انتقل إلى المحتوى

أورانوس: الفرق بين النسختين

عدل الوصلات
من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
تصفح التاريخ تفاعلياً
[نسخة منشورة][نسخة منشورة]
→ التعديل السابقالتعديل اللاحق ←
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
مرئينص الويكي
سطر 157: سطر 157:
تكون نسبة المزج لجزيئات الهيدروجين أق في الطبقات العليا بسبب درجة الحرارة المنخفضة، مما يقلل من مستوى التشبع ويسبب زيادة في تجمد الميثان الخارج.<ref name=Bishop1990>{{cite journal|last=Bishop|first=J.|coauthors=Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P.|title=Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere|journal=Icarus|volume=88|pages=448–463|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90094-P| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1990_Reanalysis.pdf|format=PDF}}</ref> ومن غير المعروف وفرة المواد المتطايرة الأمونيا والماء و[[كبريتيد الهيدروجين]] في عمق الغلاف الجوي، لكن من المرجح أن وجودها ذو تركيز أعلى من باقي المجموعة الشمسية.<ref name=Lunine1993/><ref name=dePater1989>{{cite journal|last= dePater|first=Imke|coauthors=Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.|title=Uranius Deep Atmosphere Revealed|journal=Icarus|volume=82|issue=12|pages=288–313|year=1989|doi=10.1016/0019-1035(89)90040-7| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Uranus_Deep_Atm.pdf|format=PDF}}</ref> وجدت كميات من أنواع مختلفة من [[هيدروكربون|الهيدروكربونات]] في الستراتوسفير، ويعتقد أنه نتجت بسبب التحلل الضوئي للميتان [[أشعة فوق بنفسجية|بالأشعة فوق البنفسجية]]. كما يتضمن الغلاف الجوي كلاً من [[الإيثان]] و[[الأسيتيلين]] و[[البروبين]] و[[البوتاديين]].<ref name=Bishop1990/><ref name=Burdorf2006>{{cite journal|last=Burgorf|first=Martin|coauthors=Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al.|title=Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy|journal=Icarus|volume=184|year=2006|pages=634–637| doi=10.1016/j.icarus.2006.06.006| bibcode=2006Icar..184..634B}}</ref><ref name=Encrenaz2003/> كما كشف [[تحليل طيفي|التحليل الطيفي]] وجود كميات من [[بخار الماء]] و[[أول أكسيد الكربون]] و[[ثاني أكسيد الكربون]] في أعلى الغلاف الجوي، ويمكن أن تنشأ هذه المركبات من مصادر خارجية كسقوط الغبار والمذنبات.<ref name=Burdorf2006/><ref name=Encrenaz2003>{{cite journal|last=Encrenaz |first=Therese|title=ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?|journal=Planet. Space Sci.|volume=51| pages=89–103|year=2003|doi=10.1016/S0032-0633(02)00145-9| bibcode=2003P%26SS...51...89E}}</ref><ref name=Encrenaz2004>{{cite journal|last=Encrenaz|first=Th.|coauthors=Lellouch, E.; Drossart, P.|title=First detection of CO in Uranus|journal=Astronomy & Astrophysics|year=2004|volume=413|pages=L5–L9|doi=10.1051/0004-6361:20034637| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2004_First_Detection.pdf|format=PDF|accessdate=2007-08-05}}</ref>
تكون نسبة المزج لجزيئات الهيدروجين أق في الطبقات العليا بسبب درجة الحرارة المنخفضة، مما يقلل من مستوى التشبع ويسبب زيادة في تجمد الميثان الخارج.<ref name=Bishop1990>{{cite journal|last=Bishop|first=J.|coauthors=Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P.|title=Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere|journal=Icarus|volume=88|pages=448–463|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90094-P| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1990_Reanalysis.pdf|format=PDF}}</ref> ومن غير المعروف وفرة المواد المتطايرة الأمونيا والماء و[[كبريتيد الهيدروجين]] في عمق الغلاف الجوي، لكن من المرجح أن وجودها ذو تركيز أعلى من باقي المجموعة الشمسية.<ref name=Lunine1993/><ref name=dePater1989>{{cite journal|last= dePater|first=Imke|coauthors=Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.|title=Uranius Deep Atmosphere Revealed|journal=Icarus|volume=82|issue=12|pages=288–313|year=1989|doi=10.1016/0019-1035(89)90040-7| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Uranus_Deep_Atm.pdf|format=PDF}}</ref> وجدت كميات من أنواع مختلفة من [[هيدروكربون|الهيدروكربونات]] في الستراتوسفير، ويعتقد أنه نتجت بسبب التحلل الضوئي للميتان [[أشعة فوق بنفسجية|بالأشعة فوق البنفسجية]]. كما يتضمن الغلاف الجوي كلاً من [[الإيثان]] و[[الأسيتيلين]] و[[البروبين]] و[[البوتاديين]].<ref name=Bishop1990/><ref name=Burdorf2006>{{cite journal|last=Burgorf|first=Martin|coauthors=Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al.|title=Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy|journal=Icarus|volume=184|year=2006|pages=634–637| doi=10.1016/j.icarus.2006.06.006| bibcode=2006Icar..184..634B}}</ref><ref name=Encrenaz2003/> كما كشف [[تحليل طيفي|التحليل الطيفي]] وجود كميات من [[بخار الماء]] و[[أول أكسيد الكربون]] و[[ثاني أكسيد الكربون]] في أعلى الغلاف الجوي، ويمكن أن تنشأ هذه المركبات من مصادر خارجية كسقوط الغبار والمذنبات.<ref name=Burdorf2006/><ref name=Encrenaz2003>{{cite journal|last=Encrenaz |first=Therese|title=ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?|journal=Planet. Space Sci.|volume=51| pages=89–103|year=2003|doi=10.1016/S0032-0633(02)00145-9| bibcode=2003P%26SS...51...89E}}</ref><ref name=Encrenaz2004>{{cite journal|last=Encrenaz|first=Th.|coauthors=Lellouch, E.; Drossart, P.|title=First detection of CO in Uranus|journal=Astronomy & Astrophysics|year=2004|volume=413|pages=L5–L9|doi=10.1051/0004-6361:20034637| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2004_First_Detection.pdf|format=PDF|accessdate=2007-08-05}}</ref>
===التربوسفير===
===التربوسفير===
طبقة التربوسفير هي أدنى وأكثف طبقة من طبقات الغلاف الجوي.<ref name=Lunine1993/> وتتميز بتناقص [[درجة الحرارة]] مع الإرتفاع. فتسقط درجة الحرارة من 320 [[كلفن]] عند قاعدة طبقة التربوسفير الإسمية عند الإرتفاع -300 كم إلى 53 كلفن عند ارتفاع 50 كم.<ref name=dePater1991/><ref name=1986Tyler>{{cite journal|last=Tyler|first=J.L.|coauthors=Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et al. |title=Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites|journal=Science|volume=233|pages=79–84| year=1986| bibcode=1986Sci...233...79T |doi=10.1126/science.233.4759.79 |pmid=17812893|issue=4759}}</ref> في الواقع تتغير درجة الحرارة عند أعلى ارتفاع لهذه الطبقة من 57 كلفن إلى 49 كلفن تبعاً لخط العرض.<ref name=Lunine1993/><ref name=1986Hanel>{{cite journal|last=Hanel|first=R.|coauthors=Conrath, B.; Flasar, F.M.; et al. |title=Infrared Observations of the Uranian System|journal=Science|volume=233|pages=70–74|year=1986| bibcode=1986Sci...233...70H |doi=10.1126/science.233.4759.70 |pmid=17812891|issue=4759}}</ref> وتكون طبقة التربوسفير المسؤولة بشكل رئيسي عن انبعاثات الكوكب الحرارية من الإشعة تحت الحمراء. وبذلك تتحدد [[درجة الحرارة الفعالة]] 59.1 ± 0.3 كلفن .<ref name=1986Hanel/><ref name=Pearl1990>{{cite journal|last=Pearl|first=J.C.|coauthors=Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A.|title=The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data|journal=Icarus|volume=84|pages=12–28|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90155-3|bibcode=1990Icar...84...12P}}</ref>

ويعتقد أن هذه الطبقة تمتلك سحب ذات تركيب معقد، فيفترض وجود سحب من الماء عند منطقة ضغط تتراوح مابين 50 و 100 [[بار]]، وكذلك سحب من [[بيكبريتيد الأمونيوم]] في منطقة ضغط تتراوح مابين 40 و 20 بار، وسحب من الأمونيا كبريتيد الهيدروجين في منطقة الضغط مابين 10 إلى 3 بار، وأخيراً تتواجد سحب الميثان عند الضغط من 2 إلى 1 بار.<ref name=Lunine1993/><ref name=Lindal1987>{{cite journal|last=Lindal|first=G.F.|coauthors=Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; et al.|title=The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2 |journal=J. Of Geophys. Res.|volume=92|pages=14,987–15,001|year=1987|bibcode=1987JGR....9214987L|doi=10.1029/JA092iA13p14987}}</ref><ref name=dePater1991/><ref name=Atreya2005>{{cite journal|last=Atreya|first=Sushil K.|coauthors=Wong, Ah-San |title=Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes |journal= Space Sci. Rev.|volume=116|pages=121–136|year=2005|doi=10.1007/s11214-005-1951-5| bibcode=2005SSRv..116..121A}}</ref> وتعتبر طبقة التربوسفير جزء حيوي هام من الغلاف الجوي، فتوجد رياح قوية وسحب براقة.<ref name=Sromovsky2005>{{cite journal|last=Sromovsky|first=L.A.|coauthors=Fry, P.M.|title=Dynamics of cloud features on Uranus|journal=Icarus|volume=179|pages=459–483|year=2005| doi=10.1016/j.icarus.2005.07.022|bibcode=2005Icar..179..459S}}</ref>

===الغلاف الجوي العلوي===


== المراجع ==
== المراجع ==

نسخة 05:21، 10 يناير 2011

أورانوس (Astronomical symbol of Uranus)
أورانوس

أورانوس

الخصائص الطبيعية
متوسط نصف القطر 25,559 ± 4 عند خط الاستواء كيلو متر
متوسط نصف القطر 24,973 ± 20 عندالقطب كيلو متر
الحجم 6.833 ×1013 كيلو متر³
الكتلة (8.6810 ± 0.0013) ×1025 كيلو غرام
مساحة السطح 8.115 6×109 كيلو متر²
جاذبية السطح الإستوائي 8.69 متر لكل ثانية²
سرعة الافلات 21.3 كيلو متر لكل ثانية
ميل المحور 97.77°
التفلطح 0.0229 ± 0.0008
الكثافة الرئيسية 1.27 g/cm³
درجة حرارة السطح عند ضغط 1 بار
الحد الأدنى متوسط الحد الأقصى
49 كلفن 53 كلفن 57 كلفن
خصائص المدار
نصف المحور الرئيسي 2,876,679,082 كيلو متر
الأوج 3,004,419,704 كيلو متر
الحضيض 2,748,938,461 كيلو متر
فترة المدارِ الفلكية 30,799.095 يوم
متوسط السرعة المدارية 6.81 كيلو متر لكل ثانية
الشذوذ المداري 0.044405586
الميل المداري 0.772556° لمسير الشمس

أو 6.48° لخط استواء الشمس أو 1.02° لثابت لابلاس المستوي

القمر 27 قمر
عناصر الغلاف الجوي
الهيدروجين 83 ± 3%
الهيليوم 15 ± 3%
الهدروجين الثقيل 0.009% (0.007–0.015%)
الميثان 2.3%
الجليد الأمونيا، ماء،

بيكبريتيد الأمونيوم، ميثان

أورانوس رمزه هو الكوكب السابع في البعد عن الشمس. وثالث أضخم كواكب المجموعة الشمسية والرابع من حيث الكتلة. سمي على اسم الإله أورانوس في الميثولوجيا الإغريقية. لم يتم تمييزه من قبل الحضارات القديمة على أنه كوكب على الرغم من أنه مرئي بالعين المجردة، نطراً لبهوته وبطأ دورانه في مداره.[1] أعلن وليام هرشل عن اكتشافه في 13 آذار/مارس من سنة 1781. موسعاً حدود الكواكب المعروفة لأول مرة في التاريخ. كما كان أورانوس أول كوكب يتم اكتشافة من خلال التلسكوب.

يشابه تركيب أورانوس نبتون، وكلاهما ذو تركيب مختلف عن العملاقين الغازيين الآخرين (المشتري وزحل)، لذلك يصنف الفلكيين أحيانا تحت تصنيف عملاق جليدي. تكوين الغلاف الجوي يشابه تركيب غلاف كل المشتري وزحل، حيث يتركب بشكل أساسي من الهيدروجين والهيليوم، لكنه يحتوي على نسبة جليد أعلى مثل جليد الماء والميثان والأمونيا مع وجود بعض الآثار للهيدروكربونات.[2] يعتبر غلافه الجوي الأبرد في المجموعة الشمسية، مع متوسط حرارة يبلغ 49 كلفن(-224 درجة مئوية). ويتألف من بنية سحاب معقدة، ويعتقد أن الماء يشكل الغيوم السفلى والميثان يشكل طبقة الغيوم الأعلى في الغلاف.[2] في حين يتألف أورانوس من الصخور والجليد.[3]

يملك أورانوس مثل باقي الكواكب العملاقة نظام حلقات وغلاف مغناطيسي وعدد كبير من الأقمار. أكثر ما يميز أورانوس عن غيره من الكواكب هو أن محور دورانه مائل إلى الجانب بشكل كبير، تقريبا مع مستوي دورانها حول الشمس، بحيث يتموضع قطباه الشمالي والجنوبي في مكان توضع خط الإستواء لمعظم الكواكب [4]. ترى حلقات الكوكب من الأرض أحيانا كهدف الرماية، وتدور أقماره حول مثل عقارب الساعة. أظهرت صور ملتقطة بواسطة المسبار فوياجر 2 سنة 1986، بعض التضاريس للكوكب بالضوء المرئي بدون أي تاثيرات لمجموعات الغيوم أو العواصف مثل باقي العمالقة الغازية.[4] أظهر الرصد الأرضي تغيرات مناخية فصلية، وزيادة في تغيرات الطقس في السنوات الأخيرة. وخاصة عن ما يقترب أورانوس من الاعتدالان، فيمكن أن تصل سرعة الرياح 250 متر في الثانية.[5]


لمحة تاريخية

اكتشافه

رصد أورانوس في عدة مناسبات قبل اكتشافه ككوكب، لكنه كان يعتقد خطئا بأنه نجم. أول التسجيلات الرصدية له كان سنة 1690 عندما رصد الفلكي جون فلامستيد أوارنوس لايقل عن ست مرات، وصنفه كنجم في كوكبة الثور وسماه بالثور 34. رصد الفلكي الفرنسي بيير تشارلز لي مونيير أورانوس بما لايقل عن اثنتا عشر مرة بين السنوات 1750 و1769 بما فيها أربع ليالي متتالية.[6]

المدار والدوران

يتم أورانوس دورة واحدة حول الشمس كل 84 سنة ارضية. منوسط بعده عن الشمس يلغ 3 بليون كم. تصل كثافة الضوء الشمسي على سطح أورانوس 1/400 مما هي على سطح الأرض.[7] حسبت عناصره المدارية لأول مرة من قبل العالم بيير لابلاس سنة 1783.[8] بمرور الوقت بدأت تظهر التناقضات بين التنبؤات الحسابية والملاحظات الرصدية. أقترح جون كوش آدامز سنة 1841 أن سبب الإختلاف هذا راجع إلى تأثره بجاذبية كوكب غير مرئي. في سنة 1845 بدأ أوربان لوفيريي بحثا مستقلا حول مدار أورانوس. رصد يوهان جدفريد جال كوكب جديد دعي فيما بعد نبتون، وكان قريبا جدا من المكان الذي تنبأ فيه لوفيريي.[9]

تبلغ فترة الدوران الذاتي لأورانوس 17 ساعة و14 دقيقة. ومثل باقي الكواكب العملاقة تظهر ضمن الغلاف الجوي رياح قوية باتجاه الدوران. كما يظهر على بعض خطوط العرض مثلاُ على بعد ثليين من خط الاستواء باتجاه القطب الجنوبي تظهر ملامح واضحة لتحرك الغلاف الجوي بشكل أسرع جاعلةً من سرعة الدوران الكلية أقل من 14 ساعة.[10]

ميلان المحور

يبلغ الميل المحوري 97.77 درجة وبالتالي فإن محور الدوران يوازي مستوي النظام الشمسي. وينتج عن هذا تغيرات فصلية مختلفة بشكل كامل عن التغيرات على سطح باقي الكواكب الرئيسية. يمكن أن ترى تدور بشكل مغزليا مائلاً من الأعلى، في حين يدور أورانوس مغزلياً أفقياً كتدحرج الكرة. بقرب وقت انقلاب الشمس الصيفي يواجه أحد قطبي أورانوس الشمس بشكل دائم، في حين القطب الآخر محجوباً عنها. ويبقى شريط ضيق قرب خط الإستواء يشهد تناوب الليل والنهار، وتكون الشمس في أفق هذه المناطق منحفضة كما يحدث في المناطق القطبية الشمالية على الأرض. ويبقى أحد القطبين مستقبلاً لأشعة الشمس لمدى تتراوح تقريباً 42 سنة يتبع 42 سنة أخرى من الظلام.[11] وبقرب وقت الاعتدلان تواجه الشمس خط استواء الكوكب معطيةً فترة تناوب ليلي نهاري مثل تلك التي تظهر على معظم الكواكب. وقد وصل أورارنوس إلى أقصى اعتدال في 7 ديسمبر 2007 ..[12][13]

Northern hemisphere Year Southern hemisphere
Winter solstice 1902, 1986 Summer solstice
Vernal equinox 1923, 2007 Autumnal equinox
Summer solstice 1944, 2028 Winter solstice
Autumnal equinox 1965, 2049 Vernal equinox

ونتيجة لهذا الاتجاه المحوري لأورانوس، فتستقبل المنطقة القطبية كمية من الطاقة الشمسية أكثر مما تستقبل المنطقة الإستوائية. ومع ذلك فإن المنطقة الإستوائية ذات حرارة أعلى. الآلية الكامنة وراء هذا الأمر غير معروف تماماً. كما أن السبب وراء الميل المحوري الكبير لأورانوس غير معروفة، لكن هناك بعض التوقعات أن ذلك حدث أثناء تشكل النظام الشمسي، بأن كوكب أولي بحجم الأرض اصطدم بالكوكب تسبب بانحراف اتجاه.[14] كان القطب الجنوبي لأورانوس أثناء تحليق فوياجر 2 مواجه الشمس بشكل مباشر أثناء تحليقه سنة 1986. وقد وسم هذا القطب باسم القطب الجنوبي وفق تعريف الإتحاد الفلكي الدولي حيث يعرف القطب الشمالي لأي كوكب أو قمر بأنه القطب الذي يقع فوق مستوي المجموعة الشمسية بغض النظر عن اتجاه هذا الكوكب في الغزل.[15][16] و تستخدم قاعدة اليد اليمنى أحياناً بتطبيقها باتجاه حركة الغزل لتحديد القطبين الشمالي والجنوبي.[17]

المرئية

تراوح القدر الظاهري لأورانواس من +5.6 إلى +5.9 في السنين من 1995 إلى 2006 ، مع العلم أن القدر الظاهري الذي يمكن للعين المجردة أن تراه هو +6.5.[18] وتبلغ زاويته القطرية مابين 3.4 إلى 3.7 ثانية قوسية وبالمقارنة مع زحل تتراوح الزاوية من 16 إلى 20 والمشتري من 32 إلى 45 ثانية قوسية.[18] يمكن رؤية أورانوس بالعين المجردة في حالة الظلام الدامس، كما يمكن رؤويته بسهولة في المناطق الحضارية باستخدام المناظير.[19] وباستخدام تلسكوبات الهواة مع عدسة تتراوح مابين 15 إلى 23 سم يمكن رؤوية أورانوس كقرص شاحب ذو أطراف مائلة للسواد. أما باستخدام تلسكوبات أكبر عدسة 25 سم أو أكبر يمكن رؤوية شكل السحب وبعض الأقمار الكبيرة كتيتانيا و أوبيرون.[20]

التركيب الداخلي

تبلغ كتلة أورانوس حوالي 14.5 ضعف كتلة الأرض، مما يجعله أقل الكواكب كتلة من بين الكواكب العملاقة، على الرغم من أن قطره أكبر قليلاً من قطر نبتون وتساوي تقريباً أربع أضعاف قطر الأرض. أما كثافته فتبلغ 1.27 غ/سم مكعب وبالتالي فإن أورانوس هو ثاني أقل كواكب المجموعة الشمسية من حيث الكثافة بعد زحل.[21][22] وتدل هذه الكثافة على أنه مكون بشكل أساسي من اشكال مختلفة من الجليد كجليد الماء والأمونيا والميثان.[3] قيمة الكتلة الكلية في داخل أورانوس غير معروفة تماماً. حيث تظهر نماذج محاكاة أرقام مختلفة من قيمة هذه الكتلة، على أي حال تتراوح القيم بين 9.3 و 13.5 من كتلة الأرض.[3][23] بينما يشكل الهيدروجين والهليوم جزء قليل من الكتلة الكلية لأورانوس بقيمة كتلية تتراوح ما بين 0.5 إلى 1.5 من كتلة الأرض.[3] بينما الكتلة الباقية والتي تشكل مابين 0.5إلى 3.7 من كتلة الأرض تتألف من مواد صخرية.[3]

يوضح النموذج الأساسي لتركيب أورانوس أنه يتألف من ثلاث طبقات: نواة صخرية في المركز، يليها دثار جليدي في الوسط، لتتألف الطبقة الخارجية من غلاف غازي من الهيدروجيني/هيليوم.[3][24] تعتبر النواة صغيرة نسبياً إذا تبلغ كتلتها حوالي 0.55 من كتلة الأرض ونصف قطرها أقل من 20% من نصف قطر أزرانوس. في حين يضم الدثار الجزء الأساسي من كتلة أورانوس بقيمة تبلغ 13.4 من كتلة الارض. بينما الطبقة الخارجية هي ذات الكتلة الأصغر وتساوي 0.5 من كتلة الأرض ،وتمتد لآخر 20% من قطر أورانوس .[3][24] تبلغ الكثافة ضمن النواة 9غرام في السنيمتر مكعب، والضغط في المركز يصل إلى 8 مليون بار ودرجة الحرارة تصل إلى 5000 كلفن.[23][24] أما تركيب الدثار الجليدي فهو ليس مؤلف من الجليد وفق الفهم التقليدي، إنما مؤلف من سوائل حارة ذات كثافة عالية تحتوي على الماء والأمونيا ومواد متطايرة.[3][24] ويدعى أحياناً هذا السائل الذي يملك خاصية ناقلية كهربائية عالية بمحيط الماء-الأمونيا.[25] إن الإختلاف الكبير في تركيب الجزء الضخم من تركيب أورانوس ونبتون عن التركيب الغازي للمشتري وزحل يجعل من المبرر وضع تصنيف عملاق جليدي لهذين الكوكبين ومن الممكن وجود طبقة من الماء المتأين حيث تتحلل جزيئات الماء إلى شوارد هيدروجين وأكسجين وتوجد طبقة أعمق من الماء المتأين العظيم حيث تتبلور الأكسجين وتتطفو شوارد الهيدروجين حول الشبكة البللورية للأكسجين.[26]

يعتبر النموذج أعلاه هو النموذج العياري لتركيب أورانوس، لكن هذا النموذج ليس وحيد إذ توجد نماذج أخرى. فنموذج آخر متوافق مع الملاحظات الرصدية حيث بفرض أنه إذا مزجت كميات كبيرة من الهيدروجين والمواد الصخري ضمن طبقة الدثار الجليدي، فإن الكتلة الكلية في الطبقة الداخلية ستكون أقل وبالمقابل فإن كمية الهيدروجين والصخور ستكون أعلى. على أي حال البيانات المتوفرة حالياً حول أورانوس لا تسمح بالتأكد من اي نموذج هو الصحيح.[23] يظهر من التركيب الداخلي السائل لأورانوس أنه لا يملك سطح صلب. ويتحول الغلاف الجوي الغازي بشكل تدريجي إلى سائل في الطبقات الداخلية.[3]

الحرارة الداخلية

الحرارة الداخلية لأورانوس باردة بشكل ملحوظ مقارنة بالكواكب العملاقة الأخرى. فقيمة الجريان الحراري له منخفضة.[5][27] وما يزال سبب الانخفاض في حرارته غير مفهوم حتى الآن. يشع نبتون القريب من اورانوس بالتركيب والحجم من الطاقة إلى الفضاء الخارجي 2.61 ضعف مما يستقبله من الشمس.[5] فأورانوس على النقيض من نبتون يكاد لا يشع أي طاقة إضافية.أظهر تحليل بالأشعة تحت الحمراء أن الطاقة الكلية التي يشعها أورانوس تساوي 0.08 ± 1.06 من الطاقة الشمسية الممتصة في الغلاف الجوي.[2][28] يعادل الجريان الحراري لأورانوس 0.042 ± 0.047 واط لكل متر مربع والذي هو في الحقيقة أقل من الجريان الحراري لكوكب الأرض والذي يساوي 0.075 .[28] اقل درجة حرارة سجلت على سطح أورانوس كانت 42 كلفن جاعلةً أورانوس أبرد كوكب في المجموعة الشمسية.[2][28]


تفرض إحدى النظريات المفروضة لتفسير هذا التناقض، أنه عند إصطدام الجرم الكبير بأورانوس تبددت معظم حرارته الأولية. وبقيت الحرارة عميقاً ضمن النواة.[29] وتفرض نظرية أخرى وجود حواجز في الطبقات العليا لأورانوس تمنع حرارة النواة من الخروج إلى السطح.[3]

الغلاف الجوي

يعرف السطح الإسمي لجسم غازي دوراني بأنه بأنه النقطة التي يصل فيها ضغط غلافه الجوي إلى قيمة 1 بار .[22] بسبب كون لا يوجد مفهوم السطح الجامد أو السائل على سطح أورانوس فقد حدد مفهوم الغلاف الجوي لدراسة الغلاف الجوي، بأنه الجزء من الغلاف الغازي المحيط بأورانوس والذي يسمح بمرور الاستشعار عن بعد من خلاله.[2] يملك الاستشعار عن البعد القدرة بالمرور أسفل منطقة الـ 1 بار من الغلاف بحوالي 300 كم والتي يصل الضغط فيها إلى حوالي 100 بار، ودرجة الحرارة حوالي 300 كلفن.[30] يمتد ضغف هالة الغلاف الجوي بشكل ملحوظ ابتداءاً بما فوق 1 بار من السطح الإسمي.[31] يمكن تقسيم الغلاف الجوي لأورانوس إلى ثلاث طبقات:التروبوسفير تمتد بإرتفاع من -300 إلى 50 كم والضغط فيها يتراوح من 100 إلى 0.1 بار. الطبقة الثانية هي ستراتوسفير تمتد من ارتفاع 50 إلى 4000 كم والضغط فيها 0.1 إلى 10–10 bar والطبقة الثالثة هي الثيرموسفير ويمتد الغلاف الجوي من 4000 إلى 50000 كم من السطح الإسمي .[2]

التركيب

يختلف تركيب الغلاف الجوي لأورانوس عن باقي الكواكب، على الرغم من أنه يتكون من المركبين الأساسيين الهيدروجين والهيليوم.[2] حيث يكون الكسر المولي للهيليوم هو عدد ذرات الهيليوم ضمن جزيئات الغاز ويساوي على أورانوس 0.15 ± 0.03 0.15 ± 0.03[32] والذي يقابل في الطبقات العليا كسرر كتلي 0.26 ± 0.05.[2][28] وهذه القيمة قريبة إلى الكسر الكتلي للنجم الأولي والذي يساوي 0.275 ± 0.01,[33] ويعني هذا أن الهيليوم لم يستقر في مركز الكوكب كما هو معروف في العمالقة الغازية.[2] كما أن الشئ الشاذ الآخر هو إحتواءه على الميثان (CH4).[2] حيث يمتلك الميثان مجالات امتصاص عالية للأشعة المرئية و الأشعة القريبة من تحت الحمراء مما يجعل لون أورانوس سماوي.[2] يشكل الميثان نسبة 2.3% من الغلاف الجوي مع تواجد كسر مولي أقل تحت سطح سحب الميثان عند الضغط 1.3 بار، ليشكل هذا ما نسبته من 20-30% من نسبة الكربون المتوافر في المجموعة الشمسية.[2][34][35] تكون نسبة المزج لجزيئات الهيدروجين أق في الطبقات العليا بسبب درجة الحرارة المنخفضة، مما يقلل من مستوى التشبع ويسبب زيادة في تجمد الميثان الخارج.[36] ومن غير المعروف وفرة المواد المتطايرة الأمونيا والماء وكبريتيد الهيدروجين في عمق الغلاف الجوي، لكن من المرجح أن وجودها ذو تركيز أعلى من باقي المجموعة الشمسية.[2][37] وجدت كميات من أنواع مختلفة من الهيدروكربونات في الستراتوسفير، ويعتقد أنه نتجت بسبب التحلل الضوئي للميتان بالأشعة فوق البنفسجية. كما يتضمن الغلاف الجوي كلاً من الإيثان والأسيتيلين والبروبين والبوتاديين.[36][38][39] كما كشف التحليل الطيفي وجود كميات من بخار الماء وأول أكسيد الكربون وثاني أكسيد الكربون في أعلى الغلاف الجوي، ويمكن أن تنشأ هذه المركبات من مصادر خارجية كسقوط الغبار والمذنبات.[38][39][40]

التربوسفير

طبقة التربوسفير هي أدنى وأكثف طبقة من طبقات الغلاف الجوي.[2] وتتميز بتناقص درجة الحرارة مع الإرتفاع. فتسقط درجة الحرارة من 320 كلفن عند قاعدة طبقة التربوسفير الإسمية عند الإرتفاع -300 كم إلى 53 كلفن عند ارتفاع 50 كم.[30][35] في الواقع تتغير درجة الحرارة عند أعلى ارتفاع لهذه الطبقة من 57 كلفن إلى 49 كلفن تبعاً لخط العرض.[2][27] وتكون طبقة التربوسفير المسؤولة بشكل رئيسي عن انبعاثات الكوكب الحرارية من الإشعة تحت الحمراء. وبذلك تتحدد درجة الحرارة الفعالة 59.1 ± 0.3 كلفن .[27][28]

ويعتقد أن هذه الطبقة تمتلك سحب ذات تركيب معقد، فيفترض وجود سحب من الماء عند منطقة ضغط تتراوح مابين 50 و 100 بار، وكذلك سحب من بيكبريتيد الأمونيوم في منطقة ضغط تتراوح مابين 40 و 20 بار، وسحب من الأمونيا كبريتيد الهيدروجين في منطقة الضغط مابين 10 إلى 3 بار، وأخيراً تتواجد سحب الميثان عند الضغط من 2 إلى 1 بار.[2][34][30][41] وتعتبر طبقة التربوسفير جزء حيوي هام من الغلاف الجوي، فتوجد رياح قوية وسحب براقة.[5]

الغلاف الجوي العلوي

المراجع

  1. ^ "MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program". Monterey Institute for Research in Astronomy. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-27.
  2. ^ ا ب ج د ه و ز ح ط ي يا يب يج يد يه يو Lunine، Jonathan. I. (1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ج. 31: 217–263. Bibcode:1993ARA%26A..31..217L. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. {{استشهاد بدورية محكمة}}: تأكد من صحة قيمة |bibcode= طول (مساعدة)
  3. ^ ا ب ج د ه و ز ح ط ي Podolak، M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. ج. 43 ع. 12: 1517–1522. Bibcode:1995P%26SS...43.1517P. DOI:10.1016/0032-0633(95)00061-5. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة) وتأكد من صحة قيمة |bibcode= طول (مساعدة)
  4. ^ ا ب اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع Smith1986
  5. ^ ا ب ج د Sromovsky، L.A. (2005). "Dynamics of cloud features on Uranus". Icarus. ج. 179: 459–483. Bibcode:2005Icar..179..459S. DOI:10.1016/j.icarus.2005.07.022. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  6. ^ Dunkerson، Duane. "Uranus—About Saying, Finding, and Describing It". thespaceguy.com. اطلع عليه بتاريخ 2007-04-17.
  7. ^ "Next Stop Uranus". 1986. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-09.
  8. ^ George Forbes (1909). "History of Astronomy". اطلع عليه بتاريخ 2007-08-07.
  9. ^ O'Connor, J J and Robertson, E F (1996). "Mathematical discovery of planets". اطلع عليه بتاريخ 2007-06-13.{{استشهاد ويب}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  10. ^ Peter J. Gierasch and Philip D. Nicholson (2004). "Uranus". NASA World Book. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-09.
  11. ^ Lawrence Sromovsky (2006). "Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus". University of Wisconsin Madison. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-09.
  12. ^ Hammel، Heidi B. (5 سبتمبر 2006). Uranus nears Equinox (PDF). {{استشهاد بمنشورات مؤتمر}}: الوسيط غير المعروف |booktitle= تم تجاهله (مساعدة)
  13. ^ "Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus". Science Daily. اطلع عليه بتاريخ 2007-04-16.
  14. ^ Bergstralh, Jay T.; Miner, Ellis; Matthews, Mildred (1991). Uranus. ص. 485–486. ISBN:0816512086.{{استشهاد بكتاب}}: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  15. ^ "Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000". IAU. 2000. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-13.
  16. ^ "Cartographic Standards" (PDF). NASA. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-13.
  17. ^ "Coordinate Frames Used in MASL". 2003. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-13.
  18. ^ ا ب Espenak, Fred (2005). "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006". NASA. اطلع عليه بتاريخ 2007-06-14.
  19. ^ "NASA's Uranus fact sheet". اطلع عليه بتاريخ 2007-06-13.
  20. ^ Nowak, Gary T. (2006). "Uranus: the Threshold Planet of 2006". اطلع عليه بتاريخ 2007-06-14.
  21. ^ Jacobson، R.A. (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal. ج. 103 ع. 6: 2068–2078. Bibcode:1992AJ....103.2068J. DOI:10.1086/116211. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  22. ^ ا ب Seidelmann، P. Kenneth (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mech. Dyn. Astr. ج. 90: 155–180. DOI:10.1007/s10569-007-9072-y. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  23. ^ ا ب ج Podolak، M. (2000). "Further investigations of random models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. ج. 48: 143–151. Bibcode:2000P%26SS...48..143P. DOI:10.1016/S0032-0633(99)00088-4. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة) وتأكد من صحة قيمة |bibcode= طول (مساعدة)
  24. ^ ا ب ج د Faure، Gunter (2007). "Uranus: What Happened Here?". في Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (المحرر). Introduction to Planetary Science. Springer Netherlands. DOI:10.1007/978-1-4020-5544-7_18. {{استشهاد بموسوعة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المحررين (link)
  25. ^ Atreya، S. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (pdf). Geophysical Research Abstracts. ج. 8: 05179. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  26. ^ Weird water lurking inside giant planets, New Scientist,01 September 2010, Magazine issue 2776.
  27. ^ ا ب ج Hanel، R. (1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science. ج. 233 ع. 4759: 70–74. Bibcode:1986Sci...233...70H. DOI:10.1126/science.233.4759.70. PMID:17812891. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  28. ^ ا ب ج د ه Pearl، J.C. (1990). "The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data". Icarus. ج. 84: 12–28. Bibcode:1990Icar...84...12P. DOI:10.1016/0019-1035(90)90155-3. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  29. ^ David Hawksett (2005). "Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?". Astronomy Now: 73.
  30. ^ ا ب ج dePater، Imke (1991). "Possible Microwave Absorption in by H2S gas Uranus' and Neptune's Atmospheres" (PDF). Icarus. ج. 91: 220–233. DOI:10.1016/0019-1035(91)90020-T. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  31. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع Herbert1987
  32. ^ Conrath, B.؛ وآخرون (1987). "The helium abundance of Uranus from Voyager measurements". Journal of Geophysical Research. ج. 92: 15003–15010. Bibcode:1987JGR....9215003C. DOI:10.1029/JA092iA13p15003. {{استشهاد بدورية محكمة}}: Explicit use of et al. in: |author= (مساعدة) والوسيط غير المعروف |unused_data= تم تجاهله (مساعدة)
  33. ^ Lodders، Katharin (2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements". The Astrophysical Journal. ج. 591: 1220–1247. Bibcode:2003ApJ...591.1220L. DOI:10.1086/375492.
  34. ^ ا ب Lindal، G.F. (1987). "The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2". J. Of Geophys. Res. ج. 92: 14, 987–15, 001. Bibcode:1987JGR....9214987L. DOI:10.1029/JA092iA13p14987. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  35. ^ ا ب Tyler، J.L. (1986). "Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites". Science. ج. 233 ع. 4759: 79–84. Bibcode:1986Sci...233...79T. DOI:10.1126/science.233.4759.79. PMID:17812893. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  36. ^ ا ب Bishop، J. (1990). "Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere" (PDF). Icarus. ج. 88: 448–463. DOI:10.1016/0019-1035(90)90094-P. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  37. ^ dePater، Imke (1989). "Uranius Deep Atmosphere Revealed" (PDF). Icarus. ج. 82 ع. 12: 288–313. DOI:10.1016/0019-1035(89)90040-7. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  38. ^ ا ب Burgorf، Martin (2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy". Icarus. ج. 184: 634–637. Bibcode:2006Icar..184..634B. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.006. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  39. ^ ا ب Encrenaz، Therese (2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planet. Space Sci. ج. 51: 89–103. Bibcode:2003P%26SS...51...89E. DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. {{استشهاد بدورية محكمة}}: تأكد من صحة قيمة |bibcode= طول (مساعدة)
  40. ^ Encrenaz، Th. (2004). "First detection of CO in Uranus" (PDF). Astronomy & Astrophysics. ج. 413: L5–L9. DOI:10.1051/0004-6361:20034637. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-05. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)
  41. ^ Atreya، Sushil K. (2005). "Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes". Space Sci. Rev. ج. 116: 121–136. Bibcode:2005SSRv..116..121A. DOI:10.1007/s11214-005-1951-5. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف |coauthors= تم تجاهله يقترح استخدام |author= (مساعدة)

قالب:بوابة نظام شمسي قالب:بوابة فلك

قالب:وصلة مقالة جيدة قالب:وصلة مقالة جيدة قالب:وصلة مقالة مختارة قالب:وصلة مقالة مختارة قالب:وصلة مقالة مختارة قالب:وصلة مقالة جيدة قالب:وصلة مقالة مختارة قالب:وصلة مقالة مختارة قالب:وصلة مقالة جيدة

مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=أورانوس&oldid=6245808»