Атмосфера Урана

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку

Атмосфе́ра Ура́на — газова оболонка, що оточує Уран. Складається переважно з водню й гелію. На великих глибинах вона містить значні кількості води, аміаку й метану. У верхніх шарах атмосфери, навпаки, через низьку температуру міститься дуже мало речовин, важчих від водню й гелію. Атмосфера Урана — найхолодніша з усіх атмосфер планет у Сонячній системі. Її мінімальна температура становить 49 K.

Атмосферу Урана поділяють на три основних шари:

  • тропосферу — охоплює проміжок висот від −300 км до 50 км (за 0 прийнято умовну межу, де тиск становить 1 бар) і діапазон тиску від 100 до 0,1 бар;
  • стратосферу — покриває висоти від 50 до 4000 км і тиски між 0,1 і 10−10 бар;
  • екзосферу — простягається від висоти 4000 км до кількох радіусів планети, тиск у цьому шарі при віддаленні від планети прямує до нуля.

На відміну від земної, атмосфера Урана не має мезосфери.

У тропосфері наявні чотири шари хмар:

  • метанові хмари на межі, що відповідає тиску приблизно 1,2 бар;
  • сірководневі й аміачні хмари в шарі з тисками 3—10 бар. Температура в цій області становить близько 100 К (-173 °C)[1];
  • хмари з гідросульфіду амонію[en] при тисках 20—40 бар,
  • водяні хмари з кристаликів льоду нижче умовної межі тиску 50 бар.

Лише два верхніх шари хмар доступні для прямого спостереження, існування шарів, що лежать нижче, передбачено лише теоретично. Яскраві тропосферні хмари рідко спостерігаються на Урані, що, ймовірно, пов'язано з низькою активністю конвекції в глибинних областях планети. Тим не менше, спостереження таких хмар використовувалися для вимірювання швидкості зональних вітрів на планеті, що доходить до 250 м/с[2].

Про атмосферу Урана наразі відомо менше, ніж про атмосфери Сатурна та Юпітера. Станом на травень 2013 року лише один космічний корабель, Вояджер-2, вивчав Уран з близької відстані. Ніяких інших місій на Уран поки що не заплановано.

Спостереження та вивчення[ред. | ред. код]

Хоча Уран не має твердої поверхні як такої, частину його газової оболонки, найбільш віддалену від центра й доступну для спостереження в оптичні телескопи, називають атмосферою[3]. Для дистанційного дослідження доступні шари газової оболонки аж до глибини 300 км нижче рівня, що відповідає тиску 1 бар. Температура на такій глибині становить 320 K, а тиск — близько 100 бар[4].

Історія спостереження атмосфери Урана повна помилок і розчарувань. Уран — відносно слабкий об'єкт, і його видимий кутовий діаметр ніколи не перевищує 4″. Перші спектри атмосфери Урана були отримані з допомогою спектроскопа в 1869 і 1871 роках Анджело Секкі та Вільямом Гаґґінсом, що виявили ряд широких темних смуг, які вони не змогли ідентифікувати[5]. Їм також не вдалося виявити ніяких спектральних ліній, що відповідають сонячному світлу — факт, який згодом помилково інтерпретований Норманом Лок'єром як свідчення того, що Уран випромінює своє власне світло, а не відбиває сонячне[5][6]. 1889 року це невірне уявлення було спростоване[7]. Природа широких темних смуг у його видимій частині спектру залишалася невідомою до 40-х років ХХ століття[5].

Ключ до розшифрування темних смуг у спектрі Урана було знайдено в 1930-ті роки Рупертом Вільдтом і Весто Слайфером[8], які виявили, що темні смуги на 543, 619, 925, 865 і 890 нм належали газоподібному метану[5][8]. Це означало, що атмосфера Урана була прозора на велику глибину порівняно з газовими оболонками інших планет-гігантів[5]. 1950 року Джерард Койпер помітив ще дифузну темну смугу в спектрі Урана на 827 нм, яку він не зміг визначити[9]. 1952 року Герхард Герцберг, майбутній лауреат Нобелівської премії, показав, що ця лінія була викликана слабким квадрупольним поглинанням молекулярного водню, який, таким чином, став другою сполукою, виявленою на Урані[10]. До 1986 в атмосфері Урана жодних інших речовин не було виявлено[5]. Спектроскопічні спостереження, що виконувалися з 1967 року дозволили скласти наближений тепловий баланс атмосфери. Виявилося, що внутрішні джерела тепла практично не впливають на температуру атмосфери та її нагрівання здійснюється лише за рахунок випромінювання Сонця[11]. Внутрішнє підігрівання атмосфери не виявив і апарат Вояджер-2, що відвідав Уран 1986 року[12].

У січні 1986 року космічний апарат Вояджер-2 пролітав від Урана на мінімальній відстані 107 100 км[13] і вперше отримав зображення спектра атмосфери планети з близької відстані. Ці вимірювання підтвердили, що атмосфера складалася переважно з водню (72 %) і гелію (26 %), і, крім того, містила близько 2 % метану[14]. Атмосфера освітленої сторони планети на момент її вивчення Вояджером-2 була вкрай спокійною та не мала великих атмосферних утворень. Стан атмосфери з іншої сторони Урана вивчити не вдалося через полярну ніч на ній[15].

У 1990-х і 2000-х роках, з допомогою космічного телескопа «Габбл» і наземних телескопів, оснащених адаптивною оптикою вперше спостерігалися дискретні деталі хмарного покриву[16], що дозволило астрономам повторно виміряти швидкість вітру на Урані, відому раніше лише зі спостережень Вояджера-2 і дослідити динаміку атмосфери планети.

Склад[ред. | ред. код]

Температурний профіль тропосфери та нижньої стратосфери Урана. Вказано також основні шари хмарності.

Склад атмосфери Урана відрізняється від складу планети в цілому, її головними компонентами є молекулярний водень і гелій[17]. Молярна частка гелію була визначена на основі аналізу, виконаного космічним апаратом Вояджер-2[18]. Наразі приймаються значення 0,152 ± 0,033 у верхній тропосфері, що відповідає масовій частці 0,262 ± 0,048[17][19]. Це значення є дуже близьким до масової частки гелію у складі Сонця 0,2741 ± 0,0120[20][21].

Третій за розповсюдженістю газ у складі атмосфери Урана — метан (CH4), відомості про наявність якого були отримані в результаті наземних спектроскопічних вимірювань[17]. Метан має сильні смуги поглинання видимого та ближнього інфрачервоного світла, цим зумовлене аквамаринове[ru] чи блакитне забарвлення Урана[22]. Нижче метанових хмар, на рівні, що відповідає тиску 1,3 бар частка молекул метану становить близько 2,3 %[23], що у 10—30 разів більше від аналогічних показників для Сонця[17][18]. Вміст менш летких сполук, таких, як аміак, вода та сірководень у глибокій атмосфері наразі відомий лише наближено[17]. Вважається, що їхня концентрація в атмосфері Урана перевищує аналогічну для Сонця в десятки[24], чи навіть сотні разів[25]. Відомості про ізотопний склад атмосфери Урана дуже обмежені[26]. Станом на травень 2013 відоме лише кількісне відношення дейтерію до протію. Воно становить 5,5+3,5−1,5×10−5 та було виміряне з допомогою Інфрачервоної космічної обсерваторії[en] (ISO) у 1990-х роках. Це значення помітно вище, ніж аналогічне для Сонця (2,25 ± 0,35×10−5)[27][28].

ІЧ-спектроскопія, зокрема вимірювання з допомогою космічного телескопа «Спітцер» (SST)[29][30], дозволила виявити слідові кількості вуглеводнів у стратосфері Урана, які, ймовірно, були синтезовані з метану під дією сонячного УФ-випромінювання[31]. Вони включають етан (C2H6), ацетилен (C2H2)[30][32], метилацетилен (CH3C2H), діацетилен[ru] (C2HC2H)[33]. З допомогою ІЧ-спектроскопії також були виявлені сліди водяної пари[34], оксиду[35] й діоксиду вуглецю в стратосфері. Ці домішки швидше за все походять із зовнішнього джерела, наприклад, космічного пилу й комет[33].

Структура[ред. | ред. код]

Атмосферу Урана можна поділити на три основних шари: тропосферу, що охоплює проміжок висот від −300 до 50 км (за 0 прийнято умовну межу, де тиск становить 1 бар), стратосферу, що займає висоти від 50 до 4000 км і екзосферу, що простягається від висоти 4000 км до кількох радіусів планети. На відміну від земної, атмосфера Урана не має мезосфери[36][37].

Примітки[ред. | ред. код]

  1. Уран (рос.)
  2. Dr. David R. Williams. Uranus Fact Sheet (en). NASA Goddard Space Flight Center. Процитовано 2013-09-11.  (англ.)
  3. Lunine, 1993, с. 219—222
  4. de Pater Romani et al., 1991, с. 231, Fig. 13
  5. а б в г д е Fegley Gautier et al., 1991, с. 151–154
  6. Lockyer, 1889
  7. Huggins, 1889
  8. а б Adel, Slipher, 1934
  9. Kuiper, 1949
  10. Herzberg, 1952
  11. Pearl Conrath et al., 1990, с. 12–13, Table I
  12. Smith, 1984, с. 213-214
  13. Stone, 1987, с. 14,874, Table 3
  14. Fegley Gautier et al., 1991, с. 155–158, 168–169
  15. Smith Soderblom et al., 1986, с. 43–49
  16. Sromovsky та Fry, 2005, с. 459–460
  17. а б в г д Lunine, 1993, с. 222-230
  18. а б Tyler Sweetnam et al., 1986, с. 80–81
  19. Conrath Gautier et al., 1987, с. 15,007, Table 1
  20. Lodders, 2003, с. 1,228-1,230
  21. Conrath Gautier et al., 1987, с. 15,008–15,009
  22. Lunine, 1993, с. 235-240
  23. Lindal Lyons et al., 1987, с. 14,987, 14,994-14,996
  24. Atreya, Wong, 2005, с. 130–131
  25. de Pater Romani et al., 1989, с. 310–311
  26. Encrenaz, 2005, с. 107-110
  27. Encrenaz, 2003, с. 98–100, Table 2 on p. 96
  28. Feuchtgruber Lellouch et al., 1999
  29. Burgdorf Orton et al., 2006, с. 634-635
  30. а б Bishop Atreya et al., 1990, с. 448
  31. Summers та Strobel, 1989, с. 496–497
  32. Encrenaz, 2003, с. 93
  33. а б Burgdorf Orton et al., 2006, с. 636
  34. Encrenaz, 2003, с. 92
  35. Encrenaz Lellouch et al., 2004, с. L8
  36. Lunine, 1993, с. 219–222
  37. Herbert Sandel et al., 1987, с. 15,097, Fig. 4

Література[ред. | ред. код]