✖


Jump to content

Атмосфера Урана

Это хорошая статья. Нажмите здесь для получения дополнительной информации.

Беловато-голубая сферическая планета на черном фоне космоса.
Полноцветное изображение Урана, сделанное «Вояджером-2».

Атмосфера Урана состоит в основном из водорода и гелия . На глубине он значительно обогащен летучими веществами (получившими название «льды»), такими как вода , аммиак и метан . Обратное верно для верхних слоев атмосферы, которые из-за своей низкой температуры содержат очень мало газов тяжелее водорода и гелия. Атмосфера Урана — самая холодная из всех планет, ее температура достигает всего К. 49 [1]

Атмосферу Урана можно разделить на пять основных слоев: тропосферу , между высотами [а] −300 и 50 км и давлением от 100 до 0,1 бар; стратосфера , охватывающая высоты от 50 до 4000 км и давление от 0,1 до 10 −10 бар; и горячая термосфера (и экзосфера ), простирающаяся от высоты 4056 км до нескольких радиусов Урана от номинальной поверхности при давлении 1 бар. [2] В отличие от Земли , атмосфера Урана не имеет мезосферы .

В тропосфере есть четыре слоя облаков: облака метана при давлении около 1,2 бар , облака сероводорода и аммиака при давлении 3–10 бар, облака гидросульфида аммония при давлении 20–40 бар и, наконец, водные облака при давлении ниже 50 бар. Непосредственно наблюдались только два верхних слоя облаков, а более глубокие облака остаются спекулятивными. Над облаками лежит несколько тонких слоев фотохимической дымки. Отдельные яркие тропосферные облака на Уране редки, вероятно, из-за вялой конвекции в недрах планеты. Тем не менее, наблюдения за такими облаками были использованы для измерения зональных ветров планеты, которые чрезвычайно быстры и достигают скоростей до 240 м/с.

Об атмосфере Урана известно немного. На сегодняшний день только один космический корабль, «Вояджер-2» , пролетевший мимо планеты в 1986 году, получил ценные данные о составе. Орбитальный аппарат и зонд Урана планируется запустить в 2031 году и прибыть к Урану в 2044 году. Его основные научные цели включают детальное изучение атмосферы Урана.

Наблюдение и исследование

[ редактировать ]
Атмосфера Урана, снятая в рамках программы «Наследие атмосферы внешней планеты» (OPAL).

Хотя внутри Урана нет четко выраженной твердой поверхности, самая внешняя часть газовой оболочки Урана (область, доступная для дистанционного зондирования ) называется его атмосферой . [2] ниже уровня 1 бар с соответствующим давлением около 100 бар и температурой 320 К. Возможности дистанционного зондирования простираются примерно на 300 км [3]

История наблюдений за атмосферой Урана долгая и полна ошибок и разочарований. Уран — относительно слабый объект, его видимый угловой диаметр меньше 5 дюймов. [4] Первые спектры Урана наблюдались через призму в 1869 и 1871 годах Анджело Секки и Уильямом Хаггинсом , которые обнаружили ряд широких темных полос, которые они не смогли идентифицировать. [4] Им также не удалось обнаружить никаких солнечных линий Фраунгофера — этот факт позже был интерпретирован Норманом Локьером как указание на то, что Уран излучал собственный свет, а не отражал свет Солнца. [4] [5] Однако в 1889 году астрономы наблюдали солнечные линии Фраунгофера в фотографических ультрафиолетовых спектрах планеты, доказав раз и навсегда, что Уран светится отраженным светом. [6] Природа широких темных полос в его видимом спектре оставалась неизвестной до четвертого десятилетия двадцатого века. [4]

Хотя в настоящее время Уран выглядит почти пустым, исторически было показано, что у него были случайные особенности, например, в марте и апреле 1884 года, когда астрономы Анри Жозеф Перротен , Норман Локьер и Шарль Трепье наблюдали яркое вытянутое пятно (предположительно шторм). облетая экватор планеты. [7]

Планета Уран – Северный полюс – Циклон ( VLA ; октябрь 2021 г.)

Ключ к расшифровке спектра Урана был найден в 1930-х годах Рупертом Вильдтом и Весто Слайфером . [8] который установил, что темные полосы при 543, 619, 925, 865 и 890 нм принадлежат газообразному метану . [4] Раньше они никогда не наблюдались, поскольку были очень слабыми и требовали большой длины пути для обнаружения. [8] Это означало, что атмосфера Урана была прозрачна на гораздо большую глубину по сравнению с атмосферой других планет-гигантов. [4] В 1950 году Джерард Койпер заметил в спектре Урана еще одну размытую темную полосу на длине волны 827 нм, которую ему не удалось идентифицировать. [9] В 1952 году Герхард Герцберг , будущий лауреат Нобелевской премии , показал, что эта полоса вызвана слабым квадрупольным поглощением молекулярного водорода , который, таким образом, стал вторым соединением, обнаруженным на Уране. [10] До 1986 года в атмосфере Урана были известны только два газа — метан и водород. [4] Спектроскопические наблюдения в дальней инфракрасной области, начавшиеся в 1967 году, неизменно показывали, что атмосфера Урана находилась в приблизительном тепловом балансе с приходящей солнечной радиацией (другими словами, она излучала столько же тепла, сколько получала от Солнца), и для этого не требовалось никакого внутреннего источника тепла. объяснить наблюдаемые температуры. [11] в 1986 году на Уране не наблюдалось никаких дискретных особенностей До посещения «Вояджера-2» . [12]

В январе 1986 года космический корабль «Вояджер-2» пролетел мимо Урана на минимальное расстояние 107 100 км. [13] предоставляя первые изображения крупным планом и спектры его атмосферы. В целом они подтвердили, что атмосфера состоит в основном из водорода и гелия с примесью около 2% метана. [14] Атмосфера казалась очень прозрачной и лишенной густой стратосферной и тропосферной дымки. Наблюдалось лишь ограниченное количество отдельных облаков. [15]

В 1990-х и 2000-х годах наблюдения с помощью космического телескопа «Хаббл» и наземных телескопов, оснащенных адаптивными оптическими системами ( например, телескопа Кека и инфракрасного телескопа НАСА ), впервые позволили наблюдать с Земли дискретные элементы облаков. . [16] Их отслеживание позволило астрономам повторно измерить скорость ветра на Уране, известную ранее только по наблюдениям «Вояджера-2» , и изучить динамику атмосферы Урана. [17]

Состав

[ редактировать ]

Состав атмосферы Урана отличается от состава атмосферы Урана в целом и состоит в основном из молекулярного водорода и гелия . [18] Молярная доля гелия, то есть количество атомов гелия на молекулу водорода/гелия, была определена на основе анализа наблюдений космического корабля "Вояджер-2" в дальнем инфракрасном диапазоне и радиозатмений . [19] В настоящее время принятое значение составляет 0,152 ± 0,033 в верхней тропосфере, что соответствует массовой доле 0,262 ± 0,048 . [18] [20] Это значение очень близко к массовой доле протосолнечного гелия 0,2741 ± 0,0120 , [21] что указывает на то, что гелий не переместился к центру планеты, как это произошло в газовых гигантах. [22]

Третьим по распространенности компонентом атмосферы Урана является метан (CH 4 ) , [23] о наличии которого известно уже некоторое время в результате наземных спектроскопических наблюдений. [18] Метан обладает заметными полосами поглощения в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне , что придает Урану аквамариновый или голубой цвет. [24] Ниже слоя метанового облака при давлении 1,3 бар на молекулы метана приходится около 2,3%. [25] атмосферы по мольной доле; примерно в 10–30 раз больше, чем на Солнце. [18] [19] Коэффициент смешивания в верхних слоях атмосферы намного ниже из-за чрезвычайно низкой температуры в тропопаузе , что снижает уровень насыщения и вызывает вымерзание избыточного метана. [26] Метан, по-видимому, недонасыщен в верхней тропосфере над облаками, его парциальное давление там составляет всего 30% от давления насыщенных паров . [25] Концентрация менее летучих соединений, таких как аммиак , вода и сероводород, в глубоких слоях атмосферы изучена плохо. [18] Однако, как и в случае с метаном, их содержание, вероятно, превышает солнечные значения как минимум в 20–30 раз. [27] и, возможно, в несколько сотен раз. [28]

Знания об изотопном составе атмосферы Урана очень ограничены. [29] На сегодняшний день единственным известным соотношением содержания изотопов является соотношение дейтерия и легкого водорода: 5,5 +3,5.
−1.5 × 10 −5 , которое было измерено Инфракрасной космической обсерваторией (ISO) в 1990-х годах. Похоже, что оно выше протосолнечного значения (2,25 ± 0,35) × 10. −5 измеряется на Юпитере. [30] Дейтерий содержится почти исключительно в молекулах дейтерида водорода , которые он образует с нормальными атомами водорода. [31]

Инфракрасная спектроскопия, включая измерения с помощью космического телескопа Спитцер (SST), [32] и наблюдения УФ- затмения, [33] обнаружили следовые количества сложных углеводородов в стратосфере Урана, которые, как полагают, образуются из метана в результате фотолиза, вызванного солнечным УФ-излучением. [34] К ним относятся этан (C 2 H 6 ) , ацетилен (C 2 H 2 ) , [33] [35] метилацетилен (CH 3 C 2 H) , диацетилен (C 2 HC 2 H) . [36] Инфракрасная спектроскопия также обнаружила следы водяного пара. [37] окись углерода [38] и углекислый газ в стратосфере, которые, вероятно, происходят из внешнего источника, такого как падающая пыль и кометы . [36]

Структура

[ редактировать ]
Температурный профиль тропосферы Урана и нижней стратосферы. Также показаны слои облаков и дымки.

Атмосферу Урана можно разделить на три основных слоя: тропосферу на высоте −300 м. [а] и 50 км и давлением от 100 до 0,1 бар; стратосфера , охватывающая высоты от 50 до 4000 км и давление от 0,1 до 10 −10 бар; и термосфера / экзосфера, простирающаяся от 4000 км до высоты нескольких радиусов Урана от поверхности. нет Мезосферы . [2] [39]

Тропосфера

[ редактировать ]

Тропосфера — самая нижняя и плотная часть атмосферы, для которой характерно понижение температуры с высотой. [2] Температура падает примерно с 320 К у основания тропосферы на высоте -300 км до примерно 53 К на высоте 50 км. [3] [19] Температура на холодной верхней границе тропосферы (тропопаузе) действительно колеблется в диапазоне от 49 до 57 К в зависимости от широты планеты, причем самая низкая температура достигается вблизи 25° южной широты . [40] [41] Тропосфера удерживает почти всю массу атмосферы, а область тропопаузы также отвечает за подавляющее большинство тепловых излучений планеты в дальнем инфракрасном диапазоне , что определяет ее эффективную температуру 59,1 ± 0,3 К. [41] [42]

Считается, что тропосфера обладает очень сложной облачной структурой; водяные облака Предполагается, что находятся в диапазоне давлений от 50 до 300 бар , облака гидросульфида аммония - в диапазоне от 20 до 40 бар , облака аммиака или сероводорода - от 3 до 10 бар и, наконец, тонкие метановые облака - от 1 до 2 бар . [3] [24] [27] Хотя «Вояджер-2» напрямую обнаружил метановые облака, [25] все остальные слои облаков остаются спекулятивными. Существование сероводородного облачного слоя возможно только в том случае, если соотношение содержания серы и азота (отношение S/N) значительно превышает его солнечное значение, равное 0,16. [24] В противном случае весь сероводород прореагировал бы с аммиаком, образовав гидросульфид аммония, и вместо него в диапазоне давлений 3–10 бар появились бы облака аммиака. [28] Повышенное отношение S/N предполагает обеднение аммиаком в диапазоне давлений 20–40 бар, где формируются облака гидросульфида аммония. Они могут возникнуть в результате растворения аммиака в каплях воды в водяных облаках или в глубоководном ионном океане аммиака. [27] [28]

Точное расположение двух верхних слоев облаков является несколько спорным. Метановые облака были непосредственно обнаружены «Вояджером-2» при давлении 1,2–1,3 бар с помощью радиозатмения. [25] Этот результат позже был подтвержден анализом изображений конечностей, сделанных «Вояджером-2» . [24] На основании спектроскопических данных в видимом и ближнем инфра-диапазонах спектра (0,5–1 мкм) верхняя часть более глубоких аммиачно-сероводородных облаков определена при давлении 3 бар. [43] Однако недавний анализ спектроскопических данных в диапазоне длин волн 1–2,3 мкм показал, что давление в вершинах метановых облаков составляет 2 бар, а в верхней части нижних облаков — 6 бар. [44] Это противоречие может быть разрешено, когда будут получены новые данные о поглощении метана в атмосфере Урана. [б] Оптическая толщина двух верхних слоев облаков меняется в зависимости от широты: оба становятся тоньше на полюсах по сравнению с экватором, хотя в 2007 году оптическая толщина слоя метановых облаков имела локальный максимум на 45 ° ю.ш., где расположен южный полярный воротник. ( см. ниже ). [47]

Тропосфера очень динамична: сильные зональные ветры, яркие метановые облака, [48] темные пятна [49] и заметные сезонные изменения. ( см. ниже ) [50]

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

Стратосфера

[ редактировать ]

Стратосфера тропопаузе — это средний слой атмосферы Урана, в котором температура обычно увеличивается с высотой от 53 К в до 800–850 К в нижней термосфере . [51] Нагрев стратосферы происходит за счет теплопроводности вниз от горячей термосферы. [52] [53] а также поглощением солнечного УФ- и ИК- излучения метаном и сложными углеводородами, образующимися в результате фотолиза метана . [34] [52] Метан попадает в стратосферу через холодную тропопаузу, где соотношение его смеси по отношению к молекулярному водороду составляет около 3 × 10. –5 , в три раза ниже насыщения. [26] Далее оно снижается примерно до 10 −7 на высоте, соответствующей давлению 0,1 мбар. [54]

Углеводороды тяжелее метана присутствуют в относительно узком слое на высоте от 160 до 320 км, что соответствует диапазону давлений от 10 до 0,1 мбар и температуре от 100 до 130 К. [26] [36] Наиболее распространенными стратосферными углеводородами после метана являются ацетилен и этан с коэффициентами смешивания около 10. −7 . [54] Более тяжелые углеводороды, такие как метилацетилен и диацетилен, имеют соотношение компонентов около 10. −10 — на три порядка ниже. [36] Соотношения температуры и смеси углеводородов в стратосфере меняются со временем и широтой. [55] [с] За охлаждение стратосферы ответственны сложные углеводороды, особенно ацетилен, имеющий сильную эмиссионную линию на длине волны 13,7 мкм. [52]

Помимо углеводородов, в стратосфере содержится окись углерода, а также следы водяного пара и углекислого газа. Соотношение смешивания монооксида углерода — 3 × 10. −8 — очень похож на углеводороды, [38] при этом соотношения смешивания углекислого газа и воды составляют около 10 −11 и 8 × 10 −9 , соответственно. [36] [58] Эти три соединения относительно равномерно распределены в стратосфере и не приурочены к узкому слою, как углеводороды. [36] [38]

Этан, ацетилен и диацетилен конденсируются в более холодной нижней части стратосферы. [34] образуя дымки слои с оптической толщиной около 0,01 в видимом свете. [59] Конденсация происходит при давлении примерно 14, 2,5 и 0,1 мбар для этана, ацетилена и диацетилена соответственно. [60] [д] Концентрация углеводородов в стратосфере Урана значительно ниже, чем в стратосферах других планет-гигантов — верхняя атмосфера Урана над слоями дымки очень чистая и прозрачная. [55] Это истощение вызвано слабым вертикальным перемешиванием и делает стратосферу Урана менее непрозрачной и, как следствие, более холодной, чем у других планет-гигантов. [55] [61] Дымка, как и исходные для нее углеводороды, распределена по Урану неравномерно; во время солнцестояния 1986 года, когда «Вояджер-2» проходил мимо планеты, они концентрировались возле освещенного Солнцем полюса, делая ее темной в ультрафиолетовом свете. [62]

Термосфера и ионосфера

[ редактировать ]

Самый внешний слой атмосферы Урана, простирающийся на тысячи километров, — это термосфера /экзосфера, имеющая однородную температуру от 800 до 850 К. [52] [63] Это намного выше, чем, например, 420 К, наблюдаемая в термосфере Сатурна. [64] Источники тепла, необходимые для поддержания таких высоких температур, не изучены, поскольку ни солнечное FUV / EUV -излучение, ни авроральная активность не могут обеспечить необходимую энергию. [51] [63] Этому явлению может способствовать слабая эффективность охлаждения из-за истощения запасов углеводородов в стратосфере. [55] Помимо молекулярного водорода , термосфера содержит большую долю свободных атомов водорода . [51] в то время как гелий, как полагают, здесь отсутствует, потому что он диффузно разделяется на более низких высотах. [65]

Термосфера и верхняя часть стратосферы содержат большую концентрацию ионов и электронов , образующих ионосферу Урана. [66] Радиозатменные наблюдения космического корабля «Вояджер-2» показали, что ионосфера лежит на высоте от 1000 до 10 000 км и может включать несколько узких и плотных слоев на высоте от 1000 до 3500 км. [66] [67] Плотность электронов в ионосфере Урана составляет в среднем 10 4 см −3 , [68] доходит до 10 5 см −3 в узких слоях стратосферы. [67] Ионосфера в основном поддерживается солнечным УФ- излучением, а ее плотность зависит от солнечной активности . [68] [69] Авроральная активность на Уране не такая мощная , как на Юпитере и Сатурне, и мало способствует ионизации. [и] [70] Высокая плотность электронов может быть частично вызвана низкой концентрацией углеводородов в стратосфере. [55]

Одним из источников информации об ионосфере и термосфере являются наземные измерения интенсивного среднего инфракрасного (3–4 мкм) излучения катиона триводорода ( H 3 + ). [68] [71] Суммарная излучаемая мощность составляет 1–2 × 10 11 W — на порядок выше, чем в ближнем инфракрасном диапазоне водорода излучение квадруполя . [ф] [72] Катион триводорода выполняет функцию одного из основных охладителей ионосферы. [73]

Верхняя атмосфера Урана является источником излучения в дальнем ультрафиолете (90–140 нм), известного как дневное или электросвечение , которое, как и H 3 + ИК-излучение исходит исключительно от освещенной солнцем части планеты. Это явление, которое происходит в термосферах всех планет-гигантов и какое-то время оставалось загадочным после его открытия, интерпретируется как УФ- флуоресценция атомарного и молекулярного водорода, возбуждаемая солнечным излучением или фотоэлектронами . [74]

Водородная корона

[ редактировать ]

Верхняя часть термосферы, где длина свободного пробега молекул превышает масштабную высоту , [г] называется экзосферой . [75] Нижняя граница экзосферы Урана — экзобаза — расположена на высоте около 6500 км, или 1/4 радиуса планеты, над поверхностью. [75] Экзосфера необычайно обширна и простирается на несколько радиусов Урана от планеты. [76] [77] Она состоит в основном из атомов водорода и часто называется водородной короной Урана. [78] Высокая температура и относительно высокое давление у основания термосферы частично объясняют, почему экзосфера Урана настолько обширна. [час] [77] Плотность атомарного водорода в короне медленно падает по мере удаления от планеты, оставаясь на уровне нескольких сотен атомов на см. 3 в нескольких радиусах от Урана. [80] Эффекты этой раздутой экзосферы включают в себя сопротивление мелким частицам, вращающимся вокруг Урана, что приводит к общему истощению пыли в кольцах Урана. Падающая пыль, в свою очередь, загрязняет верхние слои атмосферы планеты. [78]

Динамика

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

Уран имеет относительно невзрачный вид, ему не хватает широких красочных полос и больших облаков, характерных для Юпитера и Сатурна. [16] [62] Дискретные особенности наблюдались в атмосфере Урана только один раз до 1986 года. [12] [7] Наиболее заметными особенностями Урана, наблюдаемыми «Вояджером-2», были темная область низких широт между -40 ° и -20 ° и яркая южная полярная шапка. [62] Северная граница шапки располагалась примерно на -45° широты. Самая яркая зональная полоса располагалась у края шапки от -50° до -45° и называлась тогда полярным воротником. [81] Южная полярная шапка, существовавшая во время солнцестояния в 1986 году, исчезла в 1990-е годы. [82] После равноденствия в 2007 году южное полярное воротник также начало исчезать, а северное полярное воротник, расположенное на 45–50 ° широты (впервые появилось в 2007 году), с тех пор стало более заметным. [83]

Атмосфера Урана спокойная по сравнению с атмосферой других планет-гигантов . Лишь ограниченное количество небольших ярких облаков в средних широтах обоих полушарий. [16] и одно Темное пятно Урана наблюдалось с 1986 года. [49] Одно из этих ярких облаков, расположенное на -34° широты и называемое Бергом , вероятно, существовало непрерывно, по крайней мере, с 1986 года. [84] Тем не менее, в атмосфере Урана имеются довольно сильные зональные ветры, дующие в ретроградном (против вращения) направлении вблизи экватора, но переходящие в прямое направление к полюсу ±20° широты. [85] Скорость ветра составляет от −50 до −100 м/с на экваторе, увеличиваясь до 240 м/с вблизи 50° широты. [82] Профиль ветра, измеренный перед равноденствием 2007 года, был слегка асимметричным, причем ветры были сильнее в южном полушарии, хотя это оказалось сезонным эффектом, поскольку до 2007 года это полушарие постоянно освещалось Солнцем. [82] После 2007 года ветры в северном полушарии усилились, а в южном замедлились.

Уран демонстрирует значительные сезонные колебания на протяжении своей 84-летней орбиты. Обычно он ярче в дни солнцестояний и тусклее в дни равноденствий. [50] Изменения во многом вызваны изменениями геометрии обзора: яркая полярная область появляется вблизи солнцестояний, а темный экватор виден вблизи равноденствий. [86] Тем не менее существуют некоторые внутренние изменения отражательной способности атмосферы: периодические угасания и просветления полярных шапок, а также появление и исчезновение полярных воротников. [86]

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б Отрицательные высоты относятся к местам ниже номинальной поверхности при давлении 1 бар.
  2. ^ Действительно, недавний анализ, основанный на новом наборе данных коэффициентов поглощения метана, сместил давление облаков до 1,6 и 3 бар соответственно. [45] [46]
  3. ^ В 1986 году стратосфера на полюсах была беднее углеводородами, чем вблизи экватора; [26] на полюсах углеводороды также находились на гораздо меньших высотах. [56] Температура в стратосфере может повышаться в дни солнцестояний и понижаться в дни равноденствия на целых 50 К. [57]
  4. ^ На этих высотах температура имеет локальные максимумы, что может быть вызвано поглощением солнечной радиации частицами дымки. [18]
  5. ^ Общая мощность, вводимая в полярное сияние, составляет 3–7 × 10. 10 W — недостаточно для нагрева термосферы. [70]
  6. ^ Горячая термосфера Урана производит квадрупольные эмиссионные линии водорода в ближней инфракрасной части спектра (1,8–2,5 мкм) с общей излучаемой мощностью 1–2 × 10 10 Вт. Мощность, излучаемая молекулярным водородом в дальней инфракрасной части спектра, составляет около 2 × 10 11 В. [72]
  7. ^ Высота шкалы sh определяется как sh = RT /( Mg j ) , где R = 8,31 Дж/моль/К — газовая постоянная , M ≈ 0,0023 кг/моль — средняя молярная масса в атмосфере Урана, [18] T — температура и g j ≈ 8,9 м/с. 2 — гравитационное ускорение на поверхности Урана. При изменении температуры от 53 К в тропопаузе до 800 К в термосфере масштабная высота меняется от 20 до 400 км.
  8. ^ Корона содержит значительную популяцию супратепловых (энергия до 2 эВ ) атомов водорода. Их происхождение неясно, но они могут производиться по тому же механизму, который нагревает термосферу. [79]

Цитаты

[ редактировать ]
  1. ^ Уильямс, Мэтт (16 декабря 2014 г.). «Какова средняя температура поверхности планет нашей Солнечной системы?» . физ.орг . Проверено 20 апреля 2022 г.
  2. ^ Перейти обратно: а б с д Лунин 1993 , стр. 219–222.
  3. ^ Перейти обратно: а б с Патер Романи и др. 1991 , с. 231, рис. 13.
  4. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г Фегли Готье и др. 1991 , стр. 151–154.
  5. ^ Локьер 1889 .
  6. ^ Хаггинс 1889 .
  7. ^ Перейти обратно: а б Перротен, Анри (1 мая 1884 г.). «Аспект Урана» . Природа . 30:21 ​ . Проверено 4 ноября 2018 г.
  8. ^ Перейти обратно: а б Адель и Слайфер, 1934 год .
  9. ^ Койпер 1949 .
  10. ^ Герцберг 1952 .
  11. ^ Перл Конрат и др. 1990 , стр. 12–13, Таблица I.
  12. ^ Перейти обратно: а б Смит 1984 , стр. 213–214.
  13. ^ Стоун 1987 , с. 14 874, Таблица 3.
  14. ^ Фегли Готье и др. 1991 , стр. 155–158, 168–169.
  15. ^ Смит Содерблом и др. 1986 , стр. 43–49.
  16. ^ Перейти обратно: а б с Сромовский и Фрай 2005 , стр. 459–460.
  17. ^ Сромовский и Фрай 2005 , с. 469, рис.5.
  18. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г Лунин 1993 , стр. 222–230.
  19. ^ Перейти обратно: а б с Тайлер Свитнэм и др. 1986 , стр. 80–81.
  20. ^ Конрат Готье и др. 1987 , с. 15 007, Таблица 1.
  21. ^ Лоддерс 2003 , стр. 1, 228–1, 230.
  22. ^ Конрат Готье и др. 1987 , стр. 15, 008–15, 009.
  23. ↑ NASA NSSDC, Информационный бюллетень об Уране. Архивировано 4 августа 2011 г. в Wayback Machine (получено 7 октября 2015 г.).
  24. ^ Перейти обратно: а б с д Лунин 1993 , стр. 235–240.
  25. ^ Перейти обратно: а б с д Линдал Лайонс и др. 1987 , стр. 14, 987, 14, 994–14, 996.
  26. ^ Перейти обратно: а б с д Епископ Атрея и др. 1990 , стр. 457–462.
  27. ^ Перейти обратно: а б с Атрея и Вонг 2005 , стр. 130–131.
  28. ^ Перейти обратно: а б с Патер Романи и др. 1989 , стр. 310–311.
  29. ^ Энкреназ 2005 , стр. 107–110.
  30. ^ Encrenaz 2003 , стр. 98–100, Таблица 2 на стр. 96.
  31. ^ Фейхтгрубер Лелуш и др. 1999 .
  32. ^ Бургдорф Ортон и др. 2006 , стр. 634–635.
  33. ^ Перейти обратно: а б Епископ Атрея и др. 1990 , с. 448.
  34. ^ Перейти обратно: а б с Саммерс и Стробель 1989 , стр. 496–497.
  35. ^ Энкреназ 2003 , с. 93.
  36. ^ Перейти обратно: а б с д и ж Burgdorf Orton et al. 2006 , p. 636.
  37. ^ Энкреназ 2003 , с. 92.
  38. ^ Перейти обратно: а б с Энкреназ Лелуш и др. 2004 , с. Л8.
  39. ^ Герберт Сандел и др. 1987 , с. 15097, рис. 4.
  40. ^ Лунин 1993 , стр. 240–245.
  41. ^ Перейти обратно: а б Ханель Конрат и др. 1986 , с. 73.
  42. ^ Перл Конрат и др. 1990 , с. 26, таблица IX.
  43. ^ Сромовский Ирвин и др. 2006 , стр. 591–592.
  44. ^ Сромовский Ирвин и др. 2006 , стр. 592–593.
  45. ^ Фрай и Сромовский 2009 .
  46. ^ Ирвин Тинби и др. 2010 , с. 913.
  47. ^ Ирвин Тинби и др. 2007 , стр. Л72–Л73.
  48. ^ Сромовский и Фрай 2005 , с. 483.
  49. ^ Перейти обратно: а б Хаммель Сромовский и др. 2009 , с. 257.
  50. ^ Перейти обратно: а б Хаммел и Локвуд 2007 , стр. 291–293.
  51. ^ Перейти обратно: а б с Герберт Сандел и др. 1987 , стр. 15, 101–15, 102.
  52. ^ Перейти обратно: а б с д Лунин 1993 , стр. 230–234.
  53. ^ Янг 2001 , стр. 241–242.
  54. ^ Перейти обратно: а б Саммерс и Стробель 1989 , стр. 497, 502, рис. 5а.
  55. ^ Перейти обратно: а б с д и Герберт и Сандел 1999 , стр. 1, 123–1, 124.
  56. ^ Герберт и Сандел 1999 , стр. 1, 130–1, 131.
  57. ^ Янг 2001 , стр. 239–240, рис. 5.
  58. ^ Энкреназ 2005 , с. 111, таблица IV.
  59. ^ Поллак Рэйджес и др. 1987 , с. 15 037.
  60. ^ Лунин 1993 , с. 229, рис. 3.
  61. ^ Епископ Атрея и др. 1990 , стр. 462–463.
  62. ^ Перейти обратно: а б с Смит Содерблом и др. 1986 , стр. 43–46.
  63. ^ Перейти обратно: а б Герберт и Сандел 1999 , стр. 1, 122–1, 123.
  64. ^ Миллер Эйлуорд и др. 2005 , с. 322, таблица I.
  65. ^ Герберт Сандел и др. 1987 , стр. 15, 107–15, 108.
  66. ^ Перейти обратно: а б Тайлер Свитнэм и др. 1986 , с. 81.
  67. ^ Перейти обратно: а б Линдал Лайонс и др. 1987 , с. 14992, рис. 7.
  68. ^ Перейти обратно: а б с Трафтон Миллер и др. 1999 , стр. 1,076–1,078.
  69. ^ Энкреназ Дроссарт и др. 2003 , стр. 1, 015–1, 016.
  70. ^ Перейти обратно: а б Герберт и Сандел 1999 , стр. 1, 133–1, 135.
  71. ^ Лам Миллер и др. 1997 , стр. Л75–76.
  72. ^ Перейти обратно: а б Трафтон Миллер и др. 1999 , стр. 1, 073–1, 076.
  73. ^ Миллер Ахиллеос и др. 2000 , стр. 2, 496–2, 497.
  74. ^ Герберт и Сандел 1999 , стр. 1, 127–1, 128, 1, 130–1, 131.
  75. ^ Перейти обратно: а б Герберт и Холл 1996 , с. 10 877.
  76. ^ Герберт и Холл 1996 , стр. 10879, рис. 2.
  77. ^ Перейти обратно: а б Герберт и Сандел 1999 , с. 1124.
  78. ^ Перейти обратно: а б Герберт Сандел и др. 1987 , стр. 15, 102–15, 104.
  79. ^ Герберт и Холл 1996 , стр. 10, 880–10, 882.
  80. ^ Герберт и Холл 1996 , стр. 10, 879–10, 880.
  81. ^ Рэйджес Хаммел и др. 2004 , с. 548.
  82. ^ Перейти обратно: а б с Сромовский и Фрай 2005 , стр. 470–472, 483, таблица 7, рис. 6.
  83. ^ Сромовский Фрай и др. 2009 , с. 265.
  84. ^ Сромовский и Фрай 2005 , стр. 474–482.
  85. ^ Смит Содерблом и др. 1986 , стр. 47–49.
  86. ^ Перейти обратно: а б Хаммел и Локвуд 2007 , стр. 293–296.

Ссылки

[ редактировать ]
[ редактировать ]

СМИ, связанные с Ураном (атмосферой) на Викискладе?

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Atmosphere_of_Uranus&oldid=1235707513"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 461dc8b2208b4c6a1cd14321ebecd272__1721494080
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/46/72/461dc8b2208b4c6a1cd14321ebecd272.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Atmosphere of Uranus - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)