Это хорошая статья. Для получения дополнительной информации нажмите здесь.
Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Беловато-голубая сферическая планета на черном фоне космоса
Уран с космического корабля " Вояджер-2"

Атмосфера Урана состоит в основном из водорода и гелия . На глубине он значительно обогащен летучими веществами (называемыми «льдами»), такими как вода , аммиак и метан . Обратное верно для верхних слоев атмосферы, в которых очень мало газов тяжелее водорода и гелия из-за их низкой температуры. Уран атмосфера «ы самый холодный из всех планет, с ее температура достигает столь же низко как 49  K .

Атмосферу Урана можно разделить на пять основных слоев: тропосфера между высотами от -600 [a] до 50 км и давлением от 100 до 0,1 бар; стратосферы , охватывающих высот между 50 и 4000 км и давлений между 0,1 и 10 -10  бар; и горячая термосфера (и экзосфера ), простирающаяся от высоты 4056 км до нескольких радиусов Урана от номинальной поверхности при давлении 1 бар. [1] В отличие от Земли , атмосфера Урана не имеет мезосферы .

В тропосфере находятся четыре облачных слоя: облака из метана при давлении около 1,2  бар , облака сероводорода и аммиака при давлении 3–10 бар, облака гидросульфида аммония при давлении 20–40 бар и, наконец, водяные облака при давлении ниже 50 бар. Непосредственно наблюдались только два верхних слоя облаков - более глубокие облака остаются предположительными. Над облаками лежит несколько тонких слоев фотохимической дымки. Дискретные яркие тропосферные облака на Уране редки, вероятно, из-за вялой конвекции внутри планеты. Тем не менее, наблюдения за такими облаками использовались для измерения зональных ветров на планете, которые очень быстрые и достигают 240 м / с.

Мало что известно об атмосфере Урана, поскольку на сегодняшний день только один космический корабль " Вояджер-2" , пролетевший мимо планеты в 1986 году, получил некоторые ценные данные о составе. Никаких других миссий на Уран в настоящее время не запланировано.

Наблюдение и исследование [ править ]

Атмосфера Урана во время программы Outer Planet Atmosphere Legacy (OPAL).

Хотя внутри Урана нет четко определенной твердой поверхности, самая внешняя часть газовой оболочки Урана (область, доступная для дистанционного зондирования) называется его атмосферой . [1] Возможность дистанционного зондирования простирается вплоть до примерно 300 км ниже уровня 1 бар, при соответствующем давлении около 100  бар и температуре 320  К . [2]

История наблюдений за атмосферой Урана длинна и полна ошибок и разочарований. Уран - относительно слабый объект, и его видимый угловой диаметр меньше 5 дюймов. [3] Первые спектры Урана наблюдались через призму в 1869 и 1871 годах Анджело Секки и Уильямом Хаггинсом , которые обнаружили ряд широких темных полос, которые они не смогли идентифицировать. [3] Они также не смогли обнаружить какие-либо солнечные линии фраунгофера - факт, который позже интерпретировал Норман Локьер, как указание на то, что Уран излучал свой собственный свет, а не отражал свет от Солнца. [3] [4]Однако в 1889 году астрономы наблюдали солнечные линии фраунгофера в фотографических ультрафиолетовых спектрах планеты, раз и навсегда доказав, что Уран сиял в отраженном свете. [5] Природа широких темных полос в видимом спектре оставалась неизвестной до четвертого десятилетия двадцатого века. [3]

Хотя в настоящее время Уран в основном пустой, исторически было показано, что он имеет случайные особенности, например, в марте и апреле 1884 года, когда астрономы Анри Жозеф Перротен , Норман Локьер и Шарль Трепье наблюдали яркое удлиненное пятно (предположительно, шторм). вращается вокруг экватора планеты. [6]

Ключом к расшифровке спектра Урана был обнаружен в 1930 году Руперт Вильдт и Слайфер , [7] , который нашел , что темные полосы при 543, 619, 925, 865 и 890 нм принадлежали к газообразным метаном . [3] Их никогда раньше не наблюдали, потому что они были очень слабыми и требовали большой длины пути для обнаружения. [7] Это означало, что атмосфера Урана была прозрачной на гораздо большей глубине, чем у других планет-гигантов. [3] В 1950 году Джерард Койпер заметил еще одну размытую темную полосу в спектре Урана при 827 нм, которую ему не удалось идентифицировать. [8] В 1952 году Герхард Герцберг., будущий лауреат Нобелевской премии , показал, что эта полоса была вызвана слабым квадрупольным поглощением молекулярного водорода , который стал вторым соединением, обнаруженным на Уране. [9] До 1986 года в атмосфере Урана были известны только два газа, метан и водород. [3] дальнего инфракрасного спектроскопического наблюдения , начиная с 1967 года последовательно показали , что атмосфера Урана была в приблизительном тепловом равновесии с поступающей солнечной радиации (другими словами, он излучал столько тепла , сколько он получил от Солнца), и нет внутреннего источника тепла требовалось объяснить наблюдаемые температуры. [10] Никаких дискретных особенностей на Уране не наблюдалось доВизит " Вояджера-2" в 1986 году. [11]

В январе 1986 года космический корабль « Вояджер-2» пролетел мимо Урана на минимальном расстоянии 107 100 км [12], где были получены первые изображения и спектры его атмосферы крупным планом. В целом они подтвердили, что атмосфера состоит в основном из водорода и гелия с примерно 2% метана. [13] Атмосфера казалась очень прозрачной и лишенной густой стратосферной и тропосферной дымки. Наблюдалось лишь ограниченное количество дискретных облаков. [14]

В 1990-х и 2000-х годах наблюдения с помощью космического телескопа Хаббл и наземных телескопов, оснащенных системами адаптивной оптики (например, телескопом Кека и инфракрасным телескопом НАСА ), впервые позволили наблюдать отдельные особенности облаков с Земли. . [15] Отслеживание их позволило астрономам повторно измерить скорость ветра на Уране, известную ранее только из наблюдений « Вояджера-2» , и изучить динамику атмосферы Урана. [16]

Состав [ править ]

Состав атмосферы Урана отличается от атмосферы Урана в целом и состоит в основном из молекулярного водорода и гелия . [17] Молярная доля гелия, то есть количество атомов гелия на молекулу водорода / гелия, была определена на основе анализа спутников « Вояджер-2» в дальней инфракрасной области и радиозатменных наблюдений. [18] В настоящее время принятое значение:0,152 ± 0,033 в верхней тропосфере, что соответствует массовой доле0,262 ± 0,048 . [17] [19] Это значение очень близко к массовой доле протосолнечного гелия в0,2741 ± 0,0120 , [20] указывая на то, что гелий не осел по направлению к центру планеты, как это произошло в газовых гигантах. [21]

Третьим наиболее распространенным компонентом уранической атмосфере метана (СН 4 ) , [22] , присутствие которых было известно в течение некоторого времени в результате наземных спектроскопических наблюдений. [17] Метан обладает заметными полосами поглощения в видимой и ближней инфракрасной областях , что делает Уран аквамариновым или голубым цветом. [23] Под облаками метана при давлении 1,3  бар молекулы метана составляют около 2,3% [24] атмосферы по молярной доле; примерно в 10–30 раз больше, чем на Солнце.[17] [18] Соотношение смешивания намного ниже в верхних слоях атмосферы из-за чрезвычайно низкой температуры в тропопаузе , которая снижает уровень насыщения и вызывает замерзание избыточного метана. [25] Кажется, что метан недонасыщен в верхней тропосфере над облаками, имея парциальное давление только 30% от давления насыщенного пара там. [24] Концентрация менее летучих соединений, таких как аммиак , вода и сероводород в глубоких слоях атмосферы, неизвестна. [17]Однако, как и в случае с метаном, их содержания, вероятно, превышают солнечные значения по крайней мере в 20–30 раз [26] и, возможно, в несколько сот раз. [27]

Знания об изотопном составе атмосферы Урана очень ограничены. [28] На сегодняшний день единственным известным соотношением изотопов является соотношение дейтерия к легкому водороду:5.5+3,5
-1,5× 10 −5 , который был измерен Инфракрасной космической обсерваторией (ISO) в 1990-х годах. Похоже, что оно выше протосолнечного значения(2.25 ± 0.35) × 10 −5 измерено на Юпитере. [29] Дейтерий содержится почти исключительно в молекулах дейтерида водорода , которые он образует с нормальными атомами водорода. [30]

Инфракрасная спектроскопия, в том числе измерения с помощью космического телескопа Spitzer (SST), [31] и наблюдения за УФ- затмением, [32], обнаружила следовые количества сложных углеводородов в стратосфере Урана, которые, как считается, производятся из метана в результате фотолиза, индуцированного солнечным УФ радиация. [33] Они включают этан (C 2 H 6 ) , ацетилен (C 2 H 2 ) , [32] [34] метилацетилен (CH 3 C 2 H)., диацетилен (C 2 HC 2 H) . [35] Инфракрасная спектроскопия также выявила следы водяного пара, [36] окиси углерода [37] и углекислого газа в стратосфере, которые, вероятно, происходят от внешнего источника, такого как падающая пыль и кометы . [35]

Структура [ править ]

Температурный профиль тропосферы и нижней стратосферы Урана. Также указаны слои облачности и дымки.

Атмосферу Урана можно разделить на три основных слоя: тропосферу между высотами от –300 [a] до 50 км и давлением от 100 до 0,1 бар; стратосферы , охватывающие высоты между 50 и 4000 км и давлением между 0,1 и 10 -10  бара; и термосфера / экзосфера, простирающаяся от 4000 км до нескольких радиусов Урана от поверхности. Нет мезосферы . [1] [38]

Тропосфера [ править ]

Тропосфера - это самая нижняя и самая плотная часть атмосферы, для которой характерно снижение температуры с высотой. [1] Температура падает с примерно 320 К в основании тропосферы на расстоянии –300 км до примерно 53 К на расстоянии 50 км. [2] [18] Температура на холодной верхней границе тропосферы (тропопауза) фактически колеблется в диапазоне от 49 до 57 К в зависимости от широты планеты, при этом самая низкая температура достигается около 25 ° южной широты . [39] [40] Тропосфера удерживает почти всю массу атмосферы, и область тропопаузы также ответственна за подавляющее большинство тепловых излучений планеты в дальней инфракрасной области , таким образом определяя ееэффективная температура от59,1 ± 0,3 К . [40] [41]

Считается, что тропосфера обладает очень сложной облачной структурой; Предполагается, что водяные облака лежат в диапазоне давлений от 50 до 300 бар , облака гидросульфида аммония - в диапазоне от 20 до 40 бар , облака аммиака или сероводорода - от 3 до 10 бар и, наконец, тонкие облака метана - от 1 до 2 бар . [2] [23] [26] Хотя « Вояджер-2» непосредственно обнаружил метановые облака, [24] все остальные облачные слои остаются предположительными. Существование облачного слоя сероводорода возможно только при соотношении серы и азотачисленность (отношение сигнал / шум) значительно превышает его солнечное значение 0,16. [23] В противном случае весь сероводород вступил бы в реакцию с аммиаком, образуя гидросульфид аммония, и вместо этого появились бы облака аммиака в диапазоне давлений 3–10 бар. [27] Повышенное отношение сигнал / шум подразумевает истощение аммиака в диапазоне давления 20-40 бар, где образуются облака гидросульфида аммония. Это может быть результатом растворения аммиака в каплях воды в водяных облаках или в глубоком ионно-водном океане. [26] [27]

Точное расположение двух верхних слоев облаков несколько спорно. Облака метана были непосредственно обнаружены " Вояджером-2" при давлении 1,2–1,3 бар с помощью радиозатменного излучения. [24] Этот результат был позже подтвержден анализом изображений конечностей космического корабля " Вояджер-2" . [23] На основании спектроскопических данных в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах (0,5–1 мкм) верхняя часть более глубоких облаков аммиака / сероводорода была определена как давление 3 бар. [42] Однако недавний анализ спектроскопических данных в диапазоне длин волн 1–2,3 мкм показал, что верхняя часть облаков метана находится на уровне 2 бар, а верхняя часть нижних облаков - на уровне 6 бар. [43]Это противоречие может быть разрешено, когда появятся новые данные о поглощении метана в атмосфере Урана. [b] Оптическая толщина двух верхних слоев облаков зависит от широты: оба слоя становятся тоньше на полюсах по сравнению с экватором, хотя в 2007 г. оптическая толщина слоя облаков метана имела локальный максимум на 45 ° ю.ш., где южный полярный воротник расположен ( см. ниже ). [46]

Тропосфера очень динамична, с сильными зональными ветрами, яркими метановыми облаками [47], темными пятнами [48] и заметными сезонными изменениями. ( см. ниже ) [49]

Профили температуры в стратосфере и термосфере Урана. Заштрихованная область - это место концентрации углеводородов.

Стратосфера [ править ]

Стратосферы являются средним слоем уранической атмосферы, в которой температура обычно возрастает с увеличением высоты от 53 K в тропопаузе до от 800 до 850 К в базовой термосфере . [50] Нагрев стратосферы вызывается теплопроводностью вниз от горячей термосферы [51] [52], а также поглощением солнечного УФ- и ИК- излучения метаном и сложными углеводородами, образующимися в результате фотолиза метана . [33] [51]Метан попадает в стратосферу через холодную тропопаузу, где его коэффициент смешения по отношению к молекулярному водороду составляет примерно 3 × 10 –5 , что в три раза ниже уровня насыщения. [25] Далее оно уменьшается примерно до 10 -7 на высоте, соответствующей давлению 0,1 мбар. [53]

Углеводороды тяжелее метана присутствуют в относительно узком слое на высоте от 160 до 320 км, что соответствует диапазону давления от 10 до 0,1 мбар и температуре от 100 до 130 К. [25] [35] Самые распространенные стратосферные углеводороды после метана. представляют собой ацетилен и этан с соотношением компонентов около 10 -7 . [53] Более тяжелые углеводороды, такие как метилацетилен и диацетилен, имеют соотношение смешивания примерно 10 -10 - на три порядка ниже. [35] Температура и соотношение смеси углеводородов в стратосфере меняются в зависимости от времени и широты.[54] [c] Сложные углеводороды ответственны за охлаждение стратосферы, особенно ацетилен, имея сильную линию излучения на длине волны 13,7 мкм. [51]

Помимо углеводородов, стратосфера содержит окись углерода, а также следы водяного пара и углекислого газа. Соотношение смеси монооксида углерода - 3 × 10 -8 - очень похоже на соотношение смеси углеводородов [37], в то время как отношения смешивания диоксида углерода и воды составляют примерно 10 -11 и 8 × 10 -9 , соответственно. [35] [57] Эти три соединения относительно однородно распределены в стратосфере и не ограничены узким слоем, как углеводороды. [35] [37]

Этан, ацетилен и диацетилен конденсируются в более холодной нижней части стратосферы [33], образуя слои дымки с оптической толщиной около 0,01 в видимом свете. [58] Конденсация происходит примерно при 14, 2,5 и 0,1 мбар для этана, ацетилена и диацетилена соответственно. [59] [d] Концентрация углеводородов в стратосфере Урана значительно ниже, чем в стратосферах других планет-гигантов - верхняя атмосфера Урана очень чистая и прозрачная над слоями дымки. [54] Это истощение вызвано слабым вертикальным перемешиванием и делает стратосферу Урана менее непрозрачной.и, как следствие, холоднее, чем на других планетах-гигантах. [54] [60] Муты, как и их родительские углеводороды, неравномерно распределены по Урану; во время солнцестояния 1986 года, когда « Вояджер-2» проходил мимо планеты, они были сконцентрированы около солнечного полюса, делая его темным в ультрафиолетовом свете. [61]

Термосфера и ионосфера [ править ]

Самый внешний слой атмосферы Урана, простирающийся на тысячи километров, - это термосфера / экзосфера, которая имеет однородную температуру от 800 до 850 К. [51] [62] Это намного выше, чем, например, 420 К. наблюдается в термосфере Сатурна. [63] Источники тепла, необходимые для поддержания таких высоких температур, не изучены, поскольку ни солнечное FUV / EUV излучение, ни авроральная активность не могут обеспечить необходимую энергию. [50] [62] Слабая эффективность охлаждения из-за истощения углеводородов в стратосфере может способствовать этому явлению. [54] В дополнение кмолекулярный водород , термосфера содержит большую долю свободных атомов водорода , [50] в то время как гелий , как полагают, здесь отсутствует, потому что она отделяет диффузно на более низких высотах. [64]

Термосфера и верхняя часть стратосферы содержат большую концентрацию ионов и электронов , образующих ионосферу Урана. [65] Радиозатменные наблюдения космического корабля « Вояджер-2» показали, что ионосфера находится на высоте от 1000 до 10000 км и может включать несколько узких и плотных слоев на высоте от 1000 до 3500 км. [65] [66] Плотность электронов в ионосфере уранической составляет в среднем 10 4 см -3 , [67] достигая до такой высокой , как 10 5 см -3 в узких слоев в стратосфере. [66]Ионосфера в основном поддерживается солнечным УФ- излучением, и его плотность зависит от солнечной активности . [67] [68] авроральная активность на Уране не столь мощная , как у Юпитера и Сатурна и мало способствует ионизации. [e] [69] Высокая электронная плотность может быть частично вызвана низкой концентрацией углеводородов в стратосфере. [54]

Одним из источников информации об ионосфере и термосфере являются наземные измерения интенсивных выбросов трехводородного катиона ( H 3 + ) в средней инфракрасной области (3–4 мкм ). [67] [70] Полная излучаемая мощность составляет 1-2 × 10 11  Вт - на порядок выше, чем у квадрупольных выбросов водорода в ближней инфракрасной области . [f] [71] Триводородный катион функционирует как один из основных охладителей ионосферы. [72]

Верхние слои атмосферы Урана является источником крайней ультрафиолетовой (90-140 нм) выбросов , известных как dayglow или electroglow , которые, как H 3 + ИК - излучения, исходит исключительно из освещенной части планеты. Это явление, которое происходит в термосферах всех планет-гигантов и какое-то время было загадочным после его открытия, интерпретируется как ультрафиолетовая флуоресценция атомарного и молекулярного водорода, возбуждаемая солнечным излучением или фотоэлектронами . [73]

Водородная корона [ править ]

Верхняя часть термосферы, где длина свободного пробега молекул превышает масштабную высоту , [g] , называется экзосферой . [74] Нижняя граница экзосферы Урана, экзобаза, расположена на высоте около 6500 км, или 1/4 радиуса планеты, над поверхностью. [74] Экзосфера необычно протяженная, достигая нескольких радиусов Урана от планеты. [75] [76] Он состоит в основном из атомов водорода и часто называется водородной короной Урана. [77]Высокая температура и относительно высокое давление у основания термосферы отчасти объясняют, почему экзосфера Урана такая огромная. [h] [76] Плотность атомарного водорода в короне медленно падает с расстоянием от планеты, оставаясь на уровне нескольких сотен атомов на см 3 на нескольких радиусах от Урана. [79] Воздействие этой раздутой экзосферы включает сопротивление мелких частиц, вращающихся вокруг Урана, вызывая общее истощение пыли в кольцах Урана. Падающая пыль, в свою очередь, загрязняет верхние слои атмосферы планеты. [77]

Динамика [ править ]

Зональные скорости ветра на Уране. Затененные области показывают южный воротник и его будущий северный аналог. Красная кривая симметрично соответствует данным.
Основная статья: Климат Урана

Уран имеет относительно мягкий вид, без широких разноцветных полос и больших облаков, характерных для Юпитера и Сатурна. [15] [61] До 1986 года отдельные детали в атмосфере Урана наблюдались только один раз. [11] [6] Самыми заметными деталями на Уране, наблюдаемыми космическим аппаратом « Вояджер-2», были темная низкоширотная область между -40 ° и -20 ° и яркая южная полярная шапка. [61] Северная граница шапки находилась примерно на -45 ° широты. Самая яркая зональная полоса располагалась у края шапки под углом от -50 ° до -45 ° и затем называлась полярным воротником. [80] Южная полярная шапка, существовавшая во время солнцестояния в 1986 году, исчезла в 1990-х годах.[81] После равноденствия в 2007 году южный полярный воротник также начал исчезать, в то время как северный полярный воротник, расположенный на широте от 45 ° до 50 ° (впервые появившийся в 2007 году), с тех пор стал более заметным. [82]

Атмосфера Урана спокойная по сравнению с атмосферой других планет-гигантов . Только ограниченное количество маленьких ярких облаков на средних широтах в обоих полушариях [15] и одно темное пятно на Уране наблюдались с 1986 года. [48] Одно из этих ярких облаков, расположенное на -34 ° широты и названное , вероятно, Берг. существовала непрерывно, по крайней мере, с 1986 года. [83] Тем не менее, уранская атмосфера имеет довольно сильные зональные ветры, дующие в ретроградном (противодействующем вращению) направлении около экватора, но переключающиеся на прямое направление к полюсу на ± 20 ° широты. [84]Скорость ветра от -50 до -100 м / с на экваторе увеличивается до 240 м / с около 50 ° широты. [81] Профиль ветра, измеренный перед равноденствием 2007 года, был слегка асимметричным, с более сильными ветрами в южном полушарии, хотя это оказалось сезонным эффектом, поскольку это полушарие было непрерывно освещено Солнцем до 2007 года. [81] После ветров 2007 года. в северном полушарии ускорились, а в южном - замедлились.

Уран демонстрирует значительные сезонные колебания на своей 84-летней орбите. Обычно она ярче около солнцестояния и тусклее в дни равноденствия. [49] Вариации в значительной степени вызваны изменениями в геометрии обзора: яркая полярная область становится видимой около солнцестояний, а темный экватор виден около равноденствий. [85] Тем не менее, существуют некоторые внутренние вариации отражательной способности атмосферы: периодически исчезающие и светящиеся полярные шапки, а также появляющиеся и исчезающие полярные воротнички. [85]

См. Также [ править ]

  • Магнитосфера Урана

Заметки [ править ]

  1. ^ a b Отрицательные высоты относятся к местам ниже номинальной поверхности при давлении 1 бар.
  2. ^ Действительно, недавний анализ, основанный на новом наборе данных коэффициентов поглощения метана, сдвинул облака до 1,6 и 3 бар соответственно. [44] [45]
  3. ^ В 1986 г. стратосфера на полюсах была беднее углеводородами, чем на экваторе; [25] на полюсах углеводороды также находились на гораздо более низких высотах. [55] Температура в стратосфере может повышаться во время солнцестояний и понижаться в дни равноденствия на целых 50 К. [56]
  4. ^ На этих высотах температура имеет локальные максимумы, которые могут быть вызваны поглощением солнечной радиации частицами дымки. [17]
  5. ^ Общая мощность, подводимая к полярному сиянию, составляет 3–7 × 10 10  Вт, что недостаточно для нагрева термосферы. [69]
  6. ^ Горячая термосфера Урана производит водородные квадрупольные эмиссионные линии в ближней инфракрасной части спектра (1,8–2,5 мкм) с общей излучаемой мощностью 1-2 × 10 10  Вт. Мощность, излучаемая молекулярным водородом в дальней инфракрасной области. часть спектра составляет около 2 × 10 11  Вт. [71]
  7. ^ Высота шкалы sh определяется как sh = RT / ( Mg j ) , где R = 8,31 Дж / моль / K - газовая постоянная , M ≈ 0,0023 кг / моль - средняя молярная масса в атмосфере Урана, [17] T - температура, а g j ≈ 8,9 м / с 2 - ускорение свободного падения на поверхности Урана. При изменении температуры от 53 К в тропопаузе до 800 К в термосфере масштабная высота изменяется от 20 до 400 км.
  8. ^ Корона содержит значительную популяцию надтепловых (энергия до 2  эВ ) атомов водорода. Их происхождение неясно, но они могут быть созданы тем же механизмом, который нагревает термосферу. [78]

Цитаты [ править ]

  1. ^ a b c d Lunine 1993 , стр. 219–222.
  2. ^ а б в де Патер Романи и др. 1991 , стр. 231, рис.13.
  3. ^ Б с д е е г Фегли Готье и др. 1991 , стр. 151–154.
  4. ^ Локьер 1889 .
  5. Перейти ↑ Huggins 1889 .
  6. ^ a b Перротен, Анри (1 мая 1884 г.). «Аспект Урана» . Природа . 30 : 21 . Проверено 4 ноября 2018 года .
  7. ^ а б Адель и Слайфер 1934 .
  8. ^ Койпер 1949 .
  9. ↑ Герцберг, 1952 .
  10. ^ Перл Конрат и др. 1990 , стр. 12–13, таблица I.
  11. ^ a b Смит 1984 , стр. 213–214.
  12. Перейти ↑ Stone 1987 , p. 14 874, таблица 3.
  13. ^ Фегли Готье и др. 1991 , стр. 155–158, 168–169.
  14. ^ Смит Содерблом и др. 1986 , с. 43–49.
  15. ^ a b c Sromovsky & Fry 2005 , стр. 459–460.
  16. ^ Sromovsky & Fry 2005 , стр. 469, рис 5.
  17. ^ Б с д е е г Lunine 1993 , стр. 222-230.
  18. ^ a b c Тайлер Свитнам и др. 1986 , с. 80–81.
  19. ^ Конрат Готье и др. 1987 , стр. 15,007, таблица 1.
  20. ^ Lodders 2003 , стр. 1,228-1,230.
  21. ^ Конрат Готье и др. 1987 , стр. 15 008–15 009.
  22. ^ NASA NSSDC, Uranus факты архивация 2011-08-04 в Wayback Machine (получен 7 Oc 2015)
  23. ^ a b c d Lunine 1993 , стр. 235–240.
  24. ^ а б в г Линдал Лайонс и др. 1987 , стр. 14 987, 14 994–14 996.
  25. ^ a b c d Епископ Атрейя и др. 1990 , стр. 457–462.
  26. ^ a b c Атрейя и Вонг 2005 , стр. 130–131.
  27. ^ а б в де Патер Романи и др. 1989 , стр. 310–311.
  28. ^ Encrenaz 2005 , стр. 107-110.
  29. ^ Encrenaz 2003 , стр. 98-100, Таблица 2 на стр. 96.
  30. ^ Feuchtgruber Lellouch et al. 1999 .
  31. ^ Бургдорф Ортон и др. 2006 , стр. 634–635.
  32. ^ а б Епископ Атрейя и др. 1990 , стр. 448.
  33. ^ a b c Саммерс и Штробель 1989 , стр. 496–497.
  34. ^ Encrenaz 2003 , стр. 93.
  35. ^ Б с д е е Бургдорф Ортон и др. 2006 , стр. 636.
  36. ^ Encrenaz 2003 , стр. 92.
  37. ^ a b c Encrenaz Lellouch et al. 2004 , стр. L8.
  38. ^ Герберт Сандель и др. 1987 , стр. 15097, рис.4.
  39. ^ Lunine 1993 , стр. 240-245.
  40. ^ а б Ханель Конрат и др. 1986 , стр. 73.
  41. ^ Перл Конрат и др. 1990 , стр. 26, Таблица IX.
  42. ^ Сромовский Ирвин и др. 2006 , стр. 591–592.
  43. ^ Сромовский Ирвин и др. 2006 , с. 592–593.
  44. ^ Fry & Sromovsky 2009 .
  45. ^ Ирвин Тинби и др. 2010 , стр. 913.
  46. ^ Ирвин Тинби и др. 2007 , стр. L72 – L73.
  47. ^ Sromovsky & Fry 2005 , стр. 483.
  48. ^ а б Хаммель Сромовский и др. 2009 , стр. 257.
  49. ^ a b Hammel & Lockwood 2007 , стр. 291–293.
  50. ^ a b c Герберт Сандель и др. 1987 , стр. 15,101–15,102.
  51. ^ a b c d Lunine 1993 , стр. 230–234.
  52. ^ Young 2001 , стр. 241-242.
  53. ^ a b Summers & Strobel 1989 , стр. 497, 502, рис. 5a.
  54. ^ a b c d e Herbert & Sandel 1999 , стр. 1,123–1,124.
  55. ^ Herbert & Sandel 1999 , стр. 1,130-1,131.
  56. ↑ Young 2001 , pp. 239–240, рис. 5.
  57. ^ Encrenaz 2005 , стр. 111, Таблица IV.
  58. ^ Pollack Rages et al. 1987 , стр. 15037.
  59. ^ Lunine 1993 , стр. 229, рис.3.
  60. ^ Епископ Атрейя и др. 1990 , стр. 462–463.
  61. ^ a b c Смит Содерблом и др. 1986 , с. 43–46.
  62. ^ a b Herbert & Sandel 1999 , стр. 1,122–1,123.
  63. ^ Миллер Эйлуорд и др. 2005 , стр. 322, таблица I.
  64. ^ Герберт Сандель и др. 1987 , стр. 15,107–15,108.
  65. ^ a b Тайлер Свитнам и др. 1986 , стр. 81.
  66. ^ a b Lindal Lyons et al. 1987 , стр. 14,992, рис.7.
  67. ^ a b c Trafton Miller et al. 1999 , стр. 1,076–1,078.
  68. ^ Энкреназ Дроссарт и др. 2003 , стр. 1015–1016.
  69. ^ a b Herbert & Sandel 1999 , стр. 1,133–1135.
  70. ^ Лам Миллер и др. 1997 , стр. L75–76.
  71. ^ а б Trafton Miller et al. 1999 , стр. 1 073–1 076.
  72. ^ Миллер Ахиллеос и др. 2000 , стр. 2,496–2,497.
  73. ^ Herbert & Sandel 1999 , стр. 1,127-1,128, 1,130-1,131.
  74. ^ a b Herbert & Hall 1996 , стр. 10 877.
  75. Перейти ↑ Herbert & Hall 1996 , p. 10879, рис.2.
  76. ^ a b Herbert & Sandel 1999 , стр. 1,124.
  77. ^ а б Герберт Сандель и др. 1987 , стр. 15,102–15,104.
  78. ^ Herbert & Hall 1996 , стр. 10,880-10,882.
  79. ^ Herbert & Hall 1996 , стр. 10,879-10,880.
  80. ^ Rages Hammel et al. 2004 , стр. 548.
  81. ^ a b c Sromovsky & Fry 2005 , стр. 470–472, 483, таблица 7, рис. 6.
  82. ^ Сромовский Фрай и др. 2009 , стр. 265.
  83. ^ Sromovsky & Fry 2005 , стр. 474-482.
  84. ^ Смит Содерблом и др. 1986 , с. 47–49.
  85. ^ a b Hammel & Lockwood 2007 , стр. 293–296.

Ссылки [ править ]

  • Adel, A .; Слайфер, В. (1934). «Конституция атмосфер планет-гигантов». Физический обзор . 46 (10): 902. Полномочный код : 1934PhRv ... 46..902A . DOI : 10.1103 / PhysRev.46.902 .
  • Атрея, Сушил К .; Вонг, Ах-Сан (2005). «Связанные облака и химия планет-гигантов - случай для нескольких зондов» (PDF) . Обзоры космической науки . 116 (1–2): 121–136. Bibcode : 2005SSRv..116..121A . DOI : 10.1007 / s11214-005-1951-5 . ЛВП : 2027,42 / 43766 . S2CID  31037195 .
  • Bishop, J .; Атрея, СК; Герберт, Ф .; Романи П. (декабрь 1990 г.). "Повторный анализ покрытий UVS космического корабля" Вояджер-2 "на Уране: отношения смеси углеводородов в экваториальной стратосфере" (PDF) . Икар . 88 (2): 448–464. Bibcode : 1990Icar ... 88..448B . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (90) 90094-P . ЛВП : 2027,42 / 28293 .
  • Burgdorf, M .; Orton, G .; Vancleve, J .; Луга, В .; Хаук, Дж. (Октябрь 2006 г.). «Обнаружение новых углеводородов в атмосфере Урана с помощью инфракрасной спектроскопии». Икар . 184 (2): 634–637. Bibcode : 2006Icar..184..634B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.06.006 .
  • Conrath, B .; Gautier, D .; Hanel, R .; Lindal, G .; Мартен, А. (1987). "Изобилие гелия в Уране по данным измерений" Вояджер ". Журнал геофизических исследований . 92 (A13): 15003–15010. Bibcode : 1987JGR .... 9215003C . DOI : 10.1029 / JA092iA13p15003 .
  • Энкреназ, Тереза ​​(февраль 2003 г.). «Наблюдения ISO за планетами-гигантами и Титаном: что мы узнали?». Планетарная и космическая наука . 51 (2): 89–103. Bibcode : 2003P & SS ... 51 ... 89E . DOI : 10.1016 / S0032-0633 (02) 00145-9 .
  • Encrenaz, T .; Drossart, P .; Orton, G .; Feuchtgruber, H .; Lellouch, E .; Атрея, СК (декабрь 2003 г.). «Вращательная температура и колоночная плотность H 3 + в Уране» (PDF) . Планетарная и космическая наука . 51 (14–15): 1013–1016. Bibcode : 2003P & SS ... 51.1013E . DOI : 10.1016 / j.pss.2003.05.010 .
  • Encrenaz, T .; Lellouch, E .; Drossart, P .; Feuchtgruber, H .; Ортон, GS; Атрея, СК (январь 2004 г.). «Первое обнаружение CO на Уране» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 413 (2): L5 – L9. Бибкод : 2004A & A ... 413L ... 5E . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20034637 .
  • Encrenaz, TRS (январь 2005 г.). «Нейтральные атмосферы планет-гигантов: обзор измерений состава». Обзоры космической науки . 116 (1–2): 99–119. Bibcode : 2005SSRv..116 ... 99E . DOI : 10.1007 / s11214-005-1950-6 . S2CID  119681087 .
  • Фегли, Брюс-младший; Готье, Даниэль; Оуэн, Тобиас; Принн, Рональд Г. (1991). «Спектроскопия и химия атмосферы Урана» (PDF) . В Бергстрале, Джей Т .; Майнер, Эллис Д .; Мэтьюз, Милдред Шепли (ред.). Уран . Университет Аризоны Press. ISBN 978-0-8165-1208-9. OCLC  22625114 .
  • Feuchtgruber, H .; Lellouch, E .; Bézard, B .; Encrenaz, Th .; de Graauw, Th .; Дэвис, Г. Р. (январь 1999 г.). «Обнаружение HD в атмосферах Урана и Нептуна: новое определение отношения D / H». Астрономия и астрофизика . 341 : L17 – L21. Бибкод : 1999A & A ... 341L..17F .
  • Фрай, Патрик М .; Сромовский, Л.А. (сентябрь 2009 г.). Влияние новых коэффициентов поглощения метана на вертикальную структуру Урана, полученную по спектрам в ближнем ИК-диапазоне . Заседание ДПС №41, №14.06. Американское астрономическое общество. Bibcode : 2009DPS .... 41.1406F .
  • Hammel, HB; Локвуд, GW (январь 2007 г.). «Долговременная изменчивость атмосферы на Уране и Нептуне». Икар . 186 (1): 291–301. Bibcode : 2007Icar..186..291H . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.08.027 .
  • Hammel, HB; Сромовский, Л.А.; Фрай, PM; Rages, K .; Шоуолтер, М .; де Патер, I .; ван Дам, Массачусетс; LeBeau, RP; Дэн, X. (май 2009 г.). «Темное пятно в атмосфере Урана в 2006 году: открытие, описание и динамическое моделирование» (PDF) . Икар . 201 (1): 257–271. Bibcode : 2009Icar..201..257H . DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.08.019 . Архивировано из оригинального (PDF) 19 июля 2011 года.
  • Hanel, R .; Conrath, B .; Flasar, FM; Kunde, V .; Maguire, W .; Pearl, J .; Pirraglia, J .; Samuelson, R .; Круикшанк, Д. (4 июля 1986 г.). «Инфракрасные наблюдения системы Урана». Наука . 233 (4759): 70–74. Bibcode : 1986Sci ... 233 ... 70H . DOI : 10.1126 / science.233.4759.70 . PMID  17812891 . S2CID  29994902 .
  • Герберт, Ф .; Sandel, BR; Yelle, RV; Holberg, JB; Broadfoot, AL; Шеманский, ДЭ; Атрея, СК; Романи, ПН (30 декабря 1987 г.). «Верхняя атмосфера Урана: EUV-затмения, наблюдаемые космическим аппаратом« Вояджер-2 »» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 92 (A13): 15, 093–15, 109. Bibcode : 1987JGR .... 9215093H . DOI : 10.1029 / JA092iA13p15093 .
  • Герберт, Ф .; Холл, ДТ (май 1996 г.). «Атомарная водородная корона Урана». Журнал геофизических исследований . 101 (A5): 10, 877–10, 885. Bibcode : 1996JGR ... 10110877H . DOI : 10.1029 / 96JA00427 .
  • Герберт, Флойд; Сандель, Билл Р. (август – сентябрь 1999 г.). «Ультрафиолетовые наблюдения Урана и Нептуна». Планетарная и космическая наука . 47 (8–9): 1, 119–1, 139. Bibcode : 1999P & SS ... 47.1119H . DOI : 10.1016 / S0032-0633 (98) 00142-1 .
  • Герцберг, Г. (май 1952 г.). «Спектроскопические доказательства молекулярного водорода в атмосферах Урана и Нептуна». Астрофизический журнал . 115 : 337–340. Bibcode : 1952ApJ ... 115..337H . DOI : 10.1086 / 145552 .
  • Хаггинс, Уильям (июнь 1889 г.). «Спектр Урана» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 49 : 404. Bibcode : 1889MNRAS..49Q.404H . DOI : 10.1093 / MNRAS / 49.8.403a .
  • Ирвин, PGJ; Teanby, NA; Дэвис, Г.Р. (10 августа 2007 г.). «Широтные вариации в вертикальной структуре облаков Урана по данным наблюдений UKIRT UIST» . Астрофизический журнал . Американское астрономическое общество. 665 (1): L71 – L74. Bibcode : 2007ApJ ... 665L..71I . DOI : 10.1086 / 521189 .
  • Ирвин, PGJ; Тинби, штат Северная Каролина; Дэвис, Г. Р. (август 2010 г.). «Пересмотренная вертикальная структура облаков Урана по данным наблюдений UKIRT / UIST и изменения, наблюдаемые во время северного весеннего равноденствия Урана с 2006 по 2008 г .: Применение новых данных о поглощении метана и сравнение с Нептуном» . Икар . 208 (2): 913–926. Bibcode : 2010Icar..208..913I . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.03.017 .
  • Койпер, Г.П. (май 1949 г.). «Новые поглощения в атмосфере Урана». Астрофизический журнал . 109 : 540–541. Bibcode : 1949ApJ ... 109..540K . DOI : 10.1086 / 145161 .
  • Лам, штат Гавайи; Miller, S .; Джозеф, РД; Гебалле, TR; Trafton, LM; Tennyson, J .; Баллестер, GE (1997-01-01). "Вариации в эмиссии H 3 + Урана" (PDF) . Астрофизический журнал . Американское астрономическое общество. 474 (1): L73 – L76. Bibcode : 1997ApJ ... 474L..73L . DOI : 10.1086 / 310424 .
  • Lindal, GF; Лайонс, младший; Sweetnam, DN; Эшлеман, ВР; Хинсон, Д.П .; Тайлер, Г.Л. (30 декабря 1987 г.). "Атмосфера Урана: результаты радиозатменных измерений с помощью космического корабля" Вояджер-2 ". Журнал геофизических исследований . Американский геофизический союз. 92 (А13): 14, 987-15, 001. Bibcode : 1987JGR .... 9214987L . DOI : 10.1029 / JA092iA13p14987 .
  • Локьер, Дж. Н. (июнь 1889 г.). «Заметка о спектре Урана» . Astronomische Nachrichten . 121 (24): 369. Bibcode : 1889AN .... 121..369L . DOI : 10.1002 / asna.18891212402 .
  • Лоддерс, Катарина (10 июля 2003 г.). "Изобилие в солнечной системе и температуры конденсации элементов" (PDF) . Астрофизический журнал . Американское астрономическое общество. 591 (2): 1220–1247. Bibcode : 2003ApJ ... 591.1220L . DOI : 10.1086 / 375492 . Архивировано из оригинала (PDF) на 7 ноября 2015 года . Проверено 2 сентября 2015 года .
  • Лунин, Джонатан И. (сентябрь 1993 г.). «Атмосферы Урана и Нептуна». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 31 : 217–263. Bibcode : 1993ARA & A..31..217L . DOI : 10.1146 / annurev.aa.31.090193.001245 .
  • Миллер, Стивен; Ахиллеос, Ник; Ballester, Gilda E .; Geballe, Thomas R .; Джозеф, Роберт Д .; Пранже, Рене; Рего, Даниэль; Сталлард, Том; Теннисон, Джонатан; Trafton, Laurence M .; Уэйт, Дж. Хантер-младший (15 сентября 2000 г.). «Роль H 3 + в планетных атмосферах» (PDF) . Философские труды Королевского общества A: математические, физические и инженерные науки . 358 (1774): 2485–2502. DOI : 10,1098 / rsta.2000.0662 . S2CID  124490318 .
  • Миллер, Стив; Эйлуорд, Алан; Миллуорд, Джордж (январь 2005 г.). "Ионосферы и термосферы гигантских планет: важность ионно-нейтрального взаимодействия". Обзоры космической науки . 116 (1–2): 319–343. Bibcode : 2005SSRv..116..319M . DOI : 10.1007 / s11214-005-1960-4 . S2CID  119906560 .
  • Ярости, KA; Hammel, HB; Фридсон, AJ (11 сентября 2004 г.). «Свидетельства временных изменений на южном полюсе Урана». Икар . 172 (2): 548–554. Bibcode : 2004Icar..172..548R . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.07.009 .
  • де Патер, I .; Романи, ПН; Атрея, СК (декабрь 1989 г.). "Открытие глубокой атмосферы Урана" (PDF) . Икар . 82 (2): 288–313. Bibcode : 1989Icar ... 82..288D . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (89) 90040-7 . ЛВП : 2027,42 / 27655 .
  • де Патер, Имке; Romani, Paul N .; Атрея, Сушил К. (июнь 1991 г.). «Возможное микроволновое поглощение газом H 2 S в атмосферах Урана и Нептуна» (PDF) . Икар . 91 (2): 220–233. Bibcode : 1991Icar ... 91..220D . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (91) 90020-T . ЛВП : 2027,42 / 29299 .
  • Жемчуг, JC; Конрат, Би Джей; Ханель, РА; Pirraglia, JA; Кустенис, А. (март 1990 г.). «Альбедо, эффективная температура и энергетический баланс Урана по данным Voyager IRIS». Икар . 84 (1): 12–28. Bibcode : 1990Icar ... 84 ... 12P . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (90) 90155-3 .
  • Поллак, Джеймс Б.; Ярости, Кэти; Папа, Шелли К .; Tomasko, Martin G .; Romani, Paul N .; Атрея, Сушил К. (30 декабря 1987 г.). «Природа стратосферной дымки на Уране: свидетельство наличия конденсированных углеводородов» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 92 (A13): 15, 037–15, 065. Bibcode : 1987JGR .... 9215037P . DOI : 10.1029 / JA092iA13p15037 .
  • Смит, Б.А. (октябрь 1984 г.). «Изображение Урана и Нептуна в ближнем инфракрасном диапазоне». В JPL Уран и Нептун . 2330 : 213–223. Bibcode : 1984NASCP2330..213S .
  • Смит, BA; Содерблом, Луизиана; Beebe, A .; Bliss, D .; Бойс, JM; Brahic, A .; Бриггс, Джорджия; Коричневый, RH; Коллинз, SA (4 июля 1986 г.). «Вояджер-2 в системе Урана: результаты визуализации» . Наука . 233 (4759): 43–64. Bibcode : 1986Sci ... 233 ... 43S . DOI : 10.1126 / science.233.4759.43 . PMID  17812889 . S2CID  5895824 .
  • Сромовский, Л.А.; Фрай, PM (декабрь 2005 г.). «Динамика облачных характеристик на Уране». Икар . 179 (2): 459–484. arXiv : 1503.03714 . Bibcode : 2005Icar..179..459S . DOI : 10.1016 / j.icarus.2005.07.022 .
  • Сромовский, Л.А.; Ирвин, PGJ; Фрай, ПМ (июнь 2006 г.). «Поглощение метана в ближнем ИК-диапазоне во внешних планетах: улучшенные модели температурной зависимости и последствия для структуры облака Урана». Икар . 182 (2): 577–593. Bibcode : 2006Icar..182..577S . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.01.008 .
  • Сромовский, Л.А.; Фрай, PM; Hammel, HB; Ahue, WM; де Патер, I .; Ярости, KA; Шоуолтер, MR; ван Дам, Массачусетс (сентябрь 2009 г.). «Уран в равноденствие: морфология и динамика облаков». Икар . 203 (1): 265–286. arXiv : 1503.01957 . Bibcode : 2009Icar..203..265S . DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.04.015 . S2CID  119107838 .
  • Саммерс, Мэн; Штробель Д.Ф. (1 ноября 1989 г.). «Фотохимия атмосферы Урана». Астрофизический журнал . 346 : 495–508. Bibcode : 1989ApJ ... 346..495S . DOI : 10.1086 / 168031 .
  • Стоун, ЕС (30 декабря 1987 г.). "Вояджер-2: встреча с Ураном" (PDF) . Журнал геофизических исследований . 92 (A13): 14, 873–14, 876. Bibcode : 1987JGR .... 9214873S . DOI : 10.1029 / JA092iA13p14873 .
  • Trafton, LM; Miller, S .; Гебалле, TR; Tennyson, J .; Баллестер, GE (октябрь 1999 г.). « Квадруполь H 2 и Эмиссия H 3 + из Урана: термосфера Урана, ионосфера и полярное сияние» . Астрофизический журнал . 524 (2): 1, 059–1, 083. Bibcode : 1999ApJ ... 524.1059T . DOI : 10.1086 / 307838 .
  • Тайлер, GL; Sweetnam, DN; Андерсон, JD; Кэмпбелл, JK; Эшлеман, ВР; Хинсон, Д.П .; Леви, GS; Lindal, GF; Marouf, EA; Симпсон, РА (4 июля 1986 г.). "Вояджер-2" Радионаучные наблюдения системы Урана: атмосфера, кольца и спутники ". Наука . 233 (4759): 79–84. Bibcode : 1986Sci ... 233 ... 79T . DOI : 10.1126 / science.233.4759.79 . PMID  17812893 . S2CID  1374796 .
  • Янг, Л. (2001). "Уран после солнцестояния: результаты затмения 6 ноября 1998 г." (PDF) . Икар . 153 (2): 236–247. Bibcode : 2001Icar..153..236Y . DOI : 10.1006 / icar.2001.6698 .

Внешние ссылки [ править ]

СМИ, связанные с Ураном (атмосферой) на Викискладе?