Atmosféra Uranu

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 4. června 2022; kontroly vyžadují 3 úpravy .

Atmosféra Uranu , stejně jako atmosféra Jupiteru a Saturnu , se skládá převážně z vodíku a hélia [1] . Ve velkých hloubkách obsahuje značné množství vody , čpavku a metanu , což jsou charakteristické znaky atmosfér Uranu a Neptunu . Opak je pravdou v horních vrstvách atmosféry, která obsahuje velmi málo látek těžších než vodík a helium. Atmosféra Uranu je nejchladnější ze všech planetárních atmosfér ve sluneční soustavě , s 49 K.

Atmosféra Uranu je rozdělena do tří hlavních vrstev:

Je pozoruhodné, že na rozdíl od Země nemá atmosféra Uranu mezosféru .

Mraky

V troposféře jsou čtyři vrstvy mraků:

Přímému pozorování jsou přístupné pouze dvě horní vrstvy mraků, zatímco existence spodních vrstev je předpovídána pouze teoreticky. Jasná troposférická oblaka jsou na Uranu pozorována jen zřídka, což je pravděpodobně způsobeno nízkou konvekční aktivitou v hlubokých oblastech planety. Pozorování takových mraků však bylo využito k měření rychlosti zonálních větrů na planetě, která dosahuje až 250 m/s [3] .

O atmosféře Uranu je v současnosti méně informací než o atmosférách Saturnu a Jupiteru. V květnu 2013 studovala Uran na blízko pouze jedna kosmická loď, Voyager 2 . Žádné další mise na Uran se v současnosti neplánují.

Pozorování a studium

Ačkoli Uran sám o sobě nemá pevný povrch , část jeho plynného obalu, nejvzdálenější od středu a přístupná pro pozorování v optických dalekohledech , se nazývá atmosféra . [4] Vrstvy plynové obálky jsou k dispozici pro dálkové studium až do hloubky 300 km pod hladinou odpovídající tlaku 1 bar. Teplota v této hloubce je 320 K a tlak asi 100 barů. [5]

Historie pozorování atmosféry Uranu je plná omylů a zklamání. Uran je relativně slabý objekt a jeho zdánlivý úhlový průměr nikdy nepřesahuje 4″. První spektra atmosféry Uranu pořídili spektroskopem v letech 1869 a 1871 Angelo Secchi a William Huggins , kteří našli řadu širokých tmavých pásů, které nebyli schopni identifikovat . [6] Také se jim nepodařilo detekovat žádné spektrální čáry odpovídající slunečnímu světlu  , což je skutečnost, kterou Norman Locker později chybně vyložil jako důkaz, že Uran vyzařuje své vlastní světlo, spíše než odrážející sluneční světlo. [6] [7] V roce 1889 byla tato mylná představa vyvrácena. [8] Povaha širokých tmavých pásů ve viditelné části spektra zůstala neznámá až do 40. let 20. století. [6]

Klíč k dešifrování tmavých pásů ve spektru Uranu objevili ve 30. letech 20. století Rupert Wildt a Westo Slifer [9] , kteří zjistili, že tmavé pásy na 543, 619, 925, 865 a 890 nm patřily plynu metanu . [6] [9] To znamenalo, že atmosféra Uranu byla průhledná do větší hloubky ve srovnání s plynnými obaly jiných obřích planet. [6] V roce 1950 si Gerard Kuiper všiml dalšího difúzního tmavého pásu ve spektru uranu o vlnové délce 827 nm, který nedokázal identifikovat. [10] V roce 1952 Gerhard Herzberg , budoucí nositel Nobelovy ceny , ukázal, že tato linie byla způsobena slabými absorpcemi molekulárního vodíku , který se tak stal druhou sloučeninou nalezenou na Uranu. [11] Do roku 1986 byly metan a vodík jedinými látkami, které se nacházely v atmosféře Uranu [6] . Spektroskopická pozorování prováděná od roku 1967 umožnila sestavit přibližnou tepelnou bilanci atmosféry. Ukázalo se, že vnitřní zdroje tepla nemají prakticky žádný vliv na teplotu atmosféry a její ohřev se uskutečňuje pouze díky slunečnímu záření. [12] Voyager 2 , který navštívil Uran v roce 1986, nezjistil žádné vnitřní zahřívání atmosféry . [13]

V lednu 1986 proletěla sonda Voyager 2 od Uranu v minimální vzdálenosti 107 100 km [14] a poprvé získala snímky spektra atmosféry planety z bezprostřední blízkosti. Tato měření potvrdila, že atmosféra se skládá převážně z vodíku (72 %) a helia (26 %) a navíc obsahuje asi 2 % metanu. [15] Atmosféra osvětlené strany planety byla v době jejího studia sondou Voyager 2 extrémně klidná a neodhalovala velké atmosférické útvary. Studovat stav atmosféry na druhé straně Uranu nebylo možné kvůli polární noci , která tam v době letu aparátu panovala . [16]

V 90. a 20. století byly diskrétní detaily oblačnosti poprvé pozorovány pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu a pozemních dalekohledů vybavených adaptivní optikou [17] , což astronomům umožnilo přeměřit rychlosti větru na Uranu, dříve známé pouze z Pozorování Voyageru 2 a prozkoumejte dynamiku atmosféry planety.

Složení

Složení atmosféry Uranu se liší od planetárního složení jako celku, jeho hlavními složkami jsou molekulární vodík a helium . [18] Molární zlomek helia byl určen z analýzy provedené kosmickou lodí Voyager 2 . [19] Aktuálně akceptované hodnoty jsou 0,152 ± 0,033 v horní troposféře, což odpovídá hmotnostnímu zlomku 0,262 ± 0,048 . [18] [20] Tato hodnota je velmi blízká hmotnostnímu zlomku helia ve složení Slunce 0,2741 ± 0,0120 . [21] [22]

Třetím nejběžnějším plynem v atmosféře Uranu je metan (CH 4 ) , jehož přítomnost byla hlášena z pozemních spektroskopických měření. [18] Metan má silné viditelné a blízké infračervené absorpční pásy , díky čemuž má Uran akvamarínovou nebo modrou barvu. [23] Pod metanovými oblaky je při tlakové hladině 1,3 baru podíl molekul metanu asi 2,3 % [24] , což je 10 až 30krát více než u Slunce. [18] [19] Obsah méně těkavých sloučenin jako je čpavek , voda a sirovodík v hluboké atmosféře je v současnosti znám pouze přibližně. [18] Předpokládá se, že jejich koncentrace v atmosféře Uranu převyšuje koncentraci Slunce desítky [25] nebo dokonce stokrát. [26]

Znalost izotopového složení atmosféry Uranu je velmi omezená. [27] Od května 2013 je znám pouze poměr deuteria k protiu . Je 5.5+3,5
−1,5⋅10 −5 a byla změřena Infrared Space Observatory (ISO) v 90. letech 20. století. Tato hodnota je znatelně vyšší než analogická hodnota pro Slunce ( 2,25 ± 0,35⋅10 −5 ). [28] [29]

IR spektroskopie , včetně měření Spitzerovým vesmírným dalekohledem (SST), [30] [31] odhalila stopová množství uhlovodíků ve stratosféře uranu, o kterých se předpokládá, že byly syntetizovány z metanu pod vlivem indukovaného slunečního UV záření. [32] Patří sem ethan (C 2 H 6 ) , acetylen (C 2 H 2 ) , [31] [33] methylacetylen (CH 3 C 2 H) , diacetylen (C 2 HC 2 H) . [34] . IR spektroskopie také detekovala stopy vodní páry, [35] oxidu uhelnatého [36] a oxidu uhličitého ve stratosféře. Tyto nečistoty s největší pravděpodobností pocházejí z externího zdroje, jako je kosmický prach a komety . [34]

Struktura

Atmosféru Uranu lze rozdělit do tří hlavních vrstev: troposféra , která zaujímá výškový rozsah od -300 km do 50 km (0 je brána jako podmíněná hranice, kde tlak je 1 bar), stratosféra , pokrývající výšky od 50 až 4000 km a exosféra , která se rozprostírá od výšek 4000 km do několika poloměrů planety. Je pozoruhodné, že na rozdíl od Země nemá uranská atmosféra mezosféru . [37] [38]

Poznámky

  1. ↑ Uran  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . NASA. Získáno 11. září 2013. Archivováno z originálu 25. ledna 2013.
  2. ↑ URAN . Získáno 10. 5. 2013. Archivováno z originálu 4. 3. 2016.
  3. ↑ Dr. David R. Williams Přehled údajů o Uranu  . NASA Goddard Space Flight Center. Získáno 11. září 2013. Archivováno z originálu 11. srpna 2011.
  4. ↑ Lunine, 1993 , pp. 219-222.
  5. ↑ de Pater Romani et al., 1991 , Obr. 13, str. 231.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Fegley Gautier a kol., 1991 , str. 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 , tabulka I, str. 12–13.
  13. ↑ Smith, 1984 , pp. 213-214.
  14. ↑ Kámen, 1987 , Tabulka 3, str. 14,874.
  15. ↑ Fegley Gautier a kol., 1991 , pp. 155–158, 168–169.
  16. ↑ Smith Soderblom a kol., 1986 , pp. 43–49.
  17. ↑ Šromovský, Fry, 2005 , pp. 459–460.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Lunine, 1993 , str. 222-230.
  19. ↑ 12 Tyler Sweetnam a kol., 1986 , pp. 80–81.
  20. ↑ Conrath Gautier et al., 1987 , tabulka 1, str. 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 a kol., 1987 , pp. 14,987, 14,994-14,996.
  25. ↑ Atreya, Wong, 2005 , str. 130–131.
  26. ↑ de Pater Romani et al., 1989 , pp. 310–311.
  27. ↑ Encrenaz, 2005 , str. 107-110.
  28. ↑ Encrenaz, 2003 , Tabulka 2 na str. 96, str. 98–100.
  29. ↑ Feuchtgruber Lellouch et al., 1999 .
  30. ↑ Burgdorf Orton a kol., 2006 , pp. 634-635.
  31. ↑ 1 2 Bishop Atreya et al., 1990 , str. 448.
  32. ↑ Summers, Strobel, 1989 , pp. 496–497.
  33. ↑ Encrenaz, 2003 , str. 93.
  34. ↑ 1 2 Burgdorf Orton a kol., 2006 , s. 636.
  35. ↑ Encrenaz, 2003 , str. 92.
  36. ↑ Encrenaz Lellouch et al., 2004 , str. L8.
  37. ↑ Lunine, 1993 , pp. 219–222.
  38. ↑ Herbert Sandel et al., 1987 , Obr. 4, str. 15 097.

Literatura

 Uran
Měsíce Uranu Planeta Uran
CharakteristikaPrsteny Uranu
Otevírací
Výzkum
Trojské koně Uranu2011 QF99
jiný