Atmosféra Neptunu | |
Fotografie temnoty Skvělé místo pořízené Voyagerem 2 . | |
Obecné informace | |
---|---|
Tloušťka | 8 000 km |
Objemové složení | |
Dihydrogen | > 84% |
Hélium | > 12% |
Metan | 2% |
Amoniak | 0,01% |
Etan | 0,00025% |
Acetylén | 0,00001% |
Atmosféra Neptunu je blízká Uranu . Představuje mezi 5 a 10% hmotnosti planety a přesahuje 10 až 20% poloměru planety, kde je tlak 10 GPa .
Neptune atmosféra se skládá hlavně z vodíku (H 2) 85%, helium (He) o 13% a methanu (CH 4) za 2%. Stopy amoniaku (NH 3), Ethan (C 2 H 6) a acetylen (C 2 H 2) byly také zjištěny. V nižších oblastech atmosféry byly zjištěny významné koncentrace metanu , amoniaku a vody.
Z oxidu uhelnatého se kyanovodík a sulfid uhelnatý jsou zde rovněž zjištěno, a jejich přítomnost je interpretován jako stopa nárazu komety. Relativní proporce těchto molekul v atmosféře nám umožňují odhadnout, že k tomu došlo asi před 1000 lety.
Ve vysokých nadmořských výškách je atmosféra Neptunu tvořena 80% vodíku a 19% hélia. Byly zjištěny stopy metanu. Tyto absorpční pásy složené z methanu jsou přítomny na vlnové délce větší než 600 nm. Stejně jako na Uranu, absorpce červené barvy atmosférickým metanem dává Neptunu jeho modrou barvu, ale azurová barva Neptunu se liší od akvamarínové barvy Uranu. Proto další sloučenina dává oblakům Neptunu jejich charakteristickou modrou barvu, ale dosud nebyla identifikována.
Neptun, stejně jako ostatní plynní obři, má větrnou soustavu složenou z rychlých větrů uzavřených v pásmech rovnoběžných s rovníkem a obrovských bouřek a vírů. Neptunovy větry jsou nejrychlejší ve sluneční soustavě a dosahují 2 000 km / h.
Atmosféra Neptunu je rozdělena do čtyř oblastí, z nichž dvě jsou důležité:
Modely naznačují, že Neptunovu troposféru tvoří pásy mraků různého složení v závislosti na nadmořské výšce. Mraky s vysokou nadmořskou výškou (které se nacházejí při tlaku 1 bar) se tvoří tam, kde je teplota dostatečná k tomu, aby metan kondenzoval. Předpokládá se, že při tlacích 1 a 5 bar (100 a 500 kPa) se vytvoří oblaky amoniaku a sirovodíku . Při tlaku nad 5 bar se mraky pravděpodobně skládají z amoniaku, sirníku amonného , sirovodíku a vody. Hlubší mraky vodního ledu musí být pod tlakem kolem 50 bar (5,0 MPa), kde teplota dosáhne 0 ° C. Níže pravděpodobně existují mraky amoniaku a sirovodíku.
Analýza spektra Neptunu naznačuje, že spodní stratosféra je zakalená kvůli kondenzaci produktů vznikajících při fotolýze metanu ultrafialovými paprsky, jako je ethan a acetylen. Byla také detekována přítomnost ethylenu a stopy oxidu uhelnatého a kyanovodíku . Stratosféra Neptunu je teplejší než Uran kvůli vysoké koncentraci uhlovodíků.
Z nejasných důvodů má termosféra planety neobvykle vysokou teplotu 750 K. Planeta je příliš daleko od Slunce, aby mohla být generována ultrafialovým zářením . Jednou z teorií týkajících se tohoto oteplování je interakce s ionty magnetosféry planety. Další teorie je teorie gravitačních vln, které se rozptylují v atmosféře. Termosféra obsahuje stopy oxidu uhličitého a vody, které musí pocházet z vnějších zdrojů, jako jsou meteority a prach.
Jedním z rozdílů mezi Neptunem a Uranem je počasí. Když sonda Voyager 2 prošla kolem Uranu v roce 1986, planeta vypadala klidná. Naproti tomu Neptun vykazoval meteorologické jevy během průletu Voyager 2 v roce 1989.
Počasí nad Neptunem se vyznačuje dynamickým cloudovým systémem s větry dosahujícími 600 m / s - rychlejšími než rychlost zvuku. Rychlost větru se pohybuje od 20 m / s při východu na východ až po 325 m / s při východu na západ. Na vrcholcích mraků se větry pohybují od 400 m / s na rovníku do 250 m / s na pólech. Většina větrů na Neptunu se pohybuje opačným směrem než rotace planety. Obecný model větru ukázal postupovou rotaci ve vysokých zeměpisných šířkách oproti retrográdní rotaci v nižších zeměpisných šířkách. Zdá se, že rozdíl ve směru větru není způsoben procesem v nižší atmosféře. Na 70 ° jižní šířky proudí proud jet rychlostí 300 m / s.
Hojnost metanu, etanu a acetylenu na Neptunově rovníku je 10 až 100krát větší než na pólech. To ukazuje vzestupné větry na rovníku a sestupné na pólech.
V roce 2007 bylo zjištěno, že horní troposféra na jižním pólu Neptunu byla asi o 10 ° C teplejší než zbytek Neptunu, kde je teplota v průměru −200 ° C (70 K). Rozdíl v teple stačí k tomu, aby metan existoval jako plyn, zatímco v horní oblasti Neptunovy atmosféry je zmrzlý, který z jižního pólu uniká do vesmíru. Toto „horké místo“ Neptunu je způsobeno jeho šikmostí , která vystavovala jižní pól slunci během poslední čtvrtiny neptunského roku, tedy asi 40 pozemských let. Jak se Neptun pomalu pohybuje po slunci, jižní pól bude ztmaven a severní pól osvětlen, což způsobí, že se jev pozorovaný na jižním pólu přesune na severní pól.
Kvůli sezónním změnám se zdá, že se oblačné pásma jižní polokoule zvětšily co do velikosti a albeda. Tento trend byl zaznamenán již v roce 1980 a očekává se, že potrvá do roku 2020. Dlouhá oběžná doba Neptuna znamená, že sezóna trvá 40 let.
Tmavé skvrny Neptunu se vyskytují v troposféře v nižších zeměpisných šířkách, takže ve vrstvě mraků vypadají jako „díry“. Protože jsou stabilní, mohou přetrvávat měsíce. Jsou to pravděpodobně vírové struktury. Často spojené s tmavými skvrnami se poblíž tropopauzy tvoří přetrvávající metanové mraky . Přetrvávání těchto doprovodných mraků ukazuje, že některé staré tmavé skvrny nadále existují jako cyklóny, i když už nejsou viditelné. Tmavé skvrny se rozptýlí, když migrují příliš blízko k rovníku nebo v jiném procesu.
Velká tmavá skvrnaKdyž Voyager 2 navštívil v roce 1989 , nejvýraznější značkou planety byla „ Velká temná skvrna “, která byla zhruba o polovinu větší než Jupiterova „ Velká červená skvrna “. Vítr foukal na západ rychlostí 300 m / s (1080 km / h) nebo dokonce až 2500 km / h. Toto místo bylo obrovským temným hurikánem, který mohl cestovat rychlostí přes 1000 km / h.
Tato skvrna zmizela, když byl Neptun pozorován Hubbleovým kosmickým dalekohledem v roce 1994 . Od té doby byly detekovány další tmavé skvrny na jiných místech, což naznačuje, že atmosféra Neptunu se rychle mění.
SkútrKoloběžka je bouřka v podobě bílého mraku jižně od Velké temné skvrny. Jeho přezdívka je dána skutečností, že když byla detekována, několik měsíců před zásahem Voyageru 2 se pohybovala rychleji než Velká temná skvrna.
Malá tmavá skvrnaMalá tmavá skvrna je druhý nejintenzivnější hurikán bouře pozorované v průběhu roku 1989 průletu. To bylo zpočátku úplná tma, ale když Voyager 2 se přiblížil , zářící jádro vyvinula a může být viděn ve velkých obrazů. Rozlišení.
Rozmanitější atmosférické podmínky Neptunu ve srovnání s Uranem jsou částečně způsobeny jeho větším vnitřním teplem. Přestože je Neptun dále od Slunce než Uran a přijímá pouze 40% svého světla, jsou povrchové teploty obou planet zhruba stejné. Horní oblast Neptunovy troposféry dosahuje minimální teploty -221,4 ° C (51,7 K). V hloubce, kde atmosférický tlak dosahuje 1 bar (100 kPa), je teplota -201,15 ° C (72,0 K). Hlubší dolů teplota postupně stoupá. Stejně jako u Uranu není zdroj tepla znám; Existuje však jeden zásadní rozdíl: Uran vyzařuje 1,1krát více, než přijímá ze Slunce, zatímco Neptun vydává 2,61krát více energie, než přijímá ze Slunce. Neptun je nejvzdálenější planeta od Slunce, ale její vnitřní energie je dostatečná k vytvoření nejrychlejších větrů ve sluneční soustavě. Bylo navrženo několik vysvětlení, včetně radiogenního oteplování jádra planety, přeměny methanu pod vysokým tlakem na vodík, diamant a uhlovodíky (vodík a diamant pak stoupají a tají se v atmosféře a produkují mechanickou potenciální energii ) a konvekci v spodní atmosféra, která způsobuje gravitační vlny, které se tvoří v tropopauze.