Нептун (планета): Розніца паміж версіямі

[дагледжаная версія][дагледжаная версія]
Змесціва выдалена Змесціва дададзена
Artificial123 (размовы | уклад)
дрНяма тлумачэння праўкі
Artificial123 (размовы | уклад)
дрНяма тлумачэння праўкі
Радок 172:
| issue=12 | pages=1517—1522 | year=1995
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995P%26SS...43.1517P
| doi=10.1016/0032-0633(95)00061-5}}</ref>. Сляды [[метан]]у ў знешніх пластахслаях атмасферы, у прыватнасці, з'яўляюцца прычынай сіняга колеру планеты<ref name="bluecolour">{{cite web
| first = Kirk
| last = Munsell
Радок 194:
| doi=10.1126/science.251.4996.929
| pmid=17847386
}}</ref>. Падчас пралёту «Вояджэра-2» у 1989 годзе ў паўднёвым паўшар'і Нептуна было выяўлена так званая Вялікая цёмная пляма, падобная да [[Вялікая чырвоная пляма|Вялікай чырвонай плямы]] на [[Юпітэр (планета)|Юпітэры]]. Тэмпература Нептуна ў верхніх пластахслаях атмасферы блізкая да {{nobr|-220 °C}}<ref name="OXFORD"/><ref name="Радзини"/>. У цэнтры Нептуна тэмпература складае паводле розных ацэнак ад 5400 K<ref name="hubbard"/> да 7000-7100 °C<ref>{{кніга|аўтар =В. Л. Пантелеев.| частка = |загаловак = Физика Земли и планет. Курс лекций |арыгінал = |спасылка =http://lnfm1.sai.msu.ru/grav/russian/lecture/geophiz/node42.html |адказны = |выданне = |месца =М. |выданне =Московский государственный университет им. М.В.Ломоносова, Физический факультет |год = 2001|том =}}</ref><ref>{{кніга|аўтар=Жарков Владимир Наумович|загаловак=Геофизические исследования планет и спутников|спасылка=http://www.scgis.ru/russian/cp1251/h_dgggms/1-2003/scpub-3_chap-2.pdf|месца =М.|издательство=ОИФЗ РАН|год= 2002}}</ref>, што супастаўна з тэмпературай на паверхні Сонца і параўнальна з унутранай тэмпературай большасці вядомых планет. У Нептуна ёсць слабая і фрагментаваная [[Кольцы Нептуна|кальцавая сістэма]], магчыма, выяўленая яшчэ ў 1960-я гады, але пацверджаная «Вояджэрам-2» толькі ў 1989 годзе<ref name=ring1>{{cite news
| last=Wilford | first=John N. | date=June 10, 1982
| title=Data Shows 2 Rings Circling Neptune
Радок 513:
=== Унутраная будова ===
 
Па ўнутранай будове Нептун падобны на Уран. Атмасфера складае прыкладна 10-20 % ад агульнай масы планеты, і адлегласць ад паверхні да канца атмасферы складае 10-20 % адлегласці ад паверхні да ядра. Паблізу ядра ціск можа дасягаць 10 гПа. Аб'ёмныя канцэнтрацыі [[метан]]у, [[аміяк]]у і [[Вада|вады]] знойдзены ў ніжніх пластахслаях атмасферы<ref name="hubbard"/>
 
[[Файл:Neptune diagram.svg|325px|thumb|left|Унутраная будова Нептуна:<br />1. Верхняя атмасфера, верхнія воблакі<br />2. Атмасфера, якая складаецца з вадароду, гелію і метана<br />
Радок 583:
=== Атмасфера ===
 
У верхніх пластахслаях 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
Радок 617:
[[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 ўтвараюцца аблокі [[аміяк]]у і [[серавадарод]]у. Пры ціску больш за 5 бар аблокі могуць складацца з аміяку, сульфіду амонію, 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 аблокі з аміяку і серавадароду<ref name="elkins-tanton"/>. Вышынныя аблокі Нептуна назіраліся па ценях, што адкідаюцца імі, на непразрысты пластслой ніжэйшых хмар. Сярод іх вылучаюцца хмарныя палосы, 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 пластаслоя<ref name="apj125"/>. Вывучэнне спектра Нептуна дазваляе меркаваць, што яго больш нізкая стратасфера затуманена з-за кандэнсацыі прадуктаў ультрафіялетавага фатолізу метану, такіх як [[этан]] і [[ацэтылен]]<ref name="hubbard"/><ref name="atmo" />. У стратасферы таксама выяўленыя сляды [[цыанавадарод]]у 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 цяплейшая, 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, дадзеная з'ява ўзнікла ў выніку 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 ===
Радок 652:
| accessdate=2008-02-27
| doi=10.1126/science.245.4924.1367
| pmid=17798743 }}</ref>. У верхнім воблачным пласцеслое 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, вынік «[[скін-эфект]]у», а не якіх-небудзь глыбінных атмасферных працэсаў<ref name="atmo" />. Утрыманне ў атмасферы метану, этану і ацэтылену ў вобласці экватара перавышае ў дзясяткі і сотні разоў утрыманне гэтых рэчываў у вобласці полюсаў. Магчыма, гэта сведчыць аб працэсах пад'ёму глыбіннага рэчыва на экватары Нептуна і яго апускання бліжэй да полюсаў<ref name="atmo" />. У 2007 годзе было заўважана, што верхняя трапасфера паўднёвага полюса Нептуна была на 10 °C цяплейшая, 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.
Радок 715:
| doi=10.1016/j.icarus.2003.07.006
| url=http://cips.berkeley.edu/research/depater_altitude.pdf
| format=PDF | accessdate=2008-02-26 }}</ref>. Такім чынам, яны здаюцца своеасаблівымі дзіркамі ў верхнім воблачным пласцеслое. Паколькі гэтыя штормы носяць устойлівы характар ​​і могуць існаваць на працягу некалькіх месяцаў, яны, як лічыцца, маюць віхравую структуру<ref name="apj125"/>. Часта звязваюцца з цёмнымі плямамі больш яркія, пастаянныя аблокі метану, якія ўтвараюцца ў трапапаўзе<ref>{{cite journal
| last=Stratman | first=P. W.
| coauthors=Showman, A. P.; Dowling, T. E.; Sromovsky, L. A.