Az Uránusz légköre

Az oldal jelenlegi verzióját még nem ellenőrizték tapasztalt közreműködők, és jelentősen eltérhet a 2022. június 4-én felülvizsgált verziótól ; az ellenőrzések 3 szerkesztést igényelnek .

Az Uránusz légköre a Jupiter és a Szaturnusz légköréhez hasonlóan főként hidrogénből és héliumból áll [1] . Nagy mélységben jelentős mennyiségű vizet , ammóniát és metánt tartalmaz , amelyek az Uránusz és a Neptunusz légkörének jellemzői . Ennek az ellenkezője igaz a felső légkörben, ahol nagyon kevés a hidrogénnél és a héliumnál nehezebb anyag. Az Uránusz légköre a leghidegebb a Naprendszer bolygóinak légkörei közül 49 K.

Az Uránusz légköre három fő rétegre oszlik:

Figyelemre méltó, hogy a Föld légkörével ellentétben az Uránusz légkörének nincs mezoszférája .

Felhők

A troposzférában négy felhőréteg található:

Csak a két felső felhőréteg érhető el közvetlen megfigyelésre, míg az alatta lévő rétegek létezését csak elméletileg jósolják meg. Ritkán figyelhető meg fényes troposzférikus felhő az Uránuszon, ami valószínűleg a bolygó mély régióiban tapasztalható alacsony konvekciós aktivitásnak köszönhető. Az ilyen felhők megfigyeléseit azonban felhasználták a bolygó zónaszéleinek sebességének mérésére, amely eléri a 250 m/s-ot [3] .

Jelenleg kevesebb információ áll rendelkezésre az Uránusz légköréről, mint a Szaturnusz és a Jupiter légköréről. 2013 májusáig egyetlen űrszonda, a Voyager 2 vizsgálta közelről az Uránuszt. Jelenleg nem terveznek más Uránusz küldetést.

Megfigyelés és tanulmányozás

Bár az Uránusznak önmagában nincs szilárd felülete , gáznemű héjának a középponttól legtávolabbi és optikai távcsövekkel megfigyelhető részét atmoszférának nevezik . [4] A gázburok rétegei 300 km-rel az 1 bar nyomásnak megfelelő szint alatti távtanulmányozásra rendelkezésre állnak. A hőmérséklet ebben a mélységben 320 K , a nyomás pedig körülbelül 100 bar. [5]

Az Uránusz légkörének megfigyelésének története tele van hibákkal és csalódásokkal. Az Uránusz viszonylag halvány tárgy, és látszólagos szögátmérője soha nem haladja meg a 4 hüvelyket. Az Uránusz légkörének első spektrumát spektroszkóppal 1869-ben és 1871-ben vették fel Angelo Secchi és William Huggins , akik számos széles, sötét sávot találtak, amelyeket nem tudtak azonosítani . [6] Nem sikerült kimutatniuk a napfénynek megfelelő spektrumvonalat sem  , ezt a tényt később Norman Locker tévesen úgy értelmezte, mint annak bizonyítékát, hogy az Uránusz a saját fényét bocsátja ki, nem pedig a napfényt. [6] [7] 1889-ben ezt a tévhitet megcáfolták. [8] A spektrum látható részén található széles sötét sávok természete az 1940-es évekig ismeretlen maradt. [6]

Az Uránusz spektrumában lévő sötét sávok megfejtésének kulcsát az 1930-as években Rupert Wildt és Westo Slifer [9] fedezte fel , akik megállapították, hogy az 543, 619, 925, 865 és 890 nm-nél lévő sötét sávok metángázhoz tartoznak . [6] [9] Ez azt jelentette, hogy az Uránusz légköre nagyobb mélységben átlátszó volt, mint más óriásbolygók gáznemű héjai. [6] 1950-ben Gerard Kuiper újabb diffúz sötét sávot vett észre az urán spektrumában 827 nm-en, amelyet nem tudott azonosítani. [10] 1952-ben Gerhard Herzberg , a leendő Nobel-díjas kimutatta, hogy ezt a vonalat a molekuláris hidrogén gyenge abszorpciója okozza , így ez lett a második vegyület, amelyet az Uránuszon találtak. [11] 1986-ig a metán és a hidrogén volt az egyetlen olyan anyag, amelyet az Uránusz légkörében találtak [6] . Az 1967 óta végzett spektroszkópiai megfigyelések lehetővé tették a légkör közelítő hőmérlegének összeállítását. Kiderült, hogy a belső hőforrások gyakorlatilag nem befolyásolják a légkör hőmérsékletét, és a fűtés csak a napsugárzás hatására történik. [12] Az 1986-ban az Uránuszt meglátogató Voyager 2 nem észlelte a légkör belső felmelegedését . [13]

1986 januárjában a Voyager 2 űrszonda az Uránusztól legalább 107 100 km távolságra [14] repült, és először kapott közelről képeket a bolygó légkörének spektrumáról. Ezek a mérések megerősítették, hogy a légkör főként hidrogénből (72%) és héliumból (26%) állt, ezen kívül körülbelül 2% metánt tartalmazott. [15] A bolygó megvilágított oldalának légköre a Voyager 2 által végzett vizsgálat idején rendkívül nyugodt volt, és nem mutatott ki nagy légköri képződményeket. Az Uránusz túloldalán az atmoszféra állapotának tanulmányozása az apparátus repülése idején ott uralkodó sarki éjszaka miatt nem volt lehetséges . [16]

Az 1990-es és 2000-es években figyelték meg először a felhőtakaró diszkrét részleteit a Hubble Űrteleszkóp és az adaptív optikával felszerelt földi teleszkópok [17] segítségével, ami lehetővé tette a csillagászok számára, hogy újra megmérjék a szélsebességet az Uránuszon, amelyet korábban csak Voyager megfigyelések 2 és fedezze fel a bolygó légkörének dinamikáját.

Összetétel

Az Uránusz légkörének összetétele eltér a bolygó összetételétől, fő összetevői a molekuláris hidrogén és a hélium . [18] A hélium moláris hányadát a Voyager 2 űrszonda által végzett elemzés alapján határozták meg . [19] A jelenleg elfogadott értékek 0,152 ± 0,033 a felső troposzférában, ami 0,262 ± 0,048 tömeghányadnak felel meg . [18] [20] Ez az érték nagyon közel áll a hélium tömeghányadához a Nap összetételében 0,2741 ± 0,0120 . [21] [22]

Az Uránusz légkörében a harmadik leggyakoribb gáz a metán (CH 4 ) , amelynek jelenlétét földi spektroszkópiai mérések is kimutatták . [18] A metán erős látható és közeli infravörös abszorpciós sávokkal rendelkezik, így az Uránusz akvamarin vagy kék színű. [23] A metánfelhők alatt, 1,3 bar nyomásszint mellett a metánmolekulák aránya körülbelül 2,3% [24] , ami 10-30-szor magasabb, mint a Napé. [18] [19] A kevésbé illékony vegyületek, például ammónia , víz és kénhidrogén tartalma a mély légkörben jelenleg csak megközelítőleg ismert. [18] Feltételezik, hogy koncentrációjuk az Uránusz légkörében tízszer [25] vagy akár százszor meghaladja a Napét. [26]

Az uráni légkör izotóp -összetételének ismerete nagyon korlátozott . [27] 2013 májusától csak a deutérium és a protium aránya ismert . 5.5 van+3,5
−1,5⋅10 -5 , és az Infravörös Űrmegfigyelő Intézet (ISO) mérte az 1990-es években. Ez az érték észrevehetően magasabb, mint a Nap analóg értéke ( 2,25 ± 0,35⋅10 -5 ). [28] [29]

Az IR-spektroszkópia , beleértve a Spitzer Űrteleszkóppal (SST) végzett méréseket is, [30] [31] nyomokban kimutatott szénhidrogéneket az urán sztratoszférában, amelyek feltehetően metánból szintetizálódtak az indukált nap UV-sugárzásának hatására. [32] Ide tartozik az etán (C 2 H 6 ) , acetilén ( C 2 H 2 ) , [31] [33] metil -acetilén (CH 3 C 2 H) , diacetilén (C 2 HC 2 H) . [34] . Az infravörös spektroszkópia vízgőz, [35] szén-monoxid [36] és szén-dioxid nyomait is kimutatta a sztratoszférában. Ezek a szennyeződések nagy valószínűséggel külső forrásból származnak, például kozmikus porból és üstökösökből . [34]

Szerkezet

Az Uránusz atmoszférája három fő rétegre osztható: a troposzférára , amely –300 km-től 50 km-ig terjedő magassági tartományt foglal el (a 0-t feltételes határnak tekintjük, ahol a nyomás 1 bar), a sztratoszférára , amely a magasságot 1 bar. 50-4000 km, az exoszféra pedig 4000 km-es magasságtól a bolygó több sugaráig terjed. A Föld légkörével ellentétben az uráni légkörnek nincs mezoszférája . [37] [38]

Jegyzetek

  1. ↑ Uranus  (angolul)  (hivatkozás nem érhető el) . NASA. Letöltve: 2013. szeptember 11. Az eredetiből archiválva : 2013. január 25..
  2. ↑ URAN . Letöltve: 2013. május 10. Az eredetiből archiválva : 2016. március 4.
  3. ↑ Dr. David R. Williams Uránusz  adatlap . NASA Goddard Űrrepülési Központ. Letöltve: 2013. szeptember 11. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 11..
  4. ↑ Lunine, 1993 , pp. 219-222.
  5. ↑ de Pater Romani et al., 1991 , Fig. 13. o. 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 , I. táblázat, pp. 12–13.
  13. ↑ Smith, 1984 , pp. 213-214.
  14. ↑ Stone, 1987 , 3. táblázat, 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. ↑ 12 Tyler Sweetnam et al., 1986 , pp. 80–81.
  20. ↑ Conrath Gautier et al., 1987 , 1. táblázat, 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 , 2. táblázat a p. 96, pp. 98–100.
  29. ↑ Feuchtgruber Lellouch et al., 1999 .
  30. ↑ Burgdorf Orton 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 Orton 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 , ábra. 4. o. 15,097.

Irodalom

 Uránusz
Az Uránusz holdjai Uránusz bolygó
JellemzőkUránusz gyűrűi
Nyítás
Kutatás
Uránusz trójaiak2011 QF99
Egyéb