Особенности атмосфер Урана и Нептуна обусловливаются еще более низкими эффективными температурами и уже упоминавшимися значительно большими концентрациями метана и аммиака. Особенно важную роль играет метан. Спектры отражения этих планет в видимой области с хорошо известными метановыми полосами поглощения почти не имеют различий. К сожалению, анализ содержания этого газа и оценки давления и температуры на уровне формирования полос сильно осложняются трудностями в определении эквивалентных ширин линий и ограниченностью лабораторных данных о полосах СН4 в спектральном интервале короче 1,1 мкм, где поглощение имеет сложный характер. Поэтому в качестве эталона сравнения обычно используются измерения эквивалентных ширин в спектрах Юпитера и Сатурна, где содержание метана определено более надежно, с погрешностью не выше ≈50%. Согласно этим результатам на уровне формирования полос при температуре ≈90 К, на котором линии СН4 еще остаются ненасыщенными, отношение смеси СН4/Н2 существенно превышает солнечное значение, а обогащенность углеродом достигает примерно 50 раз.
Структура атмосфер Урана и Нептуна, по-видимому, также заметно отличается от Юпитера и Сатурна. На это указывают, в частности, их спектры радиоэмиссии, в которых не обнаруживается значительного возрастания яркостной температуры в области от 3 до 10 см, как это наблюдается при быстром росте температуры с глубиной. По совокупности результатов анализа спектральных наблюдений и расчетов ослабления по высоте теплового потока Р. Даниэльсоном были рассчитаны модели атмосфер этих планет. При этом использовались различные предположения относительно расположения эффективного уровня отражения солнечной радиации и границы облачного слоя, а поведение термодинамических параметров контролировалось ходом кривой давления насыщающих паров метана. Наиболее близкими к реальности, объясняющими измеренный ход яркостных температур, оказались модели, в которых допускается переменный по высоте тепловой поток и наличие в атмосфере инверсионных слоев.
Предстоит еще, однако, затратить немало усилий, прежде чем сведения об атмосферах Урана и Нептуна станут значительно более определенными. Видимо, решающую роль здесь сыграет предполагаемый пролет вблизи Урана космического аппарата «Вояджер-2» в 1986 г.
По ряду сходных признаков в регистрируемых на Земле спектрах отражения к Урану и Нептуну примыкает самый большой спутник Сатурна — Титан. За последнее время его атмосфера, открытая еще в начале этого столетия испанским астрономом Комас Сола, привлекала очень большое внимание. В 40-х годах известный американский астроном Д. Койпер подтвердил наличие атмосферы на Титане, обнаружив полосы поглощения метана в его спектре, а еще позднее было сообщено об отождествлении слабых квадрупольных линий молекулярного водорода. Но такие линии возникают за счет деформации молекул при столкновениях, создающих их асимметрию и дипольный момент, что обусловливает нерезонансное (индуцированное) поглощение, пропорциональное квадрату давления газа. Это привело к предположению о наличии у Титана довольно плотной газовой оболочки.
Результаты исследования зависимости инфракрасной яркостной температуры от длины волны были вначале интерпретированы таким образом, что на длинах волн 20— З0мкм, соответствующих ожидаемой равновесной температуре Титана (около 90 К), он излучает значительно меньше энергии, чем получает от Солнца, а максимум излучения смещен в более коротковолновую часть спектра. Этот феномен можно было объяснить, если опять же допустить, что Титан обладает плотной атмосферой, в которой основная непрозрачность создается в диапазоне длин волн около 20 мкм. Тогда измеряемая на этих длинах волн температура будет относиться к излучающему слою, расположенному на определенной высоте в атмосфере, а температура у поверхности вследствие парникового эффекта может достигать почти 200 К. Другими словами, климатические условия на Титане могли бы оказаться сравнительно благоприятными, почти такими же, как на Марсе!
Длительное время дискутировался вопрос о том, какой агент может быть ответственным за требуемую непрозрачность атмосферы. Метан не обладает сильными полосами поглощения в области длиннее 7,7 мкм. Что касается молекулярного водорода, то его потребное количество должно было бы соответствовать давлению у поверхности не менее 0,5 атм, и вряд ли тело такой массы, как Титан, могло удержать столько водорода, а его постоянный надоблачной дымки при Т≈ 150 К, а не излучение приповерхностной атмосферы, обуславливают повышенную яркость на длинах волн 8—10 мкм. Облака плотной пеленой закрывают Титан и не дают возможности увидеть его поверхность; они состоят почти целиком из жидкого метана. Интересно заметить, что при сопоставимых значениях поверхностного давления атмосфера Титана почти вдесятеро массивнее земной, что объясняется различием ускорений силы тяжести на этих двух небесных телах.
Метки: атмосфера нептуна, Уран, Нептун, планета уран, атмосфера урана, поанета нептун