Atmosfera di Urano: differenze tra le versioni

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L<nowiki>'</nowiki>'''atmosfera di Urano''', come [[Atmosfera di Nettuno|quella di Nettuno]], è differente dalle [[atmosfera|atmosfere]] dei [[gigante gassoso|giganti gassosi]] maggiori, [[Giove (astronomia)|Giove]] e [[Saturno (astronomia)|Saturno]]. Sebbene anch'essa composta principalmente da [[idrogeno]] ed [[elio]], contiene una proporzione maggiore di elementi volatili (soprannominati "ghiacci") come [[acqua]], [[ammoniaca]] e [[metano]]. Gli studiosi ritengono che Urano, a differenza di Giove e Saturno, non possegga un [[Mantello (esogeologia)|mantello]] di idrogeno metallico al di sotto dell'alta atmosfera, ma che l'interno del pianeta consista di un "oceano" di ammoniaca, acqua e metano che gradualmente si trasforma in un'atmosfera [[gas|gassosa]] dominata dall'idrogeno e dall'elio. A causa di queste differenze, alcuni astronomi raggruppano Urano e [[Nettuno (astronomia)|Nettuno]] nella categoria dei "[[gigante ghiacciato|giganti ghiacciati]]", per distinguerli da Giove e Saturno.
L<nowiki>'</nowiki>'''atmosfera di Urano''', come [[Atmosfera di Nettuno|quella di Nettuno]], è differente dalle [[atmosfera|atmosfere]] dei [[gigante gassoso|giganti gassosi]] maggiori, [[Giove (astronomia)|Giove]] e [[Saturno (astronomia)|Saturno]]. Sebbene anch'essa composta principalmente da [[idrogeno]] ed [[elio]], contiene una proporzione maggiore di elementi volatili (soprannominati "ghiacci") come [[acqua]], [[ammoniaca]] e [[metano]]. Gli studiosi ritengono che Urano, a differenza di Giove e Saturno, non possegga un [[Mantello (esogeologia)|mantello]] di idrogeno metallico al di sotto dell'alta atmosfera, ma che l'interno del pianeta consista di un "oceano" di ammoniaca, acqua e metano che gradualmente si trasforma in un'atmosfera [[gas|gassosa]] dominata dall'idrogeno e dall'elio. A causa di queste differenze, alcuni astronomi raggruppano Urano e [[Nettuno (astronomia)|Nettuno]] nella categoria dei "[[gigante ghiacciato|giganti ghiacciati]]", per distinguerli da Giove e Saturno.
Sebbene non ci sia una ben-definita superficie solida, è chiamata [[atmosfera]] lo strato gassoso più esterno, accessibile alle rilevazioni dall'esterno.<ref name=Lunine1993/> Le capacità degli strumenti di rilevazione permettono di raggiungere una profondità di circa 300 km al di sotto dello strato alla pressione di 1 [[Bar (unità di misura)|bar]] assunto come zero altimetrico, a cui corrispondono una pressione di 100 bar ed una temperatura di 320 [[Kelvin|K]].<ref name=dePater1991>{{cite journal|last=dePater|first=Imke|coauthors=Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.|title=Possible Microwave Absorption in by {{nowrap|H<sub>2</sub>S}} gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres|journal=Icarus|volume=91|pages=220&ndash;233| year=1991|doi=10.1016/0019-1035(91)90020-T| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1991_Microwave_Absorption.pdf|format=PDF}}</ref> La tenue [[Corona (astronomia)|corona]] si estende per più di due raggi planetari dalla superficie ideale ad 1 bar di pressione.<!-- <ref name=Herbert1987/> --> L'atmosfera di Urano può essere divisa in tre strati: la [[troposfera]], compresa tra &minus;300 e 50&nbsp;km di altitudine e tra 100 e 0.1&nbsp;bar di pressione; la [[stratosfera]], compresa tra 50 e 4000&nbsp;km di altitudine e tra {{nowrap|0.1 and 10<sup>&ndash;10</sup>&nbsp;bar;}} di pressione e la [[termosfera]]/corona, che si estende da 4,000&nbsp;km ad un’altezza di 50,000&nbsp;km dalla superficie ideale.<ref name=Lunine1993>{{cite journal|title=The Atmospheres of Uranus and Neptune|last=Lunine|first=Jonathan. I.|journal = Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=31|pages=217&ndash;263|year=1993|doi=10.1146/annurev.aa.31.090193.001245| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ARA%26A..31..217L}}</ref> Non è presente alcuna [[mesosfera]].
Sebbene non ci sia una ben-definita superficie solida, è chiamata [[atmosfera]] lo strato gassoso più esterno, accessibile alle rilevazioni dall'esterno.<ref name=Lunine1993/> Le capacità degli strumenti di rilevazione permettono di raggiungere una profondità di circa 300 km al di sotto dello strato alla pressione di 1 [[Bar (unità di misura)|bar]] assunto come zero altimetrico, a cui corrispondono una pressione di 100 bar ed una temperatura di 320 [[Kelvin|K]].<ref name=dePater1991>{{cite journal|last=dePater|first=Imke|coauthors=Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.|title=Possible Microwave Absorption in by {{nowrap|H<sub>2</sub>S}} gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres|journal=Icarus|volume=91|pages=220&ndash;233| year=1991|doi=10.1016/0019-1035(91)90020-T| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1991_Microwave_Absorption.pdf|format=PDF}}</ref> La tenue [[Corona (astronomia)|corona]] si estende per più di due raggi planetari dalla superficie ideale ad 1 bar di pressione.<!-- <ref name=Herbert1987/> --> L'atmosfera di Urano può essere divisa in tre strati: la [[troposfera]], compresa tra &minus;300 e 50&nbsp;km di altitudine e tra 100 e 0,1&nbsp;bar di pressione; la [[stratosfera]], compresa tra 50 e 4000&nbsp;km di altitudine e tra {{nowrap|0,1 and 10<sup>&ndash;10</sup>&nbsp;bar;}} di pressione e la [[termosfera]]/corona, che si estende da 4.000&nbsp;km ad un’altezza di 50.000&nbsp;km dalla superficie ideale.<ref name=Lunine1993>{{cite journal|title=The Atmospheres of Uranus and Neptune|last=Lunine|first=Jonathan. I.|journal = Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=31|pages=217&ndash;263|year=1993|doi=10.1146/annurev.aa.31.090193.001245| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ARA%26A..31..217L}}</ref> Non è presente alcuna [[mesosfera]].


Alla sommità delle nubi la temperatura è di circa -220°C con piccole differenze tra le diverse zone del pianeta, probabilmente esso possiede un particolare sistema di ridistribuzione dell'energia solare. Le varie misurazioni hanno rivelato che la quantità di calore che riceve dal sole è quasi la stessa di quella che irradia.
Alla sommità delle nubi la temperatura è di circa -220°C con piccole differenze tra le diverse zone del pianeta, probabilmente esso possiede un particolare sistema di ridistribuzione dell'energia solare. Le varie misurazioni hanno rivelato che la quantità di calore che riceve dal sole è quasi la stessa di quella che irradia.
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La composizione dell'atmosfera di Urano è differente da quella del pianeta come un intero.<ref name=Lunine1993/> L'atmosfera è infatti composta per l'83% di idrogeno molecolare, per il 15% di elio e per il 2,3% di metano. La frazione molare dell'elio, cioè il numero di [[atomo|atomi]] di elio per molecola di idrogeno/elio è stato determinato dall'analisi delle misurazioni delle [[Occultazione|occultazioni]] della [[Voyager 2]] nelle frequenze [[onda radio|radio]] ed [[radiazione infrarossa|infrarosse]].<ref name=1986Tyler>{{cite journal|last=Tyler|first=J.L.|coauthors=Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et.al. |title=Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites|journal=Science|volume=233|pages=79&ndash;84| year=1986| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...79T |doi=10.1126/science.233.4759.79}}</ref> Il valore comunemente accettato è di {{nowrap|0,15 ± 0,03}} <ref name=Conrath1987>{{cite journal|author=B. Conrath ''et al.''|title=The helium abundance of Uranus from Voyager measurements|journal=Journal of Geophysical Research|volume=92|pages=15003–15010|yar=1987|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9215003C|doi=10.1029/JA092iA13p15003|year=1987}}</ref> nell'alta atmosfera, che corrisponde ad una frazione di massa pari a {{nowrap|0,26 ± 0,05}},<ref name=Lunine1993/><ref name=Pearl1990>{{cite journal|last=Pearl|first=J.C.|coauthors=Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A.|title=The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data|journal=Icarus|volume=84|pages=12&ndash;28|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90155-3|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...84...12P}}</ref> valore prossimo alla frazione di massa per l'elio della [[Nebulosa solare|nebulosa]] da cui si è originato il [[Sistema solare]], {{nowrap|0,275&nbsp;±&nbsp;0,01}}.<ref name=Lodders2003>{{cite journal|last=Lodders|first= Katharin|title=Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|pages=1220&ndash;1247 |year=2003|doi=10.1086/375492|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591.1220L}}</ref> Ciò indica che durante l'[[accrezione]] di Urano, l'elio non s'è concentrato al centro del pianeta, come invece è accaduto nei giganti gassosi.<ref name=Lunine1993/> L'abbondanza del [[deuterio]] in rapporto all'idrogeno, {{nowrap|<math>5,5{\scriptstyle{+3,5}\atop\scriptstyle{-1,5}}\times10^{-5}</math>}}, è stata misurata negli [[Anni 1990|anni Novanta]] grazie all<nowiki>'</nowiki>''[[Infrared Space Observatory]]'' (ISO) ed sembra superiore al valore per la nebulosa proto-solare misurato in Giove e pari a {{nowrap|2,25 ± 0,35 × 10<sup>-5</sup>}}.<ref name=Feuchtgruber1999>{{cite journal|last=Feuchtgruber|first=H.|coauthors=Lellooch, E.; B. Bezard; et.al.|title=Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio|year=1999|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=341|pages=L17&ndash;L21|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999A%26A...341L..17F}}</ref><ref name=Encrenaz2003/> Il deuterio è presente quasi esclusivamente nella forma molecolare, accoppiato con altri atomi di idrogeno (HD).
La composizione dell'atmosfera di Urano è differente da quella del pianeta come un intero.<ref name=Lunine1993/> L'atmosfera è infatti composta per l'83% di idrogeno molecolare, per il 15% di elio e per il 2,3% di metano. La frazione molare dell'elio, cioè il numero di [[atomo|atomi]] di elio per molecola di idrogeno/elio è stato determinato dall'analisi delle misurazioni delle [[Occultazione|occultazioni]] della [[Voyager 2]] nelle frequenze [[onda radio|radio]] ed [[radiazione infrarossa|infrarosse]].<ref name=1986Tyler>{{cite journal|last=Tyler|first=J.L.|coauthors=Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et.al. |title=Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites|journal=Science|volume=233|pages=79&ndash;84| year=1986| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...79T |doi=10.1126/science.233.4759.79}}</ref> Il valore comunemente accettato è di {{nowrap|0,15 ± 0,03}} <ref name=Conrath1987>{{cite journal|author=B. Conrath ''et al.''|title=The helium abundance of Uranus from Voyager measurements|journal=Journal of Geophysical Research|volume=92|pages=15003–15010|yar=1987|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9215003C|doi=10.1029/JA092iA13p15003|year=1987}}</ref> nell'alta atmosfera, che corrisponde ad una frazione di massa pari a {{nowrap|0,26 ± 0,05}},<ref name=Lunine1993/><ref name=Pearl1990>{{cite journal|last=Pearl|first=J.C.|coauthors=Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A.|title=The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data|journal=Icarus|volume=84|pages=12&ndash;28|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90155-3|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...84...12P}}</ref> valore prossimo alla frazione di massa per l'elio della [[Nebulosa solare|nebulosa]] da cui si è originato il [[Sistema solare]], {{nowrap|0,275&nbsp;±&nbsp;0,01}}.<ref name=Lodders2003>{{cite journal|last=Lodders|first= Katharin|title=Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|pages=1220&ndash;1247 |year=2003|doi=10.1086/375492|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591.1220L}}</ref> Ciò indica che durante l'[[accrezione]] di Urano, l'elio non s'è concentrato al centro del pianeta, come invece è accaduto nei giganti gassosi.<ref name=Lunine1993/> L'abbondanza del [[deuterio]] in rapporto all'idrogeno, {{nowrap|<math>5,5{\scriptstyle{+3,5}\atop\scriptstyle{-1,5}}\times10^{-5}</math>}}, è stata misurata negli [[Anni 1990|anni Novanta]] grazie all<nowiki>'</nowiki>''[[Infrared Space Observatory]]'' (ISO) ed sembra superiore al valore per la nebulosa proto-solare misurato in Giove e pari a {{nowrap|2,25 ± 0,35 × 10<sup>-5</sup>}}.<ref name=Feuchtgruber1999>{{cite journal|last=Feuchtgruber|first=H.|coauthors=Lellooch, E.; B. Bezard; et.al.|title=Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio|year=1999|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=341|pages=L17&ndash;L21|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999A%26A...341L..17F}}</ref><ref name=Encrenaz2003/> Il deuterio è presente quasi esclusivamente nella forma molecolare, accoppiato con altri atomi di idrogeno (HD).


Il quarto costituente per abbondanza dell'atmosfera di Urano è il [[metano]] {{nowrap|(CH<sub>4</sub>)}}, la cui presenza era stata già rilevata da Terra attraverso analisi [[Spettroscopia|spettroscopiche]].<ref name=Lunine1993/> Le principali bande di assorbimento del metano si trovano nel [[luce visibile|visibile]] e nel [[Radiazione infrarossa|vicino infrarosso]], determinando la caratteristica colorazione di Urano, che appare [[Acquamarina (colore)|acquamarina]] o [[ciano]].<ref name=Lunine1993/> Le molecole di metano costituiscono il 2,3% dell'atmosfera del pianeta per frazione molare, al di sotto dello strato di nubi di metano a 1,3 bar; una percentuale pari a 20-30 volte quella misurata nel Sole.<ref name=Lunine1993/><!-- <ref name=Lindal1987/> --><ref name=1986Tyler/> Il quantitativo di metano nell'alta atmosfera è percentualmente molto inferiore a causa delle temperature estremamente basse, che abbassano il grado di saturazione e determinano il congelamento del metano in eccesso.<ref name=Bishop1990>{{cite journal|last=Bishop|first=J.|coauthors=Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P.|title=Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere|journal=Icarus|volume=88|pages=448–463|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90094-P| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1990_Reanalysis.pdf|format=PDF}}</ref> È invece scarsa la conoscenza dell'abbondanza di sostanze meno volatili, come [[ammoniaca]], [[acqua]] ed [[acido solfidrico]] negli strati più profondi dell'atmosfera. Tuttavia, si presumente che questa sia comunque maggiore rispetto all'abbondanza rilevata nel Sole.<ref name=Lunine1993/><ref name=dePater1989>{{cite journal|last= dePater|first=Imke|coauthors=Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.|title=Uranius Deep Atmosphere Revealed|journal=Icarus|volume=82|issue=12|pages=288&ndash;313|year=1989|doi=10.1016/0019-1035(89)90040-7| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Uranus_Deep_Atm.pdf|format=PDF}}</ref>
Il quarto costituente per abbondanza dell'atmosfera di Urano è il [[metano]] {{nowrap|(CH<sub>4</sub>)}}, la cui presenza era stata già rilevata da Terra attraverso analisi [[Spettroscopia|spettroscopiche]].<ref name=Lunine1993/> Le principali bande di assorbimento del metano si trovano nel [[luce visibile|visibile]] e nel [[Radiazione infrarossa|vicino infrarosso]], determinando la caratteristica colorazione di Urano, che appare [[Acquamarina (colore)|acquamarina]] o [[ciano]].<ref name=Lunine1993/> Le molecole di metano costituiscono il 2,3% dell'atmosfera del pianeta per frazione molare, al di sotto dello strato di nubi di metano a 1,3 bar; una percentuale pari a 20-30 volte quella misurata nel Sole.<ref name=Lunine1993/><ref name=Lindal1987/><ref name=1986Tyler/> Il quantitativo di metano nell'alta atmosfera è percentualmente molto inferiore a causa delle temperature estremamente basse, che abbassano il grado di saturazione e determinano il congelamento del metano in eccesso.<ref name=Bishop1990>{{cite journal|last=Bishop|first=J.|coauthors=Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P.|title=Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere|journal=Icarus|volume=88|pages=448–463|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90094-P| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1990_Reanalysis.pdf|format=PDF}}</ref> È invece scarsa la conoscenza dell'abbondanza di sostanze meno volatili, come [[ammoniaca]], [[acqua]] ed [[acido solfidrico]] negli strati più profondi dell'atmosfera. Tuttavia, si presumente che questa sia comunque maggiore rispetto all'abbondanza rilevata nel Sole.<ref name=Lunine1993/><ref name=dePater1989>{{cite journal|last= dePater|first=Imke|coauthors=Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.|title=Uranius Deep Atmosphere Revealed|journal=Icarus|volume=82|issue=12|pages=288&ndash;313|year=1989|doi=10.1016/0019-1035(89)90040-7| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Uranus_Deep_Atm.pdf|format=PDF}}</ref>


Osservazioni spettroscopiche di [[occultazione|occultazioni]] stellari nell'infrarosso, eseguite anche utilizzando il [[Telescopio spaziale Spitzer]],<ref name=Burdorf2006/> e nell'ultavioletto <ref name=Bishop1990/> hanno permesso di rilevare la presenza in traccie di vari [[idrocarburi]] nella stratosfera di Urano, che si pensa siano prodotti dalla [[fotolisi]] del metano indotta dalle radiazioni ultraviolette solari.<!-- <ref name=Summers1989/> --> Tra le molecole rilevate ci sono: l'[[etano]] {{nowrap|(C<sub>2</sub>H<sub>6</sub>)}}, l'[[acetilene]] {{nowrap|(C<sub>2</sub>H<sub>2</sub>)}}, il [[metilacetilene]] {{nowrap|(CH<sub>3</sub>C<sub>2</sub>H)}} ed il [[diacetilene]] {{nowrap|(C<sub>2</sub>HC<sub>2</sub>H)}}.<ref name=Bishop1990/><ref name=Burdorf2006>{{cite journal|last=Burgorf|first=Martin|coauthors=Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et.al.|title=Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy|journal=Icarus|volume=184|year=2006|pages=634&ndash;637| doi=10.1016/j.icarus.2006.06.006| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..184..634B}}</ref><ref name=Encrenaz2003/> Osservazioni spettroscopiche nell'infrarosso hanno anche rivelato tracce di [[vapore acqueo]], [[monossido di carbonio]] e [[anidride carbonica]] nella stratosfera, che possono derivare solo da una sorgente esterna come la polvere interplanetaria e le [[cometa|comete]].<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&ndash;103|year=2003|doi=10.1016/S0032-0633(02)00145-9| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003P%26SS...51...89E}}</ref><ref name=Burdorf2006/><ref name=Encrenaz2004>{{cite journal|last=Encrenaz|first=Th.|coauthors=Lellouch, E.; Drossart, P.|title=First detection of CO in Uranus|journal=Astronomy&Astrophysics|year=2004|volume=413|pages=L5&ndash;L9|doi=10.1051/0004-6361:20034637| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2004_First_Detection.pdf|format=PDF|accessdate=2007-08-05}}</ref>
Osservazioni spettroscopiche di [[occultazione|occultazioni]] stellari nell'infrarosso, eseguite anche utilizzando il [[Telescopio spaziale Spitzer]],<ref name=Burdorf2006/> e nell'ultavioletto <ref name=Bishop1990/> hanno permesso di rilevare la presenza in traccie di vari [[idrocarburi]] nella stratosfera di Urano, che si pensa siano prodotti dalla [[fotolisi]] del metano indotta dalle radiazioni ultraviolette solari.<!-- <ref name=Summers1989/> --> Tra le molecole rilevate ci sono: l'[[etano]] {{nowrap|(C<sub>2</sub>H<sub>6</sub>)}}, l'[[acetilene]] {{nowrap|(C<sub>2</sub>H<sub>2</sub>)}}, il [[metilacetilene]] {{nowrap|(CH<sub>3</sub>C<sub>2</sub>H)}} ed il [[diacetilene]] {{nowrap|(C<sub>2</sub>HC<sub>2</sub>H)}}.<ref name=Bishop1990/><ref name=Burdorf2006>{{cite journal|last=Burgorf|first=Martin|coauthors=Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et.al.|title=Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy|journal=Icarus|volume=184|year=2006|pages=634&ndash;637| doi=10.1016/j.icarus.2006.06.006| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..184..634B}}</ref><ref name=Encrenaz2003/> Osservazioni spettroscopiche nell'infrarosso hanno anche rivelato tracce di [[vapore acqueo]], [[monossido di carbonio]] e [[anidride carbonica]] nella stratosfera, che possono derivare solo da una sorgente esterna come la polvere interplanetaria e le [[cometa|comete]].<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&ndash;103|year=2003|doi=10.1016/S0032-0633(02)00145-9| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003P%26SS...51...89E}}</ref><ref name=Burdorf2006/><ref name=Encrenaz2004>{{cite journal|last=Encrenaz|first=Th.|coauthors=Lellouch, E.; Drossart, P.|title=First detection of CO in Uranus|journal=Astronomy&Astrophysics|year=2004|volume=413|pages=L5&ndash;L9|doi=10.1051/0004-6361:20034637| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2004_First_Detection.pdf|format=PDF|accessdate=2007-08-05}}</ref>

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==Troposfera==
[[Immagine:Tropospheric profile Uranus.png|400px|left|thumb|Profilo della temperatura della troposfera di Urano e della bassa stratosfera. Sono riportati anche gli strati nuvolosi e di foschia.]]
La troposfera è la regione inferiore e più densa dell'atmosfera ed è caratterizzata dalla diminuzione della temperatura con l'altezza.<ref name=Lunine1993/> La temperatura varia da circa 320&nbsp;K alla base della troposfera, a &minus;300&nbsp;km, a 50&nbsp;km.<ref name=dePater1991/><ref name=1986Tyler/> Per essere precisi le temperature nella ragione superiore della troposfera (la [[tropopausa]]) variano tra 49 e 57&nbsp;K in funzione della [[latitudine]], con il minimo attinto in corrispondenza di 25° sud.<ref name=Lunine1993/><ref name=1986Hanel>{{cite journal|last=Hanel|first=R.|coauthors=Conrath, B.; Flasar, F.M.; et.al. |title=Infrared Observations of the Uranian System|journal=Science|volume=233|pages=70&ndash;74|year=1986| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...70H |doi=10.1126/science.233.4759.70}}</ref> Nella troposfera è contenuta quasi tutta la massa dell'atmosfera e la tropopausa è responsabile della grande maggioranza dell'emissione termica nel lontano infrarosso, determinando così la sua temperatura nominale che dovrebbe essere di {{nowrap|59,1 ± 0,3 K}}.<ref name=1986Hanel/><ref name=Pearl1990/>

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==Clima==
==Clima==


Versione delle 16:58, 26 gen 2009

Voce principale: Urano (astronomia).
Urano
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Spaccato dell'atmosfera di Urano

L'atmosfera di Urano, come quella di Nettuno, è differente dalle atmosfere dei giganti gassosi maggiori, Giove e Saturno. Sebbene anch'essa composta principalmente da idrogeno ed elio, contiene una proporzione maggiore di elementi volatili (soprannominati "ghiacci") come acqua, ammoniaca e metano. Gli studiosi ritengono che Urano, a differenza di Giove e Saturno, non possegga un mantello di idrogeno metallico al di sotto dell'alta atmosfera, ma che l'interno del pianeta consista di un "oceano" di ammoniaca, acqua e metano che gradualmente si trasforma in un'atmosfera gassosa dominata dall'idrogeno e dall'elio. A causa di queste differenze, alcuni astronomi raggruppano Urano e Nettuno nella categoria dei "giganti ghiacciati", per distinguerli da Giove e Saturno.

Sebbene non ci sia una ben-definita superficie solida, è chiamata atmosfera lo strato gassoso più esterno, accessibile alle rilevazioni dall'esterno.[1] Le capacità degli strumenti di rilevazione permettono di raggiungere una profondità di circa 300 km al di sotto dello strato alla pressione di 1 bar assunto come zero altimetrico, a cui corrispondono una pressione di 100 bar ed una temperatura di 320 K.[2] La tenue corona si estende per più di due raggi planetari dalla superficie ideale ad 1 bar di pressione. L'atmosfera di Urano può essere divisa in tre strati: la troposfera, compresa tra −300 e 50 km di altitudine e tra 100 e 0,1 bar di pressione; la stratosfera, compresa tra 50 e 4000 km di altitudine e tra 0,1 and 10–10 bar; di pressione e la termosfera/corona, che si estende da 4.000 km ad un’altezza di 50.000 km dalla superficie ideale.[1] Non è presente alcuna mesosfera.

Alla sommità delle nubi la temperatura è di circa -220°C con piccole differenze tra le diverse zone del pianeta, probabilmente esso possiede un particolare sistema di ridistribuzione dell'energia solare. Le varie misurazioni hanno rivelato che la quantità di calore che riceve dal sole è quasi la stessa di quella che irradia.

Composizione

Urano fotografato dalla sonda Voyager 2 nel 1986

La composizione dell'atmosfera di Urano è differente da quella del pianeta come un intero.[1] L'atmosfera è infatti composta per l'83% di idrogeno molecolare, per il 15% di elio e per il 2,3% di metano. La frazione molare dell'elio, cioè il numero di atomi di elio per molecola di idrogeno/elio è stato determinato dall'analisi delle misurazioni delle occultazioni della Voyager 2 nelle frequenze radio ed infrarosse.[3] Il valore comunemente accettato è di 0,15 ± 0,03 [4] nell'alta atmosfera, che corrisponde ad una frazione di massa pari a 0,26 ± 0,05,[1][5] valore prossimo alla frazione di massa per l'elio della nebulosa da cui si è originato il Sistema solare, 0,275 ± 0,01.[6] Ciò indica che durante l'accrezione di Urano, l'elio non s'è concentrato al centro del pianeta, come invece è accaduto nei giganti gassosi.[1] L'abbondanza del deuterio in rapporto all'idrogeno, , è stata misurata negli anni Novanta grazie all'Infrared Space Observatory (ISO) ed sembra superiore al valore per la nebulosa proto-solare misurato in Giove e pari a 2,25 ± 0,35 × 10-5.[7][8] Il deuterio è presente quasi esclusivamente nella forma molecolare, accoppiato con altri atomi di idrogeno (HD).

Il quarto costituente per abbondanza dell'atmosfera di Urano è il metano (CH4), la cui presenza era stata già rilevata da Terra attraverso analisi spettroscopiche.[1] Le principali bande di assorbimento del metano si trovano nel visibile e nel vicino infrarosso, determinando la caratteristica colorazione di Urano, che appare acquamarina o ciano.[1] Le molecole di metano costituiscono il 2,3% dell'atmosfera del pianeta per frazione molare, al di sotto dello strato di nubi di metano a 1,3 bar; una percentuale pari a 20-30 volte quella misurata nel Sole.[1][9][3] Il quantitativo di metano nell'alta atmosfera è percentualmente molto inferiore a causa delle temperature estremamente basse, che abbassano il grado di saturazione e determinano il congelamento del metano in eccesso.[10] È invece scarsa la conoscenza dell'abbondanza di sostanze meno volatili, come ammoniaca, acqua ed acido solfidrico negli strati più profondi dell'atmosfera. Tuttavia, si presumente che questa sia comunque maggiore rispetto all'abbondanza rilevata nel Sole.[1][11]

Osservazioni spettroscopiche di occultazioni stellari nell'infrarosso, eseguite anche utilizzando il Telescopio spaziale Spitzer,[12] e nell'ultavioletto [10] hanno permesso di rilevare la presenza in traccie di vari idrocarburi nella stratosfera di Urano, che si pensa siano prodotti dalla fotolisi del metano indotta dalle radiazioni ultraviolette solari. Tra le molecole rilevate ci sono: l'etano (C2H6), l'acetilene (C2H2), il metilacetilene (CH3C2H) ed il diacetilene (C2HC2H).[10][12][8] Osservazioni spettroscopiche nell'infrarosso hanno anche rivelato tracce di vapore acqueo, monossido di carbonio e anidride carbonica nella stratosfera, che possono derivare solo da una sorgente esterna come la polvere interplanetaria e le comete.[8][12][13]

Troposfera

Profilo della temperatura della troposfera di Urano e della bassa stratosfera. Sono riportati anche gli strati nuvolosi e di foschia.

La troposfera è la regione inferiore e più densa dell'atmosfera ed è caratterizzata dalla diminuzione della temperatura con l'altezza.[1] La temperatura varia da circa 320 K alla base della troposfera, a −300 km, a 50 km.[2][3] Per essere precisi le temperature nella ragione superiore della troposfera (la tropopausa) variano tra 49 e 57 K in funzione della latitudine, con il minimo attinto in corrispondenza di 25° sud.[1][14] Nella troposfera è contenuta quasi tutta la massa dell'atmosfera e la tropopausa è responsabile della grande maggioranza dell'emissione termica nel lontano infrarosso, determinando così la sua temperatura nominale che dovrebbe essere di 59,1 ± 0,3 K.[14][5]

Gli studiosi ritengono che la troposfera presenti una struttura nuvolosa complessa. È stato ipotizzato che nuvole d'acqua giacciano entro i 50-100 bar di pressione, nuvole di idrosolfuro di ammonio entro i 20-40 bar, nuvole di ammoniaca o acido solfidrico entro i 3-10 bar ed infine nuvole di metano entro 1-2 bar.[1][2][15] Sebbene la sonda Voyager 2 abbia rivelato la presenza di nubi di metano attraverso misurazioni radio durante un'occultazione,[9] tutti gli altri strati nuvolosi rimangono speculativi. La troposfera è una regione molto dinamica dell'atmosfera, manifestando forti venti, moti convettivi, nubi lucenti e cambiamenti stagionali.[16]

Clima

La differente velocità delle nubi tra i poli e l'equatore faceva intendere la presenza di forti correnti, e la particolarità di Urano di avere una forte inclinazione dell'asse di rotazione induceva a credere che ci fosse stato uno sviluppo di vento fortissimo e condizioni atmosferiche particolari, ma al contrario questi fattori sono stati ridimensionati e sottili nubi percorrono strade parallele all'equatore , proprio come avviene sulla Terra, ad una velocità che varia da 170 a 570 km orari.

Note

  1. ^ a b c d e f g h i j k l Jonathan. I. Lunine, The Atmospheres of Uranus and Neptune, in Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 31, 1993, pp. 217–263, DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.
  2. ^ a b c Imke dePater, Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K., Possible Microwave Absorption in by H2S gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres (PDF), in Icarus, vol. 91, 1991, pp. 220–233, DOI:10.1016/0019-1035(91)90020-T.
  3. ^ a b c J.L. Tyler, Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et.al., Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites, in Science, vol. 233, 1986, pp. 79–84, DOI:10.1126/science.233.4759.79.
  4. ^ B. Conrath et al., The helium abundance of Uranus from Voyager measurements, in Journal of Geophysical Research, vol. 92, 1987, pp. 15003–15010, DOI:10.1029/JA092iA13p15003.
  5. ^ a b J.C. Pearl, Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A., The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data, in Icarus, vol. 84, 1990, pp. 12–28, DOI:10.1016/0019-1035(90)90155-3.
  6. ^ Katharin Lodders, Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements, in The Astrophysical Journal, vol. 591, 2003, pp. 1220–1247, DOI:10.1086/375492.
  7. ^ H. Feuchtgruber, Lellooch, E.; B. Bezard; et.al., Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio, in Astronomy and Astrophysics, vol. 341, 1999, pp. L17–L21.
  8. ^ a b c Therese Encrenaz, ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?, in Planet. Space Sci., vol. 51, 2003, pp. 89–103, DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9.
  9. ^ a b G.F. Lindal, Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; et.al., The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2, in J. of Geophys. Res., vol. 92, 1987, pp. 14,987–15,001, DOI:10.1029/JA092iA13p14987.
  10. ^ a b c J. Bishop, Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P., Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere (PDF), in Icarus, vol. 88, 1990, pp. 448–463, DOI:10.1016/0019-1035(90)90094-P.
  11. ^ Imke dePater, Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K., Uranius Deep Atmosphere Revealed (PDF), in Icarus, vol. 82, n. 12, 1989, pp. 288–313, DOI:10.1016/0019-1035(89)90040-7.
  12. ^ a b c Martin Burgorf, Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et.al., Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy, in Icarus, vol. 184, 2006, pp. 634–637, DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.006.
  13. ^ Th. Encrenaz, Lellouch, E.; Drossart, P., First detection of CO in Uranus (PDF), in Astronomy&Astrophysics, vol. 413, 2004, pp. L5–L9, DOI:10.1051/0004-6361:20034637. URL consultato il 5 agosto 2007.
  14. ^ a b R. Hanel, Conrath, B.; Flasar, F.M.; et.al., Infrared Observations of the Uranian System, in Science, vol. 233, 1986, pp. 70–74, DOI:10.1126/science.233.4759.70.
  15. ^ Sushil K. Atreya, Wong, Ah-San, Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes, in Space Sci. Rev., vol. 116, 2005, pp. 121–136, DOI:10.1007/s11214-005-1951-5.
  16. ^ L.A. Sromovsky, Fry, P.M., Dynamics of cloud features on Uranus, in Icarus, vol. 179, 2005, pp. 459–483, DOI:10.1016/j.icarus.2005.07.022.
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