i deosebi de Jupiter și Saturn.

Deși nu există o suprafață solidă bine definită, stratul gazos exterior, accesibil detecțiilor din exterior, se numește atmosferă . [1] Capacitățile instrumentelor de detectare permit atingerea unei adâncimi de aprox 300 km sub strat la presiunea de 1 bar presupus ca zero altimetric, la care corespunde o presiune de 100 bari și o temperatură de 320 K. [2] rarefiată Corona se extinde mai mult de două raze planetare de pe suprafața ideală , la 1 bar de presiune. [3] Atmosfera lui Uranus poate fi împărțită în trei straturi: troposfera , între −300 și 50 km de altitudine și între 100 și 0,1 bar presiune; stratosfera , între 50 și 4000 km de altitudine și între 0,1 și 10-10 bari de presiune și termosferă / coroană, care se extinde de la 4.000 - 50.000 km deasupra suprafeței ideale. [1] Nu există mezosferă prezentă.

În vârful norilor temperatura este de aproximativ −220 ° C, cu mici diferențe între diferitele zone ale planetei, are probabil un sistem particular de redistribuire a energiei solare. Diferitele măsurători au arătat că cantitatea de căldură pe care o primește de la soare este aproape aceeași cu cea pe care o radiază.

Compoziţie

Uranus fotografiat de sonda Voyager 2 în 1986

Compoziția atmosferei lui Uranus este diferită de cea a planetei în ansamblu. [1] Atmosfera este de fapt compusă din 83% hidrogen molecular, 15% heliu și 2,3% metan. Fracția molară de heliu, adică numărul de atomi de heliu pe moleculă de hidrogen / heliu, a fost determinată prin analiza măsurătorilor de ocultare a sondei Voyager 2 în frecvențe radio și infraroșii . [4] Valoarea acceptată în mod obișnuit este 0,15 ± 0,03 [5] în atmosfera superioară, ceea ce corespunde unei fracții de masă de 0,26 ± 0,05 , [1] [6] valoare apropiată de fracțiunea de masă pentru heliul nebuloasei din care a luat naștere sistemul solar , 0,275 ± 0,01 . [7] Acest lucru indică faptul că, în timpul acreției lui Uranus, heliul nu s-a concentrat în centrul planetei, așa cum a făcut-o la giganții gazoși. [1] Abundența deuteriului în raport cu hidrogenul, 5,5 +3,5
−1,5 × 10 −5 , a fost măsurată în anii 1990 datorită Observatorului Spațiului Infrarosu (ISO) și pare a fi mai mare decât valoarea pentru nebuloasa proto-solară măsurată în Jupiter și egală cu 2,25 × 10 −5 . [8] [9] Deuteriul este prezent aproape exclusiv sub formă moleculară, cuplat cu alți atomi de hidrogen (HD).

Al patrulea constituent abundent al atmosferei lui Uranus este metanul (CH 4 ), a cărui prezență fusese deja detectată de Pământ prin analize spectroscopice . [1] Principalele benzi de absorbție a metanului se găsesc în vizibil și în infraroșu apropiat , rezultând colorarea caracteristică a lui Uranus, care apare acvamarin sau cian . [1] Moleculele de metan reprezintă 2,3% din atmosfera planetei prin fracție molară, sub stratul de nor metan la 1,3 bari; un procent egal cu 20-30 de ori cel măsurat în Soare. [1] [4] [10] Cantitatea de metan din atmosfera superioară este mult mai mică ca procent din cauza temperaturilor extrem de scăzute, care scad gradul de saturație și determină congelarea excesului de metan. [11] Pe de altă parte, există puține cunoștințe despre cantitatea de substanțe mai puțin volatile, cum ar fi amoniacul , apa și hidrogenul sulfurat în straturile mai profunde ale atmosferei. Cu toate acestea, se presupune că aceasta este încă mai mare decât cantitatea detectată în Soare. [1] [12]

Observațiile spectroscopice ale ocultațiilor stelare în infraroșu, efectuate și cu ajutorul telescopului spațial Spitzer [13] și în ultraviolete [11] au permis detectarea prezenței în urme a diferitelor hidrocarburi din stratosfera Uranus, despre care se crede că sunt produsă prin fotoliza metanului indusă de radiația ultravioletă solară. [14] Printre moleculele detectate se numără: etan (C 2 H 6 ), acetilenă (C 2 H 2 ), metilacetilenă (CH 3 C 2 H) și diacetilenă (C 2 HC 2 H). [9] [11] [13] Observațiile spectroscopice în infraroșu au relevat, de asemenea, urme de vapori de apă , monoxid de carbon și dioxid de carbon în stratosferă, care pot apărea doar dintr-o sursă externă, cum ar fi praful interplanetar și cometele . [9] [13] [15]

Troposfera

Profilul de temperatură al troposferei Uranus și al stratosferei inferioare. Straturile de nor și ceață sunt, de asemenea, afișate.

Troposfera este regiunea inferioară și cea mai densă a atmosferei și se caracterizează prin scăderea temperaturii cu înălțimea. [1] Temperatura variază de la aprox 320 K la baza troposferei, a −300 km , a 53 K a 50 km . [2] [4] Pentru a fi precis, temperaturile din rațiunea superioară a troposferei ( tropopauzei ) variază între 49 și 57 K în funcție de latitudine , cu minimul trasat la 25 ° sud. [1] [16] Aproape toată masa atmosferei este conținută în troposferă, iar tropopauza este responsabilă pentru marea majoritate a emisiilor termice în infraroșul îndepărtat, determinând astfel temperatura sa nominală care ar trebui să fie de 59,1 ± 0,3 K. [6] [16]

Savanții cred că troposfera are o structură complexă de nori. S-a emis ipoteza că norii de apă se află în interiorul i 50–100 bar presiune, nori hidrosulfuri de amoniu (NH 4 HS) în i 20–40 bari , nori de amoniac sau hidrogen sulfurat în interiorul i 3-10 bari și în final nori de metan în interior 1-2 bari . [1] [2] [17] Deși nava spațială Voyager 2 a detectat prezența norilor de metan prin măsurători radio în timpul unei ocultări, [10] toate celelalte straturi de nor rămân speculative. Troposfera este o regiune foarte dinamică a atmosferei, care prezintă vânturi puternice, mișcări convective, nori strălucitori și schimbări sezoniere. [18]

Stratosferă

Profilul temperaturii în stratosferă și în termosfera Uranus. Zona umbrită corespunde stratului caracterizat printr-o abundență mare de hidrocarburi.

Stratul mediu al atmosferei lui Uranus este stratosfera, unde temperaturile variază în general cu înălțimea începând de la 53 K , corespunzător tropopauzei, până la valori între 800 și 850 K la baza termosferei. [3] Încălzirea care are loc în stratosferă se datorează absorbției radiației solare, în ultraviolete și infraroșii, de către metan și alte hidrocarburi, care se formează în această regiune a atmosferei ca o consecință a fotolizei metanului. [11] [14] Cantitatea de căldură din termosfera mai caldă poate fi, de asemenea, semnificativă. [19] [20] Hidrocarburile ocupă un strat relativ subțire la altitudini între 100 și 280 km , la presiuni între 10 și 0,1 mbar și temperaturi între 75 și 170 K. [11] Cele mai abundente hidrocarburi sunt acetilena și etanul cu o abundență de aproximativ 10-7 , măsurată în raport cu cea a hidrogenului. Metanul și monoxidul de carbon la aceleași altitudini au valori similare, [11] [13] [15] în timp ce hidrocarburile mai grele și dioxidul de carbon sunt prezente în abundență cu trei ordine de mărime mai mici. [13] În cele din urmă, abundența apei este de aproximativ 7 × 10 −9 . [9] Temperatura stratosferei și abundența hidrocarburilor variază foarte mult în timp și în funcție de latitudine: la poli, stratosfera atinge temperaturi minime și cantitatea de hidrocarburi prezentă este mai mică decât în ​​altă parte. [11] [19] [20]

Etanul și acetilena tind să se condenseze în partea inferioară (și mai rece) a stratosferei și în tropopauză formând straturi de ceață , [14] care pot fi parțial responsabile de aspectul ușor al lui Uranus. Concentrația de hidrocarburi în stratosfera planetei este semnificativ mai mică decât cea găsită în stratosferele altor planete uriașe. Acest lucru, pe lângă o amestecare verticală slabă, face ca porțiunea stratosferei de deasupra stratului de ceață să fie mai puțin opacă și, în consecință, mai rece decât pe alte planete uriașe. [11] [19]

Termosferă și coroană

Stratul cel mai exterior al atmosferei lui Uranus este termosfera / coroana, care are o temperatură uniformă între 800 și 850 K , [1] [19] o valoare mult mai mare decât 420 K detectate în termosfera lui Saturn. [21] Sursa de căldură care susține o valoare atât de ridicată a temperaturii nu a fost încă identificată, deoarece nici radiația solară ultravioletă și nici activitatea aurorelor polare nu pot furniza energia necesară; o contribuție slabă ar putea veni din lipsa de hidrocarburi din stratosfera superioară. [3] [19]

Savanții consideră că heliul nu este prezent în coroana-termosferă, deoarece este separat prin difuzie la altitudini mai mici, [3] în timp ce prezic că există o cantitate mare de atomi de hidrogen liberi, precum și în formă moleculară. Masa moleculară mică a hidrogenului și temperaturile ridicate pot ajuta la explicarea de ce coroana ajunge la i 50 000 km de altitudine, corespunzător a două raze planetare. [3] [19] Această coroană foarte extinsă este o caracteristică care îl face pe Uranus unic printre planete. [19] Efectele sale includ o forță de tragere asupra particulelor mici care orbitează planeta, determinând inelele să se epuizeze de praf. [3] Hidrogenul prezent în termosfera fierbinte generează emisii intense de cvadrupol în infraroșul apropiat. [22]

Ionosfera

Termosfera Uranus și partea superioară a stratosferei corespund, de asemenea, cu ionosfera planetei. [4] Măsurătorile efectuate de Voyager 2 și observațiile de pe Pământ ale emisiilor în infraroșu ale cationului hidrogenoniu (H + 3 ) reprezintă principalele surse de informații disponibile [22] și arată că ionosfera ocupă altitudini variind de la 2 000 - 10 000 km . [4] . Ionosfera lui Uranus este mai densă decât cea a lui Saturn sau Neptun și acest lucru ar putea rezulta din concentrația mai mică de hidrocarburi din stratosferă. [19] [22] Ionosfera este susținută în principal de radiațiile ultraviolete solare și densitatea sa depinde de activitatea solară . [23] Aurorele polare nu sunt la fel de semnificative ca pe Jupiter și Saturn. [19] [24] Ionosfera superioară, corespunzătoare regiunii ocupate de termosferă, este sediul emisiei ultraviolete de la Uranus și cunoscută sub numele de dayglow sau electroglow , care este emisă exclusiv de emisfera iluminată a planetei, așa cum se întâmplă și pentru radiația infraroșie datorată cationului hidrogenoniu. Dayglow , care apare în toate termosferele planetelor uriașe și care a rămas un mister pentru ceva timp după descoperirea sa, este interpretat ca o fluorescență ultravioletă a hidrogenului atomic și molecular excitat de radiația solară, cu o posibilă contribuție a electronilor fotoelectrici . [19]

Climat

Viteza diferită a norilor dintre poli și ecuator a sugerat prezența curenților puternici, iar particularitatea lui Uranus de a avea o înclinație puternică a axei de rotație a făcut să creadă că a existat o dezvoltare a vântului puternic și a condițiilor atmosferice particulare, dar dimpotrivă acești factori au fost reduși și norii subțiri parcurg căi paralele către ecuator, la fel cum fac pe Pământ, cu o viteză care variază de la 170 - 570 km / h .

Notă

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m Jonathan. I. Lunine, Atmosferele lui Uranus și Neptun , în Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol. 31, 1993, pp. 217-263, DOI : 10.1146 / annurev.aa.31.090193.001245 .
  2. ^ a b c Imke dePater, Paul N. Romani și Sushil K. Atreya, Possible Microwave Absorption in by H 2 S gas Uranus 'and Neptune's Atmospheres ( PDF ), în Icarus , vol. 91, 1991, pp. 220-233, DOI : 10.1016 / 0019-1035 (91) 90020-T .
  3. ^ a b c d e f Floyd Herbert, Sandel, BR; Yelle, RV; et.al., Atmosfera superioară a lui Uranus: Ocultările EUV observate de Voyager 2 ( PDF ), în J. of Geophys. Res., Voi. 92, 1987, pp. 15,093–15,109, DOI : 10.1029 / JA092iA13p15093 .
  4. ^ a b c d și JL Tyler și colab. , Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites , în Știință , vol. 233, 1986, pp. 79-84, DOI : 10.1126 / science.233.4759.79 .
  5. ^ B. Conrath și colab. , Abundența de heliu a lui Uranus din măsurătorile Voyager , în Journal of Geophysical Research , vol. 92, 1987, pp. 15003-15010, DOI : 10.1029 / JA092iA13p15003 .
  6. ^ a b JC Pearl, BJ Conrath, RA Hanel și JA Pirraglia, Albedo, temperatura efectivă și echilibrul energetic al lui Uranus, determinate din datele Voyager IRIS , în Icarus , vol. 84, 1990, pp. 12-28, DOI : 10.1016 / 0019-1035 (90) 90155-3 .
  7. ^ Katharin Lodders, Abundențele sistemului solar și temperaturile de condensare ale elementelor , în The Astrophysical Journal , vol. 591, 2003, pp. 1220–1247, DOI : 10.1086 / 375492 .
  8. ^ H. Feuchtgruber și colab. , Detectarea HD în atmosferele lui Uranus și Neptun: o nouă determinare a raportului D / H , în Astronomy and Astrophysics , vol. 341, 1999, pp. L17 - L21.
  9. ^ a b c d Therese Encrenaz, observații ISO ale planetelor uriașe și ale lui Titan: ce am învățat? , în Planet. Space Sci. , Vol. 51, 2003, pp. 89-103, DOI : 10.1016 / S0032-0633 (02) 00145-9 .
  10. ^ a b GF Lindal, Lyon, JR; Sweetnam, DN; et.al., Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2 , în J. of Geophys. Res., Voi. 92, 1987, pp. 14.987–15.001, DOI : 10.1029 / JA092iA13p14987 .
  11. ^ a b c d e f g h J. Bishop, Atreya, SK; Herbert, F.; și Romani, P., Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere ( PDF ), în Icarus , vol. 88, 1990, pp. 448–463, DOI : 10.1016 / 0019-1035 (90) 90094-P .
  12. ^ Imke dePater, Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K., Uranius Deep Atmosphere Revealed ( PDF ), în Icarus , vol. 82, nr. 12, 1989, pp. 288-313, DOI : 10.1016 / 0019-1035 (89) 90040-7 .
  13. ^ a b c d și Martin Burgorf, Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et.al., Detectarea de noi hidrocarburi în atmosfera lui Uranus prin spectroscopie în infraroșu , în Icarus , vol. 184, 2006, pp. 634–637, DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.06.006 .
  14. ^ a b c Michael E. Summers, Strobel, Darrell F., Photochemistry of the Atmosphere of Uranus , în The Astrophysical Journal , voi. 346, 1989, pp. 495-508, DOI : 10.1086 / 168031 .
  15. ^ a b Th. Encrenaz, Lellouch, E.; Drossart, P., Prima detectare a CO în Uranus ( PDF ), în Astronomy & Astrophysics , vol. 413, 2004, pp. L5 - L9, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20034637 . Adus 05-08-2007 .
  16. ^ a b R. Hanel, Conrath, B.; Flasar, FM; et.al., Infrared Observations of the Uranian System , în Știință , vol. 233, 1986, pp. 70–74, DOI : 10.1126 / science.233.4759.70 .
  17. ^ Sushil K. Atreya, Wong, Ah-San, Clouds Coupled and Chemistry of the Giant Planets - a Case for Multiprobes , în Space Sci. Rev. , vol. 116, 2005, pp. 121–136, DOI : 10.1007 / s11214-005-1951-5 .
  18. ^ LA Sromovsky, Fry, PM, Dynamics of cloud features on Uranus , în Icarus , vol. 179, 2005, pp. 459–483, DOI : 10.1016 / j.icarus.2005.07.022 .
  19. ^ a b c d e f g h i j Floyd Herbert, Sandel, Bill R., Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune , in Planet. Space Sci. , Vol. 47, 1999, pp. 1119–1139, DOI : 10.1016 / S0032-0633 (98) 00142-1 .
  20. ^ a b Leslie A. Young, Bosh, Amanda S.; Buje, Marc; et.al., Uranus după Solstițiu: Rezultate din ocultarea din 6 noiembrie 1998 ( PDF ), în Icarus , vol. 153, 2001, pp. 236–247, DOI : 10.1006 / icar . 2001.6698 .
  21. ^ Steve Miller, Aylword, Alan; și Milliword, George, Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling , în Space Science. Rev. , vol. 116, 2005, pp. 319-343, DOI : 10.1007 / s11214-005-1960-4 .
  22. ^ a b c LM Trafton, Miller, S.; Geballe, TR; et.al., H2 Quadrupole and H3 + Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora , in The Astrophysical Journal , vol. 524, 1999, pp. 1059-1023, DOI : 10.1086 / 307838 .
  23. ^ Th. Encrenaz, Drossart, P.; Orton, G.; et.al, Temperatura de rotație și densitatea coloanei H + 3 în Uranus ( PDF ), în Științe Planetare și Spațiale , vol. 51, 2003, pp. 1013-1016, DOI : 10.1016 / S0032-0633 (03) 00132-6 .
  24. ^ Hoanh An Lam, Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et.al, Variation in the H + 3 emission from Uranus , in The Astrophysical Journal , vol. 474, 1997, pp. L73 - L76, DOI : 10.1086 / 310424 .

Alte proiecte

Sistem solar Portalul sistemului solar : Accesați intrările Wikipedia de pe obiectele sistemului solar
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Uranus_Atmosphere&oldid=120885352 ”