Атмосфера Урана - Atmosphere of Uranus

Беловато-голубая сферическая планета на черном фоне космоса
Уран от Вояджер 2

В атмосфера Урана состоит в основном из водород и гелий. На глубине он значительно обогащен летучие вещества (названный «льдом»), например воды, аммиак и метан. Обратное верно для верхних слоев атмосферы, в которых очень мало газов тяжелее водорода и гелия из-за их низкой температуры. Уран Атмосфера России самая холодная из всех планет, ее температура достигает 49K.

Атмосферу Урана можно разделить на пять основных слоев: тропосфера, между высотами −600[а] и 50 км и давление от 100 до 0,1 бар; то стратосфера, охватывая высоту от 50 до 4000 км и давление между 0,1 и 10−10 бар; и горячий термосфера (и экзосфера ) простирается от высоты 4056 км до нескольких радиусов Урана от номинальной поверхности при давлении 1 бар.[1] в отличие Земля в атмосфере Урана нет мезосфера.

В тропосфере находятся четыре облачных слоя: метановые облака примерно 1,2бар, сероводород и аммиак облака при 3–10 бар, гидросульфид аммония облака при 20–40 бар и, наконец, водяные облака при давлении ниже 50 бар. Непосредственно наблюдались только два верхних слоя облаков - более глубокие облака остаются предположительными. Над облаками лежит несколько тонких слоев фотохимической дымки. Дискретные яркие тропосферные облака на Уране редки, вероятно, из-за вялого движения. конвекция в недрах планеты. Тем не менее, наблюдения за такими облаками использовались для измерения зональных ветров на планете, которые очень быстры и достигают 240 м / с.

Мало что известно об атмосфере Урана, поскольку на сегодняшний день существует только один космический корабль, Вояджер 2, прошедшего мимо планеты в 1986 г., получили ценные композиционные данные. Никаких других миссий на Уран в настоящее время не запланировано.

Наблюдение и исследование

Атмосфера Урана во время программы Outer Planet Atmosphere Legacy (OPAL).

Хотя внутри Урана нет четко определенной твердой поверхности, самая внешняя часть газовой оболочки Урана (область, доступная для дистанционного зондирования) называется ее атмосфера.[1] Возможности дистанционного зондирования простираются примерно до 300 км ниже уровня 1 бар, с соответствующим давлением около 100бар и температура 320K.[2]

История наблюдений за атмосферой Урана длинна и полна ошибок и разочарований. Уран - относительно слабый объект, и его видимый угловой диаметр меньше 5 дюймов.[3] Первые спектры Урана наблюдались через призму в 1869 и 1871 гг. Анджело Секки и Уильям Хаггинс, которые обнаружили ряд широких темных полос, которые они не смогли идентифицировать.[3] Они также не смогли обнаружить никаких солнечных Линии фраунгофера - факт, позже истолкованный Норман Локьер как указание на то, что Уран излучает собственный свет, а не отражает свет от Солнца.[3][4] Однако в 1889 году астрономы наблюдали солнечные линии фраунгофера в фотографических ультрафиолетовых спектрах планеты, раз и навсегда доказав, что Уран сиял в отраженном свете.[5] Природа широких темных полос в его видимом спектре оставалась неизвестной до четвертого десятилетия двадцатого века.[3]

Хотя в настоящее время Уран в основном выглядит пустым, исторически было показано, что он имеет случайные особенности, например, в марте и апреле 1884 года, когда астрономы Анри Жозеф Перротен, Норман Локьер, и Шарль Трепье наблюдал яркое удлиненное пятно (предположительно шторм), кружащееся вокруг экватора планеты.[6]

Ключ к расшифровке спектра Урана был найден в 1930-х гг. Руперт Уайлдт и Весто Слайфер,[7] который обнаружил, что темные полосы на 543, 619, 925, 865 и 890 нм принадлежали газообразным метан.[3] Раньше их никогда не наблюдали, потому что они были очень слабыми и требовали большого пути для обнаружения.[7] Это означало, что атмосфера Урана была прозрачной на гораздо большей глубине по сравнению с атмосферой других планет-гигантов.[3] В 1950 г. Джерард Койпер заметил еще одну диффузную темную полосу в спектре Урана при 827 нм, которую он не смог идентифицировать.[8] В 1952 г. Герхард Херцберг, будущее Нобелевская премия победитель, показал, что эта полоса была вызвана слабым квадруполь поглощение молекулярный водород, которое стало вторым соединением, обнаруженным на Уране.[9] До 1986 года в атмосфере Урана были известны только два газа - метан и водород.[3] В дальний инфракрасный Спектроскопические наблюдения, начиная с 1967 года, неизменно показывали, что атмосфера Урана находилась в приблизительном тепловом балансе с приходящей солнечной радиацией (другими словами, она излучала столько же тепла, сколько получало от Солнца), и для объяснения наблюдаемых температур не требовалось никакого внутреннего источника тепла.[10] Никаких дискретных особенностей на Уране не наблюдалось до Вояджер 2 визит в 1986 г.[11]

В январе 1986 г. Вояджер 2 космический корабль пролетел мимо Урана на минимальное расстояние 107 100 км.[12] предоставление первых снимков крупным планом и спектров атмосферы. Они в целом подтвердили, что атмосфера состоит в основном из водорода и гелия с примерно 2% метана.[13] Атмосфера казалась очень прозрачной, без густой стратосферной и тропосферной дымки. Наблюдалось лишь ограниченное количество дискретных облаков.[14]

В 1990-х и 2000-х годах наблюдения Космический телескоп Хаббла и наземными телескопами, оснащенными адаптивная оптика системы ( Телескоп Кека и Инфракрасный телескоп НАСА, например) позволил впервые наблюдать дискретные особенности облаков с Земли.[15] Их отслеживание позволило астрономам повторно измерить скорость ветра на Уране, известную ранее только из Вояджер 2 наблюдения, а также для изучения динамики атмосферы Урана.[16]

Сочинение

Состав атмосферы Урана отличается от атмосферы Урана в целом и состоит в основном из молекулярный водород и гелий.[17] Мольная доля гелия, т. Е. Количество гелия атомы на молекула водорода / гелия, было определено из анализа Вояджер 2 дальний инфракрасный и радиозатмение наблюдения.[18] Текущее принятое значение: 0.152±0.033 в верхней тропосфере, что соответствует массовой доле 0.262±0.048.[17][19] Это значение очень близко к протосолнечный гелий массовая доля 0.2741±0.0120,[20] Это указывает на то, что гелий не осел к центру планеты, как у газовых гигантов.[21]

Третья по численности составляющая атмосферы Урана - метан (CH4),[22] наличие которых было известно некоторое время в результате наземных спектроскопический наблюдения.[17] Метан обладает заметными полосы поглощения в видимый и ближний инфракрасный, делая Уран Аквамарин или голубой в цвете.[23] Ниже уровня облаков метана на 1,3бар молекулы метана составляют около 2,3%[24] атмосферы по мольной доле; примерно в 10-30 раз больше, чем на Солнце.[17][18] Соотношение смешивания намного ниже в верхних слоях атмосферы из-за чрезвычайно низкой температуры на тропопауза, что снижает уровень насыщения и вызывает вымораживание избытка метана.[25] Метан кажется недонасыщенным в верхнем тропосфера над облаками, имеющими парциальное давление всего 30% от давление насыщенного пара Там.[24] Концентрация менее летучих соединений, таких как аммиак, воды и сероводород в глубокой атмосфере малоизвестен.[17] Однако, как и в случае с метаном, их содержание, вероятно, превышает солнечные значения как минимум в 20-30 раз,[26] и, возможно, в несколько сотен раз.[27]

Знание изотопический Состав атмосферы Урана очень ограничен.[28] На сегодняшний день единственным известным соотношением изотопов является соотношение дейтерий к легкому водороду: 5.5+3.5
−1.5×10−5, который измерялся Инфракрасная космическая обсерватория (ISO) в 1990-х годах. Кажется, выше, чем протосолнечный ценность (2.25±0.35)×10−5 измеряется в Юпитере.[29] Дейтерий содержится почти исключительно в дейтерид водорода молекулы, которые он образует с нормальными атомами водорода.[30]

Инфракрасная спектроскопия, включая измерения с Космический телескоп Спитцера (SST),[31] и УФ наблюдения за затмением,[32] обнаружены следовые количества сложных углеводороды в стратосфере Урана, которые, как считается, производятся из метана фотолиз индуцируется солнечным УФ-излучением.[33] Они включают этан (C2ЧАС6), ацетилен (C2ЧАС2),[32][34] метилацетилен (CH3C2ЧАС), диацетилен (C2HC2ЧАС).[35] Инфракрасная спектроскопия также выявила следы водяного пара,[36] монооксид углерода[37] и углекислый газ в стратосфере, которые, вероятно, происходят от внешнего источника, такого как падающая пыль и кометы.[35]

Структура

Температурный профиль тропосферы и нижней стратосферы Урана. Также указаны слои облачности и дымки.

Атмосферу Урана можно разделить на три основных слоя: тропосфера, между высотами −300[а] и 50 км и давление от 100 до 0,1 бар; то стратосфера, охватывающий высоту от 50 до 4000 км и давление между 0,1 и 10−10 бар; и термосфера /экзосфера простирается от 4000 км до нескольких радиусов Урана от поверхности. Здесь нет мезосфера.[1][38]

Тропосфера

Тропосфера - самая нижняя и самая плотная часть атмосферы, для которой характерно снижение температуры с высотой.[1] Температура падает от примерно 320 К в основании тропосферы на отметке –300 км до примерно 53 К на расстоянии 50 км.[2][18] Температура на холодной верхней границе тропосферы (тропопауза) фактически колеблется в диапазоне от 49 до 57 К в зависимости от широты планеты, при этом самая низкая температура достигается около 25 ° южной широты. широта.[39][40] Тропосфера удерживает почти всю массу атмосферы, а область тропопаузы также отвечает за подавляющее большинство тепловых потоков на планете. дальний инфракрасный выбросов, тем самым определяя его эффективная температура из 59.1±0,3 К.[40][41]

Считается, что тропосфера обладает очень сложной облачной структурой; водные облака предположительно лежат в диапазоне давлений От 50 до 300 бар, гидросульфид аммония облака в диапазоне 20 и 40 бароблака аммиака или сероводорода при давлении от 3 до 10 бар и, наконец, тонкие метан облака в От 1 до 2 бар.[2][23][26] Несмотря на то что Вояджер 2 непосредственно обнаруженные метановые облака,[24] все остальные облачные слои остаются спекулятивными. Существование облачного слоя сероводорода возможно только при соотношении сера и азот численность (отношение сигнал / шум) значительно превышает его солнечное значение 0,16.[23] В противном случае весь сероводород вступил бы в реакцию с аммиаком, образуя гидросульфид аммония, и вместо этого появились бы облака аммиака в диапазоне давлений 3–10 бар.[27] Повышенное отношение сигнал / шум подразумевает истощение аммиака в диапазоне давления 20-40 бар, где образуются облака гидросульфида аммония. Это может быть результатом растворения аммиака в каплях воды внутри водяных облаков или в глубоком ионно-водном океане.[26][27]

Точное расположение двух верхних слоев облаков несколько спорно. Облака метана были непосредственно обнаружены Вояджер 2 при 1,2–1,3 бар при радиозатменном воздействии.[24] Позднее этот результат был подтвержден анализом Вояджер 2 изображения конечностей.[23] На основании спектроскопических данных в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах (0,5–1 мкм) верхняя часть более глубоких облаков аммиака / сероводорода была определена как давление 3 бар.[42] Однако недавний анализ спектроскопических данных в диапазоне длин волн 1–2,3 мкм показал, что верхняя часть облаков метана находится на уровне 2 бар, а верхняя часть нижних облаков - на уровне 6 бар.[43] Это противоречие может быть разрешено, когда появятся новые данные о поглощении метана в атмосфере Урана.[b] Оптическая толщина двух верхних слоев облаков зависит от широты: оба они становятся тоньше на полюсах по сравнению с экватором, хотя в 2007 г. оптическая толщина слоя облаков метана имела локальный максимум на 45 ° ю.ш., где расположен южный полярный ворот. (см. ниже ).[46]

Тропосфера очень динамична, с сильными зональными ветрами, яркими метановыми облаками,[47] темные пятна[48] и заметные сезонные изменения. (см. ниже )[49]

Температурные профили в стратосфера и термосфера Урана. Заштрихованная область - это место концентрации углеводородов.

Стратосфера

В стратосфера - средний слой атмосферы Урана, температура в котором обычно увеличивается с высотой от 53 К в тропопауза от 800 до 850 К у основания термосфера.[50] Нагрев стратосферы вызывается нисходящим теплопроводность из горячей термосферы[51][52] а также поглощением солнечной УФ и ИК излучение метана и сложных углеводородов, образующихся в результате метана фотолиз.[33][51] Метан попадает в стратосферу через холодную тропопаузу, где его коэффициент смешения относительно молекулярного водорода составляет примерно 3 × 10–5, в три раза ниже насыщенности.[25] Далее он уменьшается примерно до 10−7 на высоте, соответствующей давлению 0,1 мбар.[53]

Углеводороды тяжелее метана присутствуют в относительно узком слое на высоте от 160 до 320 км, что соответствует диапазону давления от 10 до 0,1 мбар и температуре от 100 до 130 К.[25][35] Самые распространенные стратосферные углеводороды после метана - это ацетилен и этан, с участием соотношения смешивания около 10−7.[53] Более тяжелые углеводороды, такие как метилацетилен и диацетилен иметь соотношение смешивания около 10−10- на три порядка ниже.[35] Температура и соотношение смеси углеводородов в стратосфере меняются в зависимости от времени и широты.[54][c] Сложные углеводороды ответственны за охлаждение стратосферы, особенно ацетилен, имеющий сильную линию излучения на длине волны 13,7 мкм.[51]

Помимо углеводородов, стратосфера содержит окись углерода, а также следы водяного пара и углекислого газа. Соотношение смеси окиси углерода - 3 × 10.−8- очень похож на углеводороды,[37] в то время как соотношение смешивания диоксида углерода и воды составляет около 10−11 и 8×10−9соответственно.[35][57] Эти три соединения относительно однородно распределены в стратосфере и не ограничены узким слоем, как углеводороды.[35][37]

Этан, ацетилен и диацетилен конденсируются в более холодной нижней части стратосферы.[33] формирование мгла слои с оптическая глубина около 0,01 в видимом свете.[58] Конденсация происходит при примерно 14, 2,5 и 0,1 мбар для этана, ацетилена и диацетилена соответственно.[59][d] Концентрация углеводородов в стратосфере Урана значительно ниже, чем в стратосфере других стран. планеты-гиганты - верхняя атмосфера Урана очень чистая и прозрачная над слоями дымки.[54] Это истощение вызвано слабой вертикальной смешивание, и делает стратосферу Урана менее непрозрачный и, как следствие, холоднее, чем у других планет-гигантов.[54][60] Муты, как и их родительские углеводороды, неравномерно распределены по Урану; в день солнцестояния 1986 года, когда Вояджер 2 Пройдя мимо планеты, они сконцентрировались возле залитого солнцем полюса, делая его темным в ультрафиолете.[61]

Термосфера и ионосфера

Самый внешний слой атмосферы Урана, простирающийся на тысячи километров, - это термосфера / экзосфера, которая имеет однородную температуру от 800 до 850 К.[51][62] Это намного выше, чем, например, 420 К, наблюдаемые в термосфере Сатурна.[63] Источники тепла, необходимые для поддержания таких высоких температур, не изучены, поскольку ни солнечная энергия FUV /EUV радиация ни полярное сияние активность может дать необходимую энергию.[50][62] Этому явлению может способствовать низкая эффективность охлаждения из-за истощения запасов углеводородов в стратосфере.[54] В дополнение к молекулярный водород, термосфера содержит большую долю свободных атомы водорода,[50] в то время как считается, что гелий здесь отсутствует, потому что он диффузно разделяется на более низких высотах.[64]

Термосфера и верхняя часть стратосферы содержат большую концентрацию ионы и электроны, формируя ионосфера Урана.[65] Радиозатменные наблюдения Вояджер 2 космический аппарат показал, что ионосфера находится на высоте от 1000 до 10000 км и может включать несколько узких и плотных слоев на высоте от 1000 до 3500 км.[65][66] Плотность электронов в ионосфере Урана в среднем составляет 104 см−3,[67] доходя до 105 см−3 в узких слоях стратосферы.[66] Ионосфера в основном поддерживается солнечными УФ излучения и его плотность зависит от солнечная активность.[67][68] В полярное сияние активность на Уране не такая мощная, как на Юпитере и Сатурне, и мало способствует ионизации.[e][69] Высокая концентрация электронов может быть частично вызвана низкой концентрацией углеводороды в стратосфере.[54]

Одним из источников информации об ионосфере и термосфере являются наземные измерения интенсивного средний инфракрасный (3–4 мкм) выбросы трехводородный катион (ЧАС3+).[67][70] Полная излучаемая мощность составляет 1-2 × 1011 W - на порядок больше, чем ближний инфракрасный водород квадруполь выбросы.[f][71] Трехводородный катион выполняет функцию одного из основных охладителей ионосферы.[72]

Верхние слои атмосферы Урана - источник дальний ультрафиолет (90–140 нм) излучение, известное как дневное сияние или электросвечение, который, как и ЧАС3+ Инфракрасное излучение исходит исключительно из солнечной части планеты. Это явление, которое происходит в термосферах всех планет-гигантов и какое-то время было загадочным после его открытия, интерпретируется как УФ-излучение. флуоресценция атомарного и молекулярного водорода, возбужденного солнечным излучением или фотоэлектроны.[73]

Водородная корона

Верхняя часть термосферы, где длина свободного пробега молекул превышает высота шкалы,[г] называется экзосфера.[74] Нижняя граница экзосферы Урана, экзобаза, расположена на высоте около 6500 км, или 1/4 радиуса планеты, над поверхностью.[74] Экзосфера необычно протяженная, достигая нескольких радиусов Урана от планеты.[75][76] Он состоит в основном из атомов водорода и часто называется водородом. корона Урана.[77] Высокая температура и относительно высокое давление у основания термосферы отчасти объясняют, почему экзосфера Урана такая огромная.[час][76] Плотность атомарного водорода в короне медленно падает с расстоянием от планеты, оставаясь на уровне нескольких сотен атомов на см.3 в нескольких радиусах от Урана.[79] Эффекты этой раздутой экзосферы включают: тянуть на малых частицах, вращающихся вокруг Урана, вызывая общее истощение пыль в кольцах Урана. Падающая пыль, в свою очередь, загрязняет верхние слои атмосферы планеты.[77]

Динамика

Зональные скорости ветра на Уране. Затененные области показывают южный воротник и его будущий северный аналог. Красная кривая симметрично соответствует данным.
Основная статья: Климат Урана

Уран имеет относительно мягкий вид, без широких разноцветных полос и больших облаков, характерных для Юпитера и Сатурна.[15][61] До 1986 года в атмосфере Урана отдельные особенности наблюдались только один раз.[11][6] Наиболее заметные особенности Урана, наблюдаемые Вояджер 2 были темная низкоширотная область между -40 ° и -20 ° и яркая южная полярная шапка.[61] Северная граница шапки располагалась примерно на -45 ° широты. Самая яркая зональная полоса располагалась у края шапки под углом от -50 ° до -45 ° и затем называлась полярным воротником.[80] Южная полярная шапка, существовавшая во времена солнцестояние в 1986 году, угас в 1990-х.[81] После равноденствия в 2007 году южный полярный воротник также начал исчезать, в то время как северный полярный воротник, расположенный на широте от 45 ° до 50 ° (впервые появившийся в 2007 году), с тех пор стал более заметным.[82]

Атмосфера Урана спокойная по сравнению с другими планеты-гиганты. Лишь ограниченное количество маленьких ярких облаков на средних широтах в обоих полушариях[15] и один Темное пятно Урана наблюдаются с 1986 г.[48] Одно из ярких облаков, расположенное на -34 ° широты и названное Берг, вероятно, существовали непрерывно, по крайней мере, с 1986 года.[83] Тем не менее, уранская атмосфера имеет довольно сильные зональные ветры, дующие в ретроградном (противодействующем вращению) направлении около экватора, но переходящие в прямое направление к полюсу на ± 20 ° широты.[84] Скорость ветра от −50 до −100 м / с на экваторе увеличивается до 240 м / с около 50 ° широты.[81] Профиль ветра, измеренный до равноденствия 2007 года, был слегка асимметричным, причем ветры были сильнее в южном полушарии, хотя это оказалось сезонным эффектом, поскольку это полушарие было непрерывно освещено Солнцем до 2007 года.[81] После 2007 г. ветры в северном полушарии усилились, а в южном - замедлились.

Уран демонстрирует значительные сезонные колебания по своей 84-летней орбите. Обычно она ярче около солнцестояния и тусклее в дни равноденствия.[49] Вариации в значительной степени вызваны изменениями в геометрии обзора: яркая полярная область становится видимой около солнцестояний, а темный экватор виден около равноденствий.[85] Тем не менее, существуют некоторые внутренние вариации отражательной способности атмосферы: периодически исчезающие и светящиеся полярные шапки, а также появляющиеся и исчезающие полярные воротнички.[85]

Смотрите также

Заметки

  1. ^ а б Отрицательные высоты относятся к местам ниже номинальной поверхности при давлении 1 бар.
  2. ^ Действительно, недавний анализ, основанный на новом наборе данных коэффициентов поглощения метана, сдвинул облака до 1,6 и 3 бар соответственно.[44][45]
  3. ^ В 1986 г. стратосфера на полюсах была беднее углеводородами, чем на экваторе;[25] на полюсах углеводороды также находились на гораздо более низких высотах.[55] Температура в стратосфере может повышаться во время солнцестояний и снижаться в дни равноденствия на целых 50 К.[56]
  4. ^ На этих высотах температура имеет локальные максимумы, что может быть вызвано поглощением солнечного излучения частицами дымки.[17]
  5. ^ Суммарный подвод энергии в сияние составляет 3–7 × 1010 W - недостаточно для нагрева термосферы.[69]
  6. ^ Горячая термосфера Урана производит водородные квадрупольные эмиссионные линии в ближний инфракрасный часть спектра (1,8–2,5 мкм) с полной излучаемой мощностью 1–2 × 1010 W. Мощность, излучаемая молекулярным водородом в дальний инфракрасный часть спектра составляет около 2 × 1011 W.[71]
  7. ^ Высота шкалы ш определяется как ш = RT/(Mgj), где р = 8,31 Дж / моль / К это газовая постоянная, M ≈ 0,0023 кг / моль - средняя молярная масса в атмосфере Урана,[17] Т это температура и гj ≈ 8,9 м / с2 - ускорение свободного падения на поверхности Урана. При изменении температуры от 53 К в тропопаузе до 800 К в термосфере масштабная высота изменяется от 20 до 400 км.
  8. ^ Корона содержит значительную популяцию надтепловых (энергия до 2эВ ) атомы водорода. Их происхождение неясно, но они могут быть произведены тем же механизмом, который нагревает термосферу.[78]

Цитаты

  1. ^ а б c d Лунин 1993 С. 219–222.
  2. ^ а б c де Патер Романи и др. 1991 г., п. 231, рис.13.
  3. ^ а б c d е ж г Fegley Gautier et al. 1991 г. С. 151–154.
  4. ^ Локьер 1889.
  5. ^ Хаггинс 1889.
  6. ^ а б Перротен, Анри (1 мая 1884 г.). "Аспект Урана". Природа. 30: 21. Получено 4 ноября 2018.
  7. ^ а б Адель и Слайфер 1934.
  8. ^ Койпер 1949.
  9. ^ Герцберг 1952.
  10. ^ Перл Конрат и др. 1990 г., стр. 12–13, Таблица I.
  11. ^ а б Смит 1984 С. 213–214.
  12. ^ Камень 1987, п. 14 874, таблица 3.
  13. ^ Fegley Gautier et al. 1991 г. С. 155–158, 168–169.
  14. ^ Smith Soderblom et al. 1986 г. С. 43–49.
  15. ^ а б c Сромовский и Фрай 2005 С. 459–460.
  16. ^ Сромовский и Фрай 2005, п. 469, рис 5.
  17. ^ а б c d е ж г Лунин 1993 С. 222–230.
  18. ^ а б c Тайлер Свитнам и др. 1986 г. С. 80–81.
  19. ^ Конрат Готье и др. 1987 г., п. 15,007, таблица 1.
  20. ^ Lodders 2003, стр. 1,228–1,230.
  21. ^ Конрат Готье и др. 1987 г., стр. 15 008–15 009.
  22. ^ НАСА NSSDC, Информационный бюллетень об Уране В архиве 2011-08-04 в Wayback Machine (получено 7 окт.2015 г.)
  23. ^ а б c d Лунин 1993 С. 235–240.
  24. ^ а б c d Lindal Lyons et al. 1987 г., pp. 14,987, 14,994–14,996.
  25. ^ а б c d Епископ Атрейя и др. 1990 г. С. 457–462.
  26. ^ а б c Атрея и Вонг 2005 С. 130–131.
  27. ^ а б c де Патер Романи и др. 1989 г. С. 310–311.
  28. ^ Энкреназ 2005 С. 107–110.
  29. ^ Энкреназ 2003, стр. 98–100, Таблица 2 на стр. 96.
  30. ^ Feuchtgruber Lellouch et al. 1999 г..
  31. ^ Burgdorf Orton et al. 2006 г., стр. 634–635.
  32. ^ а б Епископ Атрейя и др. 1990 г., п. 448.
  33. ^ а б c Саммерс и Штробель 1989 С. 496–497.
  34. ^ Энкреназ 2003, п. 93.
  35. ^ а б c d е ж Burgdorf Orton et al. 2006 г., п. 636.
  36. ^ Энкреназ 2003, п. 92.
  37. ^ а б c Encrenaz Lellouch et al. 2004 г., п. L8.
  38. ^ Герберт Сандель и др. 1987 г., п. 15097, рис.4.
  39. ^ Лунин 1993 С. 240–245.
  40. ^ а б Hanel Conrath et al. 1986 г., п. 73.
  41. ^ Перл Конрат и др. 1990 г., п. 26, Таблица IX.
  42. ^ Сромовский Ирвин и др. 2006 г., стр. 591–592.
  43. ^ Сромовский Ирвин и др. 2006 г., стр. 592–593.
  44. ^ Фрай и Сромовский 2009.
  45. ^ Ирвин Тинби и др. 2010 г., п. 913.
  46. ^ Ирвин Тинби и др. 2007 г., стр. L72 – L73.
  47. ^ Сромовский и Фрай 2005, п. 483.
  48. ^ а б Хаммель Сромовский и др. 2009 г., п. 257.
  49. ^ а б Хаммель и Локвуд 2007 С. 291–293.
  50. ^ а б c Герберт Сандель и др. 1987 г., стр. 15,101–15,102.
  51. ^ а б c d Лунин 1993 С. 230–234.
  52. ^ Молодой 2001 С. 241–242.
  53. ^ а б Саммерс и Штробель 1989, pp. 497, 502, рис. 5а.
  54. ^ а б c d е Герберт и Сандель 1999, стр. 1,123–1,124.
  55. ^ Герберт и Сандель 1999, стр. 1,130–1131.
  56. ^ Молодой 2001, pp. 239–240, Рис. 5.
  57. ^ Энкреназ 2005, п. 111, Таблица IV.
  58. ^ Pollack Rages et al. 1987 г., п. 15 037.
  59. ^ Лунин 1993, п. 229, рис.3.
  60. ^ Епископ Атрейя и др. 1990 г. С. 462–463.
  61. ^ а б c Smith Soderblom et al. 1986 г. С. 43–46.
  62. ^ а б Герберт и Сандель 1999, стр. 1,122–1,123.
  63. ^ Миллер Эйлуорд и др. 2005 г., п. 322, таблица I.
  64. ^ Герберт Сандель и др. 1987 г., стр. 15,107–15,108.
  65. ^ а б Тайлер Свитнам и др. 1986 г., п. 81.
  66. ^ а б Lindal Lyons et al. 1987 г., п. 14,992, рис.7.
  67. ^ а б c Trafton Miller et al. 1999 г., стр. 1,076–1,078.
  68. ^ Энкреназ Дроссарт и др. 2003 г., стр. 1,015–1,016.
  69. ^ а б Герберт и Сандель 1999, стр. 1, 133–1135.
  70. ^ Лам Миллер и др. 1997 г., стр. L75–76.
  71. ^ а б Trafton Miller et al. 1999 г., стр. 1,073–1,076.
  72. ^ Миллер Ахиллеос и др. 2000 г., pp. 2,496–2,497.
  73. ^ Герберт и Сандель 1999, pp. 1,127–1,128, 1,130–1,131.
  74. ^ а б Герберт и Холл 1996, п. 10 877.
  75. ^ Герберт и Холл 1996, п. 10879, рис.2.
  76. ^ а б Герберт и Сандель 1999, п. 1,124.
  77. ^ а б Герберт Сандель и др. 1987 г., стр. 15,102–15,104.
  78. ^ Герберт и Холл 1996, pp. 10,880–10,882.
  79. ^ Герберт и Холл 1996, pp. 10,879–10,880.
  80. ^ Rages Hammel et al. 2004 г., п. 548.
  81. ^ а б c Сромовский и Фрай 2005, pp. 470–472, 483, Table 7, Fig. 6.
  82. ^ Сромовский Фрай и др. 2009 г., п. 265.
  83. ^ Сромовский и Фрай 2005 С. 474–482.
  84. ^ Smith Soderblom et al. 1986 г. С. 47–49.
  85. ^ а б Хаммель и Локвуд 2007 С. 293–296.

использованная литература

внешние ссылки

СМИ, связанные с Уран (атмосфера) в Wikimedia Commons