Атмосфера урана – Атмосфера Урана — Википедия

Атмосфера Урана — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Атмосфера Урана, так же как и атмосферы Юпитера и Сатурна, состоит в основном из водорода и гелия^[1]. На больших глубинах она содержит значительные количества воды, аммиака и метана, что является отличительной чертой атмосфер Урана и Нептуна. Обратная картина наблюдается в верхних слоях атмосферы, которые содержит очень мало веществ тяжелее водорода и гелия. Атмосфера Урана — самая холодная из всех планетарных атмосфер в Солнечной системе, с минимальной температурой 49 K.

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя:

• Тропосфера — занимает промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар;) и диапазон давления от 100 до 0,1 бар
• Стратосфера — покрывает высоты от 50 до 4000 км и давления между 0,1 и 10⁻¹⁰ бар
• Экзосфера — простирается от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты, давление в этом слое при удалении от планеты стремится к нулю.

Примечательно, что в отличие от земной, атмосфера Урана не имеет мезосферы.

В тропосфере существует четыре облачных слоя:

• метановые облака на границе, соответствующей давлению примерно в 1,2 бар;
• сероводородные и аммиачные облака в слое давлений 3-10 бар. Температура в этой области составляет около 100К (-173С)^[2]
• облака из гидросульфида аммония при 20-40 бар,
• водяные облака из кристалликов льда ниже условной границы давления 50 бар.

Только два верхних облачных слоя доступны прямому наблюдению, существование же нижележащих слоев предсказано только теоретически. Яркие тропосферные облака редко наблюдаются на Уране, что, вероятно, связано с низкой активностью конвекции в глубинных областях планеты. Тем не менее, наблюдения таких облаков использовались для измерения скорости зональных ветров на планете, которая доходит до 250 м/с

[3].

Об атмосфере Урана в настоящее время имеется меньше сведений чем об атмосферах Сатурна и Юпитера. По состоянию на май 2013 года только один космический корабль, Вояджер 2, изучал Уран с близкого расстояния. Никаких других миссий на Уран в настоящее время не запланировано.

Хотя Уран не имеет

ru.wikipedia.org

Особенности планеты Уран спутники, атмосфера интересные факты

Планета Уран занимает седьмое место по удаленности от Солнца. Он долгое время прятался от взора наблюдателей и был обнаружен при помощи телескопа лишь в конце 18 века. Уран наряду с Нептуном – планеты Солнечной системы, объединенные в группу «ледяные гиганты». По сей день эти объекты нашей звездной системы являются малоизученными из-за  больших расстояний, которые приходится преодолевать космическим зондам для их исследования.

фото Урана

История открытия и исследования

Седьмая планета была недоступна для наблюдения астрономам Античности и Средневековья из-за своей удаленности от Солнца и Земли и не самого заметного свечения на ночном небе. Открыл Уран в 1781 году английский астроном Фредерик Уильям Гершель. Он же предложил назвать его в честь английского монарха Георга III. Идея была отклонена другими астрономами и объект назвали в честь древнегреческого прародителя всех богов, олицетворяющего небо. Позднее Гершель открыл две крупнейших урановых луны, а также выдвинул предположение о наличии у него системы колец.

До конца 20 века небесное тело оставалась практически неизученной. Самые ценные сведения об Уране передал на Землю космический зонд Вояджер-2, которому в 1986 году удалось пройти на расстоянии 80 тыс. км от поверхности планеты. Аппарат обнаружил 10 спутников, а также изучил состав атмосферы планеты, ее климат и кольцевую систему.

Исследования поверхности ледяного гиганта также осуществляются благодаря космической обсерватории Хаббл. Ей были получены снимки Темного пятна в атмосфере планеты, а также информация о спутниках.  В 2021 году планируется отправить межпланетную станцию для изучения химического состава урановой атмосферы, исследовании спутников и колец.

Общие сведения об Уране

Рассмотрим самые часто задаваемые вопросы о седьмой планете Солнечной системы.

Сколько лететь до Урана с Земли? Расстояние от нашей планеты до ледяного гиганта колеблется от 2,6 млрд. км до 3,15 млрд. км. Вояджер-2, двигаясь с максимальной скоростью в 57,9 тыс. км/ч, смог сблизиться с поверхностью планеты лишь через 10 лет после запуска с Земли. От 10 до 15 лет понадобится и новому космическому зонду, который планируется запустить через пару лет.

Сколько нам известно спутников у Урана? На данный момент открыто 27 урановых лун. Все вместе взятые его спутники имеют массу в 150 раз меньшую, чем самая крупная луна в Солнечной системе – Ганимед.

Как выглядит Уран? На снимках, сделанных Вояджером-2 планета, имеет бледно-голубой окрас. Атмосфера Урана богата метаном, поглощающим красную часть спектра, что придает планете цвет от голубого до зеленоватого.

Орбита и радиус

Объект удален от Солнца в среднем на 2,8 млрд. км. Его орбита обладает достаточно низким эксцентриситетом (0,046), а величина ее большой полуоси достигает 3 млрд. км. Двигаясь со средней скоростью 6,8 км/с, объект обращается вокруг Солнца за 84 года.

Сутки на ледяном гиганте длятся гораздо меньше. Полный осевой оборот он совершает за 17 часов 15 минут. По отношению с плоскости орбиты этот газовый шар лежит на боку: наклон его оси составляет почти 98°. В таких условиях его вращение получается ретроградным и в период солнцестояния один из урановых полюсов смотрит прямо на Солнце. Этим объясняется одна из особенностей Урана: на экваторе планеты смена периодов дня и ночи происходит быстро, а полярные фазы дня длятся по 42 года, как зима и лето.

изображение орбиты планеты

Физические характеристики

• Диаметр Урана – 50,72 тыс. км, средний радиус – 25,4 тыс. км.
• Масса Урана – 8,7*10²⁵ кг, что больше земной в 14.5 раз.
• Среднее значение площади поверхности – 8,12*10⁹ кв.км.
• Средняя плотность – 1,27 г/ куб. см.
• Температура Урана: максимальная (центр ядра) – 4,7 тыс. градусов Цельсия; минимальная(тропопауза) – -224 градуса Цельсия.

Строение Урана и его химический состав немного разнят его с остальными газовыми планетами в нашей звездной системе.

Атмосфера

Начинается атмосфера на высоте приблизительно в  300 км от жидкой оболочки. Нижний ее слой называется тропосферой и простирается на расстоянии 50 км. Еще 4000 км занимает стратосфера, а последний слой, термосфера, заканчивается на высоте 50000 км от поверхности Урана.

Атмосфера Урана состоит из водорода, гелия и метана с небольшими примесями двуокиси углерода, аммиака и воды. Она переходит сразу в мантию, которая в отличие от Юпитера и Сатурна, состоит не из жидкого водорода, а изо «льда». Ледяная оболочка – это вода, с растворенным в ней в больших концентрациях метаном и аммиаком. Она занимает более 60% радиуса планеты. Под мантией скрыто каменное ядро, наименее горячее среди ядер газовых гигантов Солнечной системы. Оно разогревается всего до 5000К.

Температура газовой оболочки меняется в зависимости по мере удаления от ледяной оболочки. На нижней границе тропосферы максимальное значение температуры – 47°С, через 50 км она падает до рекордно низких для планеты -220°С. В стратосфере и термосфере газ опять нагревается, достигая температуры 580°С.

Климат

Климат ледяного гиганта предположительно имеет сезонность. Но первые данные об изменениях атмосферы Урана были получены менее 84 лет назад, т.е. год на планете пока еще не закончился. Известно, что наибольшая освещенность объекта Солнцем приходится на период солнцестояния, а в период равноденствия до него доходит минимум солнечных лучей. При этом ярче освещаются полюса, а зона экватора достаточно темная зона.

По сравнению с Юпитером и Сатурном урановые ветры дуют реже и слабее. Периодически в атмосфере планеты регистрируют темные пятна – вихри в тропосфере с высокой скоростью вращения. На экваторе они дуют в обратном осевому вращению направлении и их скорость не превышает 100 м/с. Следующий пояс ветров наблюдается в пределах 20°-60° широты, где вихри перемещаются со скоростью от 150 до 240 м/с.

Рельеф

На Уране нет твердой поверхности. Между атмосферой и мантией имеется размытая граница перехода газовой оболочки в жидкость. Любые пятна, увиденные на снимках планеты, представляют собой вихревые облака верхних слоев урановой тропосферы.

Цвет урановой атмосферы обусловлен метаном. Этот углеводород поглощает красный цвет спектра, придавая ей зеленовато-голубой окрас.

Кольца Урана

Предположение о том, что Уран имеет кольца, выдвинул еще его первооткрыватель Уильям Гершель. Доказать его правоту смогли лишь через 200 лет. В период с 1977 по 2005 год были открыты 13 колец Урана. Часть из них названа цифрами, часть буквами греческого алфавита.

Химический состав колец до сих пор остается неизученным. Большая доля приходится на темное вещество, предположительно органического происхождения, преобразованное под влиянием магнитосферы планетарного гиганта. Также в их составе есть небольшой процент льда и пыли. Из-за своей тусклости кольца Урана долгое время не удавалось рассмотреть.

Радиус наиболее приближенного к планете кольца составляет 30 тыс. км, а удаленного – 98 тыс. км. Предположительно, вся кольцевая система образовалась вследствие столкновения нескольких мелких спутников.

изображение колец планеты

Магнитное поле

У Урана строение магнитного поля не похоже на поля других планет Солнечной системы. Головная ударная волна расположена на расстоянии 23 радиусов планеты, а магнитопауза – на 18. У планеты есть достаточно развитый магнитный хвост, имеющий форму штопора.

Особенностью  магнитосферы является смещение ее центра на треть радиуса к южному полюсу. Это объясняется тем, что магнитное поле на планете формируется не в ядре, а в жидком аммиаке мантии.

Спутники планеты

Титания и Оберон, первые и самые крупные урановые луны, были открыты еще в конце 18 века. Они были названы в честь королевы и короля фей из комедии Шекспира «Сон в летнюю ночь».

Титания достигает диаметра 1,5 тыс. км и массы 3,53*10 ²¹кг. Она является синхронным спутником и полностью лежит в пределах магнитного поля хозяина. Состоит она из ледяной мантии и каменной сердцевины.

Оберон – наиболее далекий спутник седьмой планеты. Он, как и Титания, состоит из ледяной мантии и каменного ядра. Поверхность Оберона изрыта ударными кратерами.

В 1851 году были обнаружены два других крупных спутника Урана – Ариэль и Умбриэль, названные в честь персонажей поэмы «Похищение локона» Александра Поупа. Эти небольшие урановые луны имеют ледяную оболочку и каменное ядро. Как и остальные спутники ледяного гиганта, Ариэль и Умбриэль были образованы из аккреционного диска, возникшего во время формирования планеты.

Последний крупный спутник был открыт в 1948 году и назван Мирандой – в честь героини шекспировской «Бури». Миранда самый малый из крупнейших урановых лун и находится ближе всего к планете. Также является синхронным спутником. Поверхность Миранды представляет собой водяной лед с примесями аммиака и содей кремния.

Кроме 5 крупных имеется еще 13 внутренних спутников планеты. Они состоят из того же темного вещества, которое входит в состав урановых колец. Темный цвет долгое время не позволял исследователей обнаружить их. Названы эти спутники также в честь героев поэм Поупа и Шекспира. На данный момент известно еще 9 нерегулярных спутников, чье движение вокруг планеты отличается от перемещения основных лун.

Интересные факты про Уран

• Это самая холодная планета Солнечной системы. Ее ядро прогрето хуже всего среди планет-газовых гигантов. Минимальная температура, регистрируемая в тропопаузе, составляет рекордные для нашей системы -224 градуса Цельсия.
• Миранда – спутник с довольно интересным рельефом. Несмотря на свои малые размеры, эта урановая луна избита кратерами, усеяна холмами, каньонами и целой сетью разломов.
• Одноименный химический элемент был обнаружен через 8 лет после обнаружения седьмой планеты Солнечной системы. Поэтому и был назван в честь нее.
• Виной тому, что это небесное тело лежит на боку по отношению к своей орбите, стало его столкновение с крупным космическим объектом.
• Проследить смену сезонов на Уране пока не удалось, т.к. с момента его исследования Вояджером-2 не прошло еще полного уранового года(84 земных).
• Урановые зима и лето длятся по 42 года.
• Планету можно увидеть на ночном небе невооруженным глазом. Наблюдать за ним лучше в моменты противостояния, когда Земля и Уран приближены друг к другу на максимально близкое расстояние. В 2019 году лучшей своей видимости седьмая планета достигнет 28 октября.
• Единственным аппаратом за всю историю исследования космоса, пролетевшим вблизи урановой орбиты, стал американский зонд Вояджер-2. Его снимки помогли астрономам обнаружить новые спутники планеты, ее кольца, а также изучить атмосферу. Следующий зонд сможет полететь в этом направлении не раньше 2020 года.
• Планета занимает предпоследнее место в Солнечной системе по плотности после Сатурна.
• Внешнее кольцо планеты имеет синий цвет, следующее за ним – красный. Все остальные урановые кольца темные из-за органического вещества, входящего в их состав наряду со льдом и пылью.
• Солнечные лучи достигают его поверхности за 3 часа.
• Последние 3 из известных спутников (Маб, Купидом, Маргарита) были открыты с разницей в 4 дня.
• Это самая скучная и неисследованная планета Солнечной системы.
• Возраст ледяного гиганта составляет около 4,6 млрд. лет. Его кольца образовались значительно позднее, возможно, в результате его столкновения с другим небесным телом.
• Мощность магнитосферы на южном полюсе планеты в десять раз слабее, чем на северном.

spaceworlds.ru

Атмосфера Урана — объяснение для детей

Астрономия для детей > Ответы на частые вопросы > Атмосфера Урана

Есть ли атмосфера на Уране – описание для детей: из чего состоит атмосфера на фото, плотность, смена сезонов, магнитные бури, полосы в облаках, температура.

Для самых маленьких важно запомнить, что Уран занимает седьмую позицию от Солнца и последнюю по размеру среди газовых гигантов. Правда, атмосфера планеты больше похожа на атмосферу Нептуна, а не остальных. Именно поэтому их прозвали ледяными гигантами, расположенными далеко от звезды и с преобладанием ледяной структуры. Уран вращается очень непривычно, из-за чего ученые делают выводы, что на погоду больше влияет ядро, чем Солнце. Давайте узнаем, как выглядит атмосфера Урана и что с ее химическим составом.

Состав атмосферы Урана — объяснение для детей

Начать объяснение для детей родители или учителя в школе могут с то, что расскажут о главных элементах атмосферы планеты Уран: водород и гелий. Но они преобладают по количеству лишь на внешних краях, но не играют особой роли в скалистом интерьере.

Зеленые и синие слои – чистая атмосфера, позволяющая солнечным лучам проникать вглубь Урана. Желтые и серые – отражают свет.

Дети должны знать, что причиной синего цвета стал метан (он поглощает красный).

В воздухе вокруг планеты заметны следы углеводородов. В самой атмосфере Урана есть вода, аммиак и, возможно, метан.

Состав по объему:

• молекулярный водород: 82.5%.
• гелий: 15.2%.
• метан: 2.3%.

Слоистость атмосферы Урана — объяснение для детей

Важно объяснить детям, что атмосфера Урана напоминает земную по части наличия слоев. Это газовый гигант, поэтому лишен твердой поверхности. Исследователи определяют это место как точку, где атмосферное давление превышает 1 бар (уровень моря на Земле).

Чуть выше «поверхности» располагается тропосфера. Именно здесь у атмосферы наивысший уровень плотности. Температура изменяется от -153°C до -218°C. Причем дети должны запомнить, что чем выше, тем холоднее. Именно из-за этого урановая атмосфера занимает первое место по морозности в системе. Внутри тропосфера наполнена тонкими облаками воды с низким давлением, а над ними – гидросульфид аммония. После следуют аммиачные и сероводородные облака. Выше – тонкие облака метана. Тропосфера занимает 50 км от поверхности.

Изображения Хаббла помогают проследить ученым изменения в верхних слоях атмосферы Урана

Стратосфера нагревается солнечными лучами всего лишь от -218°C до -153°C. В ней различают метановый смог, который мог повлиять на тусклый вид. Кроме того, есть метан и ацетилен. Эта мутность позволяет стратосфере (шириною в 4000 км) немного согреться. Но углеводородов не так много.

Термосфера и корона прогреваются до 577°C, но исследователи пока точно не определились с причиной. Так как до Солнца слишком далеко, то у планеты не может быть так много внутреннего тепла, чтобы выработать такую температуру. Кроме того, ее внешние слои простираются очень далеко, из-за чего создается сопротивление кольцевым образованиям, вращающимся вокруг.

Облачные узоры Урана — объяснение для детей

Стоит объяснить для самых маленьких детей, что, хотя Уран и выглядит единым синим пятом, но на нем также есть полосы. Но они настолько слабы, что видны только при профессиональной съемке. Эти зоны формируются, когда газы внутри участка нагреваются и поднимаются, а в поясах возвращаются обратно и остывают. В районе поясов ветер дует в восточном направлении, а полосы перемещаются в западном.

Темное пятно в атмосфере Урана

Вояджер-2 в 1986 году различил лишь 10 узоров. Но более усовершенствованная земная техника обнаружила и слабые облака. Они расположены в тропосфере, а ветра в них разгоняются до 900 км/ч.

Сезоны на Уране — объяснение для детей

Уран – уникален тем, что еще в самом начале формирования в него ударился объект, из-за чего экватор повернулся вниз и кажется, что планета катится по орбите. Получается, что половину 84-летнего облета к Солнцу повернут только один полюс. Дети должны понимать, что половина планеты находится в ночной зиме, а вторая – в дневном лете.

Большинство планет получают тепло больше на экваториальной линии, вызывая движение потоков к полюсам. Но экватор Урана вообще не встречается с Солнцем. Поэтому теплые потоки должны подниматься от освещенного полюса и опускаться к охлажденному. Но полосы и зоны Урана образовались также, как на Сатурне и Юпитере, что странно. Кажется, будто внутренняя жара планеты управляет погодой. Теперь вы знаете, как выглядит атмосфера Урана. Используйте наши фото, видео, рисунки и подвижные модели онлайн, чтобы лучше разобраться во внешнем виде планеты и особенностях ее поверхности.

---

v-kosmose.com

Атмосфера Урана — Википедия

Атмосфера Урана, так же как и атмосферы Юпитера и Сатурна, состоит в основном из водорода и гелия^[1]. На больших глубинах она содержит значительные количества воды, аммиака и метана, что является отличительной чертой атмосфер Урана и Нептуна. Обратная картина наблюдается в верхних слоях атмосферы, которые содержит очень мало веществ тяжелее водорода и гелия. Атмосфера Урана — самая холодная из всех планетарных атмосфер в Солнечной системе, с минимальной температурой 49 K.

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя:

• Тропосфера — занимает промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар;) и диапазон давления от 100 до 0,1 бар
• Стратосфера — покрывает высоты от 50 до 4000 км и давления между 0,1 и 10⁻¹⁰ бар
• Экзосфера — простирается от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты, давление в этом слое при удалении от планеты стремится к нулю.

Примечательно, что в отличие от земной, атмосфера Урана не имеет мезосферы.

Облака

В тропосфере существует четыре облачных слоя:

• метановые облака на границе, соответствующей давлению примерно в 1,2 бар;
• сероводородные и аммиачные облака в слое давлений 3-10 бар. Температура в этой области составляет около 100К (-173С)^[2]
• облака из гидросульфида аммония при 20-40 бар,
• водяные облака из кристалликов льда ниже условной границы давления 50 бар.

Только два верхних облачных слоя доступны прямому наблюдению, существование же нижележащих слоев предсказано только теоретически. Яркие тропосферные облака редко наблюдаются на Уране, что, вероятно, связано с низкой активностью конвекции в глубинных областях планеты. Тем не менее, наблюдения таких облаков использовались для измерения скорости зональных ветров на планете, которая доходит до 250 м/с^[3].

Об атмосфере Урана в настоящее время имеется меньше сведений чем об атмосферах Сатурна и Юпитера. По состоянию на май 2013 года только один космический корабль, Вояджер 2, изучал Уран с близкого расстояния. Никаких других миссий на Уран в настоящее время не запланировано.

Наблюдение и изучение

Хотя Уран не имеет твердой поверхности как таковой, часть его газовой оболочки, наиболее удаленную от центра и доступную для наблюдения в оптические телескопы, называют атмосферой.^[4] Для дистанционного исследования доступны слои газовой оболочки вплоть до глубины 300 км ниже уровня, соответствующего давлению в 1 бар. Температура на такой глубине составляет 320 K, а давление — около 100 бар.^[5]

История наблюдения атмосферы Урана полна ошибок и разочарований. Уран — относительно слабый объект, и его видимый угловой диаметр никогда не превышает 4″. Первые спектры атмосферы Урана были получены с помощью спектроскопа в 1869 и 1871 годах Анджело Секки и Уильямом Хаггинсом, которые обнаружили ряд широких темных полос, которые они не смогли идентифицировать.^[6] Им также не удалось обнаружить никаких спектральных линий, соответствующих солнечному свету — факт, впоследствии ошибочно истолкованный Норманом Локером как свидетельство того, что Уран испускает свой собственный свет, а не отражает солнечный.^[6][7] В 1889 году это неверное представление было опровергнуто.^[8] Природа же широких темных полос в его видимой части спектра оставалась неизвестной до 40-х годов XX века.^[6]

Ключ к расшифровке темных полос в спектре Урана был обнаружен в 1930-е годы Рупертом Вилдтом и Весто Слайфер^[9], которые обнаружили, что темные полосы на 543, 619, 925, 865 и 890 нм принадлежал газообразному метану.^[6][9] Это означало, что атмосфера Урана была прозрачна на большую глубину по сравнению с газовыми оболочками других планет — гигантов.^[6] В 1950 году, Джерард Койпер заметил ещё диффузную темную полосу в спектре урана на 827 нм, которую он не смог определить.^[10] В 1952 году Герхард Херцберг, в будущем лауреат Нобелевской Премии, показал, что эта линия была вызвана слабыми поглощения молекулярного водорода, который, таким образом, стал вторым соединением, обнаруженным на Уране.^[11] До 1986 метан и водород оставались единственными веществами, которые были обнаружены в атмосфере Урана^[6]. Спектроскопические наблюдений, проводившиеся с 1967 года позволили составить приблизительный тепловой баланс атмосферы. Оказалось, что внутренние источники тепла практически не влияют на температуру атмосферы и её нагревание осуществляется только за счет излучения Солнца.^[12] Внутреннего подогрева атмосферы не было обнаружено и аппаратом Вояджер 2, посетившем Уран в 1986 году.^[13]

В январе 1986 года космический аппарат Вояджер 2 пролетал от Уран на минимальном расстоянии 107100 км ^[14] и впервые получил изображения спектра атмосферы планеты с близкого расстояния. Эти измерения подтвердили, что атмосфера состояла в основном из водорода (72 %) и гелия (26 %), и, кроме того, содержала около 2 % метана.^[15] Атмосфера освещенной стороны планеты на момент её изучения Вояджер 2 была крайне спокойна и не выявила крупных атмосферных образований. Состояние атмосферы другой стороны Урана изучить не представлялось возможным ввиду царящей там на момент пролёта аппарата полярной ночи. ^[16]

В 1990-х и 2000-х годах, с помощью космического телескопа «Хаббл» и наземных телескопов, оснащенных адаптивной оптикой впервые наблюдались дискретные детали облачного покрова ^[17], что позволило астрономам возможность повторно измерить скорость ветра на Уран, известную ранее только из наблюдений Вояджер 2 и исследовать динамику атмосферы планеты.

Состав

Температурный профиль тропосферы и нижней стратосферы Урана. Указаны также основные слои облачности.

Состав атмосферы Урана отличается от планетарного состава в целом, её главными компонентами являются молекулярный водород и гелий.^[18]Молярная доля гелия была определена на основе анализа, проведенного космическим аппаратом Вояджер 2.^[19] В настоящее время принимаются значения 0.152 ± 0.033 в верхней тропосфере, что соответствует массовой доле 0.262 ± 0.048.^[18][20] Это значение очень близко к массовой доле гелия в составе Солнца 0.2741 ± 0.0120.^[21][22]

Третий по распространенности газ в составе атмосферы Урана — метан (CH₄), сведения о наличии которого были получены в результате наземных спектроскопических измерений.^[18] Метан обладает сильными полосами поглощения видимого света и ближнего инфракрасного, что делает Урана аквамаринового или голубого цвета.^[23] Ниже метановых облаков, на уровне, соответствующем давлению в 1,3 бар доля молекул метана составляет около 2,3 %^[24] , что в 10 — 30 раз превосходит аналогичные показатели для Солнца.^[18][19] Содержание менее летучих соединений, таких, как аммиак, вода и сероводород в глубокой атмосферой в настоящее время известно лишь приблизительно.^[18] Предполагается, что их концентрация в атмосфере Урана превосходит аналогичную для Солнца в десятки ^[25], а то и сотни раз.^[26]

Знания об изотопном составе уранианской атмосферы очень ограничены.^[27] По состоянию на май 2013 известно только количественное отношение дейтерия к протию. Оно составляет 5.5+3.5
−1.5·10⁻⁵ и было измерено с помощью Инфракрасной Космической Обсерватории (ISO) в 1990-х годах. Это значение заметно выше, чем аналогичное для Солнца (2.25 ± 0.35·10⁻⁵). ^[28][29]

ИК-спектроскопия, в том числе измерения с помощью космического телескопа «Спитцер» (SST),^[30][31] позволила обнаружить следовые количества углеводородов в стратосфере урана, которые, как считается, были синтезированы из метана под воздействием индуцированной солнечного УФ-излучения. ^[32] Они включают этан (C₂H₆), ацетилен (C₂H₂), ^[31][33]метилацетилен (CH₃C₂H), диацетилен (C₂HC₂H).^[34]. С помощью ИК — спектроскопии также были обнаружены следы водяного пара,^[35]окиси углерода^[36] и диоксида углерода в стратосфере. Эти примеси скорее всего исходят из внешнего источника, например, космической пыли и комет.^[34]

Структура

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя: тропосферу, занимающую промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар), стратосферу, покрывающую высоты от 50 до 4000 км и экзосферу, простирающуюся от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты. Примечательно, что в отличие от земной, уранианская атмосфера не имеет мезосферы.^[37][38]

Примечания

1. ↑ Uranus (англ.). NASA. Проверено 11 сентября 2013.
2. ↑ УРАН
3. ↑ Dr. David R. Williams. Uranus Fact Sheet (англ.). NASA Goddard Space Flight Center. Проверено 11 сентября 2013.
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, Table I, pp. 12–13.
13. ↑ Smith, 1984, pp. 213-214.
14. ↑ Stone, 1987, Table 3, p. 14,874.
15. ↑ Fegley Gautier et al., 1991, pp. 155–158, 168–169.
16. ↑ Smith Soderblom et al., 1986, pp. 43–49.
17. ↑ Sromovsky, Fry, 2005, pp. 459–460.
18. ↑ ^{1 2 3 4 5} Lunine, 1993, pp. 222-230.
19. ↑ ^{1 2} Tyler Sweetnam et al., 1986, pp. 80–81.
20. ↑ Conrath Gautier et al., 1987, Table 1, p. 15,007.
21. ↑ Lodders, 2003, pp. 1,228-1,230.
22. ↑ Conrath Gautier et al., 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, Table 2 on p. 96, pp. 98–100.
29. ↑ Feuchtgruber Lellouch et al., 1999.
30. ↑ Burgdorf Ортон et al., 2006, pp. 634-635.
31. ↑ ^{1 2} Bishop Atreya et al., 1990, p. 448.
32. ↑ Summers, Strobel, 1989, pp. 496–497.
33. ↑ Encrenaz, 2003, p. 93.
34. ↑ ^{1 2} Burgdorf Ортон et al., 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 et al., 1987, Fig. 4, p. 15,097.

Литература

• Adel, A.; Slipher (1934). «The Constitution of the Atmospheres of the Giant Planets». Physical Review 46 (10): 902. DOI:10.1103/PhysRev.46.902. Bibcode: 1934PhRv…46..902A.
• Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). «Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — A Case for Multiprobes» (PDF). Space Science Reviews 116: 121–136. DOI:10.1007/s11214-005-1951-5. ISSN 0032-0633. Bibcode: 2005SSRv..116..121A.
• Bishop, J.; Atreya, S. K.; Herbert, F.; Romani, P. (1990). «Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere» (PDF). Icarus 88 (2): 448–464. DOI:10.1016/0019-1035(90)90094-P. Bibcode: 1990Icar…88..448B.
• Burgdorf, M.; Orton, G.; Vancleve, J.; Meadows, V.; Houck, J. (2006). «Detection of new hydrocarbons in Uranus’ atmosphere by infrared spectroscopy». Icarus 184 (2): 634–637. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.006. Bibcode: 2006Icar..184..634B.
• Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. (1987). «The Helium Abundance of Uranus from Voyager Measurements». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15003–15010. DOI:10.1029/JA092iA13p15003. Bibcode: 1987JGR….9215003C.
• Encrenaz, Thérèse (2003). «ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?». Planetary and Space Science 51 (2): 89–103. DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. Bibcode: 2003P&SS…51…89E.
• Encrenaz, T.; Drossart, P.; Orton, G.; Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Atreya, S. K. (2003). «The rotational temperature and column density of H₃⁺ in Uranus» (PDF). Planetary and Space Science 51 (14–15): 1013–1016. DOI:10.1016/j.pss.2003.05.010. Bibcode: 2003P&SS…51.1013E.
• Encrenaz, T.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K. (2004). «First detection of CO in Uranus» (PDF). Astronomy and Astrophysics 413 (2): L5–L9. DOI:10.1051/0004-6361:20034637. Bibcode: 2004A&A…413L…5E.
• Encrenaz, T. R. S. (2005). «Neutral Atmospheres of the Giant Planets: An Overview of Composition Measurements». Space Science Reviews 116 (1–2): 99–119. DOI:10.1007/s11214-005-1950-6. ISSN 0038-6308. Bibcode: 2005SSRv..116…99E.
• Fegley, Bruce Jr.; Gautier, Daniel; Owen, Tobias; Prinn, Ronald G. Spectroscopy and chemistry of the atmosphere of Uranus // Uranus. — University of Arizona Press, 1991. — ISBN 978-0-8165-1208-9.
• Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Bézard, B.; Encrenaz, Th.; de Graauw, Th.; Davis, G. R. (1999). «Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio». Astronomy and Astrophysics 341: L17–L21. Bibcode: 1999A&A…341L..17F.
• Fry, Patrick M.; Sromovsky, L. A. (September 2009). «Implications of New Methane Absorption Coefficients on Uranus Vertical Structure Derived from Near-IR Spectra» in DPS meeting #41, #14.06., American Astronomical Society. 
• Hammel, H. B.; Lockwood, G. W. (January 2007). «Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune». Icarus 186 (1): 291–301. DOI:10.1016/j.icarus.2006.08.027. Bibcode: 2007Icar..186..291H.
• Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (2009). «The Dark Spot in the atmosphere of Uranus in 2006: Discovery, description, and dynamical simulations» (PDF). Icarus 201 (1): 257–271. DOI:10.1016/j.icarus.2008.08.019. Bibcode: 2009Icar..201..257H. Проверено 2017-08-26.
• Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (4 July 1986). «Infrared Observations of the Uranian System». Science 233 (4759): 70–74. DOI:10.1126/science.233.4759.70. PMID 17812891. Bibcode: 1986Sci…233…70H.
• Herbert, F.; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N. (1987). «The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2» (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15,093–15,109. DOI:10.1029/JA092iA13p15093. Bibcode: 1987JGR….9215093H.
• Herbert, F.; Hall, D. T. (May 1996). «Atomic hydrogen corona of Uranus». Journal of Geophysical Research 101 (A5): 10,877–10,885. DOI:10.1029/96JA00427. Bibcode: 1996JGR…10110877H.
• Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (August–September 1999). «Ultraviolet observations of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science 47 (8–9): 1,119–1,139. DOI:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. Bibcode: 1999P&SS…47.1119H.
• Herzberg, G. (1952). «Spectroscopic evidence of molecular hydrogen in the atmospheres of Uranus and Neptune». The Astrophysical Journal 115: 337–340. DOI:10.1086/145552. Bibcode: 1952ApJ…115..337H.
• Huggins, William (1889). «The spectrum of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 49. DOI:10.1093/mnras/49.8.403a. ISSN 1365-2966. Bibcode: 1889MNRAS..49Q.404H.
• Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (2007-08-10). «Latitudinal Variations in Uranus’ Vertical Cloud Structure from UKIRT UIST Observations». The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 665 (1): L71–L74. DOI:10.1086/521189. Bibcode: 2007ApJ…665L..71I.
• Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (August 2010). «Revised vertical cloud structure of Uranus from UKIRT/UIST observations and changes seen during Uranus’ Northern Spring Equinox from 2006 to 2008: Application of new methane absorption data and comparison with Neptune». Icarus 208 (2): 913–926. DOI:10.1016/j.icarus.2010.03.017. Bibcode: 2010Icar..208..913I.
• Kuiper, G. P. (1949). «New absorptions in the Uranian atmosphere». The Astrophysical Journal 109: 540–541. DOI:10.1086/145161. Bibcode: 1949ApJ…109..540K.
• Lam, H. A.; Miller, S.; Joseph, R. D.; Geballe, T. R.; Trafton, L. M.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (1997-01-01). «Variation in the H₃⁺ Emission of Uranus» (PDF). The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 474 (1): L73–L76. DOI:10.1086/310424. Bibcode: 1997ApJ…474L..73L.
• Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L. (1987). «The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2». Journal of Geophysical Research (American Geophysical Union) 92 (A13): 14,987–15,001. DOI:10.1029/JA092iA13p14987. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9214987L.
• Lockyer, J. N. (1889). «Note on the Spectrum of Uranus». Astronomische Nachrichten 121. DOI:10.1002/asna.18891212402. Bibcode: 1889AN….121..369L.
• Lodders, Katharina (2003). «Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements» (PDF). The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 591 (2): 1220–1247. DOI:10.1086/375492. Bibcode: 2003ApJ…591.1220L.
• Lunine, Jonathan I. (1993). «The Atmospheres of Uranus and Neptune». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. Bibcode: 1993ARA&A..31..217L.
• Miller, Steven; Achilleos, Nick; Ballester, Gilda E.; Geballe, Thomas R.; Joseph, Robert D.; Prangé, Renee; Rego, Daniel; Stallard, Tom; Tennyson, Jonathan; Trafton, Laurence M.; Waite, J. Hunter Jr (15 September 2000). «The role of H₃⁺ in planetary atmospheres» (PDF). Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences 358 (1774): 2485–2502. DOI:10.1098/rsta.2000.0662.
• Miller, Steve; Aylward, Alan; Millward, George (January 2005). «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling». Space Science Reviews 116 (1–2): 319–343. DOI:10.1007/s11214-005-1960-4. Bibcode: 2005SSRv..116..319M.
• Rages, K. A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. (11 September 2004). «Evidence for temporal change at Uranus’ south pole». Icarus 172 (2): 548–554. DOI:10.1016/j.icarus.2004.07.009. Bibcode: 2004Icar..172..548R.
• de Pater, I.; Romani, P. N.; Atreya, S. K. (1989). «Uranius Deep Atmosphere Revealed» (PDF). Icarus 82 (2): 288–313. DOI:10.1016/0019-1035(89)90040-7. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1989Icar…82..288D.
• de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1991). «Possible microwave absorption by H₂S gas in Uranus’ and Neptune’s atmospheres» (PDF). Icarus 91 (2): 220–233. DOI:10.1016/0019-1035(91)90020-T. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1991Icar…91..220D.
• Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis, A. (1990). «The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data». Icarus 84 (1): 12–28. DOI:10.1016/0019-1035(90)90155-3. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1990Icar…84…12P.
• Pollack, James B.; Rages, Kathy; Pope, Shelly K.; Tomasko, Martin G.; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (December 30, 1987). «Nature of the Stratospheric Haze on Uranus: Evidence for Condensed Hydrocarbons» (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15,037–15,065. DOI:10.1029/JA092iA13p15037. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9215037P.
• Smith, B. A. (1984). «Near infrared imaging of Uranus and Neptune». In JPL Uranus and Neptune 2330: 213–223. Bibcode: 1984NASCP2330..213S.
• Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science 233 (4759): 43–64. DOI:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. Bibcode: 1986Sci…233…43S.
• Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. (2005). «Dynamics of cloud features on Uranus». Icarus 179 (2): 459–484. DOI:10.1016/j.icarus.2005.07.022. Bibcode: 2005Icar..179..459S.
• Sromovsky, L. A.; Irwin, P. G. J.; Fry, P. M. (June 2006). «Near-IR methane absorption in outer planet atmospheres: Improved models of temperature dependence and implications for Uranus cloud structure». Icarus 182 (2): 577–593. DOI:10.1016/j.icarus.2006.01.008. Bibcode: 2006Icar..182..577S.
• Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Hammel, H. B.; Ahue, W. M.; de Pater, I.; Rages, K. A.; Showalter, M. R.; van Dam, M. A. (September 2009). «Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics». Icarus 203 (1): 265–286. arXiv:1503.01957. DOI:10.1016/j.icarus.2009.04.015. Bibcode: 2009Icar..203..265S.
• Summers, M. E.; Strobel, D. F. (1989). «Photochemistry of the atmosphere of Uranus». The Astrophysical Journal 346: 495–508. DOI:10.1086/168031. ISSN 0004-637X. Bibcode: 1989ApJ…346..495S.
• Stone, E. C. (1987). «The Voyager 2 Encounter with Uranus». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–14,876. DOI:10.1029/JA092iA13p14873. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9214873S.
• Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T. R.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (October 1999). «H₂ Quadrupole and H₃⁺ Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora». The Astrophysical Journal 524 (2): 1,059–1,083. DOI:10.1086/307838. Bibcode: 1999ApJ…524.1059T.
• Tyler, G. L.; Sweetnam, D. N.; Anderson, J. D.; Campbell, J. K.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Levy, G. S.; Lindal, G. F.; Marouf, E. A.; Simpson, R. A. (1986). «Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites». Science 233 (4759): 79–84. DOI:10.1126/science.233.4759.79. PMID 17812893. Bibcode: 1986Sci…233…79T.
• Young, L. (2001). «Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation» (PDF). Icarus 153 (2): 236–247. DOI:10.1006/icar.2001.6698. Bibcode: 2001Icar..153..236Y.

wikipedia.green

Атмосфера Урана — Howling Pixel

Атмосфера Урана, так же как и атмосферы Юпитера и Сатурна, состоит в основном из водорода и гелия^[1]. На больших глубинах она содержит значительные количества воды, аммиака и метана, что является отличительной чертой атмосфер Урана и Нептуна. Обратная картина наблюдается в верхних слоях атмосферы, которые содержит очень мало веществ тяжелее водорода и гелия. Атмосфера Урана — самая холодная из всех планетарных атмосфер в Солнечной системе, с минимальной температурой 49 K.

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя:

• Тропосфера — занимает промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар;) и диапазон давления от 100 до 0,1 бар
• Стратосфера — покрывает высоты от 50 до 4000 км и давления между 0,1 и 10⁻¹⁰ бар
• Экзосфера — простирается от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты, давление в этом слое при удалении от планеты стремится к нулю.

Примечательно, что в отличие от земной, атмосфера Урана не имеет мезосферы.

Облака

В тропосфере существует четыре облачных слоя:

• метановые облака на границе, соответствующей давлению примерно в 1,2 бар;
• сероводородные и аммиачные облака в слое давлений 3-10 бар. Температура в этой области составляет около 100К (-173С)^[2]
• облака из гидросульфида аммония при 20-40 бар,
• водяные облака из кристалликов льда ниже условной границы давления 50 бар.

Только два верхних облачных слоя доступны прямому наблюдению, существование же нижележащих слоев предсказано только теоретически. Яркие тропосферные облака редко наблюдаются на Уране, что, вероятно, связано с низкой активностью конвекции в глубинных областях планеты. Тем не менее, наблюдения таких облаков использовались для измерения скорости зональных ветров на планете, которая доходит до 250 м/с^[3].

Об атмосфере Урана в настоящее время имеется меньше сведений чем об атмосферах Сатурна и Юпитера. По состоянию на май 2013 года только один космический корабль, Вояджер 2, изучал Уран с близкого расстояния. Никаких других миссий на Уран в настоящее время не запланировано.

Наблюдение и изучение

Хотя Уран не имеет твердой поверхности как таковой, часть его газовой оболочки, наиболее удаленную от центра и доступную для наблюдения в оптические телескопы, называют атмосферой.^[4] Для дистанционного исследования доступны слои газовой оболочки вплоть до глубины 300 км ниже уровня, соответствующего давлению в 1 бар. Температура на такой глубине составляет 320 K, а давление — около 100 бар.^[5]

История наблюдения атмосферы Урана полна ошибок и разочарований. Уран — относительно слабый объект, и его видимый угловой диаметр никогда не превышает 4″. Первые спектры атмосферы Урана были получены с помощью спектроскопа в 1869 и 1871 годах Анджело Секки и Уильямом Хаггинсом, которые обнаружили ряд широких темных полос, которые они не смогли идентифицировать.^[6] Им также не удалось обнаружить никаких спектральных линий, соответствующих солнечному свету — факт, впоследствии ошибочно истолкованный Норманом Локером как свидетельство того, что Уран испускает свой собственный свет, а не отражает солнечный.^[6][7] В 1889 году это неверное представление было опровергнуто.^[8] Природа же широких темных полос в его видимой части спектра оставалась неизвестной до 40-х годов XX века.^[6]

Ключ к расшифровке темных полос в спектре Урана был обнаружен в 1930-е годы Рупертом Вилдтом и Весто Слайфер^[9], которые обнаружили, что темные полосы на 543, 619, 925, 865 и 890 нм принадлежал газообразному метану.^[6][9] Это означало, что атмосфера Урана была прозрачна на большую глубину по сравнению с газовыми оболочками других планет — гигантов.^[6] В 1950 году, Джерард Койпер заметил ещё диффузную темную полосу в спектре урана на 827 нм, которую он не смог определить.^[10] В 1952 году Герхард Херцберг, в будущем лауреат Нобелевской Премии, показал, что эта линия была вызвана слабыми поглощения молекулярного водорода, который, таким образом, стал вторым соединением, обнаруженным на Уране.^[11] До 1986 метан и водород оставались единственными веществами, которые были обнаружены в атмосфере Урана^[6]. Спектроскопические наблюдений, проводившиеся с 1967 года позволили составить приблизительный тепловой баланс атмосферы. Оказалось, что внутренние источники тепла практически не влияют на температуру атмосферы и её нагревание осуществляется только за счет излучения Солнца.^[12] Внутреннего подогрева атмосферы не было обнаружено и аппаратом Вояджер 2, посетившем Уран в 1986 году.^[13]

В январе 1986 года космический аппарат Вояджер 2 пролетал от Уран на минимальном расстоянии 107100 км ^[14] и впервые получил изображения спектра атмосферы планеты с близкого расстояния. Эти измерения подтвердили, что атмосфера состояла в основном из водорода (72 %) и гелия (26 %), и, кроме того, содержала около 2 % метана.^[15] Атмосфера освещенной стороны планеты на момент её изучения Вояджер 2 была крайне спокойна и не выявила крупных атмосферных образований. Состояние атмосферы другой стороны Урана изучить не представлялось возможным ввиду царящей там на момент пролёта аппарата полярной ночи. ^[16]

В 1990-х и 2000-х годах, с помощью космического телескопа «Хаббл» и наземных телескопов, оснащенных адаптивной оптикой впервые наблюдались дискретные детали облачного покрова ^[17], что позволило астрономам возможность повторно измерить скорость ветра на Уран, известную ранее только из наблюдений Вояджер 2 и исследовать динамику атмосферы планеты.

Состав

Состав атмосферы Урана отличается от планетарного состава в целом, её главными компонентами являются молекулярный водород и гелий.^[18]Молярная доля гелия была определена на основе анализа, проведенного космическим аппаратом Вояджер 2.^[19] В настоящее время принимаются значения 0.152 ± 0.033 в верхней тропосфере, что соответствует массовой доле 0.262 ± 0.048.^[18][20] Это значение очень близко к массовой доле гелия в составе Солнца 0.2741 ± 0.0120.^[21][22]

Третий по распространенности газ в составе атмосферы Урана — метан (CH₄), сведения о наличии которого были получены в результате наземных спектроскопических измерений.^[18] Метан обладает сильными полосами поглощения видимого света и ближнего инфракрасного, что делает Урана аквамаринового или голубого цвета.^[23] Ниже метановых облаков, на уровне, соответствующем давлению в 1,3 бар доля молекул метана составляет около 2,3 %^[24] , что в 10 — 30 раз превосходит аналогичные показатели для Солнца.^[18][19] Содержание менее летучих соединений, таких, как аммиак, вода и сероводород в глубокой атмосферой в настоящее время известно лишь приблизительно.^[18] Предполагается, что их концентрация в атмосфере Урана превосходит аналогичную для Солнца в десятки ^[25], а то и сотни раз.^[26]

Знания об изотопном составе уранианской атмосферы очень ограничены.^[27] По состоянию на май 2013 известно только количественное отношение дейтерия к протию. Оно составляет 5.5+3.5
−1.5⋅10⁻⁵ и было измерено с помощью Инфракрасной Космической Обсерватории (ISO) в 1990-х годах. Это значение заметно выше, чем аналогичное для Солнца (2.25 ± 0.35⋅10⁻⁵). ^[28][29]

ИК-спектроскопия, в том числе измерения с помощью космического телескопа «Спитцер» (SST),^[30][31] позволила обнаружить следовые количества углеводородов в стратосфере урана, которые, как считается, были синтезированы из метана под воздействием индуцированной солнечного УФ-излучения. ^[32] Они включают этан (C₂H₆), ацетилен (C₂H₂), ^[31][33]метилацетилен (CH₃C₂H), диацетилен (C₂HC₂H).^[34]. С помощью ИК — спектроскопии также были обнаружены следы водяного пара,^[35]окиси углерода^[36] и диоксида углерода в стратосфере. Эти примеси скорее всего исходят из внешнего источника, например, космической пыли и комет.^[34]

Структура

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя: тропосферу, занимающую промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар), стратосферу, покрывающую высоты от 50 до 4000 км и экзосферу, простирающуюся от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты. Примечательно, что в отличие от земной, уранианская атмосфера не имеет мезосферы.^[37][38]

Примечания

1. ↑ Uranus (англ.). NASA. Дата обращения 11 сентября 2013.
2. ↑ УРАН
3. ↑ Dr. David R. Williams. Uranus Fact Sheet (англ.). NASA Goddard Space Flight Center. Дата обращения 11 сентября 2013.
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, Table I, pp. 12–13.
13. ↑ Smith, 1984, pp. 213-214.
14. ↑ Stone, 1987, Table 3, p. 14,874.
15. ↑ Fegley Gautier et al., 1991, pp. 155–158, 168–169.
16. ↑ Smith Soderblom et al., 1986, pp. 43–49.
17. ↑ Sromovsky, Fry, 2005, pp. 459–460.
18. ↑ ^{1 2 3 4 5} Lunine, 1993, pp. 222-230.
19. ↑ ^{1 2} Tyler Sweetnam et al., 1986, pp. 80–81.
20. ↑ Conrath Gautier et al., 1987, Table 1, p. 15,007.
21. ↑ Lodders, 2003, pp. 1,228-1,230.
22. ↑ Conrath Gautier et al., 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, Table 2 on p. 96, pp. 98–100.
29. ↑ Feuchtgruber Lellouch et al., 1999.
30. ↑ Burgdorf Ортон et al., 2006, pp. 634-635.
31. ↑ ^{1 2} Bishop Atreya et al., 1990, p. 448.
32. ↑ Summers, Strobel, 1989, pp. 496–497.
33. ↑ Encrenaz, 2003, p. 93.
34. ↑ ^{1 2} Burgdorf Ортон et al., 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 et al., 1987, Fig. 4, p. 15,097.

Литература

• Adel, A.; Slipher. The Constitution of the Atmospheres of the Giant Planets (англ.) // Physical Review : journal. — 1934. — Vol. 46, no. 10. — P. 902. — DOI:10.1103/PhysRev.46.902. — .
• Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San. Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — A Case for Multiprobes (англ.) // Space Science Reviews : journal. — 2005. — Vol. 116. — P. 121—136. — ISSN 0032-0633. — DOI:10.1007/s11214-005-1951-5. — .
• Bishop, J.; Atreya, S. K.; Herbert, F.; Romani, P. Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1990. — Vol. 88, no. 2. — P. 448—464. — DOI:10.1016/0019-1035(90)90094-P. — .
• Burgdorf, M.; Orton, G.; Vancleve, J.; Meadows, V.; Houck, J. Detection of new hydrocarbons in Uranus’ atmosphere by infrared spectroscopy (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2006. — Vol. 184, no. 2. — P. 634—637. — DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.006. — .
• Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. The Helium Abundance of Uranus from Voyager Measurements (англ.) // Journal of Geophysical Research : journal. — 1987. — Vol. 92, no. A13. — P. 15003—15010. — DOI:10.1029/JA092iA13p15003. — .
• Encrenaz, Thérèse. ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt? (англ.) // Planetary and Space Science : journal. — 2003. — Vol. 51, no. 2. — P. 89—103. — DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. — .
• Encrenaz, T.; Drossart, P.; Orton, G.; Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Atreya, S. K. The rotational temperature and column density of H₃⁺ in Uranus (англ.) // Planetary and Space Science : journal. — 2003. — Vol. 51, no. 14—15. — P. 1013—1016. — DOI:10.1016/j.pss.2003.05.010. — .
• Encrenaz, T.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K. First detection of CO in Uranus (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2004. — Vol. 413, no. 2. — P. L5—L9. — DOI:10.1051/0004-6361:20034637. — .
• Encrenaz, T. R. S. Neutral Atmospheres of the Giant Planets: An Overview of Composition Measurements (англ.) // Space Science Reviews : journal. — 2005. — Vol. 116, no. 1—2. — P. 99—119. — ISSN 0038-6308. — DOI:10.1007/s11214-005-1950-6. — .
• Fegley, Bruce Jr.; Gautier, Daniel; Owen, Tobias; Prinn, Ronald G. Spectroscopy and chemistry of the atmosphere of Uranus // Uranus. — University of Arizona Press, 1991. — ISBN 978-0-8165-1208-9.
• Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Bézard, B.; Encrenaz, Th.; de Graauw, Th.; Davis, G. R. Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1999. — Vol. 341. — P. L17—L21. — .
• Fry, Patrick M.; Sromovsky, L. A. (September 2009). «Implications of New Methane Absorption Coefficients on Uranus Vertical Structure Derived from Near-IR Spectra» in DPS meeting #41, #14.06., American Astronomical Society.
• Hammel, H. B.; Lockwood, G. W. Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2007. — January (vol. 186, no. 1). — P. 291—301. — DOI:10.1016/j.icarus.2006.08.027. — .
• Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. The Dark Spot in the atmosphere of Uranus in 2006: Discovery, description, and dynamical simulations (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2009. — Vol. 201, no. 1. — P. 257—271. — DOI:10.1016/j.icarus.2008.08.019. — . Архивировано 19 июля 2011 года. Архивная копия от 19 июля 2011 на Wayback Machine
• Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. Infrared Observations of the Uranian System (англ.) // Science. — 1986. — 4 July (vol. 233, no. 4759). — P. 70—74. — DOI:10.1126/science.233.4759.70. — . — PMID 17812891.
• Herbert, F.; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N. The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2 (англ.) // Journal of Geophysical Research : journal. — 1987. — Vol. 92, no. A13. — P. 15,093—15,109. — DOI:10.1029/JA092iA13p15093. — .
• Herbert, F.; Hall, D. T. Atomic hydrogen corona of Uranus (англ.) // Journal of Geophysical Research : journal. — 1996. — May (vol. 101, no. A5). — P. 10,877—10,885. — DOI:10.1029/96JA00427. — .
• Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. Ultraviolet observations of Uranus and Neptune (англ.) // Planetary and Space Science : journal. — Vol. 47, no. 8—9. — P. 1,119—1,139. — DOI:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. — .
• Herzberg, G.. Spectroscopic evidence of molecular hydrogen in the atmospheres of Uranus and Neptune (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1952. — Vol. 115. — P. 337—340. — DOI:10.1086/145552. — .
• Huggins, William. The spectrum of Uranus (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1889. — Vol. 49. — P. 404. — ISSN 1365-2966. — DOI:10.1093/mnras/49.8.403a. — .
• Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. Latitudinal Variations in Uranus’ Vertical Cloud Structure from UKIRT UIST Observations (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — The American Astronomical Society, 2007. — 10 August (vol. 665, no. 1). — P. L71—L74. — DOI:10.1086/521189. — .
• Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. Revised vertical cloud structure of Uranus from UKIRT/UIST observations and changes seen during Uranus’ Northern Spring Equinox from 2006 to 2008: Application of new methane absorption data and comparison with Neptune (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2010. — August (vol. 208, no. 2). — P. 913—926. — DOI:10.1016/j.icarus.2010.03.017. — .
• Kuiper, G. P.. New absorptions in the Uranian atmosphere (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1949. — Vol. 109. — P. 540—541. — DOI:10.1086/145161. — .
• Lam, H. A.; Miller, S.; Joseph, R. D.; Geballe, T. R.; Trafton, L. M.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. Variation in the H₃⁺ Emission of Uranus (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — The American Astronomical Society, 1997. — 1 January (vol. 474, no. 1). — P. L73—L76. — DOI:10.1086/310424. — .
• Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L. The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2 (англ.) // Journal of Geophysical Research : journal. — American Geophysical Union, 1987. — Vol. 92, no. A13. — P. 14,987—15,001. — ISSN 0148-0227. — DOI:10.1029/JA092iA13p14987. — .
• Lockyer, J. N.. Note on the Spectrum of Uranus (англ.) // Astronomische Nachrichten : journal. — Wiley-VCH, 1889. — Vol. 121. — P. 369. — DOI:10.1002/asna.18891212402. — .
• Lodders, Katharina. Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — The American Astronomical Society, 2003. — Vol. 591, no. 2. — P. 1220—1247. — DOI:10.1086/375492. — . Архивировано 7 ноября 2015 года.
• Lunine, Jonathan I. The Atmospheres of Uranus and Neptune (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : journal. — 1993. — Vol. 31. — P. 217—263. — DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. — .
• Miller, Steven; Achilleos, Nick; Ballester, Gilda E.; Geballe, Thomas R.; Joseph, Robert D.; Prangé, Renee; Rego, Daniel; Stallard, Tom; Tennyson, Jonathan; Trafton, Laurence M.; Waite, J. Hunter Jr. The role of H₃⁺ in planetary atmospheres (англ.) // Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences : journal. — 2000. — 15 September (vol. 358, no. 1774). — P. 2485—2502. — DOI:10.1098/rsta.2000.0662.
• Miller, Steve; Aylward, Alan; Millward, George. Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling (англ.) // Space Science Reviews : journal. — 2005. — January (vol. 116, no. 1—2). — P. 319—343. — DOI:10.1007/s11214-005-1960-4. — .
• Rages, K. A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. Evidence for temporal change at Uranus’ south pole (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2004. — 11 September (vol. 172, no. 2). — P. 548—554. — DOI:10.1016/j.icarus.2004.07.009. — .
• de Pater, I.; Romani, P. N.; Atreya, S. K. Uranius Deep Atmosphere Revealed (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1989. — Vol. 82, no. 2. — P. 288—313. — ISSN 0019-1035. — DOI:10.1016/0019-1035(89)90040-7. — .
• de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. Possible microwave absorption by H₂S gas in Uranus’ and Neptune’s atmospheres (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1991. — Vol. 91, no. 2. — P. 220—233. — ISSN 0019-1035. — DOI:10.1016/0019-1035(91)90020-T. — .
• Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis, A. The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1990. — Vol. 84, no. 1. — P. 12—28. — ISSN 0019-1035. — DOI:10.1016/0019-1035(90)90155-3. — .
• Pollack, James B.; Rages, Kathy; Pope, Shelly K.; Tomasko, Martin G.; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. Nature of the Stratospheric Haze on Uranus: Evidence for Condensed Hydrocarbons (англ.) // Journal of Geophysical Research : journal. — 1987. — 30 December (vol. 92, no. A13). — P. 15,037—15,065. — ISSN 0148-0227. — DOI:10.1029/JA092iA13p15037. — .
• Smith, B. A. Near infrared imaging of Uranus and Neptune (неопр.) // In JPL Uranus and Neptune. — 1984. — Т. 2330. — С. 213—223. — .
• Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results (англ.) // Science : journal. — 1986. — Vol. 233, no. 4759. — P. 43—64. — DOI:10.1126/science.233.4759.43. — . — PMID 17812889.
• Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. Dynamics of cloud features on Uranus (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2005. — Vol. 179, no. 2. — P. 459—484. — DOI:10.1016/j.icarus.2005.07.022. — .
• Sromovsky, L. A.; Irwin, P. G. J.; Fry, P. M. Near-IR methane absorption in outer planet atmospheres: Improved models of temperature dependence and implications for Uranus cloud structure (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2006. — June (vol. 182, no. 2). — P. 577—593. — DOI:10.1016/j.icarus.2006.01.008. — .
• Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Hammel, H. B.; Ahue, W. M.; de Pater, I.; Rages, K. A.; Showalter, M. R.; van Dam, M. A. Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2009. — September (vol. 203, no. 1). — P. 265—286. — DOI:10.1016/j.icarus.2009.04.015. — . — arXiv:1503.01957.
• Summers, M. E.; Strobel, D. F. Photochemistry of the atmosphere of Uranus (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1989. — Vol. 346. — P. 495—508. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/168031. — .
• Stone, E. C. The Voyager 2 Encounter with Uranus (англ.) // Journal of Geophysical Research : journal. — 1987. — Vol. 92, no. A13. — P. 14,873—14,876. — ISSN 0148-0227. — DOI:10.1029/JA092iA13p14873. — .
• Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T. R.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. H₂ Quadrupole and H₃⁺ Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1999. — October (vol. 524, no. 2). — P. 1,059—1,083. — DOI:10.1086/307838. — .
• Tyler, G. L.; Sweetnam, D. N.; Anderson, J. D.; Campbell, J. K.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Levy, G. S.; Lindal, G. F.; Marouf, E. A.; Simpson, R. A. Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites (англ.) // Science : journal. — 1986. — Vol. 233, no. 4759. — P. 79—84. — DOI:10.1126/science.233.4759.79. — . — PMID 17812893.
• Young, L. Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2001. — Vol. 153, no. 2. — P. 236—247. — DOI:10.1006/icar.2001.6698. — .

Атмосфера

Атмосфера (от. др.-греч. ἀτμός — «пар» и σφαῖρα — «сфера») — газовая оболочка небесного тела, удерживаемая около него гравитацией. Поскольку не существует резкой границы между атмосферой и межпланетным пространством, то обычно атмосферой принято считать область вокруг небесного тела, в которой газовая среда вращается вместе с ним как единое целое. Толщина атмосферы некоторых планет, состоящих в основном из газов (газовые планеты), может быть очень большой.

Атмосфера Земли содержит кислород, используемый большинством живых организмов для дыхания, и диоксид углерода, потребляемый растениями и цианобактериями в процессе фотосинтеза. Атмосфера также является защитным слоем планеты, защищая её обитателей от солнечного ультрафиолетового излучения и метеоритов.

Атмосфера есть у всех массивных тел — газовых гигантов и большинства планет земного типа (в Солнечной системе — кроме Меркурия).

Уран (планета)

Ура́н — планета Солнечной системы, седьмая по удалённости от Солнца, третья по диаметру и четвёртая по массе. Была открыта в 1781 году английским астрономом Уильямом Гершелем и названа в честь греческого бога неба Урана.

Уран стал первой планетой, обнаруженной в Новое время и при помощи телескопа. Его открыл Уильям Гершель 13 марта 1781 года, тем самым впервые со времён античности расширив границы Солнечной системы в глазах человека. Несмотря на то, что порой Уран различим невооружённым глазом, более ранние наблюдатели принимали его за тусклую звезду.

В отличие от газовых гигантов — Сатурна и Юпитера, состоящих в основном из водорода и гелия, в недрах Урана и схожего с ним Нептуна отсутствует металлический водород, но зато много льда в его высокотемпературных модификациях. По этой причине специалисты выделили эти две планеты в отдельную категорию «ледяных гигантов». Основу атмосферы Урана составляют водород и гелий. Кроме того, в ней обнаружены следы метана и других углеводородов, а также облака изо льда, твёрдого аммиака и водорода. Это самая холодная планетарная атмосфера Солнечной системы с минимальной температурой в 49 К (−224 °C). Полагают, что Уран имеет сложное слоистое строение облаков, где вода составляет нижний слой, а метан — верхний. Недра Урана состоят в основном изо льдов и горных пород.

Так же как у газовых гигантов Солнечной системы, у Урана имеется система колец и магнитосфера, а кроме того, 27 спутников. Ориентация Урана в пространстве отличается от остальных планет Солнечной системы — его ось вращения лежит как бы «на боку» относительно плоскости обращения этой планеты вокруг Солнца. Вследствие этого планета бывает обращена к Солнцу попеременно то северным полюсом, то южным, то экватором, то средними широтами.

В 1986 году американский космический аппарат «Вояджер-2» передал на Землю снимки Урана с близкого расстояния. На них видна «невыразительная» в видимом спектре планета без облачных полос и атмосферных штормов, характерных для других планет-гигантов. Однако в настоящее время наземными наблюдениями удалось различить признаки сезонных изменений и увеличения погодной активности на планете, вызванных приближением Урана к точке своего равноденствия. Скорость ветров на Уране может достигать 250 м/с (900 км/ч).

На других языках

This page is based on a Wikipedia article written by authors (here).
Text is available under the CC BY-SA 3.0 license; additional terms may apply.
Images, videos and audio are available under their respective licenses.

howlingpixel.com

Атмосфера Урана — Википедия. Что такое Атмосфера Урана

Атмосфера Урана, так же как и атмосферы Юпитера и Сатурна, состоит в основном из водорода и гелия^[1]. На больших глубинах она содержит значительные количества воды, аммиака и метана, что является отличительной чертой атмосфер Урана и Нептуна. Обратная картина наблюдается в верхних слоях атмосферы, которые содержит очень мало веществ тяжелее водорода и гелия. Атмосфера Урана — самая холодная из всех планетарных атмосфер в Солнечной системе, с минимальной температурой 49 K.

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя:

• Тропосфера — занимает промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар;) и диапазон давления от 100 до 0,1 бар
• Стратосфера — покрывает высоты от 50 до 4000 км и давления между 0,1 и 10⁻¹⁰ бар
• Экзосфера — простирается от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты, давление в этом слое при удалении от планеты стремится к нулю.

Примечательно, что в отличие от земной, атмосфера Урана не имеет мезосферы.

Облака

В тропосфере существует четыре облачных слоя:

• метановые облака на границе, соответствующей давлению примерно в 1,2 бар;
• сероводородные и аммиачные облака в слое давлений 3-10 бар. Температура в этой области составляет около 100К (-173С)^[2]
• облака из гидросульфида аммония при 20-40 бар,
• водяные облака из кристалликов льда ниже условной границы давления 50 бар.

Только два верхних облачных слоя доступны прямому наблюдению, существование же нижележащих слоев предсказано только теоретически. Яркие тропосферные облака редко наблюдаются на Уране, что, вероятно, связано с низкой активностью конвекции в глубинных областях планеты. Тем не менее, наблюдения таких облаков использовались для измерения скорости зональных ветров на планете, которая доходит до 250 м/с^[3].

Об атмосфере Урана в настоящее время имеется меньше сведений чем об атмосферах Сатурна и Юпитера. По состоянию на май 2013 года только один космический корабль, Вояджер 2, изучал Уран с близкого расстояния. Никаких других миссий на Уран в настоящее время не запланировано.

Наблюдение и изучение

Хотя Уран не имеет твердой поверхности как таковой, часть его газовой оболочки, наиболее удаленную от центра и доступную для наблюдения в оптические телескопы, называют атмосферой.^[4] Для дистанционного исследования доступны слои газовой оболочки вплоть до глубины 300 км ниже уровня, соответствующего давлению в 1 бар. Температура на такой глубине составляет 320 K, а давление — около 100 бар.^[5]

История наблюдения атмосферы Урана полна ошибок и разочарований. Уран — относительно слабый объект, и его видимый угловой диаметр никогда не превышает 4″. Первые спектры атмосферы Урана были получены с помощью спектроскопа в 1869 и 1871 годах Анджело Секки и Уильямом Хаггинсом, которые обнаружили ряд широких темных полос, которые они не смогли идентифицировать.^[6] Им также не удалось обнаружить никаких спектральных линий, соответствующих солнечному свету — факт, впоследствии ошибочно истолкованный Норманом Локером как свидетельство того, что Уран испускает свой собственный свет, а не отражает солнечный.^[6][7] В 1889 году это неверное представление было опровергнуто.^[8] Природа же широких темных полос в его видимой части спектра оставалась неизвестной до 40-х годов XX века.^[6]

Ключ к расшифровке темных полос в спектре Урана был обнаружен в 1930-е годы Рупертом Вилдтом и Весто Слайфер^[9], которые обнаружили, что темные полосы на 543, 619, 925, 865 и 890 нм принадлежал газообразному метану.^[6][9] Это означало, что атмосфера Урана была прозрачна на большую глубину по сравнению с газовыми оболочками других планет — гигантов.^[6] В 1950 году, Джерард Койпер заметил ещё диффузную темную полосу в спектре урана на 827 нм, которую он не смог определить.^[10] В 1952 году Герхард Херцберг, в будущем лауреат Нобелевской Премии, показал, что эта линия была вызвана слабыми поглощения молекулярного водорода, который, таким образом, стал вторым соединением, обнаруженным на Уране.^[11] До 1986 метан и водород оставались единственными веществами, которые были обнаружены в атмосфере Урана^[6]. Спектроскопические наблюдений, проводившиеся с 1967 года позволили составить приблизительный тепловой баланс атмосферы. Оказалось, что внутренние источники тепла практически не влияют на температуру атмосферы и её нагревание осуществляется только за счет излучения Солнца.^[12] Внутреннего подогрева атмосферы не было обнаружено и аппаратом Вояджер 2, посетившем Уран в 1986 году.^[13]

В январе 1986 года космический аппарат Вояджер 2 пролетал от Уран на минимальном расстоянии 107100 км ^[14] и впервые получил изображения спектра атмосферы планеты с близкого расстояния. Эти измерения подтвердили, что атмосфера состояла в основном из водорода (72 %) и гелия (26 %), и, кроме того, содержала около 2 % метана.^[15] Атмосфера освещенной стороны планеты на момент её изучения Вояджер 2 была крайне спокойна и не выявила крупных атмосферных образований. Состояние атмосферы другой стороны Урана изучить не представлялось возможным ввиду царящей там на момент пролёта аппарата полярной ночи. ^[16]

В 1990-х и 2000-х годах, с помощью космического телескопа «Хаббл» и наземных телескопов, оснащенных адаптивной оптикой впервые наблюдались дискретные детали облачного покрова ^[17], что позволило астрономам возможность повторно измерить скорость ветра на Уран, известную ранее только из наблюдений Вояджер 2 и исследовать динамику атмосферы планеты.

Состав

Температурный профиль тропосферы и нижней стратосферы Урана. Указаны также основные слои облачности.

Состав атмосферы Урана отличается от планетарного состава в целом, её главными компонентами являются молекулярный водород и гелий.^[18]Молярная доля гелия была определена на основе анализа, проведенного космическим аппаратом Вояджер 2.^[19] В настоящее время принимаются значения 0.152 ± 0.033 в верхней тропосфере, что соответствует массовой доле 0.262 ± 0.048.^[18][20] Это значение очень близко к массовой доле гелия в составе Солнца 0.2741 ± 0.0120.^[21][22]

Третий по распространенности газ в составе атмосферы Урана — метан (CH₄), сведения о наличии которого были получены в результате наземных спектроскопических измерений.^[18] Метан обладает сильными полосами поглощения видимого света и ближнего инфракрасного, что делает Урана аквамаринового или голубого цвета.^[23] Ниже метановых облаков, на уровне, соответствующем давлению в 1,3 бар доля молекул метана составляет около 2,3 %^[24] , что в 10 — 30 раз превосходит аналогичные показатели для Солнца.^[18][19] Содержание менее летучих соединений, таких, как аммиак, вода и сероводород в глубокой атмосферой в настоящее время известно лишь приблизительно.^[18] Предполагается, что их концентрация в атмосфере Урана превосходит аналогичную для Солнца в десятки ^[25], а то и сотни раз.^[26]

Знания об изотопном составе уранианской атмосферы очень ограничены.^[27] По состоянию на май 2013 известно только количественное отношение дейтерия к протию. Оно составляет 5.5+3.5
−1.5·10⁻⁵ и было измерено с помощью Инфракрасной Космической Обсерватории (ISO) в 1990-х годах. Это значение заметно выше, чем аналогичное для Солнца (2.25 ± 0.35·10⁻⁵). ^[28][29]

ИК-спектроскопия, в том числе измерения с помощью космического телескопа «Спитцер» (SST),^[30][31] позволила обнаружить следовые количества углеводородов в стратосфере урана, которые, как считается, были синтезированы из метана под воздействием индуцированной солнечного УФ-излучения. ^[32] Они включают этан (C₂H₆), ацетилен (C₂H₂), ^[31][33]метилацетилен (CH₃C₂H), диацетилен (C₂HC₂H).^[34]. С помощью ИК — спектроскопии также были обнаружены следы водяного пара,^[35]окиси углерода^[36] и диоксида углерода в стратосфере. Эти примеси скорее всего исходят из внешнего источника, например, космической пыли и комет.^[34]

Структура

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя: тропосферу, занимающую промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар), стратосферу, покрывающую высоты от 50 до 4000 км и экзосферу, простирающуюся от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты. Примечательно, что в отличие от земной, уранианская атмосфера не имеет мезосферы.^[37][38]

Примечания

1. ↑ Uranus (англ.). NASA. Проверено 11 сентября 2013.
2. ↑ УРАН
3. ↑ Dr. David R. Williams. Uranus Fact Sheet (англ.). NASA Goddard Space Flight Center. Проверено 11 сентября 2013.
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, Table I, pp. 12–13.
13. ↑ Smith, 1984, pp. 213-214.
14. ↑ Stone, 1987, Table 3, p. 14,874.
15. ↑ Fegley Gautier et al., 1991, pp. 155–158, 168–169.
16. ↑ Smith Soderblom et al., 1986, pp. 43–49.
17. ↑ Sromovsky, Fry, 2005, pp. 459–460.
18. ↑ ^{1 2 3 4 5} Lunine, 1993, pp. 222-230.
19. ↑ ^{1 2} Tyler Sweetnam et al., 1986, pp. 80–81.
20. ↑ Conrath Gautier et al., 1987, Table 1, p. 15,007.
21. ↑ Lodders, 2003, pp. 1,228-1,230.
22. ↑ Conrath Gautier et al., 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, Table 2 on p. 96, pp. 98–100.
29. ↑ Feuchtgruber Lellouch et al., 1999.
30. ↑ Burgdorf Ортон et al., 2006, pp. 634-635.
31. ↑ ^{1 2} Bishop Atreya et al., 1990, p. 448.
32. ↑ Summers, Strobel, 1989, pp. 496–497.
33. ↑ Encrenaz, 2003, p. 93.
34. ↑ ^{1 2} Burgdorf Ортон et al., 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 et al., 1987, Fig. 4, p. 15,097.

Литература

• Adel, A.; Slipher (1934). «The Constitution of the Atmospheres of the Giant Planets». Physical Review 46 (10): 902. DOI:10.1103/PhysRev.46.902. Bibcode: 1934PhRv…46..902A.
• Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). «Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — A Case for Multiprobes» (PDF). Space Science Reviews 116: 121–136. DOI:10.1007/s11214-005-1951-5. ISSN 0032-0633. Bibcode: 2005SSRv..116..121A.
• Bishop, J.; Atreya, S. K.; Herbert, F.; Romani, P. (1990). «Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere» (PDF). Icarus 88 (2): 448–464. DOI:10.1016/0019-1035(90)90094-P. Bibcode: 1990Icar…88..448B.
• Burgdorf, M.; Orton, G.; Vancleve, J.; Meadows, V.; Houck, J. (2006). «Detection of new hydrocarbons in Uranus’ atmosphere by infrared spectroscopy». Icarus 184 (2): 634–637. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.006. Bibcode: 2006Icar..184..634B.
• Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. (1987). «The Helium Abundance of Uranus from Voyager Measurements». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15003–15010. DOI:10.1029/JA092iA13p15003. Bibcode: 1987JGR….9215003C.
• Encrenaz, Thérèse (2003). «ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?». Planetary and Space Science 51 (2): 89–103. DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. Bibcode: 2003P&SS…51…89E.
• Encrenaz, T.; Drossart, P.; Orton, G.; Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Atreya, S. K. (2003). «The rotational temperature and column density of H₃⁺ in Uranus» (PDF). Planetary and Space Science 51 (14–15): 1013–1016. DOI:10.1016/j.pss.2003.05.010. Bibcode: 2003P&SS…51.1013E.
• Encrenaz, T.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K. (2004). «First detection of CO in Uranus» (PDF). Astronomy and Astrophysics 413 (2): L5–L9. DOI:10.1051/0004-6361:20034637. Bibcode: 2004A&A…413L…5E.
• Encrenaz, T. R. S. (2005). «Neutral Atmospheres of the Giant Planets: An Overview of Composition Measurements». Space Science Reviews 116 (1–2): 99–119. DOI:10.1007/s11214-005-1950-6. ISSN 0038-6308. Bibcode: 2005SSRv..116…99E.
• Fegley, Bruce Jr.; Gautier, Daniel; Owen, Tobias; Prinn, Ronald G. Spectroscopy and chemistry of the atmosphere of Uranus // Uranus. — University of Arizona Press, 1991. — ISBN 978-0-8165-1208-9.
• Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Bézard, B.; Encrenaz, Th.; de Graauw, Th.; Davis, G. R. (1999). «Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio». Astronomy and Astrophysics 341: L17–L21. Bibcode: 1999A&A…341L..17F.
• Fry, Patrick M.; Sromovsky, L. A. (September 2009). «Implications of New Methane Absorption Coefficients on Uranus Vertical Structure Derived from Near-IR Spectra» in DPS meeting #41, #14.06., American Astronomical Society. 
• Hammel, H. B.; Lockwood, G. W. (January 2007). «Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune». Icarus 186 (1): 291–301. DOI:10.1016/j.icarus.2006.08.027. Bibcode: 2007Icar..186..291H.
• Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (2009). «The Dark Spot in the atmosphere of Uranus in 2006: Discovery, description, and dynamical simulations» (PDF). Icarus 201 (1): 257–271. DOI:10.1016/j.icarus.2008.08.019. Bibcode: 2009Icar..201..257H. Проверено 2017-08-26.
• Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (4 July 1986). «Infrared Observations of the Uranian System». Science 233 (4759): 70–74. DOI:10.1126/science.233.4759.70. PMID 17812891. Bibcode: 1986Sci…233…70H.
• Herbert, F.; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N. (1987). «The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2» (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15,093–15,109. DOI:10.1029/JA092iA13p15093. Bibcode: 1987JGR….9215093H.
• Herbert, F.; Hall, D. T. (May 1996). «Atomic hydrogen corona of Uranus». Journal of Geophysical Research 101 (A5): 10,877–10,885. DOI:10.1029/96JA00427. Bibcode: 1996JGR…10110877H.
• Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (August–September 1999). «Ultraviolet observations of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science 47 (8–9): 1,119–1,139. DOI:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. Bibcode: 1999P&SS…47.1119H.
• Herzberg, G. (1952). «Spectroscopic evidence of molecular hydrogen in the atmospheres of Uranus and Neptune». The Astrophysical Journal 115: 337–340. DOI:10.1086/145552. Bibcode: 1952ApJ…115..337H.
• Huggins, William (1889). «The spectrum of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 49. DOI:10.1093/mnras/49.8.403a. ISSN 1365-2966. Bibcode: 1889MNRAS..49Q.404H.
• Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (2007-08-10). «Latitudinal Variations in Uranus’ Vertical Cloud Structure from UKIRT UIST Observations». The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 665 (1): L71–L74. DOI:10.1086/521189. Bibcode: 2007ApJ…665L..71I.
• Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (August 2010). «Revised vertical cloud structure of Uranus from UKIRT/UIST observations and changes seen during Uranus’ Northern Spring Equinox from 2006 to 2008: Application of new methane absorption data and comparison with Neptune». Icarus 208 (2): 913–926. DOI:10.1016/j.icarus.2010.03.017. Bibcode: 2010Icar..208..913I.
• Kuiper, G. P. (1949). «New absorptions in the Uranian atmosphere». The Astrophysical Journal 109: 540–541. DOI:10.1086/145161. Bibcode: 1949ApJ…109..540K.
• Lam, H. A.; Miller, S.; Joseph, R. D.; Geballe, T. R.; Trafton, L. M.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (1997-01-01). «Variation in the H₃⁺ Emission of Uranus» (PDF). The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 474 (1): L73–L76. DOI:10.1086/310424. Bibcode: 1997ApJ…474L..73L.
• Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L. (1987). «The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2». Journal of Geophysical Research (American Geophysical Union) 92 (A13): 14,987–15,001. DOI:10.1029/JA092iA13p14987. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9214987L.
• Lockyer, J. N. (1889). «Note on the Spectrum of Uranus». Astronomische Nachrichten 121. DOI:10.1002/asna.18891212402. Bibcode: 1889AN….121..369L.
• Lodders, Katharina (2003). «Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements» (PDF). The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 591 (2): 1220–1247. DOI:10.1086/375492. Bibcode: 2003ApJ…591.1220L.
• Lunine, Jonathan I. (1993). «The Atmospheres of Uranus and Neptune». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. Bibcode: 1993ARA&A..31..217L.
• Miller, Steven; Achilleos, Nick; Ballester, Gilda E.; Geballe, Thomas R.; Joseph, Robert D.; Prangé, Renee; Rego, Daniel; Stallard, Tom; Tennyson, Jonathan; Trafton, Laurence M.; Waite, J. Hunter Jr (15 September 2000). «The role of H₃⁺ in planetary atmospheres» (PDF). Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences 358 (1774): 2485–2502. DOI:10.1098/rsta.2000.0662.
• Miller, Steve; Aylward, Alan; Millward, George (January 2005). «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling». Space Science Reviews 116 (1–2): 319–343. DOI:10.1007/s11214-005-1960-4. Bibcode: 2005SSRv..116..319M.
• Rages, K. A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. (11 September 2004). «Evidence for temporal change at Uranus’ south pole». Icarus 172 (2): 548–554. DOI:10.1016/j.icarus.2004.07.009. Bibcode: 2004Icar..172..548R.
• de Pater, I.; Romani, P. N.; Atreya, S. K. (1989). «Uranius Deep Atmosphere Revealed» (PDF). Icarus 82 (2): 288–313. DOI:10.1016/0019-1035(89)90040-7. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1989Icar…82..288D.
• de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1991). «Possible microwave absorption by H₂S gas in Uranus’ and Neptune’s atmospheres» (PDF). Icarus 91 (2): 220–233. DOI:10.1016/0019-1035(91)90020-T. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1991Icar…91..220D.
• Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis, A. (1990). «The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data». Icarus 84 (1): 12–28. DOI:10.1016/0019-1035(90)90155-3. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1990Icar…84…12P.
• Pollack, James B.; Rages, Kathy; Pope, Shelly K.; Tomasko, Martin G.; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (December 30, 1987). «Nature of the Stratospheric Haze on Uranus: Evidence for Condensed Hydrocarbons» (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15,037–15,065. DOI:10.1029/JA092iA13p15037. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9215037P.
• Smith, B. A. (1984). «Near infrared imaging of Uranus and Neptune». In JPL Uranus and Neptune 2330: 213–223. Bibcode: 1984NASCP2330..213S.
• Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science 233 (4759): 43–64. DOI:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. Bibcode: 1986Sci…233…43S.
• Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. (2005). «Dynamics of cloud features on Uranus». Icarus 179 (2): 459–484. DOI:10.1016/j.icarus.2005.07.022. Bibcode: 2005Icar..179..459S.
• Sromovsky, L. A.; Irwin, P. G. J.; Fry, P. M. (June 2006). «Near-IR methane absorption in outer planet atmospheres: Improved models of temperature dependence and implications for Uranus cloud structure». Icarus 182 (2): 577–593. DOI:10.1016/j.icarus.2006.01.008. Bibcode: 2006Icar..182..577S.
• Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Hammel, H. B.; Ahue, W. M.; de Pater, I.; Rages, K. A.; Showalter, M. R.; van Dam, M. A. (September 2009). «Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics». Icarus 203 (1): 265–286. arXiv:1503.01957. DOI:10.1016/j.icarus.2009.04.015. Bibcode: 2009Icar..203..265S.
• Summers, M. E.; Strobel, D. F. (1989). «Photochemistry of the atmosphere of Uranus». The Astrophysical Journal 346: 495–508. DOI:10.1086/168031. ISSN 0004-637X. Bibcode: 1989ApJ…346..495S.
• Stone, E. C. (1987). «The Voyager 2 Encounter with Uranus». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–14,876. DOI:10.1029/JA092iA13p14873. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9214873S.
• Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T. R.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (October 1999). «H₂ Quadrupole and H₃⁺ Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora». The Astrophysical Journal 524 (2): 1,059–1,083. DOI:10.1086/307838. Bibcode: 1999ApJ…524.1059T.
• Tyler, G. L.; Sweetnam, D. N.; Anderson, J. D.; Campbell, J. K.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Levy, G. S.; Lindal, G. F.; Marouf, E. A.; Simpson, R. A. (1986). «Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites». Science 233 (4759): 79–84. DOI:10.1126/science.233.4759.79. PMID 17812893. Bibcode: 1986Sci…233…79T.
• Young, L. (2001). «Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation» (PDF). Icarus 153 (2): 236–247. DOI:10.1006/icar.2001.6698. Bibcode: 2001Icar..153..236Y.

wiki.sc

состав. Какая атмосфера у Урана?

Снимки, полученные со спутника «Вояджер-2» еще в далекие 90-е годы, показали нам поразительные результаты. Загадочная зеленоватая атмосфера Урана – это все, из чего состоит данная планета, за исключением крошечного каменно-металлического ядра. Дело в том, что наши предки, которым принадлежат открытия внешних планет Солнечной системы, были уверены в том, что все они, как и Земля, имеют поверхность, воздушную оболочку и подземные слои. Как оказалось, газовые гиганты лишены всего этого, так как являются представителями двухслойной модели планет.

История открытия и общие данные о планете

По удаленности от Солнца Уран является седьмой планетой. Его открыл Уильям Гершель в конце 18-го столетия, впервые использовав для астрономических наблюдений телескоп. До этого длительное время ученые полагали, что Уран является лишь удаленной очень яркой звездой. Сам Гершель, делая записи об этом небесном теле, изначально сравнивал его с кометой, позже пришел к выводу, что это, возможно, еще одна планета СС. Конечно же, после подтверждения всех наблюдений открытие стало сенсацией. Однако в то время никто еще не знал, какая атмосфера у Урана на самом деле и какое у него строение. Ныне нам известно, что его орбита – одна из самых больших в системе. Вокруг Солнца планета оборачивается за 84 земных года. При этом ее период обращения вокруг своей оси составляет чуть более 17 часов. Из-за этого атмосфера Урана, которая и так состоит из тяжелых газов, становится невероятно плотной и оказывает колоссальное давление на ядро.

История образования атмосферы

Считается, что на внешний вид и физические данные Урана влияет именно его ядро, а также процесс его образования. По сравнению с параметрами самой планеты (25 559 км – экваториальный радиус), ядро просто миниатюрное. Следовательно, оно не является источником энергии или магнитного поля, как в случае с Юпитером, а также недостаточно сильно нагревает все газы, из которых состоит атмосфера Урана. Состав ее, в свою очередь, нельзя сравнить с составом Юпитера или Сатурна, хотя все эти планеты входят в одну категорию. Дело в том, что Уран окружают ледяные газы, лед в самых высоких своих модификациях, облака метана и прочих тяжелых элементов. Такие легкие газы, как водород и гелий, присутствуют в атмосфере лишь в малом количестве. Есть две версии такого парадокса. В соответствии с первой размер и гравитационные силы ядра в момент формирования СС были слишком малыми, чтобы притянуть легкие газы. Вторая заключается в том, что в месте, где образовался Уран, были лишь тяжелые химические компоненты, которые и стали основой планеты.

Наличие атмосферы, ее состав

Уран был впервые детально изучен лишь после путешествия «Вояджера-2», который сделал снимки с большим разрешением. Они позволили ученым установить точную структуру самой планеты, а также ее атмосферы. Так сказать, воздушную оболочку Урана делят на три части:

• Тропосфера лежит глубже всего. Давление тут находится в пределах от 100 до 0,1 бар, а высота этого слоя не превышает 500 км от условного уровня мантии.
• Стратосфера – слой атмосферы, находящий в середине. Занимает высоты от 50 до 4000 км.
• Экзосфера. Внешняя атмосфера Урана, где давление стремится к нулю, а температура воздуха максимально низкая.

Во всех этих слоях содержатся в различных пропорциях следующие газы: гелий, водород, метан, аммиак. Также имеется вода в виде различных модификаций льда и пара. Однако атмосфера Урана, состав которой сравним с воздушной оболочкой Юпитера, отличается невероятной холодностью. Если в самом большом газовом гиганте воздушные массы нагреты до максимума, то тут они остужены до 50 кельвинов, потому и имеют большую массу.

Тропосфера

Самый глубокий слой атмосферы ныне рассчитан лишь теоретически, так как добраться до него техника землян пока что не позволяет. Каменное ядро планеты окружают облака, состоящие из кристаллов льда. Они тяжелые и оказывают огромное давление на центр планеты. За ними следуют облака из гидросульфида аммония, потом — воздушные образования из сероводорода и аммиака. Самый крайний участок тропосферы занимают метановые облака, которые подкрашивают планету в тот самый зеленый цвет. Температура воздуха в тропосфере считается самой высокой на планете. Она колеблется в пределах 200 К. Из-за этого некоторые исследователи полагают, что мантию планеты образует большой ледяной слой. Но это лишь гипотеза.

Стратосфера

Наличие атмосферы Урана обеспечивают соединения тяжелых и легких газов, а их синтез окрашивает планету в зеленоватый оттенок. Все эти процессы происходят в средней воздушной прослойке, где встречаются молекулы аммиака и метана с гелием и водородом. Кристаллы льда тут принимают совсем иные модификации, нежели в тропосфере, они, благодаря аммиаку, поглощают любой свет, поступаемый из космоса. Скорость ветров в стратосфере достигает 100 м/с, благодаря чему все облака быстро меняют свое положение в пространстве. В стратосфере случаются полярные сияния, нередко образуются туманы. Но таких осадков, как снег или дождь, не наблюдается.

Экзосфера

Изначально о том, какая атмосфера у Урана, судили именно по ее внешней оболочке. Это тонкая полоса кристаллизованной воды, которая окутывается сильными потоками ветров и является средоточием самой низкой температуры в Солнечной системе. Она состоит из легких газов (молекулярный водород и гелий), метан же, который в большом количестве находится в более плотных слоях, здесь отсутствует. Скорость ветра в экзосфере достигает 200 м/с, температура воздуха опускается до 49 К. Потому-то планета Уран, атмосфера которой столь ледяная, стала самой холодной в нашей системе, даже по сравнению со своим более дальним соседом – Нептуном.

Загадка магнитного поля Урана

Всем прекрасно известно, что зеленоватый Уран крутится вокруг своей оси, лежа на боку. Ученые полагают, что в момент образования СС планета столкнулась с астероидом или иным космическим телом, которое изменило ее положение, исказив при этом магнитное поле. От оси, которая определяет север и юг планеты относительно экватора, магнитная ось смещена на 59 градусов. Это создает, во-первых, неравномерное распределение гравитации, во-вторых – неравную напряженность в северном и южном полушариях. Тем не менее, скорее всего, именно это загадочное положение обеспечивает наличие атмосферы Урана и ее уникальный состав. Вокруг ядра удерживаются только тяжелые газы, в средних слоях – кристаллизованная вода. Возможно, если бы температура воздуха тут была повыше, Уран стал бы огромным океаном, состоящим из обычной воды, которая является источником жизни.

Уран поглощает все и вся вокруг

Как мы уже говорили выше, атмосфера Урана наполнена огромным количеством метана. Этот газ достаточно тяжелый, потому он способен поглощать инфракрасные лучи. То есть весь свет, который исходит от Солнца, от других звезд и планет, касаясь атмосферы Урана, превращается в зеленоватый оттенок. Недавно ученые заметили, что планета также заглатывает посторонние газы, которые находятся в открытом космосе, что парадоксально с ее слабым магнитным полем. В составе средних слоев атмосферы были обнаружены углекислый и угарный газы. Считается, что они притянулись к планете от пролетающих мимо комет.

Ледяные царства нашей системы

Две самые крайние планеты СС – это Уран и Нептун. Обе характерны синеватыми оттенками, обе образованны из газов. Атмосфера Урана и Нептуна – это практически одно и то же, за исключением пропорций. Сила гравитации и масса ядер обоих планет практически одинакова. Нижние слои атмосферы Нептуна, как и Урана, образованы из кристаллизованной воды, перемешанной с метаном и сероводородом. Тут, возле ядра, ледяные гиганты нагреваются до 200 и более Кельвинов, тем самым формируя свое магнитное поле. Атмосфера Урана и Нептуна имеет одинаковое количество молекулярного водорода в своем составе – более 80 процентов. Внешний воздушный слой Нептуна также характерен сильными ветрами, но температура воздуха тут немного выше – 60 К.

Заключение

Наличие атмосферы Урана в принципе обеспечивает существование этой планеты. Воздушная оболочка является главной составляющей частью Урана. Она сильно разогревается возле ядра, но при этом максимально остывает в крайних слоях. Пока что планета является безжизненной по причине отсутствия кислорода, а также воды в жидком виде. Но по прогнозам исследователей, если температура ядра начнет повышаться, кристаллы льда превратятся в огромный океан, в котором смогут зародиться новые формы жизни.

fb.ru