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天王星の大気は主に水素とヘリウムでできている。深部では水、アンモニア、メタンなどの揮発性物質（「氷」と呼ばれる）が著しく豊富である。上層大気ではその逆で、温度が低いため水素とヘリウムより重いガスはほとんど含まれていない。天王星の大気はすべての惑星の中で最も冷たく、その温度は49 Kまで下がる 。[1]
天王星の大気は、高度[a] -300 から 50 km、圧力が 100 から 0.1 bar の範囲にある対流圏、高度 50 から 4000 km、圧力が0.1 から 10 -10 bar の範囲にある成層圏 、そして高度 4000 km から公称表面から天王星半径の数倍の範囲に広がる高温の熱圏(および外気圏) の 3 つの主な層に分けられます。 [2]地球とは異なり、天王星の大気には中間圏がありません。
対流圏には4つの雲層がある。約1.2 バールのメタン雲、3～10バールの硫化水素とアンモニアの雲、20～40バールの硫化水素アンモニウムの雲、そして最後に50バール以下の水雲である。直接観測されたのは上の2つの雲層だけで、それより深い雲は推測の域を出ない。雲の上には数層の薄い光化学ヘイズ層がある。明るい対流圏雲がまばらに見えるのは天王星では稀だが、これはおそらく惑星内部の対流が緩慢なためだ。それでも、そのような雲の観測は惑星の帯状風の測定に使われ、その風速は最大240メートル/秒と驚くほど速い。
天王星の大気についてはほとんどわかっていません。現在までに、1986年に天王星を通過したボイジャー2号という唯一の宇宙船が、いくつかの貴重な組成データを取得しました。天王星探査機は2031年に打ち上げられ、2044年に天王星に到着する予定です。その主な科学的目的には、天王星の大気の詳細な研究が含まれています。
観察と探索
天王星の内部には明確な固体表面はないが、天王星のガス層の最も外側の部分（リモートセンシングが可能な領域）は大気と呼ばれている。[2]リモートセンシングの能力は、1バール以下のおよそ300kmまで及び、それに相当する圧力は約100 バール、温度は320Kである 。 [ 3]
天王星の大気の観測の歴史は長く、間違いや挫折に満ちている。天王星は比較的暗い天体で、その可視角直径は 5 インチ未満である。[4]天王星の最初のスペクトルは、1869 年と 1871 年にアンジェロ セッキとウィリアム ハギンズによってプリズムを通して観測され、彼らはいくつかの幅広い暗帯を発見したが、特定できなかった。[4]彼らはまた、太陽のフラウンホーファー線を検出できなかった。この事実は後にノーマン ロッキアーによって、天王星が太陽からの光を反射するのではなく、自ら光を発していることを示していると解釈された。 [4] [5]しかし 1889 年、天文学者は惑星の写真の紫外線スペクトルで太陽のフラウンホーファー線を観測し、天王星が反射光で輝いていることを決定的に証明した。[6]可視スペクトルの幅広い暗帯の性質は、20 世紀の 40 年まで不明のままであった。[4]
天王星は現在、ほとんど何も見えないが、歴史的には時折特徴があることが示されている。例えば、1884年3月と4月には、天文学者のアンリ・ジョセフ・ペロタン、ノーマン・ロッカー、シャルル・トレピエが、惑星の赤道を周回する明るく細長い斑点（おそらく嵐）を観測した。[7]
天王星のスペクトルを解読する鍵は、1930年代にルパート・ヴィルトとヴェスト・スリファーによって発見されました。[8]彼らは、543、619、925、865、890 nmの暗い帯が気体のメタンに属することを発見しました。[4]これらは非常に弱く、検出するには長い経路長が必要だったため、それまで観測されたことはありませんでした。[8]これは、天王星の大気が他の巨大惑星に比べてはるかに深いところまで透明であることを意味していました。[4] 1950年、ジェラルド・カイパーは、天王星のスペクトルに827 nmの別の拡散した暗い帯があることに気づきましたが、特定できませんでした。[9] 1952年、将来のノーベル賞受賞者ゲルハルト・ヘルツベルクは、この帯が分子状水素の弱い四重極吸収によって生じたことを示しました。[10] 1986年まで、天王星の大気にはメタンと水素の2種類のガスしか知られていなかった。[4] 1967年から始まった遠赤外線分光観測では、天王星の大気は太陽からの放射とほぼ熱バランスが取れていること（つまり、太陽から受け取る熱と同じだけの熱を放射している）が一貫して示されており、観測された温度を説明するために内部の熱源は必要ない。[11] 1986年のボイジャー2号の訪問以前には、天王星で明確な特徴は観測されていなかった。 [12]
1986年1月、ボイジャー2号宇宙船は天王星に最短距離107,100kmで接近飛行し[13]、その大気の初めての拡大画像とスペクトルを提供した。大気は主に水素とヘリウムで構成され、約2%のメタンが含まれていることが概ね確認された。[14]大気は非常に透明で、成層圏や対流圏の厚いもやは見られなかった。観測された雲は限られた数だけだった。[15]
1990年代から2000年代にかけて、ハッブル宇宙望遠鏡や補償光学システムを備えた地上望遠鏡（ケック望遠鏡やNASA赤外線望遠鏡施設など）による観測により、地球から初めて個別の雲の特徴を観測することが可能になった。[16]それらを追跡することで、天文学者はこれまでボイジャー2号の観測でしか知られていなかった天王星の風速を再測定し、天王星の大気のダイナミクスを研究することができた。[17]
構成
天王星の大気の組成は天王星全体のそれとは異なり、主に分子状水素とヘリウムで構成されています。[18]ヘリウムのモル分率、つまり水素/ヘリウム分子あたりのヘリウム原子の数は、ボイジャー2号の遠赤外線および電波掩蔽観測の分析から決定されました。[19]現在受け入れられている値は 上層圏では0.152 ± 0.033であり、これは質量分率に相当する。0.262 ± 0.048。[18] [20]この値は、原始太陽のヘリウム質量分率に非常に近い。0.2741 ± 0.0120、[21]はヘリウムがガス惑星のように惑星の中心に向かって沈んでいないことを示している。[22]
天王星の大気で3番目に多い成分はメタン （CH 4）[23]で、地上での分光観測の結果、その存在は以前から知られていました。[18]メタンは可視光と近赤外線に顕著な吸収帯があり、天王星の色はアクアマリン色またはシアン色です。[24] 1.3 barのメタン雲層の下では、 メタン分子はモル分率で大気の約2.3% [25]を占めており、これは太陽の約10～30倍です。 [18] [19]混合比は上層大気では対流圏界面の極端に低い温度のためにはるかに低く、飽和レベルが低下して余分なメタンが凍結します。[26]雲の上の上部対流圏ではメタンの分圧が飽和蒸気圧のわずか30%であるため、メタンは飽和していないようです。[25]アンモニア、水、硫化水素などの揮発性の低い化合物の深層大気中の濃度はよくわかっていません。[18]しかし、メタンと同様に、それらの存在量は太陽の値よりも少なくとも20～30倍、[27]おそらく数百倍大きいと考えられます。[28]
天王星の大気の同位体組成に関する知識は非常に限られている。 [29]現在までにわかっている唯一の同位体存在比は、重水素と軽水素の比である。5.5+3.5
−1.5× 10 −5 であり、これは1990年代に赤外線宇宙観測衛星（ISO）によって測定された。これは原始太陽の値よりも高いと思われる。木星で測定された重水素の濃度は2.25 ± 0.35 × 10 −5である。 [30]重水素は、通常の水素原子と形成する重水素化水素分子中にほぼ独占的に存在する。 [31]
スピッツァー宇宙望遠鏡（SST）[32]や紫外線掩蔽観測[33]を含む赤外線分光法によって、天王星の成層圏に微量の複合炭化水素が発見された。これは太陽の紫外線による光分解でメタンから生成されたものと考えられる。 [34]これらには、エタン （C 2 H 6）、アセチレン （C 2 H 2）[33] [ 35] メチルアセチレン （CH 3 C 2 H）、ジアセチレン （C 2 HC 2 H）[36]が含まれる。赤外線分光法では、成層圏に水蒸気[37] 、 一酸化炭素[38]、二酸化炭素の痕跡も発見された。これらは、落下する塵や彗星などの外部発生源に由来する可能性が高い。[36]
構造
天王星の大気は、高度-300 [a] から 50 km の範囲で圧力が 100 から 0.1 bar の対流圏、高度 50 から 4000 km の範囲で圧力が 0.1 から 10 -10 bar の成層圏、そして地表から 4000 km から天王星の半径数個分の高 さまで広がる熱圏/外気圏の3 つの主な層に分けられます。中間圏はありません。[2] [39]
対流圏
対流圏は大気圏の中で最も低く、最も密度の高い部分であり、高度とともに温度が低下するのが特徴です。[2]温度は、対流圏底部の高度-300 kmで約320 Kから、高度50 kmで約53 Kまで低下します。 [3] [19]対流圏の冷たい上側境界（対流圏界面）の温度は、実際には惑星の緯度に応じて49〜57 Kの範囲で変化し、最低気温は南緯25度付近で達します。 [ 40] [41]対流圏は大気の質量のほとんどを保持し、対流圏界面領域は惑星の熱遠赤外線放射の大部分を占め、それによって惑星の有効温度を決定します。59.1 ± 0.3 K . [41] [42]
対流圏は非常に複雑な雲構造を持っていると考えられている。水の雲は50から300バールの圧力範囲、硫化アンモニウムの雲は20から40バールの範囲、アンモニアまたは硫化水素の雲は3から10バールの間、最後に薄いメタン雲は1から2バールにあると仮定されている。[3] [24] [27]ボイジャー2号はメタン雲を直接検出したが、[25]他のすべての雲層は推測の域を出ない。硫化水素の雲層の存在は、硫黄と窒素の存在比（S/N比）が太陽の値0.16よりも大幅に大きい場合にのみ可能である。[24]そうでなければ、すべての硫化水素がアンモニアと反応して硫化アンモニウムを生成し、アンモニア雲が3～10バールの圧力範囲で現れるはずである。[28] S/N比の上昇は、20～40バールの圧力範囲でアンモニアが枯渇していることを意味し、この範囲でアンモニウム水硫化物雲が形成される。これは、水雲内の水滴または深層水-アンモニアイオン海でのアンモニアの溶解によって生じる可能性がある。[27] [28]
上層の2つの雲層の正確な位置は、多少議論の余地がある。メタン雲は、電波掩蔽によってボイジャー2号によって1.2～1.3 barで直接検出された。[25]この結果は、後にボイジャー2号の縁の画像の分析によって確認された。[24]可視および近赤外スペクトル範囲（0.5～1 μm）の分光データに基づいて、深層のアンモニア/硫化水素雲の上部は3 barであると決定された。[43]しかし、1～2.3 μmの波長範囲での分光データの最近の分析では、メタンの雲頂は2 bar、下層の雲の上部は6 barであるとされた。[44]この矛盾は、天王星の大気中のメタン吸収に関する新しいデータが得られれば解決されるかもしれない。[b] 2つの上層雲層の光学的厚さは緯度によって変化します。両層とも赤道に比べて極地では薄くなりますが、2007年にはメタン雲層の光学的厚さは南極の襟が位置する南緯45度で極大値を示しました（下記参照）。[47]
対流圏は非常に動的であり、強い帯状風、明るいメタンの雲、[48]暗黒点[49]および顕著な季節変化が見られます。（下記参照）[50]
成層圏
成層圏は天王星の大気の中間層で、その温度は高度とともに対流圏界面の 53 K から基底熱圏の 800 ～ 850 K まで上昇する。[51]成層圏の加熱は、高温の熱圏からの下向きの熱伝導[52] [53]と、メタンおよびメタンの光分解の結果として生成される複合炭化水素による太陽の紫外線および赤外線の吸収によって引き起こされる。[34] [52]メタンは冷たい対流圏界面から成層圏に入り、そこでのメタンの混合比は分子状水素に対して約 3 × 10 –5で、飽和の 3 分の 1 未満である。[26]高度が 0.1 mbar の圧力に相当すると、メタンの混合比はさらに約 10 −7まで低下する。 [54]
メタンより重い炭化水素は、高度160～320kmの比較的狭い層に存在し、圧力範囲は10～0.1mbar、温度範囲は100～130Kである。[26] [36]メタンの次に豊富な成層圏炭化水素はアセチレンとエタンで、混合比は約10 −7である。[54]メチルアセチレンやジアセチレンなどのより重い炭化水素の混合比は約10 −10で、3桁低い。[36]成層圏の温度と炭化水素の混合比は、時間と緯度によって変化する。[55] [c]複雑な炭化水素、特に波長13.7μmの強い輝線を持つアセチレンは、成層圏の冷却に関与している。[52]
成層圏には炭化水素のほか、一酸化炭素、微量の水蒸気、二酸化炭素も含まれています。一酸化炭素の混合比は3×10−8で、炭化水素の混合比と非常に似ていますが[38]、二酸化炭素と水の混合比はそれぞれ約10−11と8×10−9です。 [ 36 ] [ 58 ]これら3つの化合物は成層圏に比較的均一に分布しており、炭化水素のように狭い層に限定されていません。[36] [38]
エタン、アセチレン、ジアセチレンは成層圏のより低温の下層部で凝縮し[34]、可視光で約 0.01 の光学的厚さを持つヘイズ層を形成します。 [59]エタン、アセチレン、ジアセチレンはそれぞれ約 14、2.5、0.1 mbar で凝縮します。[60] [d]天王星の成層圏の炭化水素の濃度は、他の巨大惑星の成層圏よりも大幅に低く、天王星の上層大気はヘイズ層より上は非常にきれいで透明です。[55]この減少は弱い垂直混合によって引き起こされ、天王星の成層圏の不透明度を低くし、その結果、他の巨大惑星の成層圏よりも寒くしています。[55] [61]ヘイズは、その元の炭化水素と同様に、天王星全体に不均一に分布しています。 1986年の夏至にボイジャー2号が惑星を通過したとき、それらは太陽に照らされた極の近くに集中し、紫外線で暗くなった。[62]
熱圏と電離圏
天王星の大気圏の最外層は、数千キロメートルにわたって広がっており、熱圏/外気圏と呼ばれ、その温度は一様に約 800 ～ 850 K である。[52] [63]これは、例えば土星の熱圏で観測される 420 K よりもはるかに高い。[64]このような高温を維持するために必要な熱源はわかっていない。太陽のFUV / EUV放射もオーロラ活動も必要なエネルギーを供給できないためである。[51] [63]成層圏の炭化水素の枯渇による冷却効率の弱さがこの現象に寄与している可能性がある。[55]熱圏には、分子状水素に加えて、大量の自由水素原子が含まれるが、[51]ヘリウムは低高度で拡散分離するため、ここには存在しないと考えられている。[65]
熱圏と成層圏の上部にはイオンと電子が大量に存在し、天王星の電離層を形成している。 [66]ボイジャー2号による電波掩蔽観測では、電離層は高度1,000～10,000 kmにあり、高度1,000～3,500 kmの間には狭く密度の高い層がいくつかあることが示された。[66] [67]天王星の電離層の電子密度は平均10 4 cm −3で、[68]成層圏の狭い層では10 5 cm −3にも達する。 [67]電離層は主に太陽の紫外線によって維持され、その密度は太陽活動に依存する。[68] [69]天王星のオーロラ活動は木星や土星ほど強力ではなく、電離にほとんど寄与していない。[e] [70]電子密度が高いのは、成層圏内の炭化水素の濃度が低いことが一因である可能性がある。 [55]
電離圏と熱圏に関する情報源の1つは、三水素陽イオン（H 3 + ）の強力な中赤外線（3～4 μm）放射の地上測定です。[68] [71]放射される総電力は1～2 × 10 11 Wで、近赤外線水素四重極放射 よりも1桁高いです。 [f] [72]三水素陽イオンは電離圏の主な冷却装置の一つとして機能します。[73]
天王星の上層大気は、昼光または電気光と呼ばれる遠紫外線（90～140 nm）の放射源であり、H 3 + IR放射と同様に、惑星の太陽に照らされた部分からのみ放射されます。すべての巨大惑星の熱圏で発生し、発見後しばらくは謎であったこの現象は、太陽放射または光電子によって励起された原子状水素および分子状水素の紫外線蛍光として解釈されています。[74]
水素コロナ
熱圏の上部は、分子の平均自由行程がスケールハイト[g]を超える部分で、外気圏と呼ばれます。[75]天王星の外気圏の下限である外気圏基底は、表面から約6,500 kmの高さ、つまり惑星半径の1/4の高さにあります。[75]外気圏は異常に広がっており、惑星から天王星の半径の数倍まで達しています。[76] [77]外気圏は主に水素原子で構成されており、しばしば天王星の水素コロナと呼ばれます。[78]熱圏基底部の高温と比較的高い圧力は、天王星の外気圏がなぜそれほど広大であるかを部分的に説明しています。[h] [77]コロナ内の水素原子の数密度は、惑星からの距離とともにゆっくりと低下し、天王星から数半径では1 cm 3あたり数百原子という高い値にとどまります。[80]この膨張した外気圏の影響として、天王星を周回する微粒子の抵抗が挙げられ、天王星の環にある塵の減少を引き起こします。そして、その塵は惑星の上層大気を汚染します。[78]
ダイナミクス
天王星は比較的地味な外観で、木星や土星に見られる幅広い色鮮やかな帯や大きな雲がない。[16] [62]天王星の大気では、1986年以前には一度だけ個別の特徴が観測された。 [12] [7]ボイジャー2号が観測した天王星で最も顕著な特徴は、−40°から−20°の間の暗い低緯度領域と明るい南極冠だった。[62]極冠の北の境界は、緯度約−45°に位置していた。最も明るい帯状の帯は、極冠の端近くの−50°から−45°に位置し、当時はポーラーカラーと呼ばれていた。[81] 1986年の夏至の時点で存在していた南極冠は、1990年代に消えていった。[82] 2007年の春分以降、南極のカラーも消え始めましたが、緯度45度から50度に位置する北極のカラー（2007年に初めて現れました）はそれ以降、より目立つようになりました。[83]
天王星の大気は、他の巨大惑星に比べると穏やかである。1986年以降、両半球の中緯度に限られた数の小さな明るい雲[16]と、天王星暗斑1 つが観測されているのみである[49]。これらの明るい雲の特徴の 1 つは、緯度 -34° に位置し、ベルクと呼ばれ、少なくとも 1986 年以降は継続的に存在していたと考えられる[84]。しかし、天王星の大気は、赤道付近では逆行（自転と反対）方向に吹くかなり強い帯状風があり、緯度 ±20° の極方向では順行方向に切り替わる[85] 。風速は赤道で -50 から -100 m/s であるが、緯度 50° 付近では 240 m/s まで増加する。 [ 82] 2007年の春分前に測定された風のプロファイルはわずかに非対称で、南半球の風の方が強かったが、2007年以前はこの半球が継続的に太陽に照らされていたため、季節的な影響であることが判明した。 [82] 2007年以降、北半球の風は加速し、南半球の風は減速した。
天王星は84年の軌道でかなりの季節変動を示す。一般的に、至点付近では明るくなり、春分点付近では暗くなる。[50]この変動は主に観測ジオメトリの変化によって引き起こされる。明るい極地は至点付近で見え、暗い赤道は春分点付近で見える。[86]それでも、大気の反射率には固有の変動があり、極冠が周期的に暗くなったり明るくなったり、極襟が現れたり消えたりする。[86]
参照
注記
- ^ ab 負の高度は、1 バールの公称表面より下の位置を指します。
- ^ 実際、メタン吸収係数の新しいデータセットに基づく最近の分析では、雲はそれぞれ1.6バールと3バールにシフトしました。[45] [46]
- ^ 1986年、極地の成層圏は赤道付近よりも炭化水素が乏しかった。 [26]極地では炭化水素ははるかに低い高度に限定されていた。[56]成層圏の温度は夏至と冬至に上昇し、春分と秋分に最大50K低下する可能性がある。[57]
- ^ これらの高度では気温が極大値を示すが、これはもやの粒子による太陽放射の吸収が原因である可能性がある。[18]
- ^ オーロラに入力される総電力は3～7×10 10 Wであり、熱圏を加熱するには不十分である。[70]
- ^ 天王星の高温熱圏は、スペクトルの近赤外線部分（1.8〜2.5μm）で総放射電力1〜2×10 10 Wの水素四重極輝線を生成する。スペクトルの遠赤外線部分 で分子状水素が放射する電力は約2×10 11 Wである。 [72]
- ^ スケールハイトshはsh = RT /( Mg j )と定義され、ここでR = 8.31 J/mol/Kは気体定数、M ≈ 0.0023 kg/molは天王星の大気中の平均モル質量、[18] Tは温度、g j ≈ 8.9 m/s 2は天王星表面の重力加速度です。温度は対流圏界面の53 Kから熱圏の800 Kまで変化するため、スケールハイトは20 kmから400 kmまで変化します。
- ^ コロナには超熱エネルギー（最大2eVのエネルギー ）の水素原子が大量に含まれています。その起源は不明ですが、熱圏を加熱するのと同じメカニズムによって生成された可能性があります。[79]
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズの天王星（大気）に関連するメディア