Uranuksen ilmapiiri

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 4.6.2022 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 3 muokkausta .

Uranuksen ilmakehä , kuten Jupiterin ja Saturnuksen ilmakehä , koostuu pääasiassa vedystä ja heliumista [1] . Suurissa syvyyksissä se sisältää merkittäviä määriä vettä , ammoniakkia ja metaania , jotka ovat Uranuksen ja Neptunuksen ilmakehän tunnusmerkkejä. Päinvastoin on ylemmässä ilmakehässä, jossa on hyvin vähän vetyä ja heliumia raskaampia aineita. Uranuksen ilmakehä on kylmin aurinkokunnan planeettojen ilmakehistä, ja sen vähimmäislämpötila on 49 K.

Uranuksen ilmakehä on jaettu kolmeen pääkerrokseen:

On huomionarvoista, että toisin kuin maapallolla , Uranuksen ilmakehällä ei ole mesosfääriä .

Pilviä

Troposfäärissä on neljä pilvikerrosta:

Vain kaksi ylempää pilvikerrosta ovat suorassa havainnoissa, kun taas alla olevien kerrosten olemassaolo ennustetaan vain teoreettisesti. Kirkkaita troposfääripilviä havaitaan harvoin Uranuksella, mikä johtuu todennäköisesti planeetan syvillä alueilla alhaisesta konvektioaktiivisuudesta . Tällaisten pilvien havaintoja on kuitenkin käytetty planeetan vyöhyketuulen nopeuden mittaamiseen, joka on jopa 250 m/s [3] .

Tällä hetkellä Uranuksen ilmakehästä on vähemmän tietoa kuin Saturnuksen ja Jupiterin ilmakehistä. Toukokuussa 2013 vain yksi avaruusalus, Voyager 2 , on tutkinut Urania lähietäisyydeltä. Tällä hetkellä ei ole suunniteltu muita Uranuksen tehtäviä.

Havainnointi ja tutkimus

Vaikka Uranuksella ei sinänsä ole kiinteää pintaa , sen kaasumaisen kuoren osaa, joka on kauimpana keskustasta ja jota voidaan havainnoida optisilla kaukoputkilla , kutsutaan ilmakehäksi . [4] Kaasuvaipan kerroksia on saatavilla etätutkimukseen 300 km syvyyteen asti 1 baarin painetta vastaavan tason alapuolella. Lämpötila tällä syvyydellä on 320 K ja paine noin 100 baaria. [5]

Uranuksen ilmakehän havainnoinnin historia on täynnä virheitä ja pettymyksiä. Uranus on suhteellisen heikko esine ja sen näennäinen kulmahalkaisija ei koskaan ylitä 4 tuumaa. Ensimmäiset Uranuksen ilmakehän spektrit ottivat spektroskoopilla vuosina 1869 ja 1871 Angelo Secchi ja William Huggins , jotka löysivät useita leveitä tummia vyöhykkeitä, joita he eivät kyenneet tunnistamaan . [6] He eivät myöskään pystyneet havaitsemaan auringonvaloa vastaavia spektriviivoja  . Norman Locker tulkitsi tämän tosiasian myöhemmin virheellisesti todisteeksi siitä, että Uranus lähettää omaa valoaan sen sijaan, että se heijastaisi auringonvaloa. [6] [7] Vuonna 1889 tämä väärinkäsitys kumottiin. [8] Leveiden tummien juovien luonne sen näkyvässä osassa spektriä pysyi tuntemattomana 1940-luvulle saakka. [6]

Avaimen Uranuksen spektrin tummien juovien tulkitsemiseen löysivät 1930-luvulla Rupert Wildt ja Westo Slifer [9] , jotka havaitsivat, että 543, 619, 925, 865 ja 890 nm:n tummat juovat kuuluivat metaanikaasulle . [6] [9] Tämä tarkoitti, että Uranuksen ilmakehä oli läpinäkyvä syvemmälle verrattuna muiden jättiläisplaneettojen kaasumaisiin kuoriin. [6] Vuonna 1950 Gerard Kuiper huomasi uraanin spektrissä 827 nm:ssä toisen hajanaisen tumman vyöhykkeen, jota hän ei kyennyt tunnistamaan. [10] Vuonna 1952 Gerhard Herzberg , tuleva Nobel-palkinnon voittaja , osoitti, että tämä linja johtui molekyylivedyn heikosta absorptiosta , josta tuli siten toinen Uranuksesta löydetty yhdiste. [11] Vuoteen 1986 asti metaani ja vety olivat ainoita aineita, joita löydettiin Uranuksen ilmakehästä [6] . Vuodesta 1967 lähtien tehdyt spektroskooppiset havainnot ovat mahdollistaneet likimääräisen ilmakehän lämpötasapainon laatimisen. Kävi ilmi, että sisäiset lämmönlähteet eivät käytännössä vaikuta ilmakehän lämpötilaan ja sen lämmitys tapahtuu vain auringon säteilyn vuoksi. [12] Vuonna 1986 Uranuksella vierailtu Voyager 2 ei havainnut ilmakehän sisäistä kuumenemista . [13]

Tammikuussa 1986 Voyager 2 -avaruusalus lensi Uranuksesta vähintään 107 100 kilometrin etäisyydelle [14] ja sai ensimmäistä kertaa kuvia planeetan ilmakehän spektristä lähietäisyydeltä. Nämä mittaukset vahvistivat, että ilmakehä koostui pääasiassa vedystä (72 %) ja heliumista (26 %), ja lisäksi se sisälsi noin 2 % metaania. [15] Planeetan valaistun puolen ilmapiiri oli Voyager 2 :n tutkimuksen aikana erittäin rauhallinen eikä paljastanut suuria ilmakehän muodostumia. Ilmakehän tilaa Uranuksen toisella puolella ei voitu tutkia koneen lennon aikaan siellä vallinneen napayön vuoksi . [16]

1990- ja 2000-luvuilla pilvipeitteen erillisiä yksityiskohtia havaittiin ensimmäistä kertaa käyttämällä Hubble-avaruusteleskooppia ja adaptiivisella optiikalla varustettuja maassa sijaitsevia teleskooppeja [17] , jolloin tähtitieteilijät pystyivät mittaamaan uudelleen tuulen nopeuksia Uranuksella, jotka olivat aiemmin tunnettuja vain Matkahavainnot 2 ja tutkia planeetan ilmakehän dynamiikkaa.

Koostumus

Uranuksen ilmakehän koostumus eroaa planeetan koostumuksesta kokonaisuudessaan, sen pääkomponentit ovat molekyylivety ja helium . [18] Heliumin mooliosuus määritettiin Voyager 2 -avaruusaluksen tekemästä analyysistä . [19] Tällä hetkellä hyväksytyt arvot ovat 0,152 ± 0,033 ylätroposfäärissä, mikä vastaa massaosuutta 0,262 ± 0,048 . [18] [20] Tämä arvo on hyvin lähellä heliumin massaosuutta Auringon koostumuksessa 0,2741 ± 0,0120 . [21] [22]

Kolmanneksi yleisin kaasu Uranuksen ilmakehässä on metaani (CH 4 ) , jonka esiintymisestä on raportoitu maanpäällisissä spektroskooppisissa mittauksissa. [18] Metaanissa on vahvat näkyvät ja lähi-infrapuna- absorptionauhat , jotka tekevät Uranuksesta akvamariinin tai sinisen värin. [23] Metaanipilvien alapuolella 1,3 baarin painetasolla metaanimolekyylien osuus on noin 2,3 % [24] , mikä on 10-30 kertaa suurempi kuin Auringossa. [18] [19] Vähemmän haihtuvien yhdisteiden, kuten ammoniakin , veden ja rikkivedyn , pitoisuus syvässä ilmakehässä tunnetaan tällä hetkellä vain likimääräisesti. [18] Oletetaan, että niiden pitoisuus Uranuksen ilmakehässä ylittää Auringon pitoisuuden kymmeniä [25] tai jopa satoja kertoja. [26]

Tieto Uranin ilmakehän isotooppisesta koostumuksesta on hyvin rajallista. [27] Toukokuusta 2013 lähtien tiedetään vain deuteriumin suhde protiumiin . Se on 5.5+3,5
−1,5⋅10 −5 ja sen mittasi infrapuna-avaruusobservatorio (ISO) 1990-luvulla. Tämä arvo on huomattavasti korkeampi kuin vastaava Auringon arvo ( 2,25 ± 0,35⋅10 -5 ). [28] [29]

IR-spektroskopia , mukaan lukien mittaukset Spitzer-avaruusteleskoopilla (SST), [30] [31] on paljastanut uraanin stratosfäärissä pieniä määriä hiilivetyjä , joiden uskotaan syntetisoituneen metaanista indusoidun auringon UV-säteilyn vaikutuksesta. [32] Näitä ovat etaani (C 2 H 6 ) , asetyleeni ( C 2 H 2 ) , [31] [33] metyyliasetyleeni (CH 3 C 2 H) , diasetyleeni (C 2 HC 2 H) . [34] . IR-spektroskopialla on havaittu myös jäämiä vesihöyrystä, [35] hiilimonoksidista [36] ja hiilidioksidista stratosfäärissä. Nämä epäpuhtaudet tulevat todennäköisesti ulkoisista lähteistä, kuten kosmisesta pölystä ja komeetoista . [34]

Rakenne

Uranuksen ilmakehä voidaan jakaa kolmeen pääkerrokseen: troposfääri , jonka korkeusalue on −300 km - 50 km (0 on ehdollinen raja, jossa paine on 1 bar), stratosfääri , joka peittää korkeuksia alkaen 50-4000 km ja eksosfääri , joka ulottuu 4000 km korkeudesta useisiin planeetan säteisiin. On huomattava, että toisin kuin maapallolla , Uranin ilmakehällä ei ole mesosfääriä . [37] [38]

Muistiinpanot

  1. ↑ Uranus  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . NASA. Haettu 11. syyskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2013.
  2. ↑ URAN . Haettu 10. toukokuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 4. maaliskuuta 2016.
  3. ↑ Dr. David R. Williams Uranuksen  tietolehti . NASA Goddard Space Flight Center. Haettu 11. syyskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  4. ↑ Lunine, 1993 , s. 219-222.
  5. ↑ de Pater Romani et ai., 1991 , kuva. 13, s. 231.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Fegley Gautier et ai., 1991 , s. 151-154.
  7. ↑ Lockyer, 1889 .
  8. ↑ Huggins, 1889 .
  9. ↑ 1 2 Adel, Slipher, 1934 .
  10. ↑ Kuiper, 1949 .
  11. ↑ Herzberg, 1952 .
  12. ↑ Pearl Conrath et ai., 1990 , taulukko I, ss. 12–13.
  13. ↑ Smith, 1984 , s. 213-214.
  14. ↑ Stone, 1987 , taulukko 3, s. 14,874.
  15. ↑ Fegley Gautier et ai., 1991 , s. 155–158, 168–169.
  16. ↑ Smith Soderblom et ai., 1986 , ss. 43–49.
  17. ↑ Sromovsky, Fry, 2005 , s. 459–460.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Lunine, 1993 , s. 222-230.
  19. ↑ 12 Tyler Sweetnam et ai., 1986 , s. 80–81.
  20. ↑ Conrath Gautier et ai., 1987 , taulukko 1, s. 15,007.
  21. ↑ Lodders, 2003 , s. 1,228-1,230.
  22. ↑ Conrath Gautier et ai., 1987 , s. 15.008–15.009.
  23. ↑ Lunine, 1993 , s. 235-240.
  24. ↑ Lindal Lyons et ai., 1987 , ss. 14.987, 14.994-14.996.
  25. ↑ Atreya, Wong, 2005 , s. 130-131.
  26. ↑ de Pater Romani et ai., 1989 , s. 310–311.
  27. ↑ Encrenaz, 2005 , s. 107-110.
  28. ↑ Encrenaz, 2003 , Taulukko 2 sivulla s. 96, s. 98-100.
  29. ↑ Feuchtgruber Lellouch et ai., 1999 .
  30. ↑ Burgdorf Orton et ai., 2006 , s. 634-635.
  31. ↑ 1 2 Piispa Atreya et ai., 1990 , s. 448.
  32. ↑ Summers, Strobel, 1989 , s. 496–497.
  33. ↑ Encrenaz, 2003 , s. 93.
  34. ↑ 1 2 Burgdorf Orton et ai., 2006 , s. 636.
  35. ↑ Encrenaz, 2003 , s. 92.
  36. ↑ Encrenaz Lellouch et ai., 2004 , s. L8.
  37. ↑ Lunine, 1993 , s. 219–222.
  38. ↑ Herbert Sandel et ai., 1987 , kuva. 4, s. 15,097.

Kirjallisuus

 Uranus
Uranuksen kuut Planeetta Uranus
OminaisuudetUranuksen renkaat
Avaaminen
Tutkimus
Uranuksen troijalaiset2011 QF99
Muut