La atmósfera de Urano está compuesta principalmente de hidrógeno y helio . En las profundidades, está significativamente enriquecida en sustancias volátiles (denominadas "hielos") como agua , amoníaco y metano . Lo contrario sucede con la atmósfera superior, que contiene muy pocos gases más pesados que el hidrógeno y el helio debido a su baja temperatura. La atmósfera de Urano es la más fría de todos los planetas, con una temperatura que llega a los 49 K. [1]
La atmósfera de Urano se puede dividir en cinco capas principales: la troposfera , entre altitudes [a] de −300 y 50 km y presiones de 100 a 0,1 bar; la estratosfera , que abarca altitudes entre 50 y 4000 km y presiones de entre 0,1 y 10 −10 bar; y la termosfera caliente (y exosfera ) que se extiende desde una altitud de 4056 km hasta varios radios uranianos desde la superficie nominal a 1 bar de presión. [2] A diferencia de la Tierra , la atmósfera de Urano no tiene mesosfera .
La troposfera alberga cuatro capas de nubes: nubes de metano a aproximadamente 1,2 bar , nubes de sulfuro de hidrógeno y amoníaco a 3-10 bar, nubes de hidrosulfuro de amonio a 20-40 bar y, finalmente, nubes de agua por debajo de 50 bar. Solo las dos capas de nubes superiores se han observado directamente; las nubes más profundas siguen siendo especulativas. Por encima de las nubes se encuentran varias capas tenues de neblina fotoquímica. Las nubes troposféricas brillantes discretas son raras en Urano, probablemente debido a la convección lenta en el interior del planeta. Sin embargo, las observaciones de dichas nubes se utilizaron para medir los vientos zonales del planeta, que son notablemente rápidos con velocidades de hasta 240 m/s.
Se sabe poco sobre la atmósfera de Urano. Hasta la fecha, solo una sonda espacial, la Voyager 2 , que pasó por el planeta en 1986, obtuvo algunos datos valiosos sobre su composición. El Uranus Orbiter and Probe está programado para lanzarse en 2031 y llegará a Urano en 2044. Sus principales objetivos científicos incluyen un estudio detallado de la atmósfera de Urano.
Aunque no hay una superficie sólida bien definida dentro del interior de Urano, la parte más externa de la envoltura gaseosa de Urano (la región accesible a la teledetección ) se llama atmósfera . [2] La capacidad de teledetección se extiende hasta aproximadamente 300 km por debajo del nivel de 1 bar, con una presión correspondiente de alrededor de 100 bar y una temperatura de 320 K. [3 ]
La historia de las observaciones de la atmósfera de Urano es larga y está llena de errores y frustraciones. Urano es un objeto relativamente débil, y su diámetro angular visible es menor de 5″. [4] Los primeros espectros de Urano fueron observados a través de un prisma en 1869 y 1871 por Angelo Secchi y William Huggins , quienes encontraron una serie de amplias bandas oscuras, que no pudieron identificar. [4] Tampoco pudieron detectar ninguna línea solar de Fraunhofer , hecho que luego Norman Lockyer interpretó como una indicación de que Urano emitía su propia luz en lugar de reflejar la luz del Sol. [4] [5] Sin embargo, en 1889, los astrónomos observaron líneas solares de Fraunhofer en espectros ultravioleta fotográficos del planeta, demostrando de una vez por todas que Urano brillaba por luz reflejada. [6] La naturaleza de las amplias bandas oscuras en su espectro visible permaneció desconocida hasta la cuarta década del siglo XX. [4]
Aunque actualmente Urano tiene una apariencia prácticamente en blanco, se ha demostrado históricamente que tiene características ocasionales, como en marzo y abril de 1884, cuando los astrónomos Henri Joseph Perrotin , Norman Lockyer y Charles Trépied observaron una mancha brillante y alargada (presumiblemente una tormenta) que giraba alrededor del ecuador del planeta. [7]
La clave para descifrar el espectro de Urano fue encontrada en la década de 1930 por Rupert Wildt y Vesto Slipher , [8] quienes encontraron que las bandas oscuras a 543, 619, 925, 865 y 890 nm pertenecían al metano gaseoso . [4] Nunca habían sido observadas antes porque eran muy débiles y requerían una gran longitud de trayectoria para ser detectadas. [8] Esto significaba que la atmósfera de Urano era transparente a una profundidad mucho mayor en comparación con las de otros planetas gigantes. [4] En 1950, Gerard Kuiper notó otra banda oscura difusa en el espectro de Urano a 827 nm, que no logró identificar. [9] En 1952 Gerhard Herzberg , un futuro premio Nobel , demostró que esta banda era causada por la débil absorción cuadrupolo del hidrógeno molecular , que así se convirtió en el segundo compuesto detectado en Urano. [10] Hasta 1986, sólo se conocían dos gases, metano e hidrógeno, en la atmósfera de Urano. [4] La observación espectroscópica de infrarrojo lejano que comenzó en 1967 mostró de manera consistente que la atmósfera de Urano estaba en un equilibrio térmico aproximado con la radiación solar entrante (en otras palabras, irradiaba tanto calor como el que recibía del Sol), y no se requería ninguna fuente de calor interna para explicar las temperaturas observadas. [11] No se habían observado características discretas en Urano antes de la visita de la Voyager 2 en 1986. [12]
En enero de 1986, la sonda espacial Voyager 2 sobrevoló Urano a una distancia mínima de 107.100 km [13], lo que proporcionó las primeras imágenes y espectros de cerca de su atmósfera. En general, confirmaron que la atmósfera estaba compuesta principalmente de hidrógeno y helio con alrededor de un 2% de metano. [14] La atmósfera parecía muy transparente y carecía de densas neblinas estratosféricas y troposféricas. Solo se observó un número limitado de nubes discretas. [15]
En los años 1990 y 2000, las observaciones realizadas con el telescopio espacial Hubble y con telescopios terrestres equipados con sistemas de óptica adaptativa (el telescopio Keck y el Telescopio Infrarrojo de la NASA , por ejemplo) hicieron posible por primera vez observar características discretas de las nubes desde la Tierra. [16] Su seguimiento ha permitido a los astrónomos volver a medir las velocidades del viento en Urano, conocidas hasta ahora solo por las observaciones de la Voyager 2 , y estudiar la dinámica de la atmósfera uraniana. [17]
La composición de la atmósfera de Urano es diferente de la de Urano en su conjunto, ya que consiste principalmente en hidrógeno molecular y helio . [18] La fracción molar de helio, es decir, el número de átomos de helio por molécula de hidrógeno/helio, se determinó a partir del análisis de las observaciones de radioocultación y de infrarrojo lejano de la Voyager 2. [19] El valor aceptado actualmente es0,152 ± 0,033 en la troposfera superior, lo que corresponde a una fracción de masa0,262 ± 0,048 . [18] [20] Este valor está muy cerca de la fracción de masa de helio protosolar de0,2741 ± 0,0120 , [21] lo que indica que el helio no se ha asentado hacia el centro del planeta como lo ha hecho en los gigantes gaseosos. [22]
El tercer componente más abundante de la atmósfera de Urano es el metano (CH 4 ) , [23] cuya presencia se conoce desde hace algún tiempo como resultado de las observaciones espectroscópicas terrestres . [18] El metano posee bandas de absorción prominentes en el visible y el infrarrojo cercano , lo que hace que Urano sea de color aguamarina o cian . [24] Por debajo de la capa de nubes de metano a 1,3 bar, las moléculas de metano representan aproximadamente el 2,3% [25] de la atmósfera por fracción molar; alrededor de 10 a 30 veces la que se encuentra en el Sol. [18] [19] La relación de mezcla es mucho menor en la atmósfera superior debido a la temperatura extremadamente baja en la tropopausa , que reduce el nivel de saturación y hace que el exceso de metano se congele. [26] El metano parece estar subsaturado en la troposfera superior por encima de las nubes, teniendo una presión parcial de solo el 30% de la presión de vapor saturada allí. [25] La concentración de compuestos menos volátiles como el amoníaco , el agua y el sulfuro de hidrógeno en la atmósfera profunda es poco conocida. [18] Sin embargo, al igual que con el metano, sus abundancias son probablemente mayores que los valores solares en un factor de al menos 20 a 30, [27] y posiblemente en un factor de unos pocos cientos. [28]
El conocimiento sobre la composición isotópica de la atmósfera de Urano es muy limitado. [29] Hasta la fecha, la única relación de abundancia isotópica conocida es la del deuterio al hidrógeno ligero:5.5+3,5
-1,5× 10 −5 , que fue medido por el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO) en la década de 1990. Parece ser más alto que elvalor protosolar de(2,25 ± 0,35) × 10 −5 medido en Júpiter. [30] El deuterio se encuentra casi exclusivamente en moléculas de deuteruro de hidrógeno que forma con átomos de hidrógeno normales. [31]
La espectroscopia infrarroja, incluidas las mediciones con el telescopio espacial Spitzer (SST), [32] y las observaciones de ocultación UV , [33] encontraron trazas de hidrocarburos complejos en la estratosfera de Urano, que se cree que se producen a partir del metano por fotólisis inducida por la radiación UV solar. [34] Incluyen etano (C 2 H 6 ) , acetileno (C 2 H 2 ) , [33] [35] metilacetileno (CH 3 C 2 H) , diacetileno (C 2 HC 2 H) . [36] La espectroscopia infrarroja también descubrió trazas de vapor de agua, [37] monóxido de carbono [38] y dióxido de carbono en la estratosfera, que probablemente se originan de una fuente externa como el polvo y los cometas que caen . [36]
La atmósfera de Urano se puede dividir en tres capas principales: la troposfera , entre altitudes de −300 [a] y 50 km y presiones de 100 a 0,1 bar; la estratosfera , que abarca altitudes de entre 50 y 4000 km y presiones de entre 0,1 y 10 −10 bar; y la termosfera / exosfera que se extiende desde los 4000 km hasta unos pocos radios de Urano desde la superficie. No hay mesosfera . [2] [39]
La troposfera es la parte más baja y densa de la atmósfera y se caracteriza por una disminución de la temperatura con la altitud. [2] La temperatura cae desde aproximadamente 320 K en la base de la troposfera a −300 km a aproximadamente 53 K a 50 km. [3] [19] La temperatura en el límite superior frío de la troposfera (la tropopausa) en realidad varía en el rango entre 49 y 57 K dependiendo de la latitud planetaria, con la temperatura más baja alcanzada cerca de los 25° de latitud sur . [40] [41] La troposfera contiene casi toda la masa de la atmósfera, y la región de la tropopausa también es responsable de la gran mayoría de las emisiones térmicas infrarrojas lejanas del planeta , determinando así su temperatura efectiva de59,1 ± 0,3 K. [ 41] [42]
Se cree que la troposfera posee una estructura de nubes altamente compleja; se plantea la hipótesis de que las nubes de agua se encuentran en el rango de presión de 50 a 300 bar , las nubes de hidrosulfuro de amonio en el rango de 20 y 40 bar , las nubes de amoníaco o sulfuro de hidrógeno entre 3 y 10 bar y finalmente nubes delgadas de metano entre 1 y 2 bar . [3] [24] [27] Aunque la Voyager 2 detectó directamente nubes de metano, [25] todas las demás capas de nubes siguen siendo especulativas. La existencia de una capa de nubes de sulfuro de hidrógeno solo es posible si la relación de abundancias de azufre y nitrógeno (relación S/N) es significativamente mayor que su valor solar de 0,16. [24] De lo contrario, todo el sulfuro de hidrógeno reaccionaría con el amoníaco, produciendo hidrosulfuro de amonio, y las nubes de amoníaco aparecerían en su lugar en el rango de presión de 3 a 10 bar. [28] La elevada relación señal/ruido implica un agotamiento del amoníaco en el rango de presión de 20 a 40 bar, donde se forman las nubes de hidrosulfuro de amonio. Estas pueden resultar de la disolución del amoníaco en gotitas de agua dentro de las nubes de agua o en el océano iónico de agua y amoníaco profundo. [27] [28]
La ubicación exacta de las dos capas superiores de nubes es algo controvertida. La Voyager 2 detectó directamente nubes de metano a 1,2-1,3 bar mediante ocultación por radio. [25] Este resultado fue confirmado posteriormente por un análisis de las imágenes del limbo de la Voyager 2. [24] Se determinó que la parte superior de las nubes más profundas de amoníaco/sulfuro de hidrógeno estaba a 3 bar basándose en los datos espectroscópicos en los rangos espectrales visibles y cercanos al infrarrojo (0,5-1 μm). [43] Sin embargo, un análisis reciente de los datos espectroscópicos en el rango de longitud de onda de 1-2,3 μm situó las cimas de las nubes de metano a 2 bar, y la parte superior de las nubes inferiores a 6 bar. [44] Esta contradicción puede resolverse cuando se disponga de nuevos datos sobre la absorción de metano en la atmósfera de Urano. [b] La profundidad óptica de las dos capas superiores de nubes varía con la latitud: ambas se vuelven más delgadas en los polos en comparación con el ecuador, aunque en 2007 la profundidad óptica de la capa de nubes de metano tuvo un máximo local a 45°S, donde se encuentra el collar polar sur (ver más abajo). [47]
La troposfera es muy dinámica y presenta fuertes vientos zonales, brillantes nubes de metano, [48] manchas oscuras [49] y notables cambios estacionales. (ver abajo) [50]
La estratosfera es la capa media de la atmósfera de Urano, en la que la temperatura generalmente aumenta con la altitud desde 53 K en la tropopausa hasta entre 800 y 850 K en la termosfera base . [51] El calentamiento de la estratosfera es causado por la conducción de calor descendente desde la termosfera caliente [52] [53] así como por la absorción de la radiación solar UV e IR por el metano y los hidrocarburos complejos formados como resultado de la fotólisis del metano . [34] [52] El metano ingresa a la estratosfera a través de la tropopausa fría, donde su relación de mezcla relativa al hidrógeno molecular es de aproximadamente 3 × 10 –5 , tres veces por debajo de la saturación. [26] Disminuye aún más a aproximadamente 10 −7 a la altitud correspondiente a la presión de 0,1 mbar. [54]
Los hidrocarburos más pesados que el metano están presentes en una capa relativamente estrecha entre 160 y 320 km de altitud, correspondiente al rango de presión de 10 a 0,1 mbar y temperaturas de 100 a 130 K. [26] [36] Los hidrocarburos estratosféricos más abundantes después del metano son el acetileno y el etano , con proporciones de mezcla de alrededor de 10 −7 . [54] Los hidrocarburos más pesados como el metilacetileno y el diacetileno tienen proporciones de mezcla de alrededor de 10 −10 —tres órdenes de magnitud más bajas. [36] La temperatura y las proporciones de mezcla de hidrocarburos en la estratosfera varían con el tiempo y la latitud. [55] [c] Los hidrocarburos complejos son responsables del enfriamiento de la estratosfera, especialmente el acetileno, que tiene una fuerte línea de emisión en la longitud de onda de 13,7 μm. [52]
Además de los hidrocarburos, la estratosfera contiene monóxido de carbono, así como trazas de vapor de agua y dióxido de carbono. La proporción de mezcla del monóxido de carbono (3 × 10 −8 ) es muy similar a la de los hidrocarburos, [38] mientras que las proporciones de mezcla del dióxido de carbono y el agua son de aproximadamente 10 −11 y 8 × 10 −9 , respectivamente. [36] [58] Estos tres compuestos se distribuyen de manera relativamente homogénea en la estratosfera y no están confinados en una capa estrecha como los hidrocarburos. [36] [38]
El etano, el acetileno y el diacetileno se condensan en la parte inferior más fría de la estratosfera [34] formando capas de neblina con una profundidad óptica de aproximadamente 0,01 en luz visible. [59] La condensación ocurre aproximadamente a 14, 2,5 y 0,1 mbar para el etano, el acetileno y el diacetileno, respectivamente. [60] [d] La concentración de hidrocarburos en la estratosfera de Urano es significativamente menor que en las estratosferas de los otros planetas gigantes : la atmósfera superior de Urano es muy limpia y transparente por encima de las capas de neblina. [55] Este agotamiento es causado por una mezcla vertical débil y hace que la estratosfera de Urano sea menos opaca y, como resultado, más fría que las de otros planetas gigantes. [55] [61] Las neblinas, al igual que sus hidrocarburos originales, se distribuyen de manera desigual en Urano; En el solsticio de 1986, cuando la Voyager 2 pasó por el planeta, se concentraron cerca del polo iluminado por el Sol, lo que lo hizo oscuro a la luz ultravioleta. [62]
La capa más externa de la atmósfera de Urano, que se extiende por miles de kilómetros, es la termosfera /exosfera, que tiene una temperatura uniforme de alrededor de 800 a 850 K. [52] [63] Esto es mucho más alto que, por ejemplo, los 420 K observados en la termosfera de Saturno. [64] No se entienden las fuentes de calor necesarias para mantener temperaturas tan altas, ya que ni la radiación solar FUV / EUV ni la actividad auroral pueden proporcionar la energía necesaria. [51] [63] La débil eficiencia de enfriamiento debido al agotamiento de hidrocarburos en la estratosfera puede contribuir a este fenómeno. [55] Además del hidrógeno molecular , la termosfera contiene una gran proporción de átomos de hidrógeno libres , [51] mientras que se cree que el helio está ausente aquí, porque se separa de forma difusiva a altitudes más bajas. [65]
La termosfera y la parte superior de la estratosfera contienen una gran concentración de iones y electrones , formando la ionosfera de Urano. [66] Las observaciones de radioocultación realizadas por la nave espacial Voyager 2 mostraron que la ionosfera se encuentra entre 1.000 y 10.000 km de altitud y puede incluir varias capas estrechas y densas entre 1.000 y 3.500 km. [66] [67] La densidad de electrones en la ionosfera de Urano es en promedio de 10 4 cm −3 , [68] llegando hasta 10 5 cm −3 en las capas estrechas de la estratosfera. [67] La ionosfera se sustenta principalmente por la radiación UV solar y su densidad depende de la actividad solar . [68] [69] La actividad auroral en Urano no es tan potente como en Júpiter y Saturno y contribuye poco a la ionización. [e] [70] La alta densidad de electrones puede deberse en parte a la baja concentración de hidrocarburos en la estratosfera. [55]
Una de las fuentes de información sobre la ionosfera y la termosfera proviene de mediciones terrestres de las intensas emisiones de infrarrojo medio (3–4 μm) del catión trihidrógeno ( H 3 + ). [68] [71] La potencia total emitida es de 1–2 × 10 11 W, un orden de magnitud mayor que las emisiones cuadrupolo de hidrógeno en el infrarrojo cercano . [f] [72] El catión trihidrógeno funciona como uno de los principales enfriadores de la ionosfera. [73]
La atmósfera superior de Urano es la fuente de las emisiones ultravioletas lejanas (90–140 nm) conocidas como resplandor diurno o electroluminiscencia , que, al igual que la radiación IR H 3 + , emana exclusivamente de la parte iluminada por el sol del planeta. Este fenómeno, que ocurre en las termosferas de todos los planetas gigantes y fue misterioso durante un tiempo después de su descubrimiento, se interpreta como una fluorescencia UV del hidrógeno atómico y molecular excitado por la radiación solar o por fotoelectrones . [74]
La parte superior de la termosfera, donde el camino libre medio de las moléculas excede la altura de escala , [g] se llama exosfera . [75] El límite inferior de la exosfera de Urano, la exobase, se encuentra a una altura de unos 6.500 km, o 1/4 del radio planetario, sobre la superficie. [75] La exosfera es inusualmente extendida, llegando hasta varios radios uranianos desde el planeta. [76] [77] Está hecha principalmente de átomos de hidrógeno y a menudo se la llama corona de hidrógeno de Urano. [78] La alta temperatura y la presión relativamente alta en la base de la termosfera explican en parte por qué la exosfera de Urano es tan vasta. [h] [77] La densidad numérica del hidrógeno atómico en la corona cae lentamente con la distancia desde el planeta, permaneciendo tan alta como unos pocos cientos de átomos por cm 3 a unos pocos radios de Urano. [80] Los efectos de esta exosfera hinchada incluyen un arrastre sobre las partículas pequeñas que orbitan alrededor de Urano, causando una disminución general del polvo en los anillos uranianos. El polvo que cae a su vez contamina la atmósfera superior del planeta. [78]
Urano tiene una apariencia relativamente suave, sin las anchas bandas coloridas y las grandes nubes que prevalecen en Júpiter y Saturno. [16] [62] Solo se observaron características discretas una vez en la atmósfera de Urano antes de 1986. [12] [7] Las características más llamativas en Urano observadas por la Voyager 2 fueron la región oscura de baja latitud entre −40° y −20° y el brillante casquete polar sur. [62] El límite norte del casquete se encontraba aproximadamente a −45° de latitud. La banda zonal más brillante se encontraba cerca del borde del casquete entre −50° y −45° y entonces se llamaba collar polar. [81] El casquete polar sur, que existía en el momento del solsticio de 1986, se desvaneció en la década de 1990. [82] Después del equinoccio de 2007, el collar polar sur también comenzó a desaparecer, mientras que el collar polar norte, ubicado entre 45° y 50° de latitud (que apareció por primera vez en 2007), se ha vuelto más visible desde entonces. [83]
La atmósfera de Urano es tranquila en comparación con las de otros planetas gigantes . Solo se ha observado un número limitado de pequeñas nubes brillantes en latitudes medias en ambos hemisferios [16] y una Mancha Oscura de Urano desde 1986. [49] Una de esas características de nubes brillantes, ubicada a −34° de latitud y llamada Berg , probablemente existió de forma continua desde al menos 1986. [84] Sin embargo, la atmósfera de Urano tiene vientos zonales bastante fuertes que soplan en dirección retrógrada (contraria a la rotación) cerca del ecuador, pero que cambian a la dirección prograda hacia el polo de ±20° de latitud. [85] Las velocidades del viento son de −50 a −100 m/s en el ecuador, aumentando hasta 240 m/s cerca de los 50° de latitud. [82] El perfil del viento medido antes del equinoccio de 2007 fue ligeramente asimétrico, con vientos más fuertes en el hemisferio sur, aunque resultó ser un efecto estacional, ya que este hemisferio estuvo continuamente iluminado por el Sol antes de 2007. [82] Después de 2007, los vientos en el hemisferio norte se aceleraron mientras que los del hemisferio sur disminuyeron.
Urano muestra una considerable variación estacional a lo largo de su órbita de 84 años. Generalmente es más brillante cerca de los solsticios y más tenue en los equinoccios. [50] Las variaciones se deben en gran medida a cambios en la geometría de observación: una región polar brillante se hace visible cerca de los solsticios, mientras que el ecuador oscuro es visible cerca de los equinoccios. [86] Aun así, existen algunas variaciones intrínsecas de la reflectividad de la atmósfera: casquetes polares que se aclaran y se desvanecen periódicamente, así como collares polares que aparecen y desaparecen. [86]
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