HomeРазноеАтмосфера уран: Атмосфера на планете Уран: структура и химический состав

Атмосфера уран: Атмосфера на планете Уран: структура и химический состав

Содержание

Атмосфера Урана — Википедия

Атмосфера Урана, так же как и атмосферы Юпитера и Сатурна, состоит в основном из водорода и гелия[1]. На больших глубинах она содержит значительные количества воды, аммиака и метана, что является отличительной чертой атмосфер Урана и Нептуна. Обратная картина наблюдается в верхних слоях атмосферы, которые содержит очень мало веществ тяжелее водорода и гелия. Атмосфера Урана — самая холодная из всех планетарных атмосфер в Солнечной системе, с минимальной температурой 49 K.

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя:

  • Тропосфера — занимает промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар;) и диапазон давления от 100 до 0,1 бар
  • Стратосфера — покрывает высоты от 50 до 4000 км и давления между 0,1 и 10−10 бар
  • Экзосфера — простирается от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты, давление в этом слое при удалении от планеты стремится к нулю.

Примечательно, что в отличие от земной, атмосфера Урана не имеет мезосферы.

Облака

В тропосфере существует четыре облачных слоя:

  • метановые облака на границе, соответствующей давлению примерно в 1,2 бар;
  • сероводородные и аммиачные облака в слое давлений 3-10 бар. Температура в этой области составляет около 100К (-173С)[2]
  • облака из гидросульфида аммония при 20-40 бар,
  • водяные облака из кристалликов льда ниже условной границы давления 50 бар.

Только два верхних облачных слоя доступны прямому наблюдению, существование же нижележащих слоев предсказано только теоретически. Яркие тропосферные облака редко наблюдаются на Уране, что, вероятно, связано с низкой активностью конвекции в глубинных областях планеты. Тем не менее, наблюдения таких облаков использовались для измерения скорости зональных ветров на планете, которая доходит до 250 м/с[3].

Об атмосфере Урана в настоящее время имеется меньше сведений чем об атмосферах Сатурна и Юпитера. По состоянию на май 2013 года только один космический корабль, Вояджер 2, изучал Уран с близкого расстояния. Никаких других миссий на Уран в настоящее время не запланировано.

Наблюдение и изучение

Хотя Уран не имеет твердой поверхности как таковой, часть его газовой оболочки, наиболее удаленную от центра и доступную для наблюдения в оптические телескопы, называют атмосферой.[4] Для дистанционного исследования доступны слои газовой оболочки вплоть до глубины 300 км ниже уровня, соответствующего давлению в 1 бар. Температура на такой глубине составляет 320 K, а давление — около 100 бар.[5]

История наблюдения атмосферы Урана полна ошибок и разочарований. Уран — относительно слабый объект, и его видимый угловой диаметр никогда не превышает 4″. Первые спектры атмосферы Урана были получены с помощью спектроскопа в 1869 и 1871 годах Анджело Секки и Уильямом Хаггинсом, которые обнаружили ряд широких темных полос, которые они не смогли идентифицировать.[6] Им также не удалось обнаружить никаких спектральных линий, соответствующих солнечному свету — факт, впоследствии ошибочно истолкованный Норманом Локером как свидетельство того, что Уран испускает свой собственный свет, а не отражает солнечный.[6][7] В 1889 году это неверное представление было опровергнуто.[8] Природа же широких темных полос в его видимой части спектра оставалась неизвестной до 40-х годов XX века.[6]

Ключ к расшифровке темных полос в спектре Урана был обнаружен в 1930-е годы Рупертом Вилдтом и Весто Слайфер[9], которые обнаружили, что темные полосы на 543, 619, 925, 865 и 890 нм принадлежал газообразному метану.[6][9] Это означало, что атмосфера Урана была прозрачна на большую глубину по сравнению с газовыми оболочками других планет — гигантов.[6] В 1950 году, Джерард Койпер заметил ещё диффузную темную полосу в спектре урана на 827 нм, которую он не смог определить.[10] В 1952 году Герхард Херцберг, в будущем лауреат Нобелевской Премии, показал, что эта линия была вызвана слабыми поглощения молекулярного водорода, который, таким образом, стал вторым соединением, обнаруженным на Уране.[11] До 1986 метан и водород оставались единственными веществами, которые были обнаружены в атмосфере Урана[6]. Спектроскопические наблюдений, проводившиеся с 1967 года позволили составить приблизительный тепловой баланс атмосферы. Оказалось, что внутренние источники тепла практически не влияют на температуру атмосферы и её нагревание осуществляется только за счет излучения Солнца.[12] Внутреннего подогрева атмосферы не было обнаружено и аппаратом Вояджер 2, посетившем Уран в 1986 году.[13]

В январе 1986 года космический аппарат Вояджер 2 пролетал от Уран на минимальном расстоянии 107100 км [14] и впервые получил изображения спектра атмосферы планеты с близкого расстояния. Эти измерения подтвердили, что атмосфера состояла в основном из водорода (72 %) и гелия (26 %), и, кроме того, содержала около 2 % метана.[15] Атмосфера освещенной стороны планеты на момент её изучения Вояджер 2 была крайне спокойна и не выявила крупных атмосферных образований. Состояние атмосферы другой стороны Урана изучить не представлялось возможным ввиду царящей там на момент пролёта аппарата полярной ночи. [16]

В 1990-х и 2000-х годах, с помощью космического телескопа «Хаббл» и наземных телескопов, оснащенных адаптивной оптикой впервые наблюдались дискретные детали облачного покрова [17], что позволило астрономам возможность повторно измерить скорость ветра на Уран, известную ранее только из наблюдений Вояджер 2 и исследовать динамику атмосферы планеты.

Состав

Температурный профиль тропосферы и нижней стратосферы Урана. Указаны также основные слои облачности.

Состав атмосферы Урана отличается от планетарного состава в целом, её главными компонентами являются молекулярный водород и гелий.[18]Молярная доля гелия была определена на основе анализа, проведенного космическим аппаратом Вояджер 2.[19] В настоящее время принимаются значения 0.152 ± 0.033 в верхней тропосфере, что соответствует массовой доле 0.262 ± 0.048.[18][20] Это значение очень близко к массовой доле гелия в составе Солнца 0.2741 ± 0.0120.[21][22]

Третий по распространенности газ в составе атмосферы Урана — метан (CH4), сведения о наличии которого были получены в результате наземных спектроскопических измерений.[18] Метан обладает сильными полосами поглощения видимого света и ближнего инфракрасного, что делает Урана аквамаринового или голубого цвета.[23] Ниже метановых облаков, на уровне, соответствующем давлению в 1,3 бар доля молекул метана составляет около 2,3 %[24] , что в 10 — 30 раз превосходит аналогичные показатели для Солнца.[18][19] Содержание менее летучих соединений, таких, как аммиак, вода и сероводород в глубокой атмосферой в настоящее время известно лишь приблизительно.[18] Предполагается, что их концентрация в атмосфере Урана превосходит аналогичную для Солнца в десятки [25], а то и сотни раз.[26]

Знания об изотопном составе уранианской атмосферы очень ограничены.[27] По состоянию на май 2013 известно только количественное отношение дейтерия к протию. Оно составляет 5.5+3.5
−1.5·10−5 и было измерено с помощью Инфракрасной Космической Обсерватории (ISO) в 1990-х годах. Это значение заметно выше, чем аналогичное для Солнца (2.25 ± 0.35·10−5). [28][29]

ИК-спектроскопия, в том числе измерения с помощью космического телескопа «Спитцер» (SST),[30][31] позволила обнаружить следовые количества углеводородов в стратосфере урана, которые, как считается, были синтезированы из метана под воздействием индуцированной солнечного УФ-излучения. [32] Они включают этан (C2H6), ацетилен (C2H2), [31][33]метилацетилен (CH3C2H), диацетилен (C2HC2H).[34]. С помощью ИК — спектроскопии также были обнаружены следы водяного пара,[35]окиси углерода[36] и диоксида углерода в стратосфере. Эти примеси скорее всего исходят из внешнего источника, например, космической пыли и комет.[34]

Структура

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя: тропосферу, занимающую промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар), стратосферу, покрывающую высоты от 50 до 4000 км и экзосферу, простирающуюся от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты. Примечательно, что в отличие от земной, уранианская атмосфера не имеет мезосферы.[37][38]

Примечания

  1. ↑ Uranus (англ.). NASA. Проверено 11 сентября 2013.
  2. ↑ УРАН
  3. Dr. David R. Williams. Uranus Fact Sheet (англ.). NASA Goddard Space Flight Center. Проверено 11 сентября 2013.
  4. ↑ Lunine, 1993, pp. 219-222.
  5. ↑ de Pater Romani et al., 1991, Fig. 13, p. 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, Table I, pp. 12–13.
  13. ↑ Smith, 1984, pp. 213-214.
  14. ↑ Stone, 1987, Table 3, 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. 1 2 Tyler Sweetnam et al., 1986, pp. 80–81.
  20. ↑ Conrath Gautier et al., 1987, Table 1, 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, Table 2 on p. 96, pp. 98–100.
  29. ↑ Feuchtgruber Lellouch et al., 1999.
  30. ↑ Burgdorf Ортон 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 Ортон 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, Fig. 4, p. 15,097.

Литература

  • Adel, A.; Slipher (1934). «The Constitution of the Atmospheres of the Giant Planets». Physical Review 46 (10): 902. DOI:10.1103/PhysRev.46.902. Bibcode: 1934PhRv…46..902A.
  • Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). «Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — A Case for Multiprobes» (PDF). Space Science Reviews 116: 121–136. DOI:10.1007/s11214-005-1951-5. ISSN 0032-0633. Bibcode: 2005SSRv..116..121A.
  • Bishop, J.; Atreya, S. K.; Herbert, F.; Romani, P. (1990). «Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere» (PDF). Icarus 88 (2): 448–464. DOI:10.1016/0019-1035(90)90094-P. Bibcode: 1990Icar…88..448B.
  • Burgdorf, M.; Orton, G.; Vancleve, J.; Meadows, V.; Houck, J. (2006). «Detection of new hydrocarbons in Uranus’ atmosphere by infrared spectroscopy». Icarus 184 (2): 634–637. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.006. Bibcode: 2006Icar..184..634B.
  • Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. (1987). «The Helium Abundance of Uranus from Voyager Measurements». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15003–15010. DOI:10.1029/JA092iA13p15003. Bibcode: 1987JGR….9215003C.
  • Encrenaz, Thérèse (2003). «ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?». Planetary and Space Science 51 (2): 89–103. DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. Bibcode: 2003P&SS…51…89E.
  • Encrenaz, T.; Drossart, P.; Orton, G.; Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Atreya, S. K. (2003). «The rotational temperature and column density of H3+ in Uranus» (PDF). Planetary and Space Science 51 (14–15): 1013–1016. DOI:10.1016/j.pss.2003.05.010. Bibcode: 2003P&SS…51.1013E.
  • Encrenaz, T.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K. (2004). «First detection of CO in Uranus» (PDF). Astronomy and Astrophysics 413 (2): L5–L9. DOI:10.1051/0004-6361:20034637. Bibcode: 2004A&A…413L…5E.
  • Encrenaz, T. R. S. (2005). «Neutral Atmospheres of the Giant Planets: An Overview of Composition Measurements». Space Science Reviews 116 (1–2): 99–119. DOI:10.1007/s11214-005-1950-6. ISSN 0038-6308. Bibcode: 2005SSRv..116…99E.
  • Fegley, Bruce Jr.; Gautier, Daniel; Owen, Tobias; Prinn, Ronald G. Spectroscopy and chemistry of the atmosphere of Uranus // Uranus. — University of Arizona Press, 1991. — ISBN 978-0-8165-1208-9.
  • Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Bézard, B.; Encrenaz, Th.; de Graauw, Th.; Davis, G. R. (1999). «Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio». Astronomy and Astrophysics 341: L17–L21. Bibcode: 1999A&A…341L..17F.
  • Fry, Patrick M.; Sromovsky, L. A. (September 2009). «Implications of New Methane Absorption Coefficients on Uranus Vertical Structure Derived from Near-IR Spectra» in DPS meeting #41, #14.06., American Astronomical Society. 
  • Hammel, H. B.; Lockwood, G. W. (January 2007). «Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune». Icarus 186 (1): 291–301. DOI:10.1016/j.icarus.2006.08.027. Bibcode: 2007Icar..186..291H.
  • Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (2009). «The Dark Spot in the atmosphere of Uranus in 2006: Discovery, description, and dynamical simulations» (PDF). Icarus 201 (1): 257–271. DOI:10.1016/j.icarus.2008.08.019. Bibcode: 2009Icar..201..257H. Проверено 2017-08-26.
  • Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (4 July 1986). «Infrared Observations of the Uranian System». Science 233 (4759): 70–74. DOI:10.1126/science.233.4759.70. PMID 17812891. Bibcode: 1986Sci…233…70H.
  • Herbert, F.; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N. (1987). «The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2» (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15,093–15,109. DOI:10.1029/JA092iA13p15093. Bibcode: 1987JGR….9215093H.
  • Herbert, F.; Hall, D. T. (May 1996). «Atomic hydrogen corona of Uranus». Journal of Geophysical Research 101 (A5): 10,877–10,885. DOI:10.1029/96JA00427. Bibcode: 1996JGR…10110877H.
  • Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (August–September 1999). «Ultraviolet observations of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science 47 (8–9): 1,119–1,139. DOI:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. Bibcode: 1999P&SS…47.1119H.
  • Herzberg, G. (1952). «Spectroscopic evidence of molecular hydrogen in the atmospheres of Uranus and Neptune». The Astrophysical Journal 115: 337–340. DOI:10.1086/145552. Bibcode: 1952ApJ…115..337H.
  • Huggins, William (1889). «The spectrum of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 49. DOI:10.1093/mnras/49.8.403a. ISSN 1365-2966. Bibcode: 1889MNRAS..49Q.404H.
  • Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (2007-08-10). «Latitudinal Variations in Uranus’ Vertical Cloud Structure from UKIRT UIST Observations». The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 665 (1): L71–L74. DOI:10.1086/521189. Bibcode: 2007ApJ…665L..71I.
  • Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (August 2010). «Revised vertical cloud structure of Uranus from UKIRT/UIST observations and changes seen during Uranus’ Northern Spring Equinox from 2006 to 2008: Application of new methane absorption data and comparison with Neptune». Icarus 208 (2): 913–926. DOI:10.1016/j.icarus.2010.03.017. Bibcode: 2010Icar..208..913I.
  • Kuiper, G. P. (1949). «New absorptions in the Uranian atmosphere». The Astrophysical Journal 109: 540–541. DOI:10.1086/145161. Bibcode: 1949ApJ…109..540K.
  • Lam, H. A.; Miller, S.; Joseph, R. D.; Geballe, T. R.; Trafton, L. M.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (1997-01-01). «Variation in the H3+ Emission of Uranus» (PDF). The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 474 (1): L73–L76. DOI:10.1086/310424. Bibcode: 1997ApJ…474L..73L.
  • Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L. (1987). «The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2». Journal of Geophysical Research (American Geophysical Union) 92 (A13): 14,987–15,001. DOI:10.1029/JA092iA13p14987. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9214987L.
  • Lockyer, J. N. (1889). «Note on the Spectrum of Uranus». Astronomische Nachrichten 121. DOI:10.1002/asna.18891212402. Bibcode: 1889AN….121..369L.
  • Lodders, Katharina (2003). «Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements» (PDF). The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 591 (2): 1220–1247. DOI:10.1086/375492. Bibcode: 2003ApJ…591.1220L.
  • Lunine, Jonathan I. (1993). «The Atmospheres of Uranus and Neptune». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. Bibcode: 1993ARA&A..31..217L.
  • Miller, Steven; Achilleos, Nick; Ballester, Gilda E.; Geballe, Thomas R.; Joseph, Robert D.; Prangé, Renee; Rego, Daniel; Stallard, Tom; Tennyson, Jonathan; Trafton, Laurence M.; Waite, J. Hunter Jr (15 September 2000). «The role of H3+ in planetary atmospheres» (PDF). Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences 358 (1774): 2485–2502. DOI:10.1098/rsta.2000.0662.
  • Miller, Steve; Aylward, Alan; Millward, George (January 2005). «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling». Space Science Reviews 116 (1–2): 319–343. DOI:10.1007/s11214-005-1960-4. Bibcode: 2005SSRv..116..319M.
  • Rages, K. A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. (11 September 2004). «Evidence for temporal change at Uranus’ south pole». Icarus 172 (2): 548–554. DOI:10.1016/j.icarus.2004.07.009. Bibcode: 2004Icar..172..548R.
  • de Pater, I.; Romani, P. N.; Atreya, S. K. (1989). «Uranius Deep Atmosphere Revealed» (PDF). Icarus 82 (2): 288–313. DOI:10.1016/0019-1035(89)90040-7. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1989Icar…82..288D.
  • de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1991). «Possible microwave absorption by H2S gas in Uranus’ and Neptune’s atmospheres» (PDF). Icarus 91 (2): 220–233. DOI:10.1016/0019-1035(91)90020-T. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1991Icar…91..220D.
  • Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis, A. (1990). «The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data». Icarus 84 (1): 12–28. DOI:10.1016/0019-1035(90)90155-3. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1990Icar…84…12P.
  • Pollack, James B.; Rages, Kathy; Pope, Shelly K.; Tomasko, Martin G.; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (December 30, 1987). «Nature of the Stratospheric Haze on Uranus: Evidence for Condensed Hydrocarbons» (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15,037–15,065. DOI:10.1029/JA092iA13p15037. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9215037P.
  • Smith, B. A. (1984). «Near infrared imaging of Uranus and Neptune». In JPL Uranus and Neptune 2330: 213–223. Bibcode: 1984NASCP2330..213S.
  • Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science 233 (4759): 43–64. DOI:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. Bibcode: 1986Sci…233…43S.
  • Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. (2005). «Dynamics of cloud features on Uranus». Icarus 179 (2): 459–484. DOI:10.1016/j.icarus.2005.07.022. Bibcode: 2005Icar..179..459S.
  • Sromovsky, L. A.; Irwin, P. G. J.; Fry, P. M. (June 2006). «Near-IR methane absorption in outer planet atmospheres: Improved models of temperature dependence and implications for Uranus cloud structure». Icarus 182 (2): 577–593. DOI:10.1016/j.icarus.2006.01.008. Bibcode: 2006Icar..182..577S.
  • Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Hammel, H. B.; Ahue, W. M.; de Pater, I.; Rages, K. A.; Showalter, M. R.; van Dam, M. A. (September 2009). «Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics». Icarus 203 (1): 265–286. arXiv:1503.01957. DOI:10.1016/j.icarus.2009.04.015. Bibcode: 2009Icar..203..265S.
  • Summers, M. E.; Strobel, D. F. (1989). «Photochemistry of the atmosphere of Uranus». The Astrophysical Journal 346: 495–508. DOI:10.1086/168031. ISSN 0004-637X. Bibcode: 1989ApJ…346..495S.
  • Stone, E. C. (1987). «The Voyager 2 Encounter with Uranus». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–14,876. DOI:10.1029/JA092iA13p14873. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9214873S.
  • Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T. R.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (October 1999). «H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora». The Astrophysical Journal 524 (2): 1,059–1,083. DOI:10.1086/307838. Bibcode: 1999ApJ…524.1059T.
  • Tyler, G. L.; Sweetnam, D. N.; Anderson, J. D.; Campbell, J. K.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Levy, G. S.; Lindal, G. F.; Marouf, E. A.; Simpson, R. A. (1986). «Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites». Science 233 (4759): 79–84. DOI:10.1126/science.233.4759.79. PMID 17812893. Bibcode: 1986Sci…233…79T.
  • Young, L. (2001). «Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation» (PDF). Icarus 153 (2): 236–247. DOI:10.1006/icar.2001.6698. Bibcode: 2001Icar..153..236Y.

Атмосфера Урана — Википедия

Атмосфера Урана, так же как и атмосферы Юпитера и Сатурна, состоит в основном из водорода и гелия[1]. На больших глубинах она содержит значительные количества воды, аммиака и метана, что является отличительной чертой атмосфер Урана и Нептуна. Обратная картина наблюдается в верхних слоях атмосферы, которые содержит очень мало веществ тяжелее водорода и гелия. Атмосфера Урана — самая холодная из всех планетарных атмосфер в Солнечной системе, с минимальной температурой 49 K.

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя:

  • Тропосфера — занимает промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар;) и диапазон давления от 100 до 0,1 бар
  • Стратосфера — покрывает высоты от 50 до 4000 км и давления между 0,1 и 10−10 бар
  • Экзосфера — простирается от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты, давление в этом слое при удалении от планеты стремится к нулю.

Примечательно, что в отличие от земной, атмосфера Урана не имеет мезосферы.

Облака

В тропосфере существует четыре облачных слоя:

  • метановые облака на границе, соответствующей давлению примерно в 1,2 бар;
  • сероводородные и аммиачные облака в слое давлений 3-10 бар. Температура в этой области составляет около 100К (-173С)[2]
  • облака из гидросульфида аммония при 20-40 бар,
  • водяные облака из кристалликов льда ниже условной границы давления 50 бар.

Только два верхних облачных слоя доступны прямому наблюдению, существование же нижележащих слоев предсказано только теоретически. Яркие тропосферные облака редко наблюдаются на Уране, что, вероятно, связано с низкой активностью конвекции в глубинных областях планеты. Тем не менее, наблюдения таких облаков использовались для измерения скорости зональных ветров на планете, которая доходит до 250 м/с[3].

Об атмосфере Урана в настоящее время имеется меньше сведений чем об атмосферах Сатурна и Юпитера. По состоянию на май 2013 года только один космический корабль, Вояджер 2, изучал Уран с близкого расстояния. Никаких других миссий на Уран в настоящее время не запланировано.

Наблюдение и изучение

Хотя Уран не имеет твердой поверхности как таковой, часть его газовой оболочки, наиболее удаленную от центра и доступную для наблюдения в оптические телескопы, называют атмосферой.[4] Для дистанционного исследования доступны слои газовой оболочки вплоть до глубины 300 км ниже уровня, соответствующего давлению в 1 бар. Температура на такой глубине составляет 320 K, а давление — около 100 бар.[5]

История наблюдения атмосферы Урана полна ошибок и разочарований. Уран — относительно слабый объект, и его видимый угловой диаметр никогда не превышает 4″. Первые спектры атмосферы Урана были получены с помощью спектроскопа в 1869 и 1871 годах Анджело Секки и Уильямом Хаггинсом, которые обнаружили ряд широких темных полос, которые они не смогли идентифицировать.[6] Им также не удалось обнаружить никаких спектральных линий, соответствующих солнечному свету — факт, впоследствии ошибочно истолкованный Норманом Локером как свидетельство того, что Уран испускает свой собственный свет, а не отражает солнечный.[6][7] В 1889 году это неверное представление было опровергнуто.[8] Природа же широких темных полос в его видимой части спектра оставалась неизвестной до 40-х годов XX века.[6]

Ключ к расшифровке темных полос в спектре Урана был обнаружен в 1930-е годы Рупертом Вилдтом и Весто Слайфер[9], которые обнаружили, что темные полосы на 543, 619, 925, 865 и 890 нм принадлежал газообразному метану.[6][9] Это означало, что атмосфера Урана была прозрачна на большую глубину по сравнению с газовыми оболочками других планет — гигантов.[6] В 1950 году, Джерард Койпер заметил ещё диффузную темную полосу в спектре урана на 827 нм, которую он не смог определить.[10] В 1952 году Герхард Херцберг, в будущем лауреат Нобелевской Премии, показал, что эта линия была вызвана слабыми поглощения молекулярного водорода, который, таким образом, стал вторым соединением, обнаруженным на Уране.[11] До 1986 метан и водород оставались единственными веществами, которые были обнаружены в атмосфере Урана[6]. Спектроскопические наблюдений, проводившиеся с 1967 года позволили составить приблизительный тепловой баланс атмосферы. Оказалось, что внутренние источники тепла практически не влияют на температуру атмосферы и её нагревание осуществляется только за счет излучения Солнца.[12] Внутреннего подогрева атмосферы не было обнаружено и аппаратом Вояджер 2, посетившем Уран в 1986 году.[13]

В январе 1986 года космический аппарат Вояджер 2 пролетал от Уран на минимальном расстоянии 107100 км [14] и впервые получил изображения спектра атмосферы планеты с близкого расстояния. Эти измерения подтвердили, что атмосфера состояла в основном из водорода (72 %) и гелия (26 %), и, кроме того, содержала около 2 % метана.[15] Атмосфера освещенной стороны планеты на момент её изучения Вояджер 2 была крайне спокойна и не выявила крупных атмосферных образований. Состояние атмосферы другой стороны Урана изучить не представлялось возможным ввиду царящей там на момент пролёта аппарата полярной ночи. [16]

В 1990-х и 2000-х годах, с помощью космического телескопа «Хаббл» и наземных телескопов, оснащенных адаптивной оптикой впервые наблюдались дискретные детали облачного покрова [17], что позволило астрономам возможность повторно измерить скорость ветра на Уран, известную ранее только из наблюдений Вояджер 2 и исследовать динамику атмосферы планеты.

Состав

Температурный профиль тропосферы и нижней стратосферы Урана. Указаны также основные слои облачности.

Состав атмосферы Урана отличается от планетарного состава в целом, её главными компонентами являются молекулярный водород и гелий.[18]Молярная доля гелия была определена на основе анализа, проведенного космическим аппаратом Вояджер 2.[19] В настоящее время принимаются значения 0.152 ± 0.033 в верхней тропосфере, что соответствует массовой доле 0.262 ± 0.048.[18][20] Это значение очень близко к массовой доле гелия в составе Солнца 0.2741 ± 0.0120.[21][22]

Третий по распространенности газ в составе атмосферы Урана — метан (CH4), сведения о наличии которого были получены в результате наземных спектроскопических измерений.[18] Метан обладает сильными полосами поглощения видимого света и ближнего инфракрасного, что делает Урана аквамаринового или голубого цвета.[23] Ниже метановых облаков, на уровне, соответствующем давлению в 1,3 бар доля молекул метана составляет около 2,3 %[24] , что в 10 — 30 раз превосходит аналогичные показатели для Солнца.[18][19] Содержание менее летучих соединений, таких, как аммиак, вода и сероводород в глубокой атмосферой в настоящее время известно лишь приблизительно.[18] Предполагается, что их концентрация в атмосфере Урана превосходит аналогичную для Солнца в десятки [25], а то и сотни раз.[26]

Знания об изотопном составе уранианской атмосферы очень ограничены.[27] По состоянию на май 2013 известно только количественное отношение дейтерия к протию. Оно составляет 5.5+3.5
−1.5·10−5 и было измерено с помощью Инфракрасной Космической Обсерватории (ISO) в 1990-х годах. Это значение заметно выше, чем аналогичное для Солнца (2.25 ± 0.35·10−5). [28][29]

ИК-спектроскопия, в том числе измерения с помощью космического телескопа «Спитцер» (SST),[30][31] позволила обнаружить следовые количества углеводородов в стратосфере урана, которые, как считается, были синтезированы из метана под воздействием индуцированной солнечного УФ-излучения. [32] Они включают этан (C2H6), ацетилен (C2H2), [31][33]метилацетилен (CH3C2H), диацетилен (C2HC2H).[34]. С помощью ИК — спектроскопии также были обнаружены следы водяного пара,[35]окиси углерода[36] и диоксида углерода в стратосфере. Эти примеси скорее всего исходят из внешнего источника, например, космической пыли и комет.[34]

Структура

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя: тропосферу, занимающую промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар), стратосферу, покрывающую высоты от 50 до 4000 км и экзосферу, простирающуюся от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты. Примечательно, что в отличие от земной, уранианская атмосфера не имеет мезосферы.[37][38]

Примечания

  1. ↑ Uranus (англ.). NASA. Проверено 11 сентября 2013.
  2. ↑ УРАН
  3. Dr. David R. Williams. Uranus Fact Sheet (англ.). NASA Goddard Space Flight Center. Проверено 11 сентября 2013.
  4. ↑ Lunine, 1993, pp. 219-222.
  5. ↑ de Pater Romani et al., 1991, Fig. 13, p. 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, Table I, pp. 12–13.
  13. ↑ Smith, 1984, pp. 213-214.
  14. ↑ Stone, 1987, Table 3, 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. 1 2 Tyler Sweetnam et al., 1986, pp. 80–81.
  20. ↑ Conrath Gautier et al., 1987, Table 1, 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, Table 2 on p. 96, pp. 98–100.
  29. ↑ Feuchtgruber Lellouch et al., 1999.
  30. ↑ Burgdorf Ортон 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 Ортон 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, Fig. 4, p. 15,097.

Литература

  • Adel, A.; Slipher (1934). «The Constitution of the Atmospheres of the Giant Planets». Physical Review 46 (10): 902. DOI:10.1103/PhysRev.46.902. Bibcode: 1934PhRv…46..902A.
  • Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). «Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — A Case for Multiprobes» (PDF). Space Science Reviews 116: 121–136. DOI:10.1007/s11214-005-1951-5. ISSN 0032-0633. Bibcode: 2005SSRv..116..121A.
  • Bishop, J.; Atreya, S. K.; Herbert, F.; Romani, P. (1990). «Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere» (PDF). Icarus 88 (2): 448–464. DOI:10.1016/0019-1035(90)90094-P. Bibcode: 1990Icar…88..448B.
  • Burgdorf, M.; Orton, G.; Vancleve, J.; Meadows, V.; Houck, J. (2006). «Detection of new hydrocarbons in Uranus’ atmosphere by infrared spectroscopy». Icarus 184 (2): 634–637. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.006. Bibcode: 2006Icar..184..634B.
  • Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. (1987). «The Helium Abundance of Uranus from Voyager Measurements». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15003–15010. DOI:10.1029/JA092iA13p15003. Bibcode: 1987JGR….9215003C.
  • Encrenaz, Thérèse (2003). «ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?». Planetary and Space Science 51 (2): 89–103. DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. Bibcode: 2003P&SS…51…89E.
  • Encrenaz, T.; Drossart, P.; Orton, G.; Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Atreya, S. K. (2003). «The rotational temperature and column density of H3+ in Uranus» (PDF). Planetary and Space Science 51 (14–15): 1013–1016. DOI:10.1016/j.pss.2003.05.010. Bibcode: 2003P&SS…51.1013E.
  • Encrenaz, T.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K. (2004). «First detection of CO in Uranus» (PDF). Astronomy and Astrophysics 413 (2): L5–L9. DOI:10.1051/0004-6361:20034637. Bibcode: 2004A&A…413L…5E.
  • Encrenaz, T. R. S. (2005). «Neutral Atmospheres of the Giant Planets: An Overview of Composition Measurements». Space Science Reviews 116 (1–2): 99–119. DOI:10.1007/s11214-005-1950-6. ISSN 0038-6308. Bibcode: 2005SSRv..116…99E.
  • Fegley, Bruce Jr.; Gautier, Daniel; Owen, Tobias; Prinn, Ronald G. Spectroscopy and chemistry of the atmosphere of Uranus // Uranus. — University of Arizona Press, 1991. — ISBN 978-0-8165-1208-9.
  • Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Bézard, B.; Encrenaz, Th.; de Graauw, Th.; Davis, G. R. (1999). «Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio». Astronomy and Astrophysics 341: L17–L21. Bibcode: 1999A&A…341L..17F.
  • Fry, Patrick M.; Sromovsky, L. A. (September 2009). «Implications of New Methane Absorption Coefficients on Uranus Vertical Structure Derived from Near-IR Spectra» in DPS meeting #41, #14.06., American Astronomical Society. 
  • Hammel, H. B.; Lockwood, G. W. (January 2007). «Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune». Icarus 186 (1): 291–301. DOI:10.1016/j.icarus.2006.08.027. Bibcode: 2007Icar..186..291H.
  • Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (2009). «The Dark Spot in the atmosphere of Uranus in 2006: Discovery, description, and dynamical simulations» (PDF). Icarus 201 (1): 257–271. DOI:10.1016/j.icarus.2008.08.019. Bibcode: 2009Icar..201..257H. Проверено 2017-08-26.
  • Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (4 July 1986). «Infrared Observations of the Uranian System». Science 233 (4759): 70–74. DOI:10.1126/science.233.4759.70. PMID 17812891. Bibcode: 1986Sci…233…70H.
  • Herbert, F.; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N. (1987). «The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2» (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15,093–15,109. DOI:10.1029/JA092iA13p15093. Bibcode: 1987JGR….9215093H.
  • Herbert, F.; Hall, D. T. (May 1996). «Atomic hydrogen corona of Uranus». Journal of Geophysical Research 101 (A5): 10,877–10,885. DOI:10.1029/96JA00427. Bibcode: 1996JGR…10110877H.
  • Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (August–September 1999). «Ultraviolet observations of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science 47 (8–9): 1,119–1,139. DOI:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. Bibcode: 1999P&SS…47.1119H.
  • Herzberg, G. (1952). «Spectroscopic evidence of molecular hydrogen in the atmospheres of Uranus and Neptune». The Astrophysical Journal 115: 337–340. DOI:10.1086/145552. Bibcode: 1952ApJ…115..337H.
  • Huggins, William (1889). «The spectrum of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 49. DOI:10.1093/mnras/49.8.403a. ISSN 1365-2966. Bibcode: 1889MNRAS..49Q.404H.
  • Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (2007-08-10). «Latitudinal Variations in Uranus’ Vertical Cloud Structure from UKIRT UIST Observations». The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 665 (1): L71–L74. DOI:10.1086/521189. Bibcode: 2007ApJ…665L..71I.
  • Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (August 2010). «Revised vertical cloud structure of Uranus from UKIRT/UIST observations and changes seen during Uranus’ Northern Spring Equinox from 2006 to 2008: Application of new methane absorption data and comparison with Neptune». Icarus 208 (2): 913–926. DOI:10.1016/j.icarus.2010.03.017. Bibcode: 2010Icar..208..913I.
  • Kuiper, G. P. (1949). «New absorptions in the Uranian atmosphere». The Astrophysical Journal 109: 540–541. DOI:10.1086/145161. Bibcode: 1949ApJ…109..540K.
  • Lam, H. A.; Miller, S.; Joseph, R. D.; Geballe, T. R.; Trafton, L. M.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (1997-01-01). «Variation in the H3+ Emission of Uranus» (PDF). The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 474 (1): L73–L76. DOI:10.1086/310424. Bibcode: 1997ApJ…474L..73L.
  • Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L. (1987). «The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2». Journal of Geophysical Research (American Geophysical Union) 92 (A13): 14,987–15,001. DOI:10.1029/JA092iA13p14987. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9214987L.
  • Lockyer, J. N. (1889). «Note on the Spectrum of Uranus». Astronomische Nachrichten 121. DOI:10.1002/asna.18891212402. Bibcode: 1889AN….121..369L.
  • Lodders, Katharina (2003). «Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements» (PDF). The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 591 (2): 1220–1247. DOI:10.1086/375492. Bibcode: 2003ApJ…591.1220L.
  • Lunine, Jonathan I. (1993). «The Atmospheres of Uranus and Neptune». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. Bibcode: 1993ARA&A..31..217L.
  • Miller, Steven; Achilleos, Nick; Ballester, Gilda E.; Geballe, Thomas R.; Joseph, Robert D.; Prangé, Renee; Rego, Daniel; Stallard, Tom; Tennyson, Jonathan; Trafton, Laurence M.; Waite, J. Hunter Jr (15 September 2000). «The role of H3+ in planetary atmospheres» (PDF). Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences 358 (1774): 2485–2502. DOI:10.1098/rsta.2000.0662.
  • Miller, Steve; Aylward, Alan; Millward, George (January 2005). «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling». Space Science Reviews 116 (1–2): 319–343. DOI:10.1007/s11214-005-1960-4. Bibcode: 2005SSRv..116..319M.
  • Rages, K. A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. (11 September 2004). «Evidence for temporal change at Uranus’ south pole». Icarus 172 (2): 548–554. DOI:10.1016/j.icarus.2004.07.009. Bibcode: 2004Icar..172..548R.
  • de Pater, I.; Romani, P. N.; Atreya, S. K. (1989). «Uranius Deep Atmosphere Revealed» (PDF). Icarus 82 (2): 288–313. DOI:10.1016/0019-1035(89)90040-7. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1989Icar…82..288D.
  • de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1991). «Possible microwave absorption by H2S gas in Uranus’ and Neptune’s atmospheres» (PDF). Icarus 91 (2): 220–233. DOI:10.1016/0019-1035(91)90020-T. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1991Icar…91..220D.
  • Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis, A. (1990). «The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data». Icarus 84 (1): 12–28. DOI:10.1016/0019-1035(90)90155-3. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1990Icar…84…12P.
  • Pollack, James B.; Rages, Kathy; Pope, Shelly K.; Tomasko, Martin G.; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (December 30, 1987). «Nature of the Stratospheric Haze on Uranus: Evidence for Condensed Hydrocarbons» (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15,037–15,065. DOI:10.1029/JA092iA13p15037. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9215037P.
  • Smith, B. A. (1984). «Near infrared imaging of Uranus and Neptune». In JPL Uranus and Neptune 2330: 213–223. Bibcode: 1984NASCP2330..213S.
  • Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science 233 (4759): 43–64. DOI:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. Bibcode: 1986Sci…233…43S.
  • Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. (2005). «Dynamics of cloud features on Uranus». Icarus 179 (2): 459–484. DOI:10.1016/j.icarus.2005.07.022. Bibcode: 2005Icar..179..459S.
  • Sromovsky, L. A.; Irwin, P. G. J.; Fry, P. M. (June 2006). «Near-IR methane absorption in outer planet atmospheres: Improved models of temperature dependence and implications for Uranus cloud structure». Icarus 182 (2): 577–593. DOI:10.1016/j.icarus.2006.01.008. Bibcode: 2006Icar..182..577S.
  • Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Hammel, H. B.; Ahue, W. M.; de Pater, I.; Rages, K. A.; Showalter, M. R.; van Dam, M. A. (September 2009). «Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics». Icarus 203 (1): 265–286. arXiv:1503.01957. DOI:10.1016/j.icarus.2009.04.015. Bibcode: 2009Icar..203..265S.
  • Summers, M. E.; Strobel, D. F. (1989). «Photochemistry of the atmosphere of Uranus». The Astrophysical Journal 346: 495–508. DOI:10.1086/168031. ISSN 0004-637X. Bibcode: 1989ApJ…346..495S.
  • Stone, E. C. (1987). «The Voyager 2 Encounter with Uranus». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–14,876. DOI:10.1029/JA092iA13p14873. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9214873S.
  • Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T. R.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (October 1999). «H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora». The Astrophysical Journal 524 (2): 1,059–1,083. DOI:10.1086/307838. Bibcode: 1999ApJ…524.1059T.
  • Tyler, G. L.; Sweetnam, D. N.; Anderson, J. D.; Campbell, J. K.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Levy, G. S.; Lindal, G. F.; Marouf, E. A.; Simpson, R. A. (1986). «Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites». Science 233 (4759): 79–84. DOI:10.1126/science.233.4759.79. PMID 17812893. Bibcode: 1986Sci…233…79T.
  • Young, L. (2001). «Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation» (PDF). Icarus 153 (2): 236–247. DOI:10.1006/icar.2001.6698. Bibcode: 2001Icar..153..236Y.

Атмосфера Урана — Википедия. Что такое Атмосфера Урана

Атмосфера Урана, так же как и атмосферы Юпитера и Сатурна, состоит в основном из водорода и гелия[1]. На больших глубинах она содержит значительные количества воды, аммиака и метана, что является отличительной чертой атмосфер Урана и Нептуна. Обратная картина наблюдается в верхних слоях атмосферы, которые содержит очень мало веществ тяжелее водорода и гелия. Атмосфера Урана — самая холодная из всех планетарных атмосфер в Солнечной системе, с минимальной температурой 49 K.

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя:

  • Тропосфера — занимает промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар;) и диапазон давления от 100 до 0,1 бар
  • Стратосфера — покрывает высоты от 50 до 4000 км и давления между 0,1 и 10−10 бар
  • Экзосфера — простирается от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты, давление в этом слое при удалении от планеты стремится к нулю.

Примечательно, что в отличие от земной, атмосфера Урана не имеет мезосферы.

Облака

В тропосфере существует четыре облачных слоя:

  • метановые облака на границе, соответствующей давлению примерно в 1,2 бар;
  • сероводородные и аммиачные облака в слое давлений 3-10 бар. Температура в этой области составляет около 100К (-173С)[2]
  • облака из гидросульфида аммония при 20-40 бар,
  • водяные облака из кристалликов льда ниже условной границы давления 50 бар.

Только два верхних облачных слоя доступны прямому наблюдению, существование же нижележащих слоев предсказано только теоретически. Яркие тропосферные облака редко наблюдаются на Уране, что, вероятно, связано с низкой активностью конвекции в глубинных областях планеты. Тем не менее, наблюдения таких облаков использовались для измерения скорости зональных ветров на планете, которая доходит до 250 м/с[3].

Об атмосфере Урана в настоящее время имеется меньше сведений чем об атмосферах Сатурна и Юпитера. По состоянию на май 2013 года только один космический корабль, Вояджер 2, изучал Уран с близкого расстояния. Никаких других миссий на Уран в настоящее время не запланировано.

Наблюдение и изучение

Хотя Уран не имеет твердой поверхности как таковой, часть его газовой оболочки, наиболее удаленную от центра и доступную для наблюдения в оптические телескопы, называют атмосферой.[4] Для дистанционного исследования доступны слои газовой оболочки вплоть до глубины 300 км ниже уровня, соответствующего давлению в 1 бар. Температура на такой глубине составляет 320 K, а давление — около 100 бар.[5]

История наблюдения атмосферы Урана полна ошибок и разочарований. Уран — относительно слабый объект, и его видимый угловой диаметр никогда не превышает 4″. Первые спектры атмосферы Урана были получены с помощью спектроскопа в 1869 и 1871 годах Анджело Секки и Уильямом Хаггинсом, которые обнаружили ряд широких темных полос, которые они не смогли идентифицировать.[6] Им также не удалось обнаружить никаких спектральных линий, соответствующих солнечному свету — факт, впоследствии ошибочно истолкованный Норманом Локером как свидетельство того, что Уран испускает свой собственный свет, а не отражает солнечный.[6][7] В 1889 году это неверное представление было опровергнуто.[8] Природа же широких темных полос в его видимой части спектра оставалась неизвестной до 40-х годов XX века.[6]

Ключ к расшифровке темных полос в спектре Урана был обнаружен в 1930-е годы Рупертом Вилдтом и Весто Слайфер[9], которые обнаружили, что темные полосы на 543, 619, 925, 865 и 890 нм принадлежал газообразному метану.[6][9] Это означало, что атмосфера Урана была прозрачна на большую глубину по сравнению с газовыми оболочками других планет — гигантов.[6] В 1950 году, Джерард Койпер заметил ещё диффузную темную полосу в спектре урана на 827 нм, которую он не смог определить.[10] В 1952 году Герхард Херцберг, в будущем лауреат Нобелевской Премии, показал, что эта линия была вызвана слабыми поглощения молекулярного водорода, который, таким образом, стал вторым соединением, обнаруженным на Уране.[11] До 1986 метан и водород оставались единственными веществами, которые были обнаружены в атмосфере Урана[6]. Спектроскопические наблюдений, проводившиеся с 1967 года позволили составить приблизительный тепловой баланс атмосферы. Оказалось, что внутренние источники тепла практически не влияют на температуру атмосферы и её нагревание осуществляется только за счет излучения Солнца.[12] Внутреннего подогрева атмосферы не было обнаружено и аппаратом Вояджер 2, посетившем Уран в 1986 году.[13]

В январе 1986 года космический аппарат Вояджер 2 пролетал от Уран на минимальном расстоянии 107100 км [14] и впервые получил изображения спектра атмосферы планеты с близкого расстояния. Эти измерения подтвердили, что атмосфера состояла в основном из водорода (72 %) и гелия (26 %), и, кроме того, содержала около 2 % метана.[15] Атмосфера освещенной стороны планеты на момент её изучения Вояджер 2 была крайне спокойна и не выявила крупных атмосферных образований. Состояние атмосферы другой стороны Урана изучить не представлялось возможным ввиду царящей там на момент пролёта аппарата полярной ночи. [16]

В 1990-х и 2000-х годах, с помощью космического телескопа «Хаббл» и наземных телескопов, оснащенных адаптивной оптикой впервые наблюдались дискретные детали облачного покрова [17], что позволило астрономам возможность повторно измерить скорость ветра на Уран, известную ранее только из наблюдений Вояджер 2 и исследовать динамику атмосферы планеты.

Состав

Температурный профиль тропосферы и нижней стратосферы Урана. Указаны также основные слои облачности.

Состав атмосферы Урана отличается от планетарного состава в целом, её главными компонентами являются молекулярный водород и гелий.[18]Молярная доля гелия была определена на основе анализа, проведенного космическим аппаратом Вояджер 2.[19] В настоящее время принимаются значения 0.152 ± 0.033 в верхней тропосфере, что соответствует массовой доле 0.262 ± 0.048.[18][20] Это значение очень близко к массовой доле гелия в составе Солнца 0.2741 ± 0.0120.[21][22]

Третий по распространенности газ в составе атмосферы Урана — метан (CH4), сведения о наличии которого были получены в результате наземных спектроскопических измерений.[18] Метан обладает сильными полосами поглощения видимого света и ближнего инфракрасного, что делает Урана аквамаринового или голубого цвета.[23] Ниже метановых облаков, на уровне, соответствующем давлению в 1,3 бар доля молекул метана составляет около 2,3 %[24] , что в 10 — 30 раз превосходит аналогичные показатели для Солнца.[18][19] Содержание менее летучих соединений, таких, как аммиак, вода и сероводород в глубокой атмосферой в настоящее время известно лишь приблизительно.[18] Предполагается, что их концентрация в атмосфере Урана превосходит аналогичную для Солнца в десятки [25], а то и сотни раз.[26]

Знания об изотопном составе уранианской атмосферы очень ограничены.[27] По состоянию на май 2013 известно только количественное отношение дейтерия к протию. Оно составляет 5.5+3.5
−1.5·10−5 и было измерено с помощью Инфракрасной Космической Обсерватории (ISO) в 1990-х годах. Это значение заметно выше, чем аналогичное для Солнца (2.25 ± 0.35·10−5). [28][29]

ИК-спектроскопия, в том числе измерения с помощью космического телескопа «Спитцер» (SST),[30][31] позволила обнаружить следовые количества углеводородов в стратосфере урана, которые, как считается, были синтезированы из метана под воздействием индуцированной солнечного УФ-излучения. [32] Они включают этан (C2H6), ацетилен (C2H2), [31][33]метилацетилен (CH3C2H), диацетилен (C2HC2H).[34]. С помощью ИК — спектроскопии также были обнаружены следы водяного пара,[35]окиси углерода[36] и диоксида углерода в стратосфере. Эти примеси скорее всего исходят из внешнего источника, например, космической пыли и комет.[34]

Структура

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя: тропосферу, занимающую промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар), стратосферу, покрывающую высоты от 50 до 4000 км и экзосферу, простирающуюся от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты. Примечательно, что в отличие от земной, уранианская атмосфера не имеет мезосферы.[37][38]

Примечания

  1. ↑ Uranus (англ.). NASA. Проверено 11 сентября 2013.
  2. ↑ УРАН
  3. Dr. David R. Williams. Uranus Fact Sheet (англ.). NASA Goddard Space Flight Center. Проверено 11 сентября 2013.
  4. ↑ Lunine, 1993, pp. 219-222.
  5. ↑ de Pater Romani et al., 1991, Fig. 13, p. 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, Table I, pp. 12–13.
  13. ↑ Smith, 1984, pp. 213-214.
  14. ↑ Stone, 1987, Table 3, 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. 1 2 Tyler Sweetnam et al., 1986, pp. 80–81.
  20. ↑ Conrath Gautier et al., 1987, Table 1, 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, Table 2 on p. 96, pp. 98–100.
  29. ↑ Feuchtgruber Lellouch et al., 1999.
  30. ↑ Burgdorf Ортон 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 Ортон 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, Fig. 4, p. 15,097.

Литература

  • Adel, A.; Slipher (1934). «The Constitution of the Atmospheres of the Giant Planets». Physical Review 46 (10): 902. DOI:10.1103/PhysRev.46.902. Bibcode: 1934PhRv…46..902A.
  • Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). «Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — A Case for Multiprobes» (PDF). Space Science Reviews 116: 121–136. DOI:10.1007/s11214-005-1951-5. ISSN 0032-0633. Bibcode: 2005SSRv..116..121A.
  • Bishop, J.; Atreya, S. K.; Herbert, F.; Romani, P. (1990). «Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere» (PDF). Icarus 88 (2): 448–464. DOI:10.1016/0019-1035(90)90094-P. Bibcode: 1990Icar…88..448B.
  • Burgdorf, M.; Orton, G.; Vancleve, J.; Meadows, V.; Houck, J. (2006). «Detection of new hydrocarbons in Uranus’ atmosphere by infrared spectroscopy». Icarus 184 (2): 634–637. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.006. Bibcode: 2006Icar..184..634B.
  • Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. (1987). «The Helium Abundance of Uranus from Voyager Measurements». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15003–15010. DOI:10.1029/JA092iA13p15003. Bibcode: 1987JGR….9215003C.
  • Encrenaz, Thérèse (2003). «ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?». Planetary and Space Science 51 (2): 89–103. DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. Bibcode: 2003P&SS…51…89E.
  • Encrenaz, T.; Drossart, P.; Orton, G.; Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Atreya, S. K. (2003). «The rotational temperature and column density of H3+ in Uranus» (PDF). Planetary and Space Science 51 (14–15): 1013–1016. DOI:10.1016/j.pss.2003.05.010. Bibcode: 2003P&SS…51.1013E.
  • Encrenaz, T.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K. (2004). «First detection of CO in Uranus» (PDF). Astronomy and Astrophysics 413 (2): L5–L9. DOI:10.1051/0004-6361:20034637. Bibcode: 2004A&A…413L…5E.
  • Encrenaz, T. R. S. (2005). «Neutral Atmospheres of the Giant Planets: An Overview of Composition Measurements». Space Science Reviews 116 (1–2): 99–119. DOI:10.1007/s11214-005-1950-6. ISSN 0038-6308. Bibcode: 2005SSRv..116…99E.
  • Fegley, Bruce Jr.; Gautier, Daniel; Owen, Tobias; Prinn, Ronald G. Spectroscopy and chemistry of the atmosphere of Uranus // Uranus. — University of Arizona Press, 1991. — ISBN 978-0-8165-1208-9.
  • Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Bézard, B.; Encrenaz, Th.; de Graauw, Th.; Davis, G. R. (1999). «Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio». Astronomy and Astrophysics 341: L17–L21. Bibcode: 1999A&A…341L..17F.
  • Fry, Patrick M.; Sromovsky, L. A. (September 2009). «Implications of New Methane Absorption Coefficients on Uranus Vertical Structure Derived from Near-IR Spectra» in DPS meeting #41, #14.06., American Astronomical Society. 
  • Hammel, H. B.; Lockwood, G. W. (January 2007). «Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune». Icarus 186 (1): 291–301. DOI:10.1016/j.icarus.2006.08.027. Bibcode: 2007Icar..186..291H.
  • Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (2009). «The Dark Spot in the atmosphere of Uranus in 2006: Discovery, description, and dynamical simulations» (PDF). Icarus 201 (1): 257–271. DOI:10.1016/j.icarus.2008.08.019. Bibcode: 2009Icar..201..257H. Проверено 2017-08-26.
  • Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (4 July 1986). «Infrared Observations of the Uranian System». Science 233 (4759): 70–74. DOI:10.1126/science.233.4759.70. PMID 17812891. Bibcode: 1986Sci…233…70H.
  • Herbert, F.; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N. (1987). «The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2» (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15,093–15,109. DOI:10.1029/JA092iA13p15093. Bibcode: 1987JGR….9215093H.
  • Herbert, F.; Hall, D. T. (May 1996). «Atomic hydrogen corona of Uranus». Journal of Geophysical Research 101 (A5): 10,877–10,885. DOI:10.1029/96JA00427. Bibcode: 1996JGR…10110877H.
  • Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (August–September 1999). «Ultraviolet observations of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science 47 (8–9): 1,119–1,139. DOI:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. Bibcode: 1999P&SS…47.1119H.
  • Herzberg, G. (1952). «Spectroscopic evidence of molecular hydrogen in the atmospheres of Uranus and Neptune». The Astrophysical Journal 115: 337–340. DOI:10.1086/145552. Bibcode: 1952ApJ…115..337H.
  • Huggins, William (1889). «The spectrum of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 49. DOI:10.1093/mnras/49.8.403a. ISSN 1365-2966. Bibcode: 1889MNRAS..49Q.404H.
  • Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (2007-08-10). «Latitudinal Variations in Uranus’ Vertical Cloud Structure from UKIRT UIST Observations». The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 665 (1): L71–L74. DOI:10.1086/521189. Bibcode: 2007ApJ…665L..71I.
  • Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (August 2010). «Revised vertical cloud structure of Uranus from UKIRT/UIST observations and changes seen during Uranus’ Northern Spring Equinox from 2006 to 2008: Application of new methane absorption data and comparison with Neptune». Icarus 208 (2): 913–926. DOI:10.1016/j.icarus.2010.03.017. Bibcode: 2010Icar..208..913I.
  • Kuiper, G. P. (1949). «New absorptions in the Uranian atmosphere». The Astrophysical Journal 109: 540–541. DOI:10.1086/145161. Bibcode: 1949ApJ…109..540K.
  • Lam, H. A.; Miller, S.; Joseph, R. D.; Geballe, T. R.; Trafton, L. M.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (1997-01-01). «Variation in the H3+ Emission of Uranus» (PDF). The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 474 (1): L73–L76. DOI:10.1086/310424. Bibcode: 1997ApJ…474L..73L.
  • Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L. (1987). «The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2». Journal of Geophysical Research (American Geophysical Union) 92 (A13): 14,987–15,001. DOI:10.1029/JA092iA13p14987. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9214987L.
  • Lockyer, J. N. (1889). «Note on the Spectrum of Uranus». Astronomische Nachrichten 121. DOI:10.1002/asna.18891212402. Bibcode: 1889AN….121..369L.
  • Lodders, Katharina (2003). «Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements» (PDF). The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 591 (2): 1220–1247. DOI:10.1086/375492. Bibcode: 2003ApJ…591.1220L.
  • Lunine, Jonathan I. (1993). «The Atmospheres of Uranus and Neptune». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. Bibcode: 1993ARA&A..31..217L.
  • Miller, Steven; Achilleos, Nick; Ballester, Gilda E.; Geballe, Thomas R.; Joseph, Robert D.; Prangé, Renee; Rego, Daniel; Stallard, Tom; Tennyson, Jonathan; Trafton, Laurence M.; Waite, J. Hunter Jr (15 September 2000). «The role of H3+ in planetary atmospheres» (PDF). Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences 358 (1774): 2485–2502. DOI:10.1098/rsta.2000.0662.
  • Miller, Steve; Aylward, Alan; Millward, George (January 2005). «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling». Space Science Reviews 116 (1–2): 319–343. DOI:10.1007/s11214-005-1960-4. Bibcode: 2005SSRv..116..319M.
  • Rages, K. A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. (11 September 2004). «Evidence for temporal change at Uranus’ south pole». Icarus 172 (2): 548–554. DOI:10.1016/j.icarus.2004.07.009. Bibcode: 2004Icar..172..548R.
  • de Pater, I.; Romani, P. N.; Atreya, S. K. (1989). «Uranius Deep Atmosphere Revealed» (PDF). Icarus 82 (2): 288–313. DOI:10.1016/0019-1035(89)90040-7. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1989Icar…82..288D.
  • de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1991). «Possible microwave absorption by H2S gas in Uranus’ and Neptune’s atmospheres» (PDF). Icarus 91 (2): 220–233. DOI:10.1016/0019-1035(91)90020-T. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1991Icar…91..220D.
  • Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis, A. (1990). «The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data». Icarus 84 (1): 12–28. DOI:10.1016/0019-1035(90)90155-3. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1990Icar…84…12P.
  • Pollack, James B.; Rages, Kathy; Pope, Shelly K.; Tomasko, Martin G.; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (December 30, 1987). «Nature of the Stratospheric Haze on Uranus: Evidence for Condensed Hydrocarbons» (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15,037–15,065. DOI:10.1029/JA092iA13p15037. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9215037P.
  • Smith, B. A. (1984). «Near infrared imaging of Uranus and Neptune». In JPL Uranus and Neptune 2330: 213–223. Bibcode: 1984NASCP2330..213S.
  • Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science 233 (4759): 43–64. DOI:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. Bibcode: 1986Sci…233…43S.
  • Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. (2005). «Dynamics of cloud features on Uranus». Icarus 179 (2): 459–484. DOI:10.1016/j.icarus.2005.07.022. Bibcode: 2005Icar..179..459S.
  • Sromovsky, L. A.; Irwin, P. G. J.; Fry, P. M. (June 2006). «Near-IR methane absorption in outer planet atmospheres: Improved models of temperature dependence and implications for Uranus cloud structure». Icarus 182 (2): 577–593. DOI:10.1016/j.icarus.2006.01.008. Bibcode: 2006Icar..182..577S.
  • Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Hammel, H. B.; Ahue, W. M.; de Pater, I.; Rages, K. A.; Showalter, M. R.; van Dam, M. A. (September 2009). «Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics». Icarus 203 (1): 265–286. arXiv:1503.01957. DOI:10.1016/j.icarus.2009.04.015. Bibcode: 2009Icar..203..265S.
  • Summers, M. E.; Strobel, D. F. (1989). «Photochemistry of the atmosphere of Uranus». The Astrophysical Journal 346: 495–508. DOI:10.1086/168031. ISSN 0004-637X. Bibcode: 1989ApJ…346..495S.
  • Stone, E. C. (1987). «The Voyager 2 Encounter with Uranus». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–14,876. DOI:10.1029/JA092iA13p14873. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9214873S.
  • Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T. R.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (October 1999). «H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora». The Astrophysical Journal 524 (2): 1,059–1,083. DOI:10.1086/307838. Bibcode: 1999ApJ…524.1059T.
  • Tyler, G. L.; Sweetnam, D. N.; Anderson, J. D.; Campbell, J. K.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Levy, G. S.; Lindal, G. F.; Marouf, E. A.; Simpson, R. A. (1986). «Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites». Science 233 (4759): 79–84. DOI:10.1126/science.233.4759.79. PMID 17812893. Bibcode: 1986Sci…233…79T.
  • Young, L. (2001). «Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation» (PDF). Icarus 153 (2): 236–247. DOI:10.1006/icar.2001.6698. Bibcode: 2001Icar..153..236Y.

состав. Какая атмосфера у Урана?

Снимки, полученные со спутника «Вояджер-2» еще в далекие 90-е годы, показали нам поразительные результаты. Загадочная зеленоватая атмосфера Урана – это все, из чего состоит данная планета, за исключением крошечного каменно-металлического ядра. Дело в том, что наши предки, которым принадлежат открытия внешних планет Солнечной системы, были уверены в том, что все они, как и Земля, имеют поверхность, воздушную оболочку и подземные слои. Как оказалось, газовые гиганты лишены всего этого, так как являются представителями двухслойной модели планет.

История открытия и общие данные о планете

По удаленности от Солнца Уран является седьмой планетой. Его открыл Уильям Гершель в конце 18-го столетия, впервые использовав для астрономических наблюдений телескоп. До этого длительное время ученые полагали, что Уран является лишь удаленной очень яркой звездой. Сам Гершель, делая записи об этом небесном теле, изначально сравнивал его с кометой, позже пришел к выводу, что это, возможно, еще одна планета СС. Конечно же, после подтверждения всех наблюдений открытие стало сенсацией. Однако в то время никто еще не знал, какая атмосфера у Урана на самом деле и какое у него строение. Ныне нам известно, что его орбита – одна из самых больших в системе. Вокруг Солнца планета оборачивается за 84 земных года. При этом ее период обращения вокруг своей оси составляет чуть более 17 часов. Из-за этого атмосфера Урана, которая и так состоит из тяжелых газов, становится невероятно плотной и оказывает колоссальное давление на ядро.

История образования атмосферы

Считается, что на внешний вид и физические данные Урана влияет именно его ядро, а также процесс его образования. По сравнению с параметрами самой планеты (25 559 км – экваториальный радиус), ядро просто миниатюрное. Следовательно, оно не является источником энергии или магнитного поля, как в случае с Юпитером, а также недостаточно сильно нагревает все газы, из которых состоит атмосфера Урана. Состав ее, в свою очередь, нельзя сравнить с составом Юпитера или Сатурна, хотя все эти планеты входят в одну категорию. Дело в том, что Уран окружают ледяные газы, лед в самых высоких своих модификациях, облака метана и прочих тяжелых элементов. Такие легкие газы, как водород и гелий, присутствуют в атмосфере лишь в малом количестве. Есть две версии такого парадокса. В соответствии с первой размер и гравитационные силы ядра в момент формирования СС были слишком малыми, чтобы притянуть легкие газы. Вторая заключается в том, что в месте, где образовался Уран, были лишь тяжелые химические компоненты, которые и стали основой планеты.

Наличие атмосферы, ее состав

Уран был впервые детально изучен лишь после путешествия «Вояджера-2», который сделал снимки с большим разрешением. Они позволили ученым установить точную структуру самой планеты, а также ее атмосферы. Так сказать, воздушную оболочку Урана делят на три части:

  • Тропосфера лежит глубже всего. Давление тут находится в пределах от 100 до 0,1 бар, а высота этого слоя не превышает 500 км от условного уровня мантии.
  • Стратосфера – слой атмосферы, находящий в середине. Занимает высоты от 50 до 4000 км.
  • Экзосфера. Внешняя атмосфера Урана, где давление стремится к нулю, а температура воздуха максимально низкая.

Во всех этих слоях содержатся в различных пропорциях следующие газы: гелий, водород, метан, аммиак. Также имеется вода в виде различных модификаций льда и пара. Однако атмосфера Урана, состав которой сравним с воздушной оболочкой Юпитера, отличается невероятной холодностью. Если в самом большом газовом гиганте воздушные массы нагреты до максимума, то тут они остужены до 50 кельвинов, потому и имеют большую массу.

Тропосфера

Самый глубокий слой атмосферы ныне рассчитан лишь теоретически, так как добраться до него техника землян пока что не позволяет. Каменное ядро планеты окружают облака, состоящие из кристаллов льда. Они тяжелые и оказывают огромное давление на центр планеты. За ними следуют облака из гидросульфида аммония, потом — воздушные образования из сероводорода и аммиака. Самый крайний участок тропосферы занимают метановые облака, которые подкрашивают планету в тот самый зеленый цвет. Температура воздуха в тропосфере считается самой высокой на планете. Она колеблется в пределах 200 К. Из-за этого некоторые исследователи полагают, что мантию планеты образует большой ледяной слой. Но это лишь гипотеза.

Стратосфера

Наличие атмосферы Урана обеспечивают соединения тяжелых и легких газов, а их синтез окрашивает планету в зеленоватый оттенок. Все эти процессы происходят в средней воздушной прослойке, где встречаются молекулы аммиака и метана с гелием и водородом. Кристаллы льда тут принимают совсем иные модификации, нежели в тропосфере, они, благодаря аммиаку, поглощают любой свет, поступаемый из космоса. Скорость ветров в стратосфере достигает 100 м/с, благодаря чему все облака быстро меняют свое положение в пространстве. В стратосфере случаются полярные сияния, нередко образуются туманы. Но таких осадков, как снег или дождь, не наблюдается.

Экзосфера

Изначально о том, какая атмосфера у Урана, судили именно по ее внешней оболочке. Это тонкая полоса кристаллизованной воды, которая окутывается сильными потоками ветров и является средоточием самой низкой температуры в Солнечной системе. Она состоит из легких газов (молекулярный водород и гелий), метан же, который в большом количестве находится в более плотных слоях, здесь отсутствует. Скорость ветра в экзосфере достигает 200 м/с, температура воздуха опускается до 49 К. Потому-то планета Уран, атмосфера которой столь ледяная, стала самой холодной в нашей системе, даже по сравнению со своим более дальним соседом – Нептуном.

Загадка магнитного поля Урана

Всем прекрасно известно, что зеленоватый Уран крутится вокруг своей оси, лежа на боку. Ученые полагают, что в момент образования СС планета столкнулась с астероидом или иным космическим телом, которое изменило ее положение, исказив при этом магнитное поле. От оси, которая определяет север и юг планеты относительно экватора, магнитная ось смещена на 59 градусов. Это создает, во-первых, неравномерное распределение гравитации, во-вторых – неравную напряженность в северном и южном полушариях. Тем не менее, скорее всего, именно это загадочное положение обеспечивает наличие атмосферы Урана и ее уникальный состав. Вокруг ядра удерживаются только тяжелые газы, в средних слоях – кристаллизованная вода. Возможно, если бы температура воздуха тут была повыше, Уран стал бы огромным океаном, состоящим из обычной воды, которая является источником жизни.

Уран поглощает все и вся вокруг

Как мы уже говорили выше, атмосфера Урана наполнена огромным количеством метана. Этот газ достаточно тяжелый, потому он способен поглощать инфракрасные лучи. То есть весь свет, который исходит от Солнца, от других звезд и планет, касаясь атмосферы Урана, превращается в зеленоватый оттенок. Недавно ученые заметили, что планета также заглатывает посторонние газы, которые находятся в открытом космосе, что парадоксально с ее слабым магнитным полем. В составе средних слоев атмосферы были обнаружены углекислый и угарный газы. Считается, что они притянулись к планете от пролетающих мимо комет.

Ледяные царства нашей системы

Две самые крайние планеты СС – это Уран и Нептун. Обе характерны синеватыми оттенками, обе образованны из газов. Атмосфера Урана и Нептуна – это практически одно и то же, за исключением пропорций. Сила гравитации и масса ядер обоих планет практически одинакова. Нижние слои атмосферы Нептуна, как и Урана, образованы из кристаллизованной воды, перемешанной с метаном и сероводородом. Тут, возле ядра, ледяные гиганты нагреваются до 200 и более Кельвинов, тем самым формируя свое магнитное поле. Атмосфера Урана и Нептуна имеет одинаковое количество молекулярного водорода в своем составе – более 80 процентов. Внешний воздушный слой Нептуна также характерен сильными ветрами, но температура воздуха тут немного выше – 60 К.

Заключение

Наличие атмосферы Урана в принципе обеспечивает существование этой планеты. Воздушная оболочка является главной составляющей частью Урана. Она сильно разогревается возле ядра, но при этом максимально остывает в крайних слоях. Пока что планета является безжизненной по причине отсутствия кислорода, а также воды в жидком виде. Но по прогнозам исследователей, если температура ядра начнет повышаться, кристаллы льда превратятся в огромный океан, в котором смогут зародиться новые формы жизни.

Особенности планеты Уран спутники, атмосфера интересные факты

Планета Уран занимает седьмое место по удаленности от Солнца. Он долгое время прятался от взора наблюдателей и был обнаружен при помощи телескопа лишь в конце 18 века. Уран наряду с Нептуном – планеты Солнечной системы, объединенные в группу «ледяные гиганты». По сей день эти объекты нашей звездной системы являются малоизученными из-за  больших расстояний, которые приходится преодолевать космическим зондам для их исследования.

фото Урана

История открытия и исследования

Седьмая планета была недоступна для наблюдения астрономам Античности и Средневековья из-за своей удаленности от Солнца и Земли и не самого заметного свечения на ночном небе. Открыл Уран в 1781 году английский астроном Фредерик Уильям Гершель. Он же предложил назвать его в честь английского монарха Георга III. Идея была отклонена другими астрономами и объект назвали в честь древнегреческого прародителя всех богов, олицетворяющего небо. Позднее Гершель открыл две крупнейших урановых луны, а также выдвинул предположение о наличии у него системы колец.

До конца 20 века небесное
тело оставалась практически неизученной. Самые ценные сведения об Уране передал
на Землю космический зонд Вояджер-2, которому в 1986 году удалось пройти на
расстоянии 80 тыс. км от поверхности планеты. Аппарат обнаружил 10 спутников, а
также изучил состав атмосферы планеты, ее климат и кольцевую систему.

Исследования поверхности ледяного гиганта также осуществляются благодаря космической обсерватории Хаббл. Ей были получены снимки Темного пятна в атмосфере планеты, а также информация о спутниках.  В 2021 году планируется отправить межпланетную станцию для изучения химического состава урановой атмосферы, исследовании спутников и колец.

Общие сведения об Уране

Рассмотрим самые часто
задаваемые вопросы о седьмой планете Солнечной системы.

Сколько лететь до Урана с Земли? Расстояние от нашей планеты до ледяного гиганта колеблется от 2,6 млрд. км до 3,15 млрд. км. Вояджер-2, двигаясь с максимальной скоростью в 57,9 тыс. км/ч, смог сблизиться с поверхностью планеты лишь через 10 лет после запуска с Земли. От 10 до 15 лет понадобится и новому космическому зонду, который планируется запустить через пару лет.

Сколько нам известно спутников у Урана? На данный момент открыто 27 урановых лун. Все вместе взятые его спутники имеют массу в 150 раз меньшую, чем самая крупная луна в Солнечной системе – Ганимед.

Как выглядит Уран? На снимках, сделанных Вояджером-2 планета, имеет бледно-голубой окрас. Атмосфера Урана богата метаном, поглощающим красную часть спектра, что придает планете цвет от голубого до зеленоватого.

Орбита и радиус

Объект удален от Солнца в
среднем на 2,8 млрд. км. Его орбита обладает достаточно низким эксцентриситетом
(0,046), а величина ее большой полуоси достигает 3 млрд. км. Двигаясь со
средней скоростью 6,8 км/с, объект обращается вокруг Солнца за 84 года.

Сутки на ледяном гиганте длятся гораздо меньше. Полный осевой оборот он совершает за 17 часов 15 минут. По отношению с плоскости орбиты этот газовый шар лежит на боку: наклон его оси составляет почти 98°. В таких условиях его вращение получается ретроградным и в период солнцестояния один из урановых полюсов смотрит прямо на Солнце. Этим объясняется одна из особенностей Урана: на экваторе планеты смена периодов дня и ночи происходит быстро, а полярные фазы дня длятся по 42 года, как зима и лето.

изображение орбиты планеты

Физические характеристики

  • Диаметр Урана – 50,72 тыс. км, средний радиус – 25,4 тыс. км.
  • Масса Урана – 8,7*1025 кг, что больше земной в 14.5 раз.
  • Среднее значение площади поверхности – 8,12*109 кв.км.
  • Средняя плотность – 1,27 г/ куб. см.
  • Температура Урана: максимальная (центр ядра) – 4,7 тыс. градусов Цельсия; минимальная(тропопауза) — -224 градуса Цельсия.

Строение Урана и его химический состав немного разнят его с остальными газовыми планетами в нашей звездной системе.

Атмосфера

Начинается атмосфера на высоте приблизительно в  300 км от жидкой оболочки. Нижний ее слой называется тропосферой и простирается на расстоянии 50 км. Еще 4000 км занимает стратосфера, а последний слой, термосфера, заканчивается на высоте 50000 км от поверхности Урана.

Атмосфера Урана состоит из водорода, гелия и метана с небольшими примесями двуокиси углерода, аммиака и воды. Она переходит сразу в мантию, которая в отличие от Юпитера и Сатурна, состоит не из жидкого водорода, а изо «льда». Ледяная оболочка – это вода, с растворенным в ней в больших концентрациях метаном и аммиаком. Она занимает более 60% радиуса планеты. Под мантией скрыто каменное ядро, наименее горячее среди ядер газовых гигантов Солнечной системы. Оно разогревается всего до 5000К.

Температура газовой
оболочки меняется в зависимости по мере удаления от ледяной оболочки. На нижней
границе тропосферы максимальное значение температуры – 47°С, через 50 км она
падает до рекордно низких для планеты -220°С. В стратосфере и термосфере газ
опять нагревается, достигая температуры 580°С.

Климат

Климат ледяного гиганта предположительно имеет сезонность. Но первые данные об изменениях атмосферы Урана были получены менее 84 лет назад, т.е. год на планете пока еще не закончился. Известно, что наибольшая освещенность объекта Солнцем приходится на период солнцестояния, а в период равноденствия до него доходит минимум солнечных лучей. При этом ярче освещаются полюса, а зона экватора достаточно темная зона.

По сравнению с Юпитером и Сатурном урановые ветры дуют реже и слабее. Периодически в атмосфере планеты регистрируют темные пятна – вихри в тропосфере с высокой скоростью вращения. На экваторе они дуют в обратном осевому вращению направлении и их скорость не превышает 100 м/с. Следующий пояс ветров наблюдается в пределах 20°-60° широты, где вихри перемещаются со скоростью от 150 до 240 м/с.

Рельеф

На Уране нет твердой поверхности. Между атмосферой и мантией имеется размытая граница перехода газовой оболочки в жидкость. Любые пятна, увиденные на снимках планеты, представляют собой вихревые облака верхних слоев урановой тропосферы.

Цвет урановой атмосферы
обусловлен метаном. Этот углеводород поглощает красный цвет спектра, придавая
ей зеленовато-голубой окрас.

Кольца Урана

Предположение о том, что Уран имеет кольца, выдвинул еще его первооткрыватель Уильям Гершель. Доказать его правоту смогли лишь через 200 лет. В период с 1977 по 2005 год были открыты 13 колец Урана. Часть из них названа цифрами, часть буквами греческого алфавита.

Химический состав колец до сих пор остается неизученным. Большая доля приходится на темное вещество, предположительно органического происхождения, преобразованное под влиянием магнитосферы планетарного гиганта. Также в их составе есть небольшой процент льда и пыли. Из-за своей тусклости кольца Урана долгое время не удавалось рассмотреть.

Радиус наиболее
приближенного к планете кольца составляет 30 тыс. км, а удаленного – 98 тыс.
км. Предположительно, вся кольцевая система образовалась вследствие
столкновения нескольких мелких спутников.

изображение колец планеты

Магнитное поле

У Урана строение магнитного поля не похоже на поля других планет Солнечной системы. Головная ударная волна расположена на расстоянии 23 радиусов планеты, а магнитопауза – на 18. У планеты есть достаточно развитый магнитный хвост, имеющий форму штопора.

Особенностью  магнитосферы является смещение ее центра на
треть радиуса к южному полюсу. Это объясняется тем, что магнитное поле на
планете формируется не в ядре, а в жидком аммиаке мантии.

Спутники планеты

Титания и Оберон, первые
и самые крупные урановые луны, были открыты еще в конце 18 века. Они были
названы в честь королевы и короля фей из комедии Шекспира «Сон в летнюю ночь».

Титания достигает диаметра 1,5 тыс. км и массы 3,53*10 21кг. Она является синхронным спутником и полностью лежит в пределах магнитного поля хозяина. Состоит она из ледяной мантии и каменной сердцевины.

Оберон – наиболее далекий
спутник седьмой планеты. Он, как и Титания, состоит из ледяной мантии и
каменного ядра. Поверхность Оберона изрыта ударными кратерами.

В 1851 году были обнаружены два других крупных спутника Урана – Ариэль и Умбриэль, названные в честь персонажей поэмы «Похищение локона» Александра Поупа. Эти небольшие урановые луны имеют ледяную оболочку и каменное ядро. Как и остальные спутники ледяного гиганта, Ариэль и Умбриэль были образованы из аккреционного диска, возникшего во время формирования планеты.

Последний крупный спутник
был открыт в 1948 году и назван Мирандой – в честь героини шекспировской
«Бури». Миранда самый малый из крупнейших урановых лун и находится ближе всего
к планете. Также является синхронным спутником. Поверхность Миранды
представляет собой водяной лед с примесями аммиака и содей кремния.

Кроме 5 крупных имеется
еще 13 внутренних спутников планеты. Они состоят из того же темного вещества,
которое входит в состав урановых колец. Темный цвет долгое время не позволял
исследователей обнаружить их. Названы эти спутники также в честь героев поэм
Поупа и Шекспира. На данный момент известно еще 9 нерегулярных спутников, чье
движение вокруг планеты отличается от перемещения основных лун.

Интересные факты про Уран

  • Это самая холодная планета Солнечной системы. Ее ядро прогрето хуже всего среди планет-газовых гигантов. Минимальная температура, регистрируемая в тропопаузе, составляет рекордные для нашей системы -224 градуса Цельсия.
  • Миранда – спутник с довольно интересным рельефом. Несмотря на свои малые размеры, эта урановая луна избита кратерами, усеяна холмами, каньонами и целой сетью разломов.
  • Одноименный химический элемент был обнаружен через 8 лет после обнаружения седьмой планеты Солнечной системы. Поэтому и был назван в честь нее.
  • Виной тому, что это небесное тело лежит на боку по отношению к своей орбите, стало его столкновение с крупным космическим объектом.
  • Проследить смену сезонов на Уране пока не удалось, т.к. с момента его исследования Вояджером-2 не прошло еще полного уранового года(84 земных).
  • Урановые зима и лето длятся по 42 года.
  • Планету можно увидеть на ночном небе невооруженным глазом. Наблюдать за ним лучше в моменты противостояния, когда Земля и Уран приближены друг к другу на максимально близкое расстояние. В 2019 году лучшей своей видимости седьмая планета достигнет 28 октября.
  • Единственным аппаратом за всю историю исследования космоса, пролетевшим вблизи урановой орбиты, стал американский зонд Вояджер-2. Его снимки помогли астрономам обнаружить новые спутники планеты, ее кольца, а также изучить атмосферу. Следующий зонд сможет полететь в этом направлении не раньше 2020 года.
  • Планета занимает предпоследнее место в Солнечной системе по плотности после Сатурна.
  • Внешнее кольцо планеты имеет синий цвет, следующее за ним – красный. Все остальные урановые кольца темные из-за органического вещества, входящего в их состав наряду со льдом и пылью.
  • Солнечные лучи достигают его поверхности за 3 часа.
  • Последние 3 из известных спутников (Маб, Купидом, Маргарита) были открыты с разницей в 4 дня.
  • Это самая скучная и неисследованная планета Солнечной системы.
  • Возраст ледяного гиганта составляет около 4,6 млрд. лет. Его кольца образовались значительно позднее, возможно, в результате его столкновения с другим небесным телом.
  • Мощность магнитосферы на южном полюсе планеты в десять раз слабее, чем на северном.

Атмосфера Урана — Википедия

Атмосфера Урана, так же как и атмосферы Юпитера и Сатурна, состоит в основном из водорода и гелия[1]. На больших глубинах она содержит значительные количества воды, аммиака и метана, что является отличительной чертой атмосфер Урана и Нептуна. Обратная картина наблюдается в верхних слоях атмосферы, которые содержит очень мало веществ тяжелее водорода и гелия. Атмосфера Урана — самая холодная из всех планетарных атмосфер в Солнечной системе, с минимальной температурой 49 K.

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя:

  • Тропосфера — занимает промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар;) и диапазон давления от 100 до 0,1 бар
  • Стратосфера — покрывает высоты от 50 до 4000 км и давления между 0,1 и 10−10 бар
  • Экзосфера — простирается от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты, давление в этом слое при удалении от планеты стремится к нулю.

Примечательно, что в отличие от земной, атмосфера Урана не имеет мезосферы.

Облака

В тропосфере существует четыре облачных слоя:

  • метановые облака на границе, соответствующей давлению примерно в 1,2 бар;
  • сероводородные и аммиачные облака в слое давлений 3-10 бар. Температура в этой области составляет около 100К (-173С)[2]
  • облака из гидросульфида аммония при 20-40 бар,
  • водяные облака из кристалликов льда ниже условной границы давления 50 бар.

Только два верхних облачных слоя доступны прямому наблюдению, существование же нижележащих слоев предсказано только теоретически. Яркие тропосферные облака редко наблюдаются на Уране, что, вероятно, связано с низкой активностью конвекции в глубинных областях планеты. Тем не менее, наблюдения таких облаков использовались для измерения скорости зональных ветров на планете, которая доходит до 250 м/с[3].

Об атмосфере Урана в настоящее время имеется меньше сведений чем об атмосферах Сатурна и Юпитера. По состоянию на май 2013 года только один космический корабль, Вояджер 2, изучал Уран с близкого расстояния. Никаких других миссий на Уран в настоящее время не запланировано.

Наблюдение и изучение

Хотя Уран не имеет твердой поверхности как таковой, часть его газовой оболочки, наиболее удаленную от центра и доступную для наблюдения в оптические телескопы, называют атмосферой.[4] Для дистанционного исследования доступны слои газовой оболочки вплоть до глубины 300 км ниже уровня, соответствующего давлению в 1 бар. Температура на такой глубине составляет 320 K, а давление — около 100 бар.[5]

История наблюдения атмосферы Урана полна ошибок и разочарований. Уран — относительно слабый объект, и его видимый угловой диаметр никогда не превышает 4″. Первые спектры атмосферы Урана были получены с помощью спектроскопа в 1869 и 1871 годах Анджело Секки и Уильямом Хаггинсом, которые обнаружили ряд широких темных полос, которые они не смогли идентифицировать.[6] Им также не удалось обнаружить никаких спектральных линий, соответствующих солнечному свету — факт, впоследствии ошибочно истолкованный Норманом Локером как свидетельство того, что Уран испускает свой собственный свет, а не отражает солнечный.[6][7] В 1889 году это неверное представление было опровергнуто.[8] Природа же широких темных полос в его видимой части спектра оставалась неизвестной до 40-х годов XX века.[6]

Ключ к расшифровке темных полос в спектре Урана был обнаружен в 1930-е годы Рупертом Вилдтом и Весто Слайфер[9], которые обнаружили, что темные полосы на 543, 619, 925, 865 и 890 нм принадлежал газообразному метану.[6][9] Это означало, что атмосфера Урана была прозрачна на большую глубину по сравнению с газовыми оболочками других планет — гигантов.[6] В 1950 году, Джерард Койпер заметил ещё диффузную темную полосу в спектре урана на 827 нм, которую он не смог определить.[10] В 1952 году Герхард Херцберг, в будущем лауреат Нобелевской Премии, показал, что эта линия была вызвана слабыми поглощения молекулярного водорода, который, таким образом, стал вторым соединением, обнаруженным на Уране.[11] До 1986 метан и водород оставались единственными веществами, которые были обнаружены в атмосфере Урана[6]. Спектроскопические наблюдений, проводившиеся с 1967 года позволили составить приблизительный тепловой баланс атмосферы. Оказалось, что внутренние источники тепла практически не влияют на температуру атмосферы и её нагревание осуществляется только за счет излучения Солнца.[12] Внутреннего подогрева атмосферы не было обнаружено и аппаратом Вояджер 2, посетившем Уран в 1986 году.[13]

В январе 1986 года космический аппарат Вояджер 2 пролетал от Уран на минимальном расстоянии 107100 км [14] и впервые получил изображения спектра атмосферы планеты с близкого расстояния. Эти измерения подтвердили, что атмосфера состояла в основном из водорода (72 %) и гелия (26 %), и, кроме того, содержала около 2 % метана.[15] Атмосфера освещенной стороны планеты на момент её изучения Вояджер 2 была крайне спокойна и не выявила крупных атмосферных образований. Состояние атмосферы другой стороны Урана изучить не представлялось возможным ввиду царящей там на момент пролёта аппарата полярной ночи. [16]

В 1990-х и 2000-х годах, с помощью космического телескопа «Хаббл» и наземных телескопов, оснащенных адаптивной оптикой впервые наблюдались дискретные детали облачного покрова [17], что позволило астрономам возможность повторно измерить скорость ветра на Уран, известную ранее только из наблюдений Вояджер 2 и исследовать динамику атмосферы планеты.

Состав

Температурный профиль тропосферы и нижней стратосферы Урана. Указаны также основные слои облачности.

Состав атмосферы Урана отличается от планетарного состава в целом, её главными компонентами являются молекулярный водород и гелий.[18]Молярная доля гелия была определена на основе анализа, проведенного космическим аппаратом Вояджер 2.[19] В настоящее время принимаются значения 0.152 ± 0.033 в верхней тропосфере, что соответствует массовой доле 0.262 ± 0.048.[18][20] Это значение очень близко к массовой доле гелия в составе Солнца 0.2741 ± 0.0120.[21][22]

Третий по распространенности газ в составе атмосферы Урана — метан (CH4), сведения о наличии которого были получены в результате наземных спектроскопических измерений.[18] Метан обладает сильными полосами поглощения видимого света и ближнего инфракрасного, что делает Урана аквамаринового или голубого цвета.[23] Ниже метановых облаков, на уровне, соответствующем давлению в 1,3 бар доля молекул метана составляет около 2,3 %[24] , что в 10 — 30 раз превосходит аналогичные показатели для Солнца.[18][19] Содержание менее летучих соединений, таких, как аммиак, вода и сероводород в глубокой атмосферой в настоящее время известно лишь приблизительно.[18] Предполагается, что их концентрация в атмосфере Урана превосходит аналогичную для Солнца в десятки [25], а то и сотни раз.[26]

Знания об изотопном составе уранианской атмосферы очень ограничены.[27] По состоянию на май 2013 известно только количественное отношение дейтерия к протию. Оно составляет 5.5+3.5
−1.5·10−5 и было измерено с помощью Инфракрасной Космической Обсерватории (ISO) в 1990-х годах. Это значение заметно выше, чем аналогичное для Солнца (2.25 ± 0.35·10−5). [28][29]

ИК-спектроскопия, в том числе измерения с помощью космического телескопа «Спитцер» (SST),[30][31] позволила обнаружить следовые количества углеводородов в стратосфере урана, которые, как считается, были синтезированы из метана под воздействием индуцированной солнечного УФ-излучения. [32] Они включают этан (C2H6), ацетилен (C2H2), [31][33]метилацетилен (CH3C2H), диацетилен (C2HC2H).[34]. С помощью ИК — спектроскопии также были обнаружены следы водяного пара,[35]окиси углерода[36] и диоксида углерода в стратосфере. Эти примеси скорее всего исходят из внешнего источника, например, космической пыли и комет.[34]

Структура

Атмосфера Урана может быть разделена на три основных слоя: тропосферу, занимающую промежуток высот от −300 км до 50 км (за 0 принята условная граница, где давление составляет 1 бар), стратосферу, покрывающую высоты от 50 до 4000 км и экзосферу, простирающуюся от высоты 4000 км до нескольких радиусов планеты. Примечательно, что в отличие от земной, уранианская атмосфера не имеет мезосферы.[37][38]

Примечания

  1. ↑ Uranus (англ.). NASA. Проверено 11 сентября 2013.
  2. ↑ УРАН
  3. Dr. David R. Williams. Uranus Fact Sheet (англ.). NASA Goddard Space Flight Center. Проверено 11 сентября 2013.
  4. ↑ Lunine, 1993, pp. 219-222.
  5. ↑ de Pater Romani et al., 1991, Fig. 13, p. 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, Table I, pp. 12–13.
  13. ↑ Smith, 1984, pp. 213-214.
  14. ↑ Stone, 1987, Table 3, 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. 1 2 Tyler Sweetnam et al., 1986, pp. 80–81.
  20. ↑ Conrath Gautier et al., 1987, Table 1, 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, Table 2 on p. 96, pp. 98–100.
  29. ↑ Feuchtgruber Lellouch et al., 1999.
  30. ↑ Burgdorf Ортон 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 Ортон 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, Fig. 4, p. 15,097.

Литература

  • Adel, A.; Slipher (1934). «The Constitution of the Atmospheres of the Giant Planets». Physical Review 46 (10): 902. DOI:10.1103/PhysRev.46.902. Bibcode: 1934PhRv…46..902A.
  • Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). «Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — A Case for Multiprobes» (PDF). Space Science Reviews 116: 121–136. DOI:10.1007/s11214-005-1951-5. ISSN 0032-0633. Bibcode: 2005SSRv..116..121A.
  • Bishop, J.; Atreya, S. K.; Herbert, F.; Romani, P. (1990). «Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere» (PDF). Icarus 88 (2): 448–464. DOI:10.1016/0019-1035(90)90094-P. Bibcode: 1990Icar…88..448B.
  • Burgdorf, M.; Orton, G.; Vancleve, J.; Meadows, V.; Houck, J. (2006). «Detection of new hydrocarbons in Uranus’ atmosphere by infrared spectroscopy». Icarus 184 (2): 634–637. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.006. Bibcode: 2006Icar..184..634B.
  • Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. (1987). «The Helium Abundance of Uranus from Voyager Measurements». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15003–15010. DOI:10.1029/JA092iA13p15003. Bibcode: 1987JGR….9215003C.
  • Encrenaz, Thérèse (2003). «ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?». Planetary and Space Science 51 (2): 89–103. DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. Bibcode: 2003P&SS…51…89E.
  • Encrenaz, T.; Drossart, P.; Orton, G.; Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Atreya, S. K. (2003). «The rotational temperature and column density of H3+ in Uranus» (PDF). Planetary and Space Science 51 (14–15): 1013–1016. DOI:10.1016/j.pss.2003.05.010. Bibcode: 2003P&SS…51.1013E.
  • Encrenaz, T.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K. (2004). «First detection of CO in Uranus» (PDF). Astronomy and Astrophysics 413 (2): L5–L9. DOI:10.1051/0004-6361:20034637. Bibcode: 2004A&A…413L…5E.
  • Encrenaz, T. R. S. (2005). «Neutral Atmospheres of the Giant Planets: An Overview of Composition Measurements». Space Science Reviews 116 (1–2): 99–119. DOI:10.1007/s11214-005-1950-6. ISSN 0038-6308. Bibcode: 2005SSRv..116…99E.
  • Fegley, Bruce Jr.; Gautier, Daniel; Owen, Tobias; Prinn, Ronald G. Spectroscopy and chemistry of the atmosphere of Uranus // Uranus. — University of Arizona Press, 1991. — ISBN 978-0-8165-1208-9.
  • Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Bézard, B.; Encrenaz, Th.; de Graauw, Th.; Davis, G. R. (1999). «Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio». Astronomy and Astrophysics 341: L17–L21. Bibcode: 1999A&A…341L..17F.
  • Fry, Patrick M.; Sromovsky, L. A. (September 2009). «Implications of New Methane Absorption Coefficients on Uranus Vertical Structure Derived from Near-IR Spectra» in DPS meeting #41, #14.06., American Astronomical Society. 
  • Hammel, H. B.; Lockwood, G. W. (January 2007). «Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune». Icarus 186 (1): 291–301. DOI:10.1016/j.icarus.2006.08.027. Bibcode: 2007Icar..186..291H.
  • Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (2009). «The Dark Spot in the atmosphere of Uranus in 2006: Discovery, description, and dynamical simulations» (PDF). Icarus 201 (1): 257–271. DOI:10.1016/j.icarus.2008.08.019. Bibcode: 2009Icar..201..257H. Проверено 2017-08-26.
  • Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (4 July 1986). «Infrared Observations of the Uranian System». Science 233 (4759): 70–74. DOI:10.1126/science.233.4759.70. PMID 17812891. Bibcode: 1986Sci…233…70H.
  • Herbert, F.; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N. (1987). «The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2» (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15,093–15,109. DOI:10.1029/JA092iA13p15093. Bibcode: 1987JGR….9215093H.
  • Herbert, F.; Hall, D. T. (May 1996). «Atomic hydrogen corona of Uranus». Journal of Geophysical Research 101 (A5): 10,877–10,885. DOI:10.1029/96JA00427. Bibcode: 1996JGR…10110877H.
  • Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (August–September 1999). «Ultraviolet observations of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science 47 (8–9): 1,119–1,139. DOI:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. Bibcode: 1999P&SS…47.1119H.
  • Herzberg, G. (1952). «Spectroscopic evidence of molecular hydrogen in the atmospheres of Uranus and Neptune». The Astrophysical Journal 115: 337–340. DOI:10.1086/145552. Bibcode: 1952ApJ…115..337H.
  • Huggins, William (1889). «The spectrum of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 49. DOI:10.1093/mnras/49.8.403a. ISSN 1365-2966. Bibcode: 1889MNRAS..49Q.404H.
  • Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (2007-08-10). «Latitudinal Variations in Uranus’ Vertical Cloud Structure from UKIRT UIST Observations». The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 665 (1): L71–L74. DOI:10.1086/521189. Bibcode: 2007ApJ…665L..71I.
  • Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (August 2010). «Revised vertical cloud structure of Uranus from UKIRT/UIST observations and changes seen during Uranus’ Northern Spring Equinox from 2006 to 2008: Application of new methane absorption data and comparison with Neptune». Icarus 208 (2): 913–926. DOI:10.1016/j.icarus.2010.03.017. Bibcode: 2010Icar..208..913I.
  • Kuiper, G. P. (1949). «New absorptions in the Uranian atmosphere». The Astrophysical Journal 109: 540–541. DOI:10.1086/145161. Bibcode: 1949ApJ…109..540K.
  • Lam, H. A.; Miller, S.; Joseph, R. D.; Geballe, T. R.; Trafton, L. M.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (1997-01-01). «Variation in the H3+ Emission of Uranus» (PDF). The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 474 (1): L73–L76. DOI:10.1086/310424. Bibcode: 1997ApJ…474L..73L.
  • Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L. (1987). «The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2». Journal of Geophysical Research (American Geophysical Union) 92 (A13): 14,987–15,001. DOI:10.1029/JA092iA13p14987. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9214987L.
  • Lockyer, J. N. (1889). «Note on the Spectrum of Uranus». Astronomische Nachrichten 121. DOI:10.1002/asna.18891212402. Bibcode: 1889AN….121..369L.
  • Lodders, Katharina (2003). «Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements» (PDF). The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 591 (2): 1220–1247. DOI:10.1086/375492. Bibcode: 2003ApJ…591.1220L.
  • Lunine, Jonathan I. (1993). «The Atmospheres of Uranus and Neptune». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. Bibcode: 1993ARA&A..31..217L.
  • Miller, Steven; Achilleos, Nick; Ballester, Gilda E.; Geballe, Thomas R.; Joseph, Robert D.; Prangé, Renee; Rego, Daniel; Stallard, Tom; Tennyson, Jonathan; Trafton, Laurence M.; Waite, J. Hunter Jr (15 September 2000). «The role of H3+ in planetary atmospheres» (PDF). Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences 358 (1774): 2485–2502. DOI:10.1098/rsta.2000.0662.
  • Miller, Steve; Aylward, Alan; Millward, George (January 2005). «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling». Space Science Reviews 116 (1–2): 319–343. DOI:10.1007/s11214-005-1960-4. Bibcode: 2005SSRv..116..319M.
  • Rages, K. A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. (11 September 2004). «Evidence for temporal change at Uranus’ south pole». Icarus 172 (2): 548–554. DOI:10.1016/j.icarus.2004.07.009. Bibcode: 2004Icar..172..548R.
  • de Pater, I.; Romani, P. N.; Atreya, S. K. (1989). «Uranius Deep Atmosphere Revealed» (PDF). Icarus 82 (2): 288–313. DOI:10.1016/0019-1035(89)90040-7. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1989Icar…82..288D.
  • de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1991). «Possible microwave absorption by H2S gas in Uranus’ and Neptune’s atmospheres» (PDF). Icarus 91 (2): 220–233. DOI:10.1016/0019-1035(91)90020-T. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1991Icar…91..220D.
  • Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis, A. (1990). «The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data». Icarus 84 (1): 12–28. DOI:10.1016/0019-1035(90)90155-3. ISSN 0019-1035. Bibcode: 1990Icar…84…12P.
  • Pollack, James B.; Rages, Kathy; Pope, Shelly K.; Tomasko, Martin G.; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (December 30, 1987). «Nature of the Stratospheric Haze on Uranus: Evidence for Condensed Hydrocarbons» (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15,037–15,065. DOI:10.1029/JA092iA13p15037. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9215037P.
  • Smith, B. A. (1984). «Near infrared imaging of Uranus and Neptune». In JPL Uranus and Neptune 2330: 213–223. Bibcode: 1984NASCP2330..213S.
  • Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science 233 (4759): 43–64. DOI:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. Bibcode: 1986Sci…233…43S.
  • Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. (2005). «Dynamics of cloud features on Uranus». Icarus 179 (2): 459–484. DOI:10.1016/j.icarus.2005.07.022. Bibcode: 2005Icar..179..459S.
  • Sromovsky, L. A.; Irwin, P. G. J.; Fry, P. M. (June 2006). «Near-IR methane absorption in outer planet atmospheres: Improved models of temperature dependence and implications for Uranus cloud structure». Icarus 182 (2): 577–593. DOI:10.1016/j.icarus.2006.01.008. Bibcode: 2006Icar..182..577S.
  • Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Hammel, H. B.; Ahue, W. M.; de Pater, I.; Rages, K. A.; Showalter, M. R.; van Dam, M. A. (September 2009). «Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics». Icarus 203 (1): 265–286. arXiv:1503.01957. DOI:10.1016/j.icarus.2009.04.015. Bibcode: 2009Icar..203..265S.
  • Summers, M. E.; Strobel, D. F. (1989). «Photochemistry of the atmosphere of Uranus». The Astrophysical Journal 346: 495–508. DOI:10.1086/168031. ISSN 0004-637X. Bibcode: 1989ApJ…346..495S.
  • Stone, E. C. (1987). «The Voyager 2 Encounter with Uranus». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–14,876. DOI:10.1029/JA092iA13p14873. ISSN 0148-0227. Bibcode: 1987JGR….9214873S.
  • Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T. R.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (October 1999). «H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora». The Astrophysical Journal 524 (2): 1,059–1,083. DOI:10.1086/307838. Bibcode: 1999ApJ…524.1059T.
  • Tyler, G. L.; Sweetnam, D. N.; Anderson, J. D.; Campbell, J. K.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Levy, G. S.; Lindal, G. F.; Marouf, E. A.; Simpson, R. A. (1986). «Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites». Science 233 (4759): 79–84. DOI:10.1126/science.233.4759.79. PMID 17812893. Bibcode: 1986Sci…233…79T.
  • Young, L. (2001). «Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation» (PDF). Icarus 153 (2): 236–247. DOI:10.1006/icar.2001.6698. Bibcode: 2001Icar..153..236Y.

Есть ли жизнь на Уране? Атмосфера и климат планеты Уран

Планета Уран

Смогут ли люди добраться до звёзд и колонизировать другие планеты? Подобные вопросы разжигают в человеке жажду исследования.

Атмосфера Урана, как и остальные параметры этой удивительной планеты, представляют огромное поле деятельности для изучения. Из-за своей удалённости от Земли, Уран долгое время считался тривиальным и даже скучным космическим объектом. Но с получением новых данных учёные пересмотрели отношение к этому гиганту.

Источниками информации об атмосфере гигантского Урана являются данные переданные космическим аппаратом «Вояджер 2» и текущие наблюдения телескопа «Хаббл». Хотя сам телескоп не модифицировали, но постепенно разрабатываются новые программы, позволяющие извлекать более точную информацию из поступающих на него сведений.

Структура атмосферы планеты

В структурных особенностях атмосферы планеты Уран будет гораздо легче разобраться, если сразу уяснить некоторую разницу с привычной для нас земной газовой оболочкой. На Земле под атмосферой находится океан жидкой воды и твёрдая суша.


Но на Уране, который является газовым гигантом, твёрдая поверхность отсутствует в принципе. Поэтому «поверхностью» принято считать точку, в которой атмосферное давление составляет 1 бар – по аналогии с Землёй, где это давление соответствует высоте на уровне моря.

Атмосфера Урана состоит из трёх оболочек, внушительных по размеру:

  • Тропосфера
  • Стратосфера
  • Термосфера

Тропосфера расположена на высоте от -300 до 50 км (здесь время вспомнить, что из-за относительного расположения точки «поверхности» Урана, возможно отрицательное значение для высоты). На протяжении этих 350 км давление будет меняться от 100 бар в самой ближней к ядру планеты точки до 0,1 бара на границе между тропосферой и стратосферой.

Стратосфера простирается на высоте 50 – 4000 км. Тут давление постепенно падает от 0,1 до 10-10 бара.

Замыкает этот парад термосфера, которая окутывает планету на расстоянии в 50 тысяч километров.

Атмосфера Урана

Химический состав атмосферы

Основным элементом в атмосфере Урана является водород. Он заполняет почти три четверти всего объёма газов. Также присутствует большое количество гелия.


Интересно, что если брать массовую часть гелия на Уране, её значение очень близко к такому же параметру у Солнца.

Третий газ, который можно легко найти на планете – это метан. Благодаря химическим свойствам метана, о присутствии этого элемента в атмосфере Урана знали eже давно. Метан поглощает красные волны видимого спектра. Поэтому перед сторонним космическим наблюдателем Уран предстаёт в красивом аквамариновом цвете.

Химический состав

В тропосфере присутствуют и другие газы. За слоем метана обнаружено скопление аммиака и сероводорода. Оба эти газа имеют специфический резкий запах, неприятный для человека. Аммиак – это, по сути, нерастворённый нашатырь. А сероводород легко идентифицировать по характерному запаху тухлых яиц.

В более глубокие слои атмосферы с современным оборудованием человеку проникнуть не удаётся. Но косвенные доказательства свидетельствуют о том, что за покровом из сероводорода и аммиака скрывается ещё слой гидросульфида аммония. А ещё дальше располагаются залежи воды в виде супер переохлаждённого льда.

Верны ли догадки учёных, покажет время.

Уранианские облака

Все эти массы различных газов не висят неподвижно. Они собраны в огромные облака, некоторые из которых вполне можно сравнить с земными грозовыми тучами. Из-за высокого давления эти массы газа обладают большой плотностью.


Обычный для Урана ветер превосходит самый экстремальный земной ураган. В среднем ветер тут дует со скоростью 40 – 160 м/с. А максимальная зафиксированная скорость потоков газов на Уране составляет 250 м/с. Для сравнения – в земной атмосфере самые быстрые потоки двигаются со скоростью 50 м/с.

За уранианскими облаками трудно наблюдать. Планета находится очень далеко, и периодически одна сторона попадает в тень.

Тем не менее, учёные установили, что атмосферный рисунок на Уране меняется крайне неравномерно. Некоторые облака исчезают спустя всего пару часов, а другие остаются неизменными на протяжении десятилетий.

Температура на планете Уран

Температура Урана, а точнее – её распределение, это ещё одна загадка для учёных. Не лишним будет заметить, что у этого ледяного гиганта самая холодная планетарная атмосфера во всей Солнечной системе. И это при том, что Нептун находится ещё дальше от Солнца.


Судя по имеющимся данным, ядро голубого гиганта не выделяет никакого тепла. У учёных нет единого мнения о том, почему так происходит. Некоторые связывает эту особенность с нетипичным вращением планеты вокруг собственной оси.

Средняя температура на Уране – понятие относительное. Это связано с его огромными размерами. Но если взять уровень тропопаузы, который находится на границе стратосферы и тропосферы, то температура Урана тут достигает рекордной отметки в -224 градуса Цельсия.


Максимально же температура поднимается в термосфере, достигая 576 градусов Цельсия.

Жители Земли привыкли к разнице в температуре между днём и ночью. Поэтому логичным будет вопрос, сколько градусов разницы между этими периодами будет на голубом гиганте. Несмотря на впечатляющие размеры, планета Уран совершает полный оборот вокруг оси всего за 17 часов 14 минут. Поэтому средняя температура в этом плане там неизменна.

Есть ли жизнь на Уране

Может ли существовать жизнь на Уране?


Исходя из имеющихся научных данных, можно утверждать, что форма жизни, подобная человеческой, никак не смогла бы выжить на этой мало гостеприимной планете.

С другой стороны – исследования Солнечной  системы в целом и её отдельных планет в частности, только начинается. Человечеству предстоит совершить ещё много открытий. Будет ли обнаружена жизнь на Уране? Возможна ли жизнь на таких планетах в принципе? Это покажет время. Но любое большое путешествие начинается с маленького шага. И этот шаг человечеством уже сделан.

Космическое происхождение урана — Всемирная ядерная ассоциация

(ноябрь 2016 г.)

  • Уран обеспечивает значительную часть нашей электроэнергии во всем мире, но этот факт не имеет значения, когда мы рассматриваем роль урана в эволюции Земли.
  • Считалось, что уран Земли образовался в результате одной или нескольких сверхновых более 6 миллиардов лет назад. Более поздние исследования показывают, что некоторое количество урана образуется в результате слияния нейтронных звезд.
  • Позже уран стал обогащаться в континентальной коре.
  • На радиоактивный распад приходится около половины теплового потока Земли.

Геологи и геохимики изучают распространенность, распределение и хронометрический потенциал изотопов урана более века. Их работа проистекает из открытия Клапротом в 1789 году самого тяжелого природного элемента, демонстрации Беккерелем в 1896 году, что соли урана радиоактивны, заключения Болтвуда в 1905 году о том, что свинец, как и гелий, является продуктом распада урана, и предложения Резерфорда в 1906 году о геологической активности. хронометрический потенциал радиоактивности.С геохимической точки зрения некоторые из основных вопросов:

  1. Откуда на Земле появился уран?
  2. Какое влияние оказало сравнительно незначительное содержание урана в Земле на эволюцию планеты и, наоборот, существуют ли обратные связи, управляющие геохимическим циклом урана, которые изменяются в течение веков (то есть в течение длительных, неопределенных периодов времени)?
  3. Можем ли мы проследить во времени, как уран был переработан через экзосферу, кору и мантию Земли?

Космическое изобилие элементов

В течение многих лет, начиная с 1930-х годов, большое количество ученых было занято определением содержания элементов и их изотопов в объектах, составляющих солнечную систему, и учётом наблюдаемых закономерностей содержания.Фактически, спектроскопические измерения показывают, что содержания элементов в звездах различаются и что не существует единой применимой модели «космического содержания».

Ближе к нам, существуют большие различия в содержании элементов на разных планетах, вращающихся вокруг нашего Солнца с преобладанием водорода и гелия. Планеты земной группы, включая Землю, относительно обеднены потенциально газообразными или летучими элементами (водород, гелий, углерод и неон) и преобладают элементы с низким или даже атомным номером (кислород, магний, кремний и железо).В этом масштабе уран, содержание которого на Солнце составляет всего 10 -12 водородов, является чрезвычайно редким элементом. Кроме того, измерения изотопов кислорода в метеоритах показывают, что Солнечная система в целом неоднородна с точки зрения изотопных соотношений. Все эти вариации позволяют сделать вывод, что в производстве материала протосолнечной системы участвовали несколько источников.

Откуда взялся уран?

Космохимики интересовались не только закономерностями и вековыми тенденциями содержания элементов в галактиках, но и происхождением аномалий содержания в отдельных звездах и теориями синтеза различных ядер для объяснения этих наблюдений.Согласно этим теориям, уран Земли образовался в одной или нескольких сверхновых («Взрывное повышение яркости звезды, при котором излучаемая ею энергия увеличивается в десять миллиардов раз … Взрыв сверхновой происходит, когда звезда сгорает. все имеющееся ядерное топливо и активная зона катастрофически разрушаются »- Оксфордский физический словарь). Основной рассматриваемый процесс заключался в быстром захвате нейтронов зародышевыми ядрами со скоростью выше, чем распад из-за радиоактивности. Считается, что требуемые нейтронные потоки возникают во время катастрофически взрывных звездных событий, называемых сверхновыми.Гравитационное сжатие железа (островок ядерной стабильности, неспособное к дальнейшим экзотермическим реакциям синтеза) и внезапный коллапс в центре массивной звезды вызывают взрывной выброс большей части звезды в космос вместе с потоком нейтронов. Были обнаружены остатки сотен сверхновых.

Совсем недавно вторая теория предложила, что уран образуется при слиянии двух нейтронных звезд. Нейтронные звезды очень плотные: чайная ложка вещества нейтронной звезды имеет массу порядка 5 миллиардов тонн.Когда два таких тела сближаются, сильные гравитационные силы заставляют их сильно слиться, испуская гравитационные волны и производя огромное количество тяжелых элементов, таких как золото, платина и уран.

Итак, мы знаем, что уран Земли был произведен посредством одного или нескольких из этих процессов, и что этот материал был унаследован солнечной системой, частью которой является Земля.

Мы можем также спросить, как давно произошел этот синтез урана. Учитывая

  • сегодняшнее содержание U-235 и U-238 в различных «оболочках», образующих нашу планету,
  • — сведения о периоде полураспада этих изотопов, а
  • возраст Земли (c 4.55 миллиардов лет) — известна по различным радиометрическим «часам», включая цепочки распада урана и свинца.

Мы можем подсчитать содержание U-235 и U-238 на момент формирования Земли. Зная далее, что отношение образования U-235 к U-238 в сверхновой составляет около 1,65, мы можем подсчитать, что если бы весь уран, находящийся сейчас в Солнечной системе, был образован в одной сверхновой, это событие должно было произойти примерно на 6,5 миллиарда. много лет назад.

Этот «одноступенчатый», однако, является чрезмерным упрощением.Фактически, это были множественные сверхновые звезды от более 6 миллиардов до примерно 200 миллионов лет назад. Кроме того, исследования изотопного содержания элементов, таких как кремний и углерод в метеоритах, показали, что более десяти отдельных звездных источников участвовали в генезисе вещества Солнечной системы. Таким образом, относительное содержание U-235 и U-238 на момент формирования Солнечной системы:

  • не может быть преобразовано в «одноступенчатую» модель возраста,
  • — по сути случайное и уникальное значение, а
  • отражает вход взрывоопасных обломков многих звезд-прародителей.

Обогащение земной коры

Было проведено множество анализов урана в породах, образующих континентальные и океанические корки, и в образцах мантии Земли, обнаженных в виде приподнятых пластов в горных поясах или в виде «ксенолитов» в базальтах и ​​кимберлитах (скопления алмазов).

У нас есть некоторая уверенность в том, что эти измерения надежны для коры и верхней мантии Земли, но меньше уверенности в том, что мы знаем обилие урана в нижней мантии, а также во внешнем и внутреннем ядрах.В то время как в среднем содержание урана в метеоритах составляет около 0,008 частей на миллион (грамм / тонна), содержание урана в «примитивной мантии» Земли — до извлечения континентальной коры — составляет 0,021 частей на миллион. С учетом извлечения железо-никелевого сплава, образующего ядро, без урана (из-за характеристик урана, которые заставляют его легче соединяться с минералами в породах земной коры, а не с богатыми железом), это все же представляет собой примерно двукратное обогащение материалы, образующие протоземлю, по сравнению со средними метеоритными материалами.

Современное содержание урана в «обедненной» мантии, обнаженной на дне океана, составляет около 0,004 частей на миллион. Континентальная кора, с другой стороны, относительно обогащена ураном — около 1,4 частей на миллион. Это представляет собой 70-кратное обогащение по сравнению с примитивной мантией. Фактически, уран, потерянный из «обедненной» океанической мантии, в основном секвестрируется в континентальной коре.

Вероятно, что процесс или процессы, в результате которых уран переместился из мантии в континентальную кору, являются сложными и многоступенчатыми.Однако, по крайней мере, за последние 2 миллиарда лет они задействовали:

  1. образование океанической коры и литосферы в результате плавления мантии на срединно-океанических хребтах,
  2. миграция этой океанической литосферы вбок к месту потребления плиты (на поверхности обозначено глубоководным желобом),
  3. добыча флюидов и магм из опускающейся (субдуцированной) литосферной плиты и преобладающего мантийного «клина» в этих зонах субдукции,
  4. перенос этих флюидов / расплавов на поверхность в зонах «островных дуг» (таких как Тихоокеанское огненное кольцо),
  5. производство континентальной коры из этих протолитов островной дуги путем переплавки, образования гранита и внутрикоровой переработки.

На протяжении всего этого коркообразующего цикла литофильный характер урана проявляется в постоянстве отношения калия к урану на уровне примерно 10 000 в диапазоне пород от перидотита до гранита. Поскольку мы хотели бы отслеживать, как уран распределяется на Земле, содержание и изотопные характеристики свинца — радиогенного дочернего элемента U-235 и U-238 — являются полезными параметрами. В таблице 1 ниже показано относительно низкое содержание свинца в мантии Земли и, как следствие, высокое отношение урана к свинцу по сравнению с метеоритами.Разницу в содержании, скорее всего, можно объяснить летучей природой свинца и его тенденцией соединяться с железом, при этом свинец теряется во время земной аккреции и отделения ядра. Одним из следствий этих высоких соотношений, конечно же, является сравнительно высокое радиогенное / нерадиогенное содержание Pb-207 / Pb-204 и Pb-206 / Pb-204 в земной коре и мантии по сравнению с метеоритами или земным слоем. ядро. (Pb-207 является конечным стабильным продуктом распада U-235, а Pb-206 — продуктом U-238. Pb-204 не является радиогенным.

Таблица 1

Содержание U
(частей на миллион)
Содержание Pb
(частей на миллион)
Соотношение U / Pb
Метеориты 0,008 2,470 0,003
Первобытная мантия 0,021 0,185 0,113
Континентальная кора 1.4 12,6 0,111

Цифра, приведенная для континентальной коры, является средним значением для всей коры. Конечно, локальная концентрация урана может намного превышать эти значения, начиная от 50 ppm, вкрапленных в некоторых гранитах, до гораздо более высоких значений в рудных месторождениях. Фактически, в геологическом прошлом местные концентрации урана иногда достигали естественной критичности, например, реакторы Окло в Габоне.

Источник энергии

Конвекция во внешнем ядре и мантии, при которой тепло передается за счет движения нагретого вещества, управляет многими эндогенными процессами Земли.

Конвекция в ядре может быть вызвана теплом, выделяющимся во время постепенного затвердевания ядра (скрытая теплота кристаллизации), и приводит к самоподдерживающемуся земному динамо, которое является источником магнитного поля Земли. Также считается, что передача тепла от ядра на границе ядро ​​/ мантия вызывает подъем относительно горячих и, следовательно, низкоплотных шлейфов материала. Затем эти шлейфы поднимаются, по существу, не набирая и не теряя тепла, и претерпевают декомпрессионное плавление вблизи поверхности Земли в «горячих точках», таких как Гавайи, Реюньон и Самоа.

Однако основным источником энергии, вызывающим конвекцию в мантии, является радиоактивный распад урана, тория и калия. На современной Земле большая часть энергии вырабатывается в результате распада U-238 (c 10 -4 ватт / кг). Однако во время формирования Земли распад и U-235, и K-40 был бы примерно одинаковым по значимости, и оба они превысили бы тепловыделение U-238.

Простой способ взглянуть на процесс тектоники плит — формирование и удаление океанической литосферы — заключается в том, что это механизм, с помощью которого мантия излучает тепло.И наоборот, «мантийные шлейфы / горячие точки» — это то, как ядро ​​излучает тепло. Что касается общих потерь тепла от Земли в настоящее время, активность плит составляет около 74%, горячие точки составляют около 9%, а радиогенные потери тепла непосредственно из континентальной коры составляют около 17%. Земля хорошо изолирована термически, и теплопотери с поверхности теперь могут отражать тепловыделение в прошлом.

Измерения тепла привели к оценкам, что Земля вырабатывает от 30 до 44 тераватт тепла, большая часть которого связана с радиоактивным распадом.Измерения антинейтрино предположили, что около 24 ТВт возникает в результате радиоактивного распада. Профессор Боб Уайт приводит более позднюю цифру в 17 ТВт от радиоактивного распада в мантии, а более новая цифра, основанная на геонейтрино, составляет 20 +/- 8 ТВт от распада U-238 и Th-232, плюс 4 ТВт от распада K-40. . Это сопоставимо с потерей тепла 42-44 ТВт на поверхности Земли из глубины Земли. Баланс достигается за счет изменений в ядре. Таким образом, около половины общего теплового потока Земли приходится на радиоактивный распад.(Потери тепла из-за падающего солнечного излучения намного больше, что весьма заметно.)

Атмосфера и парниковый эффект, роль растений

Помимо фундаментальной физической и химической дифференциации Земли, обусловленной тектоникой плит, формирование и разрушение литосферы также имеют решающее значение для многих процессов во внешнем слое атмосферы. Мы знаем, например, что в периоды усиленного формирования океанической литосферы, как это произошло в меловой период около 100 миллионов лет назад, срединно-океанические хребты стояли выше, вызывая затопление низменных частей континентов.Фактически, Лавразийская часть бывшего суперконтинента Пангея была затоплена в большей степени, чем часть Гондваны, что, возможно, отражает некоторый глубоко укоренившийся контраст между температурой и составом. Эффекты были разнообразными и включали:

  1. усиленное выделение двуокиси углерода, вызывающее повышение содержания двуокиси углерода в океане и атмосфере,
  2. уменьшение площади континентальной поверхности, приводящее к снижению титрования из-за выветривания атмосферного углекислого газа,
  3. поддерживал высокий уровень углекислого газа в атмосфере, что привело к усилению парникового эффекта и потеплению климата.

В нескольких атмосферных процессах произошли вековые изменения, в том числе изменение состава от относительно восстановительного до чрезвычайно окислительного. Странное на вид «уравнение» производства атмосферы:

CO 2 + H 2 = N 2 + O 2

, где первичные, вулканически дегазированные поступления в атмосферу находятся слева, а совокупные обильные компоненты находятся в правой части уравнения.Азот — это следы вулканического выброса, который не используется в значительной степени в поверхностных процессах, включая тривиальный эффект органической жизни, а просто накапливается в атмосфере. Расстояние Земли от Солнца, вместе с тепличной обратной связью, позволяет поддерживать температуру поверхности в пределах диапазона конденсации воды. Двуокись углерода растворяется в воде и также поглощается кальцитом неорганическими и органическими осадками в виде известняка.

Замечательной особенностью нашей атмосферы является присутствие молекулярного кислорода, выделяемого в процессе фотосинтеза, процесса, при котором зеленые растения производят свои углеводы из атмосферного углекислого газа и воды:

6CO 2 + 6H 2 O = C 6 H 12 O 6 + 6O 2

Фотосинтез можно проследить примерно до 3 лет.8 миллиардов лет. Некоторое время выделившийся кислород потреблялся за счет окисления восстановленных соединений железа на поверхности Земли. В конечном итоге кислород начал накапливаться в атмосфере в виде свободного кислорода около 2,5 миллиардов лет назад.

В дополнение ко многим другим эффектам, изменение окислительно-восстановительного характера экзосферы привело к фундаментальным изменениям в способах транспортировки урана в цикле выветривания-эрозии-осаждения. В то время как в восстановленных условиях уран относительно нерастворим и стабилен, как уранинит (UO 2 ), в окислительных условиях он становится растворимым (U 6+ ) и легко транспортируется.Начиная с 2,5 миллиарда лет назад рудные месторождения урана формировались в основном там, где восстановление урансодержащих флюидов достигалось, например, бактериями или посредством контакта с графитовыми сланцами.

Распределение урана во времени

Окислительная атмосфера также привела к увеличению концентрации урана в океанах и, следовательно, за счет переноса в рециркулирующих гидротермальных флюидах к относительному обогащению в океанической коре. Усиленный перенос урана из экзосферы в недра Земли — через субдукцию океанической литосферы и последующую повторную гомогенизацию этой литосферы в мантию Земли — оказал значительное влияние на нынешнее распределение урана на Земле и может объяснить некоторые любопытные обстоятельства. несоответствия изотопных характеристик мантии.Например, в то время как интегрированные во времени значения Pb-208 (стабильный конечный продукт распада Th-232) / Pb-206 базальтов срединно-океанических хребтов указывают на значения Th / U мантийного источника около 4, измеренные значения Th / Уран и систематика короткоживущих нарушений равновесия Th-U показывают соотношение около 2. Вероятно, что примерно 2,5 миллиарда лет назад инъекции урана в мантию были эффективными в снижении отношения тория к урану на (верхний ) мантийный масштаб.

Дополнительным чистым эффектом является избирательная реинжекция урана, а не свинца, который в основном удаляется в зонах субдукции и немедленно возвращается в кору — в мантию.Мы знаем, что в целом большинство базальтов производится из мантии с повышенным соотношением уран / свинец и с очевидным «будущим» возрастом по сравнению с изотопными отношениями свинца, характерными для замкнутой системы, одностадийной эволюции урана / свинца на Земле. . Эту особенность геохимики иногда называют «парадоксом свинца», и она может частично относиться к обратной связи окисляющей экзосферы, вызванной жизнью, на недрах Земли.

Природные ядерные реакторы в земной коре

Около 2 миллиардов лет назад в Окло в Габоне, Западная Африка, начали работу по крайней мере 17 естественных ядерных реакторов на богатых месторождениях урановой руды.Каждый работал на тепловой мощности около 20 кВт. В то время концентрация U-235 во всем природном уране составляла 3,7 процента вместо 0,7 процента, как в настоящее время (U-235 распадается намного быстрее, чем U-238, период полураспада которого примерно равен возрасту этой планеты. ).

Эти естественные цепные реакции, спонтанно начатые присутствием воды, действующей как замедлитель, продолжались около двух миллионов лет, прежде чем окончательно прекратились. За этот длительный период реакции около 5,4 тонны продуктов деления, а также 1.В рудном теле было произведено 5 тонн плутония вместе с другими трансурановыми элементами. Первоначальные радиоактивные продукты давно распались на стабильные элементы, но изучение их количества и местонахождения показало, что движение радиоактивных отходов во время и после ядерных реакций было незначительным. Плутоний и другие трансурановые соединения оставались неподвижными.

Теория геореактора

Совершенно иной взгляд на роль урана на Земле — это теория, согласно которой большая часть урана на исконной планете погрузилась в ядро ​​и образовала там ядро ​​диаметром около 8 км, которое с тех пор деляется.Истощение запасов U-235 в течение геологического времени не привело к прекращению реакции, поскольку эта активная зона представляет собой быстрый реактор (не требующий какого-либо замедлителя), который воспроизводит плутоний-239 из U-238. Теория геореактора опирается на относительно немного свидетельств и не пользуется широкой поддержкой.

Источники:
Этот документ, за исключением двух последних разделов и дополнений для количественной оценки выработки внутренней энергии, подготовлен профессором Ричардом Аркулусом из Австралийского национального университета и используется с разрешения автора.Он основан на документе, представленном профессором Аркулусом на промежуточном совещании Института урана в Аделаиде 17 апреля 1996 года.
Новый ученый 7/8/04 и 30/7/05

.

урана в 2020 году: справочник по цене, стоимости и использованию сырьевых товаров

Раскрытие информации: Ваша поддержка помогает поддерживать работу Commodity.com! Мы зарабатываем реферальный сбор за некоторых брокеров и услуг, перечисленных на этой странице. Учить больше…

Уран — серебристо-белый металлический элемент, ковкий, пластичный, очень плотный и естественно радиоактивный.

Уран имеет несколько важных промышленных применений, но его основное применение — в качестве расщепляющегося материала (атомы, которые можно расщеплять для высвобождения энергии) для производства ядерного топлива для выработки электроэнергии.

Горнодобывающие предприятия всего мира ежегодно добывают около 60 000 метрических тонн урана.

Стремление к более чистым и экологически чистым видам топлива стимулировало рост ядерной промышленности в производстве электроэнергии.

В результате уран становится все более ценным товаром на мировых рынках.

3 основных вида использования урана

Как эволюционировало использование урана?

Цивилизации веками использовали соединения урана.Археологи нашли желтое стекло с 1% оксида урана на древнеримской вилле недалеко от Неаполя, Италия.

В более позднее средневековье стеклодувы использовали уран, добытый из серебряных рудников, для цветного стекла. Однако химики официально не выделяли уран как элемент до 19 века.

В 1789 , немецкий химик Мартин Генрих Клапрот обнаружил оксида урана в минеральной настуране. Хотя он считал, что соединение содержит новый элемент, он не смог произвести уран самостоятельно.

Eugene Peligot via Wikimedia (Image is in the Public Domain USA) Eugene Peligot via Wikimedia (Image is in the Public Domain USA) Юджин Пелигот через Викимедиа (изображение находится в общественном достоянии США)

В 1841 французскому химику Эжену-Мельхиору Пелиго, наконец, удалось выделить чистый уран.

В 1896 произошло важнейшее научное открытие, связанное с ураном. Французский физик Антуан Анри Беккерель поместил небольшое количество урана на неэкспонированную фотопластинку, и пластинка стала мутной.

Беккерель пришел к выводу, что это явление вызвано невидимыми лучами, испускаемыми ураном. Беккерель по счастливой случайности открыл радиоактивность.

Начиная с 1934 , физик Энрико Ферми проводил эксперименты с ураном, которые привели к разработке ядерных реакторов и началу ядерной эры.

Первое современное применение урана было в войне. Соединенные Штаты были на грани войны с Германией, когда Ферми и его команда ученых создали первый ядерный реактор, известный как атомная котельная .

Опасаясь того, что немцы могут разработать свою собственную бомбу, американские ученые поспешили создать ядерное оружие.

Atomic Pile via Energy.gov on Wikimedia Atomic Pile via Energy.gov on Wikimedia Atomic Pile через Energy.gov на Викимедиа

В конечном итоге эти усилия привели к разработке первой ядерной бомбы, использованной в Хиросиме, Япония во время Второй мировой войны.

Вскоре после этого началась эскалация гонки ядерных вооружений между Советским Союзом и Соединенными Штатами.

Atomic cloud over Hiroshima, taken from Enola Gay flying over Matsuyama, Shikokuon via Wikipedia Atomic cloud over Hiroshima, taken from Enola Gay flying over Matsuyama, Shikokuon via Wikipedia Атомное облако над Хиросимой, снято с самолета Enola Gay, пролетающего над Мацуямой, Сикокуон, с помощью Википедии

Однако после Второй мировой войны страны также начали искать видов использования ядерной энергии в мирных целях.В начале 1950-х американские исследователи успешно зажгли четыре лампочки с помощью ядерной энергии, а к 1957 году первая атомная электростанция начала работать в Соединенных Штатах.

В 1954 году первый в мире ядерный реактор начал вырабатывать электроэнергию в России, а к 1960-м и 1970-м годам атомная энергетика начала быстро расти во всем мире.

До начала 1950-х годов основным источником урана в мире было Бельгийское Конго. Чтобы удовлетворить потребности быстрорастущей ядерной энергетики, все больше стран, включая США, Канаду, Францию ​​и Австралию, начали разработку урановых рудников.

Как производится уран?

Многие природные минералы содержат уран, включая настуран , уранинит , карнотит , аутунит , уранофан и тобернит . Фосфатные породы, лигнит и монацитовые пески также содержат этот элемент.

Uranium Ore via Wikimedia Uranium Ore via Wikimedia Урановая руда через Викимедиа

Урановые руды обычно имеют очень низкий выход элемента от 0,1 до 0,2%, а некоторые имеют концентрации ниже 0.05%. (Исключение составляют канадские рудники Саскачеван, где добыча урана превышает 20%.

Однако наводнения и экологические проблемы делают будущее добычи полезных ископаемых в этом регионе неопределенным.)

Извлечение урана из земли осуществляется тремя способами:

  1. Открытые горные работы
  2. Подземные горные работы
  3. Выщелачивание на месте

Открытые горные работы

Эта форма добычи, также называемая вскрытием , включает использование тяжелой техники для удаления почвы и горных пород с поверхности земли и обнаружения ценных урановых руд непосредственно под поверхностью.

Open Pit Mining via Pixabay Open Pit Mining via Pixabay Открытая разработка карьеров через Pixabay

Горняки сбрасывают поверхностные материалы, известные как пустая порода, возле карьера. Затем они выкапывают серию ступеней, известных как уступов , в шахте, чтобы облегчить удаление урановой руды. Иногда горняки строят дороги, чтобы облегчить доступ грузовиков к рудам, или используют насосы для осушения карьера.

Хотя добыча открытым способом менее затратна, чем добыча подземным способом (см. Ниже), она наносит серьезный ущерб окружающей среде.

В открытых карьерах образуются огромные и опасные пустые породы, загрязняются подземные воды, шахтеры и близлежащее население подвергаются воздействию пыли и радоновых газов.

Открытая добыча обычно дает руды с содержанием урана менее 0,5% , а методы добычи работают только с полезными ископаемыми, расположенными на глубине менее 400 футов от поверхности.

Подземная добыча

Подземные шахты позволяют горнякам добывать руду, недоступную для открытых горных выработок.Шахтеры просверливают землю и используют контролируемую взрывчатку, чтобы разбить руду на обломки. Затем они переносят руду на поверхность.

Подземные шахты оказывают меньшее воздействие на окружающую среду, чем открытые карьеры, и производят меньше пустой породы. Кроме того, более совершенные системы вентиляции и роботизированные методы добычи повысили безопасность новых подземных шахт.

Robotic Mining Equipment via COD Newsroom on Flickr Robotic Mining Equipment via COD Newsroom on Flickr Роботизированное горное оборудование через службу новостей COD на Flickr

Однако у этого метода есть и недостатки. Подземная добыча стоит дорого и может нанести серьезный ущерб местным водоносным горизонтам. Как и в случае открытых рудников, выход руды обычно составляет менее 0,5% урана.

После добычи руды из открытых и подземных рудников требуют измельчения. Машины дробят и измельчают камни на мелкие фрагменты.

Процессоры сначала добавляют воду, а затем серную кислоту или щелочной раствор, чтобы высвободить уран из горных пород. Это дает оксида урана (или желтый кек).

Другой перерабатывающий завод затем обогащает этот уран, чтобы подготовить его для промышленного использования.

Обычно измельчение позволяет извлечь 95–98% урана, находящегося в горных породах. Измельчение — единственный эффективный метод извлечения урана из руд, добываемых традиционным способом.

Выщелачивание на месте

Некоторые месторождения урана подходят для более экологически безопасного метода, известного как выщелачивание на месте.

С помощью этого метода майнеры качают воду с га

.

интересных фактов о планете Уран • Планеты

Размер Урана по сравнению с Землей

Side by side comparison of the size of Uranus vs Earth Параллельное сравнение размеров Урана и Земли

Факты об Уране

  • Уильям Гершель открыл Уран в 1781 году. Планета слишком тусклая, чтобы ее могли видеть древние цивилизации. Сам Гершель сначала полагал, что Уран был кометой, но несколько лет спустя он был подтвержден как планета, что сделало Уран первой планетой, обнаруженной в современной истории.Первоначальное название, предложенное Гершелем, было «Грузинский Сидус» в честь короля Георга III, но научное сообщество не приняло его. Вместо этого Уран был предложен и принят астрономом Иоганном Боде и происходит от древнегреческого бога Урана.
  • Уран вращается вокруг своей оси каждые 17 часов 14 минут. Как и Венера, она поворачивается в ретроградном направлении, противоположном направлению вращения Земли и других шести планет.
  • Урану требуется 84 земных дня, чтобы вращаться вокруг Солнца. Его ось расположена под углом 98 градусов, что означает, что он почти лежит боком, когда вращается вокруг Солнца. Это означает, что северный и южный полюса Урана лежат рядом с экватором Земли. На некоторых участках своей орбиты тот или иной полюс обращен прямо к Солнцу, что означает, что планета получает около 42 лет прямого солнечного света, за которыми следует 42 года темноты.
  • Столкновение могло вызвать необычный наклон Урана. Теория состоит в том, что планета размером с Землю могла столкнуться с Ураном, в результате чего ее ось резко сместилась.
  • Скорость ветра на Уране может достигать 900 км в час. Это примерно 560 миль в час.
  • Масса Урана примерно в 14,5 раз больше массы Земли , что делает его самым легким из четырех газовых гигантов внешней Солнечной системы.
  • Уран часто называют «ледяным гигантом». Хотя у Урана есть верхний слой водорода и гелия, как и у других газовых гигантов, у Урана также есть ледяная мантия, которая окружает его скалу и железное ядро. Верхние слои атмосферы, состоящие из кристаллов льда, воды, аммиака и метана, придают Урану характерный бледно-голубой цвет.
  • Уран — вторая планета Солнечной системы с наименьшей плотностью после Сатурна.
  • «Вояджер-2» — единственный космический корабль, летавший на Уране. Это произошло в 1986 году, и он пролетел мимо планеты на расстояние около 81 500 км. Эта миссия вернула самые первые снимки планеты, ее кольцевой системы и орбитальных спутников крупным планом.
  • Уран имеет 13 известных в настоящее время колец. Все, кроме двух, уранских очень узкие — обычно их ширина составляет несколько километров.Считается, что кольца, вероятно, довольно молодые. Считается, что вещество внутри колец является частями луны или лун, которые были разрушены высокоскоростным столкновением с таким объектом, как комета или астероид
  • .

  • Химический элемент уран, открытый в 1789 году, был назван в честь недавно открытой планеты Уран.
  • Уран — самая холодная планета Солнечной системы. Минимальная температура поверхности Урана составляет -224 ° C, что делает его самой холодной из восьми планет.Его верхние слои атмосферы покрыты дымкой, состоящей в основном из метана, которая скрывает штормы, происходящие в его облачных слоях.
  • Уранские луны названы в честь персонажей, созданных Александром Поупом и Уильямом Шекспиром. Например, Оберан, Титания и Миранда. Все эти миры покрыты темными поверхностями, а некоторые представляют собой смесь льда и камня. Из уранских спутников наиболее интересной является Миранда с ледяными каньонами, террасами и множеством странно выглядящих участков поверхности.

Дополнительная информация и факты об Уране

Уран — первая открытая планета в современной истории. Собственно, открытия ее как планеты почти не произошло. В 1781 году астроном Уильям Гершель наносил на карту звезды, обнаруженные в созвездии Близнецов , когда он наблюдал дискообразный объект. Его первоначальный вывод заключался в том, что он открыл комету и сообщил о своих открытиях Королевскому обществу Англии.Однако Гершель был озадачен, когда рассчитал орбиту объекта. Он обнаружил, что вместо более эллиптической траектории, характерной для комет, она была гораздо более круговой. Это наблюдение, которое было подтверждено другими астрономами того времени, привело Гершеля к выводу, что он действительно открыл новую планету. Вскоре после этого было широко признано, что Гершель открыл неизвестную планету.

В результате своего открытия Гершелю была предоставлена ​​привилегия дать имя новой планете.Он выбрал имя Георгий Сидус , что на латыни означает «Грузинская планета». Он выбрал это имя в честь тогдашнего короля Англии Георга III. Это имя, однако, не было широко распространено, и в результате другие начали предлагать имена. Название Уран возникло из-за традиции называть планеты в честь божеств в римской мифологии. Со временем научное сообщество приняло это как название планеты.

В настоящее время единственная планетарная миссия, посетившая Уран, — это Voyager 2 .Эта одинокая встреча, произошедшая в 1986 году, предоставила большое количество данных и открытий. Космический аппарат сделал тысячи снимков Урана, его спутников и колец. Хотя изображения планеты не показали ничего, кроме однородного сине-зеленого цвета, видимого с помощью наземных телескопов, другие изображения показали присутствие десяти ранее неизвестных лун и двух новых колец. На данный момент никаких будущих миссий для Урана не запланировано.

Атмосфера

Из-за ярко-синего цвета атмосферные структуры Урана было намного труднее наблюдать, чем, скажем, у Юпитера или даже Сатурна.К счастью, космический телескоп Хаббла предоставил гораздо больше информации о структурной природе атмосферы Урана. С помощью более продвинутых технологий построения изображений, чем земные телескопы или «Вояджер-2», Хаббл показал, что существуют широтные полосы, очень похожие на те, что есть на других газовых гигантах. Кроме того, ветры, связанные с этими полосами, могут дуть со скоростью более 576 км / ч.

Причина монотонного внешнего вида атмосферы — это состав самого верхнего слоя атмосферы.Видимые облачные слои состоят в основном из метана, который поглощает волны видимой длины, соответствующие красному цвету. Таким образом, отраженные длины волн являются синими и зелеными.

Под этим внешним слоем метана атмосфера состоит примерно на 83% из водорода (H 2 ) и на 15% из гелия со следовыми количествами метана и ацетилена. Этот состав аналогичен составу других газовых гигантов. Однако атмосфера Урана кардинально отличается в другом отношении.В то время как атмосферы Юпитера и Сатурна в основном газообразные, у Урана гораздо больше льда. Это указывает на то, что атмосфера Урана чрезвычайно холодная. Фактически, при температуре около -224 ° C его атмосфера является самой холодной из всех существующих в Солнечной системе. Что еще более интересно, данные показывают, что эта экстремальная температура постоянна во всем мире, даже на той стороне, которая не освещена солнцем.

Интерьер

Считается, что внутреннее пространство Урана

состоит из двух слоев: ядра и мантии.Современные модели предполагают, что ядро ​​в основном состоит из камня и льда и примерно в 0,55 раза больше массы Земли. Считается, что мантия планеты составляет 8,01 x 10 24 кг, что примерно в 13,4 раза больше массы Земли. Кроме того, мантия состоит из воды, аммиака и других летучих элементов. Что отличает мантию Урана от мантии Юпитера и Сатурна, так это то, что она ледяная, хотя и не в традиционном смысле. Вместо этого лед очень горячий и толстый. Мощность мантии — 5111 км.

Что самое удивительное во внутренней части Урана и одна из самых отличительных черт по сравнению с другими газовыми гигантами, это то, что он не излучает больше энергии, чем получает от Солнца. Учитывая, что даже Нептун, который по размеру очень похож на Уран, производит примерно в 2,6 раза больше тепла, чем получает от Солнца, ученые очень заинтригованы низкой теплотой, которую выделяет Уран. Есть две популярные теории этого явления. В первом говорится, что Уран был поражен большим телом, рассеявшим в космос большую часть тепла, которое планеты обычно удерживают от своих образований.Вторая теория утверждает, что существует некий барьер, препятствующий проникновению внутреннего тепла на поверхность планеты.

Орбита и вращение

Когда был открыт Уран, он увеличил радиус известной Солнечной системы почти в два раза. Это означает, что в среднем орбита Урана составляет около 2,87 x 10 9 км. Следствием такого огромного расстояния является то, что солнечному свету требуется около двух часов и сорока минут, чтобы достичь Урана & # 8212, что почти в двадцать раз больше, чем солнечному свету, чтобы достичь Земли! Это огромное расстояние также означает, что год на Уране длится почти 84 земных года!

На 0.0473, эксцентриситет орбиты Урана лишь немного меньше, чем у Юпитера 0,0484, что делает его четвертой по круговой орбите среди всех планет. Результатом довольно небольшого эксцентриситета орбиты Урана является то, что разница между его перигелием 2,74 x 10 9 км и афелием 3,01 x 10 9 км составляет всего 2,71 x 10 8 км.

Возможно, самое интересное в Уране — это то, насколько странно его вращение по сравнению со всеми другими планетами. Ось вращения всех планет, кроме Урана, примерно перпендикулярна плоскости их орбиты.Однако ось Урана наклонена почти на 98 °, что фактически означает, что Уран вращается набок. В результате северный полюс Урана указывает на Солнце в течение половины своего года, а южный полюс указывает на Солнце вторую половину своего года! Другими словами, в одном полушарии Урана сейчас день, а в другом — ночь в течение 42 земных лет. Кроме того, из-за этого экстремального вращения у Урана нет дней, как на других планетах, то есть Солнце не восходит и не заходит, как на других планетах.

Теоретически причиной такого необычного наклона оси является эффект столкновения большого тела с Ураном с такой силой, что оно, по сути, перевернуло планету на бок.

Кольца

Хотя кольца Сатурна были хорошо известны в течение некоторого времени, только в 1977 году были открыты планетарные кольца, окружающие Уран. Причина этого двоякая: их удаленность от Земли и низкая отражательная способность света. Тем не менее, космический корабль «Вояджер-2» идентифицировал еще два во время полета в 1986 году, после чего космический телескоп Хаббл обнаружил два дополнительных кольца в 2005 году.Общее количество известных колец в настоящее время составляет тринадцать, самое большое и яркое из которых — эпсилон-кольцо.

Кольца

Урана отличаются от колец вокруг Сатурна как размером его частиц, так и составом частиц. Во-первых, частицы, из которых состоят кольца Сатурна, маленькие, несколько больше нескольких метров в диаметре, тогда как кольца Урана содержат множество тел до двадцати метров в диаметре. Во-вторых, частицы колец Сатурна в основном состоят из льда. Однако Уран состоит как из льда, так и из значительного количества пыли и мусора.

.

Экологические аспекты добычи урана: WNA

(обновлено в апреле 2017 г.)

  • Во многих отношениях экологические аспекты уранового рудника такие же, как и при добыче других металлов.
  • Большинство урановых рудников в Австралии и Канаде имеют сертификат ISO 14001.
  • Радиоактивность, связанная с урановой рудой, требует особого обращения в дополнение к общим экологическим мерам на любой шахте.
  • Сам уран имеет очень низкий уровень радиоактивности, сравнимый с гранитом.Практически весь радиоактивный материал из попутных минералов в переработанной руде попадает в дамбу хвостохранилища.

Во многих отношениях добыча урана ничем не отличается от любой другой добычи. Перед запуском проекты должны иметь экологические разрешения и соответствовать всем применимым условиям охраны окружающей среды, безопасности и гигиены труда. Все чаще они регулируются международными стандартами с внешним аудитом.

После утверждения открытые карьеры или валы и приводы выкапываются, пустая порода и вскрышные породы помещаются в инженерные отвалы.Хвосты от переработки руды должны размещаться в инженерных дамбах или под землей. Наконец, в конце проекта весь участок должен быть восстановлен. При этом следует избегать загрязнения воздуха и воды.

Эти процессы являются общими для всех горнодобывающих предприятий, и они хорошо известны и понятны.

В случае добычи на месте выщелачиванием (ППВ) возмущений гораздо меньше — просто несколько скважин, и восстановление проще. Важная международная конференция в 2009 году представила руководство по передовой практике в области добычи полезных ископаемых, опубликованное Международным агентством по атомной энергии (МАГАТЭ).

В 2014 году Агентство по ядерной энергии ОЭСР опубликовало 140-страничный отчет «Управление воздействием добычи урана на окружающую среду и здоровье человека». «За прошедшие годы добыча и переработка урана претерпели значительные изменения. Сравнивая ведущие в настоящее время подходы с устаревшими методами, этот отчет демонстрирует, как добыча урана может осуществляться таким образом, чтобы защитить рабочих, население и окружающую среду. Новаторские, современные методы добычи в сочетании со строго соблюдаемыми регулирующими стандартами направлены на избежание прошлых ошибок, совершенных в первую очередь на ранней стадии развития отрасли, когда максимизация добычи урана была основным операционным соображением.”

В 2017 году Всемирная ядерная ассоциация опубликовала международно стандартизованный инструмент отчетности для понимания показателей устойчивого развития объектов добычи и переработки урана. Этот контрольный перечень разрабатывался его членами в течение нескольких лет с целью достижения широкого согласия по списку тем и показателей для общего использования, демонстрирующих приверженность производителей принципам устойчивого развития. Также были подготовлены сопроводительные инструкции, чтобы помочь коммунальным предприятиям и производителям использовать контрольный список.Добровольный контрольный список был разработан в соответствии с политическим документом Ассоциации по передовой практике в горнодобывающей промышленности.

Уран

Уран сам по себе радиоактивен, хотя, поскольку основной изотоп U-238 имеет период полураспада, равный возрасту Земли, он определенно не является сильно радиоактивным. U-235 имеет период полураспада в одну шестую от этого и излучает гамма-лучи, а также альфа-частицы. Следовательно, кусок чистого урана будет испускать некоторые гамма-лучи, но меньше, чем от куска гранита.Его альфа-радиоактивность на практике зависит от того, находится ли он в виде куска (или в горной породе, как руда) или в виде сухого порошка. В последнем случае альфа-радиоактивность представляет собой потенциальную, хотя и не большую опасность. Он также токсичен химически, так как сопоставим со свинцом. С металлическим ураном обычно обращаются в перчатках в качестве достаточной меры предосторожности. Урановый концентрат обрабатывается и хранится таким образом, чтобы люди не могли его вдохнуть или проглотить.

Гамма-излучение, обнаруженное геологами-разведчиками, ищущими уран, на самом деле исходит от связанных элементов, таких как радий и висмут, которые с течением геологического времени возникли в результате радиоактивного распада урана.

Экологические сертификаты

На ранней стадии технико-экономического обоснования начинаются экологические исследования участка. Они подробно развиваются и постепенно фокусируются на проблемах, вызывающих озабоченность в связи с предложением, в консультации с властями штата (которые в Австралии обычно действуют в соответствии с соглашением с Содружеством, чтобы гарантировать, что его проблемы решены).

В зависимости от государственной юрисдикции, заявление о воздействии на окружающую среду или воздействие публикуется и предоставляется для общественного обсуждения.После рассмотрения комментариев и решений широкого круга государственных органов, правительство штата может дать одобрение проекта.

Международные стандарты и сертификация

Международное агентство по атомной энергии (МАГАТЭ) опубликовало руководство по техническим и нетехническим аспектам экологических вопросов при добыче урана (и других горнодобывающих предприятиях, связанных с радиоактивными материалами): уроки, извлеченные из программ восстановления окружающей среды, Серия ядерной энергии МАГАТЭ, 2014.

Международная организация по стандартизации (ISO), базирующаяся в Женеве, разработала ряд мировых стандартов для управления качеством (серия 9000) и экологического менеджмента (серия 14000). Последние относятся к минимизации вредных воздействий и достижению постоянного улучшения посредством формальной системы экологического менеджмента (СЭМ), которая подлежит внешнему аудиту.

ISO 14001 — это наиболее признанная в мире система СЭМ, позволяющая организациям продемонстрировать рациональное управление окружающей средой.Многие горнодобывающие компании прошли сертификацию на соответствие его требованиям. В Австралии и Канаде крупные уранодобывающие компании либо имеют сертификат ISO 14001, либо близки к нему. Это также основа для других сертификатов ISO, таких как аудит, отчетность и оценка жизненного цикла.

Например, шахта Ranger

ERA проверяется каждые шесть месяцев аккредитованным внешним органом и проходит полную повторную сертификацию каждые три года.

Базовая СЭМ в соответствии с ISO 14001 разделена на четыре связанных заголовка: Планирование-выполнение-проверка-действие.Он должен учитывать как обычные опасности, так и ненормальные ситуации.

Отходы горно-обогатительных производств

Во многих отношениях обычная добыча урана такая же, как и добыча любой другой металлосодержащей руды, и применяются хорошо установленные экологические ограничения во избежание любого загрязнения за пределами площадки.

От открытых горных работ имеются значительные объемы пустой породы и вскрышных пород. Они размещаются возле ямы и либо используются для восстановления, либо формируются и озеленяются там, где они находятся.На руднике Рейнджер при разработке первого рудного тела соотношение отходов и руды составляло чуть более 2: 1.

Однако урановые минералы всегда связаны с более радиоактивными элементами, такими как радий и радон, в руде, которые возникают в результате радиоактивного распада урана в течение сотен миллионов лет. Поэтому, хотя сам уран не очень радиоактивен, с добываемой рудой, особенно если она очень высокосортная, как на некоторых канадских рудниках, обращаются с осторожностью из соображений охраны труда и безопасности.

Способы добычи, управление хвостами и стоками и восстановление земель подлежат государственному регулированию и контролю. Например, в Австралии в 2005 году был опубликован Свод правил и руководство по безопасности: Радиационная защита и обращение с радиоактивными отходами в горнодобывающей промышленности и переработке полезных ископаемых . Он проще, чем два его предшественника (по вопросам здоровья и отходов), и отходит от необоснованных предписаний к регулирующий подход, основанный на результатах деятельности и прошедший аудит.

Добыча полезных ископаемых осуществляется в соответствии с национальными нормами здравоохранения и радиационной защиты.Они устанавливают строгие санитарные нормы в отношении воздействия гамма-излучения и радона. Стандарты распространяются как на рабочих, так и на представителей общественности. См. Соответствующий документ: Безопасность труда при добыче урана.

Хвосты и радон

Твердые отходы мукомольного производства — это хвосты. Они составляют большую часть исходной руды и содержат большую часть радиоактивности. В частности, они содержат весь радий, присутствующий в исходной руде. На подземном руднике их можно сначала подвергнуть циклону для отделения крупной фракции, которая используется для подземного заполнения.Остаток перекачивается в виде суспензии в дамбу хвостохранилища, которая может быть выработанной ямой, как в Рейнджер и МакКлин Лейк.

При естественном радиоактивном распаде радия одним из продуктов является газ радон. Поскольку радон и продукты его распада (дочерние компоненты) радиоактивны и хвосты теперь находятся на поверхности, принимаются меры по минимизации выбросов газообразного радона. В течение всего срока эксплуатации рудника материал хвостохранилища часто покрывается водой, чтобы уменьшить поверхностную радиоактивность и выброс радона (хотя для руд с более низким содержанием золота на этих уровнях не возникает опасности).

По завершении горных работ нормально, когда дамба хвостохранилища покрывается примерно двухметровым слоем глины и верхнего слоя почвы, чтобы снизить уровни радиации примерно до тех, которые обычно наблюдаются в районе рудного тела, а также для создания растительного покрова. . На месторождениях Рейнджер и Джабилука в Северной Австралии хвосты будут возвращаться под землю, как это было сделано на реконструируемом руднике Набарлек. В Канаде переработка руды часто проводится вдали от шахты, из которой поступает новая руда, и хвосты по возможности закладываются в выработанные карьеры, а в противном случае строятся плотины.

Радон выделяется из горных пород и хвостов при распаде радия или тория. Затем он распадается до (твердых) дочерних радонов, которые в значительной степени альфа-радиоактивны. *

* Урановое рудное тело содержит как U-235, так и (в основном) U-238. Около 95% радиоактивности руды связано с серией распада U-238. Это 14 радиоактивных изотопов в вековом равновесии, то есть каждый составляет 7% от общего количества. (В случае руды Ranger — с 0,3% U308 — она ​​имеет около 450 кБк / кг, поэтому, независимо от массовой доли, 32 кБк / кг на нуклид в этой серии распада.) Когда руда перерабатывается, U-238 и намного меньшие массы U-234 (и U-235) удаляются. Остаток превращается в хвосты, и на данный момент он имеет около 86% своей первоначальной внутренней радиоактивности. Однако с удалением большей части U-238 следующие два короткоживущих продукта распада (Th-234 и Pa-234) вскоре исчезают, оставляя хвосты с чуть более 70% радиоактивности исходной руды после несколько месяцев. Затем контролирующим долгоживущим изотопом становится Th-230, который распадается с периодом полураспада 77000 лет до радия-226, за которым следует радон-222.

Радон содержится в большинстве горных пород, и следы его присутствуют в воздухе, которым мы все дышим. Однако в высоких концентрациях это опасно для здоровья.

В статье 1998 года рассматривается долгосрочная доза облучения населения радоном от добычи урана и показано, что она незначительна.

Вода

Сточные воды с рудников и отработанные щелоки в процессе измельчения собираются в безопасных накопительных прудах для изоляции и восстановления любых тяжелых металлов или других загрязнителей.Жидкая часть утилизируется естественным испарением или рециркуляцией в процессе измельчения. Большинство австралийских и многих других шахт придерживаются политики «нулевого сброса» любых загрязнителей.

Технологическая вода, сбрасываемая с завода, содержит следы радия и некоторых других металлов, которые были бы нежелательны в биологических системах ниже по потоку. Эта вода испаряется, а содержащиеся в ней металлы хранятся в надежном хранилище. На этапе эксплуатации такую ​​воду можно использовать для покрытия хвостов, пока они накапливаются.

При проведении операций по выщелачиванию на месте (ППВ) рудное тело остается в земле в замкнутом водоносном горизонте, а уран извлекается путем циркуляции насыщенных кислородом и подкисленных грунтовых вод через него с использованием нагнетательных и добывающих скважин. Соленость этих подземных вод в австралийских рудниках ISL делает их в первую очередь далекими от пригодных для питья, и после извлечения урана поступление кислорода и его циркуляция прекращаются, в результате чего грунтовые воды остаются такими, какими они были.

Основным экологическим соображением при использовании ISL является предотвращение загрязнения любых грунтовых вод вдали от рудного тела и сохранение непосредственно грунтовых вод не менее полезными, чем это было изначально.

Описание того, как управление окружающей средой осуществляется на трех урановых рудниках Австралии: Рейнджер, Олимпик Дэм и Беверли, находится в разделе «Управление окружающей средой» Австралийских урановых рудников в разделах, посвященных соответствующим рудникам.

Что касается рейнджера, то в 1979 году правительство Содружества учредило Управление научного сотрудника для наблюдения за охраной окружающей среды на урановых рудниках в районе рек Аллигатор на Северной территории.

Реабилитация

Помимо хвостов, к прочим твердым отходам на руднике относится оборудование, которое не может быть продано в конце операции. Обычно его закапывают вместе с хвостами.

По завершении горных работ хвосты на постоянной основе покрываются достаточным количеством глины и почвы, чтобы снизить уровни гамма-излучения и эмиссии радона до уровней, близких к естественным в данном регионе, и достаточного количества горной породы для противодействия эрозии. Затем устанавливается растительный покров.

Мэри Кэтлин в Квинсленде была местом проведения первого крупного проекта восстановления уранового рудника в Австралии. Он включал производственную площадку, дамбу хвостохранилища площадью 28 га и пруд-испаритель площадью 60 га. Все это теперь превратилось в животноводческую станцию ​​с неограниченным доступом. Проект реабилитации был завершен в конце 1985 года, его стоимость составила около 19 миллионов долларов, и он получил награду за инженерное мастерство.

Урановый рудник Набарлек на Северной территории, примерно в 270 км к востоку от Дарвина, был первым из урановых рудников «нового поколения», который начал работу и первым был восстановлен.На Набарлеке особое внимание уделялось охране окружающей среды еще до начала добычи, и все шло с учетом возможного восстановления. В течение всего периода деятельности компания работала вместе с государственными учреждениями, Северным земельным советом (NLC) и землевладельцами-аборигенами, чтобы обеспечить высокие стандарты управления окружающей средой, что привело к ее выводу из эксплуатации и успешной реабилитации.

В Ranger хорошо налажено планирование окончательного восстановления, и каждый год компания готовит план с полной стоимостью, который предполагает, что добыча может быть прекращена в этом году.Должны быть достигнуты все цели реабилитации, включая жизнеспособность экосистем, радиологическую безопасность и стабильность рельефа (повторная эрозия). Этот план использовался в качестве основы для расчета финансового резерва, необходимого для возможного закрытия в конце срока службы рудника. В 2013 году чистая приведенная стоимость модели закрытия для проектной территории Ranger и прилегающих территорий была оценена в 640 миллионов австралийских долларов, что полностью отражено в балансе. После того, как были начаты существенные работы, в конце 2016 года компания получила резерв на реабилитацию в размере 511 миллионов австралийских долларов плюс резерв на еще 100 миллионов австралийских долларов, если потребуется.

Более простая модель, которая может быть применена, заключается в том, что базовая сметная стоимость реабилитации после закрытия должна быть облигацией, принадлежащей государству, и такие облигации являются обычным требованием для любых шахт сегодня. В случае с Ranger, ERA обязана обеспечить средства для покрытия определенных затрат на реабилитацию в случае необходимости преждевременного закрытия. Ежегодно обновляемый план с изложением этого положения представляется в правительство и проверяется независимым аудитором. Деньги для этой цели частично находятся в трастовом фонде, управляемом правительством Содружества, и частично покрываются банковской гарантией.

Помимо рассмотренных выше соображений относительно грунтовых вод, реабилитация шахт ISL очень проста, что делает этот метод чрезвычайно низким воздействием на окружающую среду. После вывода из эксплуатации колодцы закрываются или закрываются крышками, трубы и технологические объекты удаляются, любой пруд-испаритель восстанавливается, а землю можно легко вернуть для прежнего использования.

Опыт работы на многих рудниках объединен в отраслевые сети и доступен нынешним и будущим операторам.

Здоровье рабочих

В Австралии все операции по добыче и переработке урана проводятся в соответствии с Сводом правил и Руководством по безопасности: Радиационная защита и обращение с радиоактивными отходами в горнодобывающей промышленности и переработке полезных ископаемых , который устанавливает строгие санитарные нормы в отношении радиации и воздействия газообразного радона как для рабочих, так и для представители общественности.

В Канаде Комиссия по ядерной безопасности Канады отвечает за регулирование добычи урана, а также за другие аспекты ядерного топливного цикла. В Саскачеване одновременно применяются правила провинции, которые устанавливают строгие стандарты здоровья как для шахтеров, так и для местного населения. Подобные стандарты установлены и в других странах.

Хотя сам уран лишь немного радиоактивен, радон, радиоактивный инертный газ, выделяется в атмосферу в очень малых количествах при добыче и дроблении руды.Радон — один из продуктов распада урана и радия, и он естественным образом встречается в большинстве горных пород — его мельчайшие следы присутствуют в воздухе, которым мы все дышим.

Австралийские урановые рудники в основном открыты и, следовательно, имеют хорошую вентиляцию. Олимпийская плотина и канадские подземные шахты вентилируются мощными вентиляторами. Уровни радона на урановых рудниках держатся на очень низком и, безусловно, безопасном уровне. (Радон на не урановых рудниках также может нуждаться в вентиляции.)

Гамма-излучение также может быть опасным для тех, кто работает рядом с богатыми рудами.Он поступает в основном из радия в руде, поэтому его воздействие регулируется по мере необходимости. В частности, подавляется пыль, поскольку она представляет собой основное потенциальное воздействие альфа-излучения, а также опасность гамма-излучения.

При концентрациях, связанных с добычей урана (и некоторых минеральных песков), радон представляет потенциальную опасность для здоровья (фактически из-за его короткоживущих продуктов распада), как и пыль. Меры предосторожности, принимаемые при добыче и переработке урановых руд для защиты здоровья рабочих, включают:

  • Хорошие системы принудительной вентиляции в подземных шахтах, обеспечивающие минимальное возможное воздействие газообразного радона и его дочерних радиоактивных продуктов и не превышающие установленные уровни безопасности.
  • Эффективный контроль пыли, поскольку пыль может содержать радиоактивные компоненты и выделять газ радон.
  • Ограничение радиационного облучения рабочих шахт, заводов и хвостохранилищ, чтобы оно было как можно более низким и ни в коем случае не превышало допустимые пределы дозы, установленные властями. В Канаде это означает, что добыча очень богатой руды осуществляется исключительно с помощью методов дистанционного управления и полного удержания богатой руды там, где это практически возможно.
  • Использование оборудования для обнаружения радиации на всех рудниках и заводах.
  • Введение строгих стандартов личной гигиены для рабочих, работающих с концентратом оксида урана.

На любой шахте назначенные сотрудники (те, кто может подвергнуться воздействию радиации или радиоактивных материалов) контролируются на предмет загрязнения альфа-излучением, и для измерения воздействия гамма-излучения носят личные дозиметры. Осуществляется текущий контроль загрязнения воздуха, пыли и поверхности.

Канадские рудники и обогатительные фабрики рассчитаны на безопасную переработку руды с содержанием U до 26%.

При проглатывании оксида урана химическая токсичность аналогична токсичности оксида свинца. Поэтому при обращении с ним в зонах сушки и упаковки на заводе соблюдаются такие же гигиенические меры предосторожности, как и на заводе по плавке свинца.

Обычные меры радиационной безопасности применяются при проведении горных работ на ППГ, несмотря на то, что большая часть рудного тела? Радиоактивность остается глубоко под землей, и, следовательно, наблюдается минимальное увеличение выделения радона и отсутствие рудной пыли.

См. Также информационный документ WNA по охране труда при добыче урана.

Приложение

Управление окружающей средой на урановых рудниках Австралии

Мина рейнджеров (ERA)

ERA получила признание за свой экологический менеджмент мирового класса, получив сертификат ISO 14001 в 2003 году.

До 1996 года хвосты очистных сооружений закладывались в построенную плотину на условиях аренды, но сейчас они складываются в выработанные карьеры. Технологическая или другая загрязненная вода не сбрасывается с участка.

Рудник Рейнджер находится на арендованном участке площадью 7860 га, который окружен национальным парком Какаду, внесенным в список всемирного наследия, площадью 1,98 миллиона га. Около 500 га фактически нарушены горно-обогатительными работами (0,025% от общей площади). Количество осадков муссонное, в сезон дождей выпадает 700-2200 мм (в среднем 1540 мм). Растительность Рейнджера — это открытый тропический эвкалиптовый лес, похожий на большую часть национального парка.

Территория проекта арендуется у традиционных владельцев-аборигенов, право собственности на землю принадлежит Kakadu Land Trust.Компания вносит 4,25% своей валовой выручки от продаж (основная часть гонорара в размере 5,5%) группам коренных народов NT плюс ежегодная арендная плата в размере 200 000 долларов США за использование земли. С начала проекта в 1980 году компания Ranger выплатила в общей сложности 226 миллионов долларов в номинальном выражении в виде лицензионных платежей. Деньги выплачиваются правительству Содружества, а затем распределяются среди групп аборигенов Северной территории, включая 30% Корпорации аборигенов Гунджеихми (представляющей традиционные Владельцы) в соответствии с положениями Закона Содружества о земельных правах аборигенов (NT) 1976 г.Дополнительные выплаты в размере более 7 миллионов долларов за счет Джабилуки. Остаток лицензионных отчислений (1,25% от дохода) выплачивается Правительству Содружества Независимых Государств.

Компания имеет значительное подразделение по охране окружающей среды, в котором работает около 30 человек, с годовым бюджетом около 3 миллионов долларов США. Часть этих экологических усилий направлена ​​на решение вопросов землепользования, имеющих отношение не только к Рейнджеру, но и к окружающему национальному парку и территории всемирного наследия. К ним относятся поддержание биоразнообразия, борьба с пожарами, включая контроль сжигания (что очень важно и вызывает споры в регионе), борьбу с наземными и водными сорняками, борьбу с дикими животными, укоренение микориз и восстановление нарушенных территорий (включая отвалы горных пород и т. Д.).Ranger, возможно, является первой горнодобывающей компанией, которая намеренно сжигает свои собственные засаженные деревьями территории, чтобы способствовать развитию соответствующего сообщества растительности (эвкалиптов и гревиллий вместо доминирования акаций). Связанные с этим вопросы, которые изучаются, включают искусственные фильтры водно-болотных угодий, формирование почвы из пустой породы и гидрологию. Среди долгосрочных исследовательских приоритетов Ranger — проекты, которые имеют отношение к возможному использованию земли ее коренными владельцами.

Шахта Олимпийской плотины (BHP Billiton)

Аренда рудника на 18 000 га находится под управлением BHP Billiton Olympic Dam.Рудник, плавильный завод и инфраструктура занимают около 7,5% арендуемой площади. На деятельность по рациональному природопользованию приходится примерно треть расходов от общего экологического бюджета, который превышает 2 миллиона австралийских долларов. В феврале 2005 года компания Olympic Dam успешно получила сертификат ISO14001 для системы экологического менеджмента на объекте.

Аренда рудника и прилегающие 11000 гектаров муниципальной аренды были ликвидированы (овец и крупный рогатый скот) с 1986 года. После распространения геморрагической болезни кроликов (RHD) численность кроликов в регионе значительно снизилась и в настоящее время составляет примерно 40 на квадрат. километр по сравнению с численностью чумы до 600 человек на км 2 в конце 1980-х годов.Количество красных кенгуру в аренде шахты составляет около 20 на квадратный километр, что немного выше, чем в прилегающих районах из-за доступа к воде. Чтобы препятствовать проникновению диких животных в хвостохранилище, на дамбах и прудах были установлены альтернативные водоемы. Пруды-испарители были ограждены мелкой сеткой, чтобы исключить попадание мелких млекопитающих и рептилий. Лисы и кошки контролируются на аренде путем отстрела и отлова.

BHP Billiton Olympic Dam управляет четырьмя пастбищными станциями на территории, прилегающей к руднику, и арендует муниципальную собственность на общей площади 1 136 000 га.Эти объекты хранятся в консервативном порядке, чтобы обеспечить максимальную защиту объектов, имеющих экологическое или культурное значение.

Проект восстановления засушливых районов, охватывающий территорию в 8600 гектаров, расположен в основном на территории арендованного рудника и пастбищных станций, управляемых BHP Billiton, а оставшаяся территория (6 гектаров) передана местными скотоводами. Arid Recovery — это инициатива по восстановлению экосистем, направленная на восстановление засушливых земель Австралии. Программа является партнерством BHP Billiton, Департамента окружающей среды и наследия Южной Австралии, Университета Аделаиды и общественной группы «Друзья восстановления засушливых районов».Заповедник окружен уникальным забором, защищающим от кошек, кроликов и лисиц. В заповедник возвращены пять исчезнувших здесь видов.

Перед тем, как проводить расчистку для любых работ по разработке или разведке на руднике или в муниципальной аренде, требуется Разрешение на расчистку окружающей среды / наследия коренных народов. В ходе этого процесса выявляются все значительные медленнорастущие деревья и кустарники, а также территории, имеющие культурное значение. Прилагаются усилия, чтобы свести к минимуму неудобства, вызванные эксплуатационной деятельностью на арендованных объектах, а затем, где это возможно, проводится восстановление.Значительное внимание было уделено восстановлению сотен буровых площадок, некоторые из которых были построены еще во время первоначальной разведки, так что многие сейчас едва видны даже на аэрофотоснимках.

Отходы горных пород и крупная фракция хвостов используются в качестве засыпки рудника. Мелкие отходы, все еще содержащие потенциально ценные минералы (редкоземельные элементы и т. Д.), Размещаются в хвостохранилищах на арендованном участке площадью около 400 га.

В течение 1994 г. выявлена ​​утечка загрязненной воды из хвостохранилищ.Это вызывало озабоченность компании, регулирующих органов и общественности из-за предполагаемой угрозы качеству грунтовых вод непосредственно под дамбами хвостохранилищ. Проведенные исследования показали, что загрязняющие вещества в фильтрате быстро адсорбируются на глине и известняке в почве и породах под дамбами хвостохранилищ, а из-за низкой проницаемости и проницаемости породы нет потенциального вреда для ресурса подземных вод. . Уровень грунтовых вод под дамбами хвостохранилищ отслеживается и моделируется ежеквартально.

BHP Billiton Olympic Dam ежегодно представляет отчет по экологическому менеджменту и мониторингу в Департамент первичной промышленности и ресурсов Южной Австралии (PIRSA) и в Управление по охране окружающей среды (EPA). Этот всеобъемлющий отчет охватывает все области потенциального воздействия на окружающую среду, включая выбросы в атмосферу, управление грунтовыми водами на объектах, водоснабжение и управление Большим Артезианским бассейном, мониторинг флоры и фауны и годовые дозы облучения населения.Предоставляется отчет о ходе выполнения действий, определенных в Программе управления окружающей средой, а также участие в общественной деятельности.

Годовой отчет об устойчивом развитии находится в Интернете:
http://bhpbilliton.com/bb/sustainableDevelopment/reports.jsp

У

Olympic Dam есть План реабилитации и закрытия, включающий основу оценки затрат, краткое изложение требований к закрытию (для металлургических предприятий, пилотного завода, шахты, хвостохранилищ, колодцев, участков разведки, городских объектов, коридора линии электропередач и прочих объектов), консультации с общественностью требования, стратегия закрытия (включая цель послеоперационного землепользования и критерии завершения) и требования к обзору плана закрытия.В плане приводится разбивка по каждой зоне, подлежащей выводу из эксплуатации, включая необходимые инженерные работы (например, снос и очистка), экологические работы (удаление загрязненных материалов и восстановление), конкретные обязательства по закрытию для каждой зоны завода, конечные цели землепользования, предположения о закрытии , закрытие источников материалов, свалки отходов, возможности и обязательства / риски / опасности для экономии затрат.

Расходы на снос заложены в бюджет на основе предложений специализированного подрядчика по сносу, а затраты на восстановление оценены на основе предложения горнодобывающего подрядчика с большим опытом восстановления.Затраты на постепенное закрытие оценивались на каждый год до фактического закрытия объекта. Финансовый резерв — 244 миллиона австралийских долларов на середину 2006 года — рассчитан в соответствии со стандартами бухгалтерского учета BHP Billiton.

Шахта Беверли (Ресурсы Хитгейт)

План управления окружающей средой и мониторинга (ПУМОС) был разработан совместно с регулирующими органами, которые определили его требования, в том числе по радиационной защите. План предусматривает постоянное управление каждым аспектом операции.Мониторинг для обнаружения возможных горизонтальных перемещений из зоны добычи или любых вертикальных утечек в другие водоносные горизонты является фундаментальным аспектом горных работ.

В отличие от основных операций по добыче урана из водоносных горизонтов с питьевой водой в США, качество подземных вод в Беверли очень низкое, они достаточно соленые и на несколько порядков слишком высоки по радионуклидам для любого разрешенного использования. Жидкости из добываемых районов постепенно перемещаются в новые районы добычи, что снижает общее воздействие на водоносный горизонт.После завершения горных работ, когда поступление кислорода и выщелачивание прекращаются, уровень pH грунтовых вод возвращается примерно к 4,5 и, в конечном итоге, к своему исходному состоянию, равному примерно 7,

Heathgate приобрела участок пасторальной аренды Wooltana площадью 2350 кв. Км, из которых 13,5 кв. Км проектной территории огорожены и разнесены. Этому району, в основном равнине Митчелла, будет разрешено естественным образом восстановить, чтобы в дальнейшем было возобновить восстановление заминированных территорий.

После вывода из эксплуатации скважины колодцы закрываются и закрываются, трубы удаляются, а поверхность постепенно восстанавливается.По окончании эксплуатации рудника технологические объекты будут демонтированы, и после обсуждения с заинтересованными сторонами земля может вернуться к своему прежнему использованию. Heathgate предоставила правительству штата финансовые гарантии в отношении продолжающейся реабилитации рудника до окончательного завершения добычи.

Источники:
Экологический менеджмент и реабилитация уранового рудника Набарлек, документ шахт UIC № 5
Мэри Кэтлин Uranium Ltd, Обзорный отчет: Восстановление шахты Мэри Кэтлин, 1986.
Свод правил и руководство по безопасности: Радиационная защита и обращение с радиоактивными отходами в горнодобывающей промышленности и переработке полезных ископаемых (2005 г.)

МАГАТЭ 2014, Уроки, извлеченные из программ восстановления окружающей среды, Серия ядерной энергии МАГАТЭ NW-T-3.6.

NEA 2014, Управление воздействием добычи урана на окружающую среду и здоровье, OECD / NEA 7062.

.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *