Atmósfera de Urano

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 ocurre en 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 temperaturas que alcanzan los 49 K.La atmósfera de Urano se divide en tres capas principales: la troposfera, entre altitudes de −300 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 (y exosfera) caliente, que se extiende desde una altitud de 4000 km hasta varios radios uranianos desde la superficie nominal, a una presión de 1 bar. 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 superiores de nubes 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 y discretas son poco frecuentes en Urano, probablemente debido a la lenta convección en el interior del planeta. Sin embargo, las observaciones de estas 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 valiosos datos sobre su composición. El Orbitador y Sonda de Urano está programado para su lanzamiento en 2031 y llegará a Urano en 2044. Sus principales objetivos científicos incluyen un estudio detallado de la atmósfera de Urano.

Observación y exploración

Aunque no existe una superficie sólida bien definida en el interior de Urano, la parte más externa de su envoltura gaseosa (la región accesible a la teledetección) se denomina atmósfera. 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 bares y una temperatura de 320 K.La historia de las observaciones de la atmósfera de Urano es larga y está llena de errores y frustraciones. Urano es un objeto relativamente tenue, y su diámetro angular visible es inferior a 5″. Los primeros espectros de Urano fueron observados a través de un prisma en 1869 y 1871 por Angelo Secchi y William Huggins, quienes encontraron varias bandas oscuras anchas que no pudieron identificar. Tampoco detectaron líneas solares de Fraunhofer, hecho que posteriormente Norman Lockyer interpretó como una indicación de que Urano emitía su propia luz en lugar de reflejar la luz del Sol. Sin embargo, en 1889, los astrónomos observaron líneas solares de Fraunhofer en espectros ultravioleta fotográficos del planeta, demostrando definitivamente que Urano brillaba por luz reflejada. La naturaleza de las anchas bandas oscuras en su espectro visible permaneció desconocida hasta la cuarta década del siglo XX.

Aunque actualmente Urano luce prácticamente vacío, históricamente se ha demostrado que presenta 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 orbitaba el ecuador del planeta.

La clave para descifrar el espectro de Urano fue encontrada en la década de 1930 por Rupert Wildt y Vesto Slipher, quienes descubrieron que las bandas oscuras a 543, 619, 925, 865 y 890 nm pertenecían al metano gaseoso. Nunca se habían observado antes debido a su baja luminosidad y a la gran longitud de onda que requería su detección. Esto significaba que la atmósfera de Urano era transparente a una profundidad mucho mayor en comparación con la de otros planetas gigantes. En 1950, Gerard Kuiper observó otra banda oscura difusa en el espectro de Urano a 827 nm, que no logró identificar. En 1952, Gerhard Herzberg, futuro Premio Nobel, demostró que esta banda se debía a la débil absorción cuadrupolar del hidrógeno molecular, que se convirtió así en el segundo compuesto detectado en Urano. Hasta 1986, solo se conocían dos gases, el metano y el hidrógeno, en la atmósfera uraniana. La observación espectroscópica en el infrarrojo lejano, iniciada en 1967, mostró consistentemente que la atmósfera de Urano se encontraba en un equilibrio térmico aproximado con la radiación solar entrante (en otras palabras, irradiaba tanto calor como recibía del Sol), y no se requería ninguna fuente de calor interna para explicar las temperaturas observadas. No se habían observado características discretas en Urano antes de la visita de la Voyager 2 en 1986.En enero de 1986, la sonda Voyager 2 sobrevoló Urano a una distancia mínima de 107.100 km, proporcionando las primeras imágenes y espectros de cerca de su atmósfera. Confirmaron, en general, que la atmósfera estaba compuesta principalmente de hidrógeno y helio, con alrededor de un 2 % de metano. La atmósfera parecía muy transparente y carecía de densas brumas estratosféricas y troposféricas. Solo se observó un número limitado de nubes discretas.En las décadas de 1990 y 2000, las observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble y telescopios terrestres equipados con sistemas de óptica adaptativa (como el telescopio Keck y el Telescopio Infrarrojo de la NASA) permitieron por primera vez observar características discretas de las nubes desde la Tierra. Su seguimiento ha permitido a los astrónomos volver a medir la velocidad del viento en Urano, conocida anteriormente solo gracias a las observaciones de la Voyager 2, y estudiar la dinámica de la atmósfera uraniana.

Composition

La composición de la atmósfera de Urano es diferente a la de Urano en su conjunto, ya que se compone principalmente de hidrógeno molecular y helio. 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 infrarrojo lejano de la Voyager 2. El valor actualmente aceptado es 0,152±0,033 en la troposfera superior, lo que corresponde a una fracción de masa 0,262±0,048. Este valor es muy cercano a la fracción de masa de helio protosolar de 0,2741±0,0120, lo que indica que el helio no se ha asentado hacia el centro del planeta como sí lo ha hecho en los gigantes gaseosos.El tercer componente más abundante de la atmósfera de Urano es el metano (CH₄), cuya presencia se conoce desde hace tiempo gracias a observaciones espectroscópicas terrestres. El metano posee prominentes bandas de absorción en el espectro visible e infrarrojo cercano, lo que le da a Urano un color aguamarina o cian. Por debajo de la capa de nubes de metano, a 1,3 bar, las moléculas de metano representan aproximadamente el 2,3 % de la atmósfera en fracción molar; entre 10 y 30 veces la del Sol. La proporción de mezcla es mucho menor en la atmósfera superior debido a la extremadamente baja temperatura en la tropopausa, que reduce el nivel de saturación y provoca la congelación del exceso de metano. El metano parece estar subsaturado en la troposfera superior, por encima de las nubes, con una presión parcial de tan solo el 30 % de la presión de vapor saturada en esa zona. La concentración de compuestos menos volátiles, como el amoníaco, el agua y el sulfuro de hidrógeno, en la atmósfera profunda es poco conocida. Sin embargo, al igual que con el metano, su abundancia es probablemente mayor que los valores solares en un factor de al menos 20 a 30, y posiblemente en un factor de unos pocos cientos.El conocimiento de la composición isotópica de la atmósfera de Urano es muy limitado. Hasta la fecha, la única relación de abundancia isotópica conocida es la de deuterio a hidrógeno ligero: 5,5+3,5
−1,5×10⁻⁵, que fue medida por el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO) en la década de 1990. Parece ser superior al valor protosolar de (2,25±0,35)×10⁻⁵ medido en Júpiter. El deuterio se encuentra casi exclusivamente en moléculas de deuteruro de hidrógeno, que se forma con átomos de hidrógeno normales.

La espectroscopia infrarroja, incluyendo mediciones con el Telescopio Espacial Spitzer (SST) y observaciones de ocultación UV, detectó 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. Entre ellos se incluyen el etano (C₂H₆), el acetileno (C₂H₂), el metilacetileno (CH₃C₂H) y el diacetileno (C₂HC₂H). La espectroscopia infrarroja también reveló rastros de vapor de agua, monóxido de carbono y dióxido de carbono en la estratosfera, probablemente originados por una fuente externa, como polvo y cometas.

Estructura

La atmósfera de Urano se divide en tres capas principales: la troposfera, entre altitudes de −300 y 50 km y presiones de 100 a 0,1 bar; la estratosfera, entre altitudes de 50 y 4000 km y presiones de 0,1 a 10−10 bar; y la termosfera/exosfera, que se extiende desde los 4000 km hasta unos pocos radios de Urano desde la superficie. No existe mesosfera.

Troposphere

La troposfera es la parte más baja y densa de la atmósfera y se caracteriza por una disminución de temperatura con la altitud. La temperatura desciende desde unos 320 K en la base de la troposfera, a -300 km, hasta unos 53 K a 50 km. La temperatura en el límite superior frío de la troposfera (la tropopausa) varía entre 49 y 57 K, dependiendo de la latitud planetaria; la temperatura más baja se alcanza cerca de los 25° de latitud sur. 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, lo que determina su temperatura efectiva de 59,1±0,3 K.

Se cree que la troposfera posee una estructura nubosa altamente compleja; se hipotetiza que las nubes de agua se encuentran en un rango de presión de 50 a 300 bar, las nubes de hidrosulfuro de amonio en un rango de 20 a 40 bar, las nubes de amoníaco o sulfuro de hidrógeno entre 3 y 10 bar y, finalmente, las nubes delgadas de metano entre 1 a 2 bar. Aunque la Voyager 2 detectó directamente nubes de metano, 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 entre las abundancias de azufre y nitrógeno (relación señal/ruido) es significativamente mayor que su valor solar de 0,16. De lo contrario, todo el sulfuro de hidrógeno reaccionaría con el amoníaco, produciendo hidrosulfuro de amonio, y las nubes de amoníaco aparecerían en un rango de presión de 3 a 10 bar. 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.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 radioocultación. Este resultado se confirmó posteriormente mediante un análisis de las imágenes del limbo de la Voyager 2. Se determinó que la cima de las nubes más profundas de amoníaco/sulfuro de hidrógeno se encontraba a 3 bar, basándose en los datos espectroscópicos en los rangos espectrales visible e infrarrojo cercano (0,5-1 μm). 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 cima de las nubes inferiores a 6 bar. Esta contradicción podría resolverse cuando se disponga de nuevos datos sobre la absorción de metano en la atmósfera de Urano. 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 alcanzó un máximo local a 45°S, donde se encuentra el collar polar sur (véase más abajo).La troposfera es muy dinámica y presenta fuertes vientos zonales, brillantes nubes de metano, manchas oscuras y notables cambios estacionales (véase más abajo).

Estratosfera

La estratosfera es la capa intermedia de la atmósfera uraniana, donde la temperatura generalmente aumenta con la altitud, desde 53 K en la tropopausa hasta entre 800 y 850 K en la termosfera base. El calentamiento de la estratosfera se debe a la conducción descendente del calor desde la termosfera caliente, así como a la absorción de la radiación solar UV e IR por el metano y los hidrocarburos complejos formados como resultado de la fotólisis del metano. El metano entra en la estratosfera a través de la tropopausa fría, donde su proporción de mezcla con el hidrógeno molecular es de aproximadamente 3 × 10⁻⁻, tres veces por debajo de la saturación. Disminuye aún más hasta aproximadamente 10⁻⁻⁻ a la altitud correspondiente a una presión de 0,1 mbar.Los hidrocarburos más pesados que el metano se encuentran en una capa relativamente estrecha entre 160 y 320 km de altitud, lo que corresponde a un rango de presión de 10 a 0,1 mbar y temperaturas de 100 a 130 K. Los hidrocarburos estratosféricos más abundantes después del metano son el acetileno y el etano, con proporciones de mezcla de aproximadamente 10⁻⁻. Los hidrocarburos más pesados, como el metilacetileno y el diacetileno, tienen proporciones de mezcla de aproximadamente 10⁻⁻, tres órdenes de magnitud menores. La temperatura y las proporciones de mezcla de los hidrocarburos en la estratosfera varían con el tiempo y la latitud. Los hidrocarburos complejos son responsables del enfriamiento de la estratosfera, especialmente el acetileno, que presenta una intensa línea de emisión en la longitud de onda de 13,7 μm.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, mientras que las proporciones de mezcla del dióxido de carbono y el agua son de aproximadamente 10−11 y 8 × 10−9, respectivamente. Estos tres compuestos se distribuyen de forma relativamente homogénea en la estratosfera y no están confinados en una capa estrecha como los hidrocarburos.El etano, el acetileno y el diacetileno se condensan en la parte inferior más fría de la estratosfera, formando capas de neblina con una profundidad óptica de aproximadamente 0,01 en luz visible. La condensación ocurre aproximadamente a 14, 2,5 y 0,1 mbar para el etano, el acetileno y el diacetileno, respectivamente. 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. Esta disminución se debe a 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. Las neblinas, al igual que sus hidrocarburos progenitores, se distribuyen de forma desigual en Urano; En el solsticio de 1986, cuando la Voyager 2 pasó cerca del planeta, se concentraron cerca del polo iluminado por el sol, oscureciéndolo en luz ultravioleta.

La termosfera y la ionosfera

La capa más externa de la atmósfera de Urano, que se extiende por miles de kilómetros, es la termosfera/exosfera, que presenta una temperatura uniforme de entre 800 y 850 K. Esta temperatura es mucho mayor que, por ejemplo, los 420 K observados en la termosfera de Saturno. Se desconocen 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. La baja eficiencia de enfriamiento, debida al agotamiento de los hidrocarburos en la estratosfera, podría contribuir a este fenómeno. Además del hidrógeno molecular, la termosfera contiene una gran proporción de átomos de hidrógeno libre, mientras que se cree que el helio está ausente aquí, ya que se separa por difusión a menor altitud.La termosfera y la parte superior de la estratosfera contienen una gran concentración de iones y electrones, que forman la ionosfera de Urano. Las observaciones de radioocultación realizadas por la sonda Voyager 2 mostraron que la ionosfera se encuentra entre 1000 y 10 000 km de altitud y puede incluir varias capas estrechas y densas entre 1000 y 3500 km. La densidad electrónica en la ionosfera uraniana es, en promedio, de 10⁴ cm⁻³, alcanzando hasta 10⁵ cm⁻³ en las capas estrechas de la estratosfera. La ionosfera se sustenta principalmente por la radiación ultravioleta solar y su densidad depende de la actividad solar. La actividad auroral en Urano no es tan intensa como en Júpiter y Saturno y contribuye poco a la ionización. La alta densidad electrónica podría deberse en parte a la baja concentración de hidrocarburos en la estratosfera.Una de las fuentes de información sobre la ionosfera y la termosfera proviene de mediciones terrestres de las intensas emisiones del catión trihidrógeno (H₃⁺) en el infrarrojo medio (3-4 μm). La potencia total emitida es de 1-2 × 10¹¹ W, un orden de magnitud superior a la de las emisiones cuadrupolo del hidrógeno en el infrarrojo cercano. El catión trihidrógeno funciona como uno de los principales enfriadores de la ionosfera.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 infrarroja H₃⁺, emana exclusivamente de la parte iluminada por el sol del planeta. Este fenómeno, que ocurre en las termosferas de todos los planetas gigantes y permaneció en el misterio durante un tiempo tras su descubrimiento, se interpreta como una fluorescencia ultravioleta del hidrógeno atómico y molecular excitado por la radiación solar o por fotoelectrones.

Corona hidrogeno

La parte superior de la termosfera, donde el recorrido libre medio de las moléculas supera la altura de escala, se denomina exosfera. El límite inferior de la exosfera uraniana, la exobase, se encuentra a una altura de unos 6.500 km, o 1/4 del radio planetario, sobre la superficie. La exosfera es inusualmente extensa, extendiéndose hasta varios radios uranianos del planeta. Está compuesta principalmente de átomos de hidrógeno y a menudo se la denomina corona de hidrógeno de Urano. 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. La densidad numérica del hidrógeno atómico en la corona disminuye lentamente con la distancia al planeta, manteniéndose en unos pocos cientos de átomos por cm³ a unos pocos radios de Urano. Los efectos de esta exosfera inflada incluyen un arrastre sobre las pequeñas partículas que orbitan Urano, causando una disminución general del polvo en los anillos uranianos. El polvo que cae, a su vez, contamina la atmósfera superior del planeta.

Dinámica

Urano tiene una apariencia relativamente sosa, sin las anchas bandas de colores ni las grandes nubes que predominan en Júpiter y Saturno. Solo se observaron características discretas en su atmósfera antes de 1986. Las características más llamativas de Urano observadas por la Voyager 2 fueron la región oscura de baja latitud entre -40° y -20° y el brillante casquete polar sur. 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 se denominó entonces collar polar. El casquete polar sur, que existía durante el solsticio de 1986, desapareció en la década de 1990. Después del equinoccio de 2007, el collar polar sur también comenzó a desaparecer, mientras que el collar polar norte, ubicado entre los 45° y 50° de latitud (que apareció por primera vez en 2007), se ha vuelto más visible desde entonces.La atmósfera de Urano es tranquila en comparación con la de otros planetas gigantes. Desde 1986, solo se ha observado un número limitado de pequeñas nubes brillantes en latitudes medias de ambos hemisferios y una Mancha Oscura de Urano. Una de estas nubes brillantes, ubicada a -34° de latitud y llamada Berg, probablemente existió de forma continua desde al menos 1986. Sin embargo, la atmósfera uraniana presenta vientos zonales bastante fuertes que soplan en dirección retrógrada (en contra de la rotación) cerca del ecuador, pero que cambian a la dirección prograda hacia el polo, a ±20° de latitud. Las velocidades del viento oscilan entre -50 y -100 m/s en el ecuador, aumentando hasta 240 m/s cerca de los 50° de latitud. 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. Después de 2007, los vientos en el hemisferio norte se aceleraron, mientras que los del hemisferio sur disminuyeron.Urano exhibe una considerable variación estacional a lo largo de su órbita de 84 años. Generalmente, su brillo es más intenso cerca de los solsticios y más tenue en los equinoccios. Estas variaciones se deben principalmente 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. Aun así, existen algunas variaciones intrínsecas en la reflectividad de la atmósfera: casquetes polares que se aclaran y aclaran periódicamente, así como la aparición y desaparición de collares polares.

Véase también

• Magnetosphere of Uranus

Notas

1. ^ a b Las alturas negativas se refieren a ubicaciones por debajo de la superficie nominal a 1 bar.
2. ^ De hecho, un análisis reciente basado en un nuevo conjunto de datos de los coeficientes de absorción de metano cambió las nubes a 1,6 y 3 bar, respectivamente.
3. ^ En 1986 la estratosfera era más pobre en hidrocarburos en los polos que cerca del Ecuador; en los polos los hidrocarburos también se limitaban a altitudes mucho más bajas. Las temperaturas en la estratosfera pueden aumentar en los solsticios y disminuir en equinoccios por hasta 50 K.
4. ^ A estas alturas la temperatura tiene máximas locales, que pueden ser causadas por la absorción de radiación solar por partículas de escote.
5. ^ La entrada de potencia total en la aurora es 3-7 × 10¹⁰ W - insuficiente para calentar la termosfera.
6. ^ La termosfera caliente de Urano produce líneas de emisión de cuádrupo de hidrógeno en la parte infrarroja cercana del espectro (1.8–2.5 μm) con la potencia total emitida de 1–2 × 10¹⁰ W. La potencia emitida por hidrógeno molecular en la parte infrarroja del espectro es alrededor de 2 × 10¹¹ W.
7. ^ La altura de la escala # se define como # = RT/(Mg_j), donde R = 8.31 J/mol/K es la constante de gas, M ■ 0,0023 kg/mol es la masa molar promedio en el ambiente uraniano, T es temperatura y g_j ■ 8,9 m/s² es la aceleración gravitacional en la superficie de Urano. A medida que la temperatura varía de 53 K en la tropopausa hasta 800 K en la termosfera, la altura de la escala cambia de 20 a 400 km.
8. ^ La corona contiene una población significativa de átomos de hidrógeno supratermales (energía de hasta 2 eV). Su origen no está claro, pero pueden ser producidos por el mismo mecanismo que calienta la termosfera.

Citaciones

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