Нептун (планета): Розніца паміж версіямі
| [дагледжаная версія] | [дагледжаная версія] |
Змесціва выдалена Змесціва дададзена
Няма тлумачэння праўкі |
|||
Радок 575:
| archivedate = 2011-08-17
}}</ref>. [[Галоўная ўдарная хваля]] Нептуна, дзе магнітасфера пачынае запавольваць [[сонечны вецер]], праходзіць на адлегласці ў 34,9 планетарных радыусаў. Магнітапаўза, дзе ціск магнітасферы ўраўнаважвае сонечны вецер, знаходзіцца на адлегласці ў 23-26,5 радыусаў Нептуна. Хвост магнітасферы доўжыцца прыкладна да адлегласці ў 72 радыуса Нептуна, і вельмі імаверна, што значна далей<ref name="science4936"/>.
== Атмасфера і клімат ==
=== Атмасфера ===
У верхніх пластах атмасферы знойдзены [[вадарод]] і [[гелій]], якія складаюць адпаведна 80 і 19% на гэтай вышыні<ref name="hubbard">{{cite journal
| last=Hubbard | first=W. B.
| title=Neptune’s Deep Chemistry
| journal=Science | year=1997
| volume=275 | issue=5304 | pages=1279—1280
| url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/275/5304/1279
| accessdate=2008-02-19
| doi=10.1126/science.275.5304.1279
| pmid=9064785 }}</ref>. Таксама назіраюцца сляды [[метан]]у. Прыкметныя паласы паглынання метану сустракаюцца на даўжынях хваль вышэй 600 нм ў чырвонай і інфрачырвонай частцы спектру. Як і ў выпадку з Уранам, паглынанне чырвонага святла метанам з'яўляецца найважнейшым фактарам, якія надаюць атмасферы Нептуна сіняе адценне, хоць яркая блакіць Нептуна адрозніваецца ад больш ўмеранага аквамарынавага колеру Урана<ref>{{cite web
| last = Crisp
| first = D.
| coauthors = Hammel, H. B.
| date = June 14, 1995
| url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1995/09/image/a/
| title = Hubble Space Telescope Observations of Neptune
| publisher = Hubble News Center
| accessdate = 2007-04-22
| archiveurl = http://www.webcitation.org/610cJK0UZ
| archivedate = 2011-08-17
}}</ref>. Так як утрыманне метану ў атмасферы Нептуна не моцна адрозніваецца ад такога ў атмасферы Урана, мяркуецца, што існуе таксама нейкі, пакуль невядомы, кампанент атмасферы, які спрыяе ўтварэнні сіняга колеру<ref name="bluecolour"/>. Атмасфера Нептуна падзяляецца на 2 асноўныя вобласці: больш нізкая трапасфера, дзе тэмпература зніжаецца разам з вышынёй, і стратасфера, дзе тэмпература з вышынёй, наадварот, павялічваецца. Мяжа паміж імі, трапапаўза, знаходзіцца на ўзроўні ціску ў 0,1 бар<ref name="atmo">{{cite web
| title = The Atmospheres of Uranus and Neptune
| last = Lunine
| first = Jonathan I.
| publisher = Lunar and Planetary Observatory, University of Arazona
| year = 1993
| format = PDF
| url = http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1993ARA%26A..31..217L&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf
| accessdate = 2008-03-10
| archiveurl = http://www.webcitation.org/610cKG6cV
| archivedate = 2011-08-17
}}</ref>. Стратасфера змяняецца тэрмасферай на ўзроўні ціску ніжэй, чым 0<sup>−4</sup> — 10<sup>−5</sup> мікрабар. Тэрмасфера паступова пераходзіць у экзасферу. Мадэлі трапасферы Нептуна дазваляюць меркаваць, што ў залежнасці ад вышыні яна складаецца з аблокаў зменнага складу. Аблокі верхняга ўзроўню знаходзяцца ў зоне ціску ніжэй аднаго бара, дзе тэмпература спрыяе кандэнсацыі метану.
[[Файл:Neptune clouds.jpg|thumb|right|На фота, зробленым «[[КА Вояджэр-2|Вояджэрам-2]]», бачны вертыкальны рэльеф аблокаў]]
Пры ціску паміж адным і пяццю барамі фармуюцца аблокі [[аміяк]]у і [[серавадарод]]у. Пры ціску больш за 5 бар аблокі могуць складацца з аміяку, сульфіду амоні., серавадароду і вады. Глыбей, пры ціску ў прыблізна 50 бар, могуць існаваць аблокі з вадзянога лёду пры тэмпературы, роўнай 0 °C. Таксама, не выключана, што ў дадзенай зоне могуць быць знойдзеныя аблокі з аміяку і серавадароду<ref name="elkins-tanton"/>. Вышынныя аблокі Нептуна назіраліся па ценям, што адкідаюцца імі, на непразрысты хмарны пласт ніжэй узроўнем. Сярод іх вылучаюцца хмарныя паласы, якія «абгортваюцца» вакол планеты на пастаяннай шыраце. У дадзеных перыферычных груп шырыня дасягае 50-150 км, а самі яны знаходзяцца на 50-110 км вышэй асноўнага хмарнага пласта<ref name="apj125"/>. Вывучэнне спектру Нептуна дазваляе меркаваць, што яго больш нізкая стратасфера затуманіцца з-за кандэнсацыі прадуктаў ультрафіялетавага фатолізу метану, такіх як [[этан]] і [[ацэтылен]]<ref name="hubbard"/><ref name="atmo" />. У стратасферы таксама выяўленыя сляды [[цыанавадарод]]а і [[чадны газ|чаднага газу]]<ref name="atmo" /><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|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003P%26SS...51...89E}}</ref>. Стратасфера Нептуна больш цёплая, чым стратасфера Урана з-за больш высокай канцэнтрацыі вуглевадародаў<ref name="atmo"/>.. Па нявысветленых прычынах тэрмасфера планеты мае анамальна высокую тэмпературу каля 750 К<ref name="Broadfoot19989">{{cite journal|last=Broadfoot|first=A. L.|coauthors=Atreya, S. K.; Bertaux, J. L. et al.|title=Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton|journal=Science|volume=246|pages=1459—1456|year=1999| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Voyager_UV_Spectrometer.pdf|format=pdf|doi=10.1126/science.246.4936.1459|pmid=17756000}}</ref><ref name="Herbert1999">{{cite journal|last=Herbert|first=Floyd|coauthors=Sandel, Bill R. |title=Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune|journal=Planet.Space Sci.|volume=47|pages=1119—1139|year=1999| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999P%26SS...47.1119H |doi=10.1016/S0032-0633(98)00142-1}}</ref>. Для гэткай высокай тэмпературы планета занадта далёкая ад Сонца, каб яно магло так разагрэць тэрмасферу ўльтрафіялетавай радыяцыяй. Магчыма, дадзенае з'ява з'яўляецца следствам атмасфернага ўзаемадзеяння з іонамі ў [[Магнітнае поле планет|магнітным поле планеты]]. Паводле іншай тэорыі, асновай механізму разагрэву з'яўляюцца хвалі гравітацыі з унутраных абласцей планеты, якія рассейваюцца ў атмасферы. Тэрмасфера ўтрымлівае сляды чаднага газу і вады, якая трапіла туды, магчыма, са знешніх крыніц, такіх як метэарыты і пыл<ref name="elkins-tanton"/><ref name="Encrenaz2003"/>.
=== Клімат ===
Адно з адрозненняў паміж Нептунам і Уранам — узровень [[Метэаралогія|метэаралагічнай]] актыўнасці. «Вояджэр-2», пралятаючы паблізу Урана ў 1986 годзе, зафіксаваў вельмі слабую актыўнасць атмасферы. У супрацьлегласць Урану, на Нептуне былі адзначаны прыкметныя перамены надвор'я падчас здымкі з «Вояджэра-2» ў 1989 годзе<ref name="spot" />.
[[Файл:Neptune storms.jpg|thumb|left|[[Вялікая цёмная пляма]] (ўверсе), Скутэр (белае трохвугольнае воблачка пасярэдзіне)<ref name="scooter">{{cite web
| first = Sue
| last = Lavoie
| date = January 8, 1998
| title = PIA01142: Neptune Scooter
| url = http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01142
| publisher = NASA
| accessdate = 2006-03-26
| archiveurl = http://www.webcitation.org/610eyY0eu
| archivedate = 2011-08-17
}}</ref> і [[Малая цёмная пляма]] (ўнізе)]]
Надвор'е на Нептун характарызуецца надзвычай дынамічнай сістэмай штармоў, з вятрамі, якія дасягаюць амаль звышгукавых хуткасцей (каля 600 м/с)<ref>{{cite journal
| last=Suomi | first=V. E. | coauthors=Limaye, S. S.; Johnson, D. R.
| title=High Winds of Neptune: A Possible Mechanism
| journal=Science | year=1991 | volume=251
| issue=4996 | pages=929—932
| url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/251/4996/929
| doi=10.1126/science.251.4996.929 | accessdate=2008-02-25
| pmid=17847386
}}</ref>. У ходзе адсочвання руху пастаянных аблокаў было зафіксавана змена хуткасці ветру ад 20 м/с ва ўсходнім кірунку да 325 м/с на заходнім<ref name="Hammel1989">{{cite journal
| last=Hammel | first=H. B.
| coauthors=Beebe, R. F.; De Jong, E. M.; Hansen, C. J.; Howell, C. D.; Ingersoll, A. P.; Johnson, T. V.; Limaye, S. S.; Magalhaes, J. A.; Pollack, J. B.; Sromovsky, L. A.; Suomi, V. E.; Swift, C. E.
| title=Neptune’s wind speeds obtained by tracking clouds in ''Voyager 2'' images
| journal=Science | year=1989 | volume=245
| pages=1367—1369
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Sci...245.1367H
| accessdate=2008-02-27
| doi=10.1126/science.245.4924.1367
| pmid=17798743 }}</ref>. У верхнім воблачным пласце хуткасці вятроў адрозніваюцца ад 400 м/с ўздоўж экватара да 250 м/с на полюсах<ref name="elkins-tanton"/>. Большасць вятроў на Нептуне дзьмуць у кірунку, адваротным вярчэнню планеты вакол сваёй восі<ref name="burgess2">Burgess (1991): 64—70.</ref>. Агульная схема вятроў паказвае, што на высокіх шыротах кірунак вятроў супадае з кірункам вярчэння планеты, а на нізкіх шыротах процілеглы яму. Адрозненні ў кірунку паветраных патокаў, як мяркуюць, следства «[[скін-эфект]]у», а не якія-небудзь глыбінных атмасферных працэсаў<ref name="atmo" />. Утрыманне ў атмасферы метану, этану і ацэтылену ў вобласці экватара перавышае ў дзясяткі і сотні разоў ўтрыманне гэтых рэчываў у вобласці палюсоў. Гэта назіранне можа лічыцца сведчаннем на карысць існавання апвеллинга на экватары Нептуна і яго паніжэння бліжэй да полюсаў<ref name="atmo" />. У 2007 годзе было заўважана, што верхняя трапасфера паўднёвага полюса Нэптуна была на 10 °C цяплей, чым астатняя частка Нептуна, дзе тэмпература ў сярэднім складае -200 °C<ref>{{cite web
| title = Evidence for methane escape and strong seasonal and dynamical perturbations of Neptune’s atmospheric temperatures
| author = Orton, G. S., Encrenaz T., Leyrat C., Puetter, R. and Friedson, A. J.
| work = Astronomy and Astrophysics
| url = http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361:20078277
| year = 2007
| accessdate = 2008-03-10
| archiveurl = http://www.webcitation.org/610ezQTsz
| archivedate = 2011-08-17
}}</ref>. Такая розніца ў тэмпературы дастатковая, каб метан, які знаходзіцца ў іншых абласцях верхняй частцы атмасферы Нептуна ў замарожаным выглядзе, прасочваўся ў космас на паўднёвым полюсе. Гэты «гарачы пункт» — следства восевага нахілу Нептуна, паўднёвы полюс якога ўжо чвэрць нептуніянскага года, гэта значыць прыкладна 40 зямных гадоў, павернуты да Сонца. Па меры таго, як Нептун будзе павольна прасоўвацца па арбіце да процілеглага боку Сонца, паўднёвы полюс паступова сыдзе ў цень, і Нептун падставіць Сонцу паўночны полюс. Такім чынам, вызваленне метану ў космас перамесціцца з паўднёвага полюса на паўночны<ref>{{cite news
| first=Glenn | last=Orton | coauthors=Encrenaz, Thérèse
| url=http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2007/pr-41-07.html
| title=A Warm South Pole? Yes, On Neptune!
| publisher=ESO | date=September 18, 2007
| accessdate=2007-09-20 }}</ref>. З-за сезонных змяненняў хмарныя паласы ў паўднёвым паўшар'і Нептуна, як назіралася, павялічыліся ў памеры. Гэтая тэндэнцыя была заўважаная яшчэ ў 1980 годзе, і, як чакаецца, будзе доўжыцца да 2020 года з надыходам на Нептун новага сезону. Сезоны мяняюцца кожныя 40 гадоў<ref name="villard">{{cite news
| last=Villard | first=Ray | coauthors=Devitt, Terry
| date=May 15, 2003
| title=Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons
| publisher=Hubble News Center
| url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2003/17/text/
| accessdate=2008-02-26 }}</ref>.
=== Унутранае цяпло ===
Больш разнастайная надвор'е на Нептуне, у параўнанні з Уранам, як мяркуюць, — следства больш высокай унутранай тэмпературы<ref name="heat">{{cite web|title=Heat Sources within the Giant Planets|author=Williams, Sam.|work=University of California, Berkeley|year=2004|url=http://web.archive.org/web/20050430073843/http://www.cs.berkeley.edu/~samw/projects/ay249/z_heat_sources/Paper.doc
|accessdate=2008-03-10}}</ref>. Пры гэтым Нептун ў паўтара разы больш аддалены ад Сонца, чым Уран, і атрымлівае толькі 40 % ад сонечнага святла, які атрымлівае Уран. Паверхневыя жа тэмпературы гэтых двух планет прыкладна роўныя<ref name="heat" />. Верхнія вобласці трапасферы Нептуна дасягаюць вельмі нізкай тэмпературы ў -221,4 °C. На глыбіні, дзе ціск складае 1 бар, тэмпература дасягае -201,15 °C<ref>{{cite journal
| last=Lindal | first=Gunnar F.
| title=The atmosphere of Neptune — an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2
| journal=Astronomical Journal
| year=1992 | volume=103 | pages=967—982
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103..967L
| accessdate=2008-02-25
| doi=10.1086/116119 }}</ref>. Глыбей ідуць газы, аднак тэмпература устойліва павышаецца. Як і з Уранам, механізм нагрэву невядомы, але неадпаведнасць вялікая: Уран выпраменьвае ў 1,1 разы больш энергіі, чым атрымлівае ад Сонца<ref>{{cite web
| title = Class 12 — Giant Planets — Heat and Formation
| work = 3750 — Planets, Moons & Rings
| year = 2004
| publisher = Colorado University, Boulder
| url = http://lasp.colorado.edu/~bagenal/3750/ClassNotes/Class12/Class12.html
| accessdate = 2008-03-13
| archiveurl = http://www.webcitation.org/610f22GDB
| archivedate = 2011-08-17
}}</ref>. Нептун жа выпраменьвае ў 2,61 разы больш, чым атрымлівае, яго ўнутраная крыніца цяпла вырабляе 161 % ад цяпла, якое атрымліваецца ад Сонца<ref>{{cite journal
| last=Pearl | first=J. C. | coauthors=Conrath, B. J.
| title=The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data
| journal=Journal of Geophysical Research Supplement | year=1991
| volume=96 | pages=18 921—18 930
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR....9618921P
| accessdate=2008-02-20 }}</ref>. Нягледзячы на тое што Нептун — самая далёкая планета ад Сонца, яго ўнутранай энергіі дастаткова для наяўнасці самых хуткіх вятроў ў Сонечнай сістэме. Прапануецца некалькі магчымых тлумачэнняў, уключаючы радыёгенны нагрэў ядром планеты (як Зямля грэецца каліем-40, да прыкладу)<ref name="williams">{{cite paper
| last=Williams | first=Sam
| title=Heat Sources Within the Giant Planets
| date=November 24, 2004 | publisher=UC Berkeley
| url = http://web.archive.org/web/20050430073843/www.cs.berkeley.edu/~samw/projects/ay249/z_heat_sources/Paper.doc
| format=DOC | accessdate=2008-02-20 }}</ref>, дысацыяцыя метану ў іншыя ланцужныя вуглевадароды ва ўмовах атмасферы Нептуна<ref name="williams"/><ref>{{cite journal
| last=Scandolo | first=Sandro | coauthors=Jeanloz, Raymond
| title=The Centers of Planets | journal=American Scientist
| year=2003 | volume=91 | issue=6 | pages=516
| doi=10.1511/2003.6.516 }}</ref>, а таксама канвекцыя ў ніжняй частцы атмасферы, якая прыводзіць да тармажэння гравітацыйных хваль над трапапаўзай<ref>{{cite journal
| last=McHugh | first=J. P. | month=September | year=1999
| title=Computation of Gravity Waves near the Tropopause
| journal=American Astronomical Society, DPS meeting #31, #53.07
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999DPS....31.5307M
| accessdate=2008-02-19 }}
</ref><ref>{{cite journal
| last=McHugh | first=J. P. | coauthors=Friedson, A. J.
| month=September | year=1996 | pages=1078
| title=Neptune’s Energy Crisis: Gravity Wave Heating of the Stratosphere of Neptune
| journal=Bulletin of the American Astronomical Society
| url=http://adsabs.harvard.edu/full/1996DPS....28.0507L
| accessdate=2008-02-19 }}</ref>.
== Утварэнне і міграцыя ==
| |||