跳转到内容

天王星气候

维基百科，自由的百科全书
近乎天然颜色（左）和在长波下（右）的天王星南半球，显示出航海家2号在大气层中看见的微弱云带和羽冠

与其它的气体巨星比较，即使是相似的海王星，天王星的大气异常地平静。[1]其中两个主要原因是内热的缺乏（限制了大气活动），和轨道倾斜。

航海家2号在1986年飞掠过天王星时，共观察到了10个横跨过整个行星的云带特征。[2][3]有人提出解释，认为这些云带缺乏特征是因为天王星的热流低落，也就是说其内热明显低于其他巨大行星[4][1]。以邻近天王星的海王星为对象来比较，两者大小和结构类似，常被视为孪生星。海王星辐射至太空中的能量是接受自太阳的2.61倍[1]，天王星却几乎没有多余的热量释放出来，其在远红外线（即热量）部分的光谱辐射的总能量只是它从大气层吸收的太阳能量的1.06 ± 0.08倍[5][6]。事实上，天王星的热流只有0.042 ± 0.047 瓦/米²，比地球的内热0.075 瓦/米²还要低[5]。在天王星记录到的最低温度是49 K，比海王星还要冷，使天王星成为太阳系温度最低的行星[5][6]。

目前科学家还不清楚天王星内部极度低温的确切原因。一种假说认为这种误差肇因于天王星曾被超大质量的天体“敲击”过，导致它的自转轴极度倾斜，并造成大多数原始热量流失，留下热量已经耗尽的核心。另一种假说认为有某种障碍物存在于上层，阻止了核心的热能传导至天王星表面[7]。例如发生在不同结构层次间的对流，可能阻挡了热传导的向上传送[6][5]。

带状结构、风和云

[编辑]
天王星带状风的速度。阴影区显示南半球的"衣领"区和在北半球的对照区。红色的曲线是对称且与数据吻合的

在1986年，航海家2号发现可见的天王星南半球可被细分成两个区域：明亮的极区和暗淡的赤道带状区（参考右图）。[2]两这区的分界大约在纬度−45°的附近。一条跨越在−45°至−50°之间的狭窄带状物是在行星表面上能够看见的最亮的大特征，[2][8]被称为南半球的"衣领"。极冠和衣领被认为是甲烷云密集的区域，位置在大气压力1.3至2 帕的高度。（参考下文）[9]很不幸的是，航海家2号抵达时正是盛夏，而且观察不到北半球的部分。不过，从21世纪开始之际，北半球的"衣领"和极区就可以被哈伯太空望远镜和凯克望远镜观测到。[8]结果，天王星看起来是不对称的：靠近南极是明亮的，从南半球的"衣领"以北都是一样的黑暗。[8]在这颗行星季节变化可能的细节，稍后会被详细的讨论。天王星可以观察到的纬度结构和木星与土星是不同的，他们展现出许多条狭窄但色彩丰富的带状结构。[1]

除了大规模的带状结构，航海家2号观察到了10朵小块的亮云，多数都躺在"衣领"的北方数度[2]。在1986年看到的天王星，在其他的区域都像是毫无生气的死寂行星。但是，在1990年代的观测，亮云彩特征的数量有着明显的增长[1]，他们多数都出现在北半球开始成为可以看见的区域[1]。一般的解释认为是明亮的云彩在行星黑暗的部分比较容易被分辨出来，而在南半球则被明亮的"衣领"掩盖掉了[10]然而，两个半球的云彩是有区别的，北半球的云彩较小、较鲜艳和较明亮[11]，他们看上去都躺在较高的高度，但直到2004年(参见下文)使用2.2 微米在南极观测不到云层之后，这些才被认为是事实[11]。2.2 微米是对甲烷吸收带敏感的波段，当时对北半球的云彩都曾经规律的使用这种波段来观察。云彩的生命期有几个不同的数量级，小的只有数小时，而从航海家飞略过迄今，南半球至少有一个云彩还存在[1][3]。最近的观测也发现，虽然天王星的气候较为平静，但天王星的云彩在许多地方与海王星的相似[1]。但在2006年第一次在天王星观测到大暗斑之前，在海王星上很普通的大黑斑，却从未在天王星上被观测到[12]。

在天王星观测到的第一个大暗斑。影像是哈伯太空望远镜的先进巡天照相机在2006年拍摄的

追踪许多有特别形状的云彩可以测量天王星对流层之上吹的带状风[1]。在赤道的风是逆行的，这意味着它们吹送的方向与星球自转的方向相反，它们的速度在−100至−50 米/秒[1][8]。风速随着远离赤道的距离而减弱，大约在纬度±20°静止下来，这儿也是对流层温度最低之处。[4][1]再往极区移动，风向也转成与行星自转的方向一致，风速则持续增加，在纬度±60°处达到最大值，然后下降至极区减弱为0[1]。在纬度−40°附近，风速的范围在150到200 米/秒，因为"衣领"盖过了所有平行的云彩，无法测量从哪儿到南极之间的风速。[1]与北半球对照，风速在纬度+50°达到最大值，速度高达240 米/秒[1][8]。这些速度有时会导致错误的认定北半球的风速比较快，事实上，在天王星的北半球风速是随着纬度一度一度的在缓缓递减，特别是在中纬度的±20°至 ±40°的纬度上[1]。从1986年迄今，目前还无法认定天王星的风速是否发生了改变[1][13][8]，并且对非常慢的经向风更是毫无所知[1]。

季节变化

[编辑]
2005年的天王星。可以看见环、南半球的"衣领"和北半球明亮的云彩

2004年秋天，天王星的大气层上出现了大量的云块，与海王星上相似[11][14]。观察到破纪录的824公里/小时（229米/秒）的风速和持续可以媲美“7月4日烟火”的雷爆[3]。在2006年8月23日，位于科罗拉多州Boulder的太空科学学院和威斯康辛大学观测到一个天王星的大暗斑，让天文学家观察到天王星更多的活动[12]。为什么会突然出现活动的高潮，发生的原因还不是很了解，但它显示在自转轴极端倾斜的天王星上天气上造成季节性的极端变化[15][16]。

要确认天王星季节变化的本质是有困难的，因为关于天王星大气的数据仍然不足涵盖84年，或说是一个天王星年。虽然已经有了一定数量的发现，在累积了半个天王星年（起自1950年代）的光度观测已经显示在两个谱带上的光度变化规则：在至点时最亮，而在分点时最暗[17]。从1960年开始，深入对流层内部的微波观测，也得到相似的周期变化，最大值也在至点[18]。从1970年代开始对平流层进行的温度测量也显示最大值出现在1986年的至点附近[19]。

天王星在两条谱带上的可见星等（上图）[17]调整距离和微波的有效温度（下图）[18] 蓝带以470奈米为中心，黄带以550奈米为中心

多数的变化相信与可观察到的几何变化相关，天王星是一个扁圆球体，造成从地理上的极点方向可以看见的区域变得较大，这可以解释在至日的时候亮度较亮的部分原因[17]；天王星的反照率在子午圈的附近也比较强（见上述）[10]。实际上，天王星的南极区比赤道带明亮[2]。另一方面，微波部分的光谱观测也显示两极地区比较明亮[20]，同时也知道在极区的平流层比赤道冷[19]。所以季节的变化可能是这样发生的：极区，在可见光和微波的光谱下都是明亮的，而至点的到达使行星更加明亮；黑暗的赤道区是分点时看见的主要部分，造成行星较为暗淡[10]。另外，在至点的探测遮蔽了较热的赤道同温层[19]。

哈伯太空望远镜的影像显示出北半球的云彩

然而还有一些理由相信天王星有季节性的物理变化发生。当知道行星的南极区明亮时，北极区会相当的昏暗，这与前述的一些简化的季节变化模式是不相符的[16]。在早先北半球位在至点的1944年，天王星出现光度升高的现象，被认为北半球不是经常昏暗的[17]。这个讯息暗示可见的极区在至点之前的一段时间会变亮，在分点之后会变暗[16]。详细的分析可见光和微波的数据，显示在至点附近周期性的光度变化不是完全对称的，这也显示子午圈反照率变化的模式[16]。另外，一些微波的数据在1986年的至点之后，极区-赤道的对比增强了[20]，最后在1990年代，在天王星离开至点的时期，哈伯太空望远镜和地基的望远镜显示南极冠出现可以察觉的变暗（南半球的"衣领"除外，它依然明亮）[9]，同时北半球的活动也被证实增强了[3]，像是云彩的形成和风的增强，都支持很快就会增亮的期望[11]。特别的极和南半球−45°明亮的"衣领"，被期待在行星的北半球出现[16]。

物理变化的机制还不是很清楚[16]，在接近夏天和冬天的至点，天王星的一个半球沐浴在阳光之下，另一个半球则对向幽暗的深空。在阳光下被照亮的半球，被认为会因为局部的甲烷云和阴霾增厚的结果形成对流层。[9]在纬度−45°的明亮"衣领"也与甲烷云有所关联[9]。在南半球极区的其他变化，也可以用低层云的变化来解释[9]。来自天王星微波发射上的变化，或许是在对流层深处的循环变化造成的，因为厚实的极区云彩和阴霾可能会阻碍对流[20]。现在，天王星春天和秋天的分点即将来临，动力学上的改变和对流可能会再发生。[3][20]。

参考资料

[编辑]
  1. ^ 1.00 1.01 1.02 1.03 1.04 1.05 1.06 1.07 1.08 1.09 1.10 1.11 1.12 1.13 1.14 1.15 1.16 Sromovsky, L.A.; Fry, P.M. Dynamics of cloud features on Uranus. Icarus. 2005, 179: 459–483 [2008-11-28]. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et.al. Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results. Science. 1986, 233: 97–102 [2008-11-28]. doi:10.1126/science.233.4759.43. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 3.4 Emily Lakdawalla. No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics. The Planetary Society. 2004 [2007-06-13]. （原始内容存档于2012-02-12）. 
  4. ^ 4.0 4.1 Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F.M.; et.al. Infrared Observations of the Uranian System. Science. 1986, 233: 70–74 [2008-11-28]. doi:10.1126/science.233.4759.70. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 5.3 Pearl, J.C.; Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A. The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data. Icarus. 1990, 84: 12–28 [2008-11-28]. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 Lunine, Jonathan. I. The Atmospheres of Uranus and Neptune. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1993, 31: 217–263 [2008-11-28]. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  7. ^ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. Comparative model of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci. 1995, 43 (12): 1517–1522 [2008-11-28]. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  8. ^ 8.0 8.1 8.2 8.3 8.4 8.5 Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.; et.al. Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features (PDF). Icarus. 2005, 175: 534–545 [2008-11-28]. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.012. （原始内容 (pdf)存档于2007-10-25）. 
  9. ^ 9.0 9.1 9.2 9.3 9.4 Rages, K.A.; Hammel, H.B.; Friedson, A.J. Evidence for temporal change at Uranus’ south pole. Icarus. 2004, 172: 548–554 [2008-11-28]. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.009. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  10. ^ 10.0 10.1 10.2 Karkoschka, Erich. Uranus’ Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters. Icarus. 2001, 151: 84–92 [2008-11-28]. doi:10.1006/icar.2001.6599. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  11. ^ 11.0 11.1 11.2 11.3 Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.G.; et.al. New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a southern feature at 2.2 µm (PDF). Icarus. 2005, 175: 284–288 [2008-11-28]. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.016. （原始内容 (pdf)存档于2007-11-27）. 
  12. ^ 12.0 12.1 Sromovsky, L.; Fry, P.;Hammel, H.;Rages, K. Hubble Discovers a Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus (pdf). physorg.com. [2007-08-22]. （原始内容存档 (PDF)于2011-08-11）. 
  13. ^ Hammel, H.B.; Rages, K.; Lockwood, G.W.; et.al. New Measurements of the Winds of Uranus. Icarus. 2001, 153: 229–235 [2008-11-28]. doi:10.1006/icar.2001.6689. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  14. ^ Devitt, Terry. Keck zooms in on the weird weather of Uranus. University of Wisconsin-Madison. 2004 [2006-12-24]. （原始内容存档于2006-12-09）. 
  15. ^ Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus. Science Daily. [2007-04-16]. （原始内容存档于2011-06-29）. 
  16. ^ 16.0 16.1 16.2 16.3 16.4 16.5 Hammel, H.B.; Lockwood, G.W. Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune. Icarus. 2007, 186: 291–301 [2008-11-28]. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.027. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  17. ^ 17.0 17.1 17.2 17.3 Lockwood, G.W.; Jerzykiewicz, Mikołaj. Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004. Icarus. 2006, 180: 442–452 [2008-11-28]. doi:10.1016/j.icarus.2005.09.009. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  18. ^ 18.0 18.1 Klein, M.J.; Hofstadter, M.D. Long-term variations in the microwave brightness temperature of the Uranus atmosphere. Icarus. 2006, 184: 170–180 [2008-11-28]. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.012. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  19. ^ 19.0 19.1 19.2 Young, Leslie A.; Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et.al. Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation (PDF). Icarus. 2001, 153: 236–247 [2015-09-04]. doi:10.1006/icar.2001.6698. （原始内容存档 (PDF)于2019-10-10）. 
  20. ^ 20.0 20.1 20.2 20.3 Hofstadter, Mark D.; and Butler, Bryan J. Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus. Icarus. 2003, 165: 168–180 [2008-11-28]. doi:10.1016/S0019-1035(03)00174-X. （原始内容存档于2007-10-11）. 
检索自“https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=天王星氣候&oldid=79090122”