天王星大气层

维基百科，自由的百科全书
天王星

天王星的大气层虽然还是以氢和氦为主要的成分，但与海王星相似，而不同于较大的气体巨星木星和土星，它拥有的挥发性物质（类似于“冰”），像是水、氨和甲烷的比例较高。不同于木星和土星，天王星上层的大气层之下被认为没有金属氢。取而代之的是，在内部应该是由氨、水和甲烷组成的"海洋"，逐渐的转换成以氢和氦为主的大气层并混合在一起，而没有很清楚的界线。由于这样的差异，许多天文学家认为天王星和海王星应该自成一族，称为冰巨星，以与木星和土星有所区别。

虽然没有明确的定义天王星内部是否有固体的表面，天王星最外层被称为大气层的气体部分，是很容易使用遥感设备侦测的[1]。遥感设备能侦测到一帕气压之下300公里左右的深度，该处的气压大约是100 帕，温度约为320K[2]。纤细的行星环从大气层延伸至2倍行星半径之处，此处的行星半径是以一大气压之处做为行星有名无实的表面[3]。天王星的大气可以区分为三层：高度从−300至 50 公里，气压从100至0.1帕的对流层；高度从50至4000 公里，气压在0.1 and 10–10 bar;的平流层；以及从4000公里以上至距离表面高达50,000公里的增温层[1]；没有散逸层。

成分（组织）[编辑]

天王星大气层的成分和天王星整体的成分不同，主要是氢分子和氦。[1]氦的摩尔分数，这是每摩尔中所含有的氦原子数量，是利用航海家2号的远红外线和无线电的掩星观测[4]测量和分析得到的，现在被认可的数值是0.15±0.03[5]。在对流层顶，这个数值的质量比0.26 ± 0.05.[1][6]。这个数值非常接近原恒星的氦质量比0.275 ± 0.01[7]，暗示氦没有像气体巨星一样的沉降至行星的中心[1]。氘的丰度相对于较轻的氢是，是在1990年由红外线太空天文台（ISO）测定的，并且显然比在木星测量的原恒星2.25 ± 0.35×10−5数值更高[8][9]。这些氘几乎完全都没有例外的在与正常的氢原子组成的氢氘分子中发现的。

在天王星大气层内丰度排第三的就是甲烷(CH4)，它们的存在有一度是靠地基的分光镜观测的结果[1]甲烷在可见光和近红外线有宽广的吸收带，使天王星呈现蓝绿或深蓝的颜色[1]。在大气压力1.3帕的甲烷云顶之下，甲烷在大气层中的摩尔分数是2.3%，这个量大约是太阳的20至30倍。[1][10][4]在大气层上层的，由于极端的低温使得混合的比率非常低，饱和度的降低使多余的甲烷结成了冰[11]。挥发性较低的成分，像是氨、水和硫化氢等在深层大气中的丰度尚未得知。但是，它们可能高于太阳中的数值[1][12]。

红外线光谱仪，包括史匹哲太空望远镜（SST）的测量[13]，和UV掩星的观测[11]，发现在天王星大气的平流层中可以追踪到各种各样微量的碳氢化合物，被认为是包括太阳的紫外线辐射导致甲烷光解产生的[14]。它们包括：乙烷(C2H6)、乙炔 (C2H2)、甲基乙炔 (CH3C2H)、联乙炔 (C2HC2H)[11][13][9]。红外线分光仪也揭露了平流层中水蒸汽、一氧化碳和二氧化碳的踪影，这些可能只是来自于外部的来源，像是彗星和落下尘土的成分[9][13][15]。

对流层[编辑]

天王星大气层的对流层和平流层低层的温度曲线图，数层的云和阴霾也表示在图中。

对流层是大气层最低和密度最高的部分，温度随着高度增加而降低， [1]温度从底部的大约320K，−300公里，降低至53K，高度50公里。[2][4]对流层的最低温度出现在上层的对流层顶，温度在49至57K，实际的最低温度依在行星上的高度来决定，大约在南纬25°是最低温的地方[1][16]。对流层几乎拥有大气层所有的质量，并且对流层顶是行星的上升暖气流辐射远红外线最主要的区域，由此处测量到的有效温度是59.1 ± 0.3 K[16][6]。

对流层应该拥有高度复杂的云系结构，水云被假设在大气压力50至100帕，氨氢硫化物云在20至40帕的压力范围内，氨或氢硫化物云在3和10帕，最后是稀薄的甲烷云在1 至2帕。[1][2][17]虽然航海家2号通过无线电掩星的观测直接检测到甲烷的云层[10]，但其他所有的云层依然都是理论上的推测。对流层是大气层中动态非常明显的部分，展示出强风、对流、明亮的云彩和季节性的变化[18]。

平流层[编辑]

天王星大气层的平流层和增温层的温度曲线图，被遮蔽的区域是碳氢化合物集中的地方。

天王星大气层的中层是平流层，此处的温度随高度增加而逐渐升高，从对流层顶的53K上升至增温层底的800至850K[3]。平流层的加热来自于甲烷和其他碳氢化合物吸收太阳的紫外线和红外线辐射，大气层的这种形式是甲烷的光解造成的[11][14]。来自增温层的热也许也值得注意[19][20]，相对而言，碳氢化合只是很窄的一层，高度在100至280公里，相对应的气压是10微帕至0.1微帕，温度在75K和170K之间[11]。含量最多的碳氢化合物是乙炔和乙烷，相对于氢的混合比率是×10−7，与甲烷和一氧化碳在这个高度上的混合比率相似[11][13][15]。更重的碳氢化合物，二氧化碳和水蒸气，在混合的比率上还要低三个数量级[13]；水在丰度上的比率大约是7×10−9[9]，温度和碳氢化合物混合的比率强烈的和纬度与即时有关；在平流层的极轴碳氢化合物和温度都比其他区域少和低[11][20][19]。

乙烷和乙炔在平流层内温度和高度较低处与对流层顶倾向于凝聚而形成数层阴霾的云层[14]，那些也可能是造成天王星的云带显得平淡的原因。碳氢化合物在天王星平流层中的凝聚度显著的比其它大行星的平流层为低，这造成在垂直混合上的微弱，使它较为不透明（在数层阴霾之上），而这样的结果使得它的温度比其它的大行星冷[11][19]。

增温层和冕[编辑]

天王星大气层的最外层式增温层／冕，它的温度均匀的分布在800至850 K[1][19]，这远远高于土星增温层的420 K[21]。目前仍不了解是何种热源支撑著如此的高温，虽然由于在平流层的上层缺乏碳氢化合物使冷却的效率低落也有所贡献，但无论是太阳的远紫外线／极紫外线或冕的活动都不足以提供所需的能量[3][19]。由于氦被散布与分离在低处，此处也被认为是缺乏氦的[3]；除此之外的氢分子，增温层-冕包含很大比例的自由氢原子。由于这些小分子的低质量和高温，使得我们可以解释冕为何可以延展至50,000公里，也就是2倍于天王星半径的高度[3][19]。这个延伸的冕是天王星独有的一个特征[19]，它的效果包括对环绕天王星的微粒造成阻力，使得天王星环中的尘埃微粒被耗尽[3]。增温层的高温也导致氢在近红外线产生强烈的四极辐射[22]。

电离层[编辑]

天王星的增温层与平流层的上层部分是混合在一起的，相当于是天王星的电离层[4]。关于离子的主要讯息是来自航海家2号的测量和地基望远镜在红外线辐射上对H3+离子的测量[22]。这些观测显示电离层占据的高度在2,000 至10,000 公里[4]，天王星的电离层比土星或海王星的密集，它们可能来自平流层中低度集中的碳氢化合物[19][22]。电离层主要由太阳辐射的紫外线造成，他的密度与太阳活动息息相关[23]。冕的活动在木星和土星都不明显[19][24]，电离层的上部（增温层区域）是天王星的紫外线辐射的来源，也就是所谓的'昼辉'或'电辉'，这很像H3+从行星被日光照射的部分发射的红外线辐射。这种现象在所有大行星的增温层都会发生，而在被发现是因为太阳的辐射激发氢原子或分子的紫外线萤光现象之前，一度被认为是神奇的，而可能是光电子造成的[19]。

相关条目[编辑]

参考资料[编辑]

  1. ^ 1.00 1.01 1.02 1.03 1.04 1.05 1.06 1.07 1.08 1.09 1.10 1.11 1.12 Lunine, Jonathan. I. The Atmospheres of Uranus and Neptune. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1993, 31: 217–263 [2009-01-21]. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. Possible Microwave Absorption in by H2S gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres (PDF). Icarus. 1991, 91: 220–233 [2009-01-21]. doi:10.1016/0019-1035(91)90020-T. （原始内容存档 (PDF)于2011-06-06）. 
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 3.4 3.5 Herbert, Floyd; Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et.al. The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2 (PDF). J. of Geophys. Res. 1987, 92: 15,093–15,109 [2009-01-21]. doi:10.1029/JA092iA13p15093. （原始内容存档 (PDF)于2011-06-06）. 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 Tyler, J.L.; Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et.al. Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites. Science. 1986, 233: 79–84 [2009-01-21]. doi:10.1126/science.233.4759.79. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  5. ^ B. Conrath; et al. The helium abundance of Uranus from Voyager measurements. Journal of Geophysical Research. 1987, 92: 15003–15010 [2009-01-21]. doi:10.1029/JA092iA13p15003. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  6. ^ 6.0 6.1 Pearl, J.C.; Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A. The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data. Icarus. 1990, 84: 12–28 [2009-01-21]. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  7. ^ Lodders, Katharin. Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements. The Astrophysical Journal. 2003, 591: 1220–1247 [2009-01-21]. doi:10.1086/375492. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  8. ^ Feuchtgruber, H.; Lellooch, E.; B. Bezard; et.al. Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio. Astronomy and Astrophysics. 1999, 341: L17–L21 [2009-01-21]. （原始内容存档于2008-02-25）. 
  9. ^ 9.0 9.1 9.2 9.3 Encrenaz, Therese. ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?. Planet. Space Sci. 2003, 51: 89–103 [2009-01-21]. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. （原始内容存档于2008-02-21）. 
  10. ^ 10.0 10.1 Lindal, G.F.; Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; et.al. The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2. J. of Geophys. Res. 1987, 92: 14,987–15,001 [2009-01-21]. doi:10.1029/JA092iA13p14987. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  11. ^ 11.0 11.1 11.2 11.3 11.4 11.5 11.6 11.7 Bishop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P. Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere (PDF). Icarus. 1990, 88: 448–463 [2009-01-21]. doi:10.1016/0019-1035(90)90094-P. （原始内容存档 (PDF)于2019-09-18）. 
  12. ^ dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. Uranius Deep Atmosphere Revealed (PDF). Icarus. 1989, 82 (12): 288–313 [2009-01-21]. doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7. （原始内容存档 (PDF)于2011-06-06）. 
  13. ^ 13.0 13.1 13.2 13.3 13.4 Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et.al. Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy. Icarus. 2006, 184: 634–637 [2009-01-21]. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.006. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  14. ^ 14.0 14.1 14.2 Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F. Photochemistry of the Atmosphere of Uranus. The Astrophysical Journal. 1989, 346: 495–508 [2009-01-21]. doi:10.1086/168031. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  15. ^ 15.0 15.1 Encrenaz, Th.; Lellouch, E.; Drossart, P. First detection of CO in Uranus (PDF). Astronomy&Astrophysics. 2004, 413: L5–L9 [2007-08-05]. doi:10.1051/0004-6361:20034637. （原始内容存档 (PDF)于2011-09-23）. 
  16. ^ 16.0 16.1 Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F.M.; et.al. Infrared Observations of the Uranian System. Science. 1986, 233: 70–74 [2009-01-21]. doi:10.1126/science.233.4759.70. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  17. ^ Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San. Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes. Space Sci. Rev. 2005, 116: 121–136 [2009-01-21]. doi:10.1007/s11214-005-1951-5. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  18. ^ Sromovsky, L.A.; Fry, P.M. Dynamics of cloud features on Uranus. Icarus. 2005, 179: 459–483 [2009-01-21]. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  19. ^ 19.00 19.01 19.02 19.03 19.04 19.05 19.06 19.07 19.08 19.09 Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci. 1999, 47: 1119–1139 [2009-01-21]. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. （原始内容存档于2008-02-21）. 
  20. ^ 20.0 20.1 Young, Leslie A.; Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et.al. Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation (PDF). Icarus. 2001, 153: 236–247 [2015-09-04]. doi:10.1006/icar.2001.6698. （原始内容存档 (PDF)于2019-10-10）. 
  21. ^ Miller, Steve; Aylword, Alan; and Milliword, George. Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling. Space Sci.Rev. 2005, 116: 319–343 [2009-01-21]. doi:10.1007/s11214-005-1960-4. （原始内容存档于2014-08-23）. 
  22. ^ 22.0 22.1 22.2 Trafton, L.M.; Miller, S.; Geballe, T.R.; et.al. H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora. The Astrophysical Journal. 1999, 524: 1059–1023 [2009-01-21]. doi:10.1086/307838. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  23. ^ Encrenaz, Th.; Drossart, P.; Orton, G.; et.al. The rotational temperature and column density of H+3 in Uranus (PDF). Planetary and Space Sciences. 2003, 51: 1013–1016 [2009-01-21]. doi:10.1016/S0032-0633(03)00132-6. （原始内容存档 (PDF)于2015-10-29）. 
  24. ^ Lam, Hoanh An; Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et.al. Variation in the H+3 emission from Uranus. The Astrophysical Journal. 1997, 474: L73–L76 [2009-01-21]. doi:10.1086/310424. （原始内容存档于2007-10-11）. 
恒星
地球的大气层
系外行星
行星
矮行星
卫星
参见
取自“https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=天王星大氣層&oldid=75400064”