천왕성의 대기

천왕성의 대기

다른 가스 거성들과 비슷한 해왕성과 비교했을 때 천왕성의 대기권은 매우 평평하고 조용합니다. 보이저 2호가 1986년 천왕성을 스쳤을 때, 총합은행성 전체를 가로지르는 10개의 구름띠 특징이 관찰됐습니다. 이런 특징은 천왕성의 내열이 다른 거대 행성보다 낮았던 결과라는 해석이 제기됩니다. 천왕성에서 기록한 최저 온도는 49K로 해왕성보다 더 추워 천왕성을 태양계에서 가장 낮은 온도의 행성으로 만들었습니다. 천왕성의 내부에는 명확한 고체 표면이 없고, 천왕성의 가장 바깥쪽에 있는 가스 껍데기, 즉 대기권이라고 불리는 부분이 있지만, 원격으로 감응하기 쉽습니다. 원격 감지 능력은 1파스칼을 기점으로 300km까지 내려갈 수 있으며, 이는 100파스칼의 대기압과 320K의 온도와 맞먹습니다. 희박한 멀미가 대기압 1파스칼의 표면에서 바깥쪽으로 반경 2배까지 확장됩니다. 천왕성의 대기권은 대류권, 고도 300~50km, 대기압 100파스칼에서 0.1파스칼, 성층권(동온권), 고도 50~4000km, 대기압 0.1파스칼에서 10-멤파스칼, 열층(증온권 또는 헐)으로 나눌 수 있습니다. 4000km에서 거리 표면 50,000,000km까지 올라가 있습니다. 

천왕성 대기권의 다른 성분은 주로 수소분자와 헬륨입니다. 헬륨의 몰 점수, 이는 몰당 헬륨 원자의 수입니다. 0.15±0.03; 대류층의 상층에서는 0.26±0.05의 품질 퍼센트에 해당합니다. 이는 0.275±0.01의 원래 항성 질량 백분율에 가까운 수치입니다. 기체의 거성 중 헬륨은 행성 내에서 불안정합니다. 천왕성의 대기권 중 세 번째로 많은 양이 메탄(CHMET)입니다. 메탄은 가시와 근적외선에서의 흡수대가 천왕성의 선명한 청록색 또는 진청색을 만들어 줍니다. 대기압 1.3파스칼의 메탄 구름 꼭대기 아래서 메탄의 대기권 무어 점수는 2.3%로 태양의 20~30배 정도입니다. 혼합의 비율은 대기권의 상층부에서 극도의 저온으로 인해 포만 수준을 낮추고 여분의 메탄이 결빙됩니다. 낮은 휘발성 물질에 대한 풍부도는 암모니아, 물, 황화수소처럼 대기권 깊숙한 곳에서의 함량은 알려져 있지 않지만 대개 태양 내 함량보다 높습니다. 메탄 외에도 천왕성의 상층 대기권에서는 다양한 미량의 탄화수소를 추적할 수 있으며 태양의 자외선 복사에 의해 메탄 광분해가 발생하는 것으로 알려져 있습니다. 에탄(C2H ）), 아세틸렌(C2H), 메틸아세틸렌(CHMUC2H), 아세틸렌(C2HC2H)을 포함합니다. 스펙트럼도 수증기의 흔적을 드러냈습니다. 일산화탄소와 이산화탄소는 대기권에 있습니다. 그러나 혜성과 다른 외부 천체에서 온 것일 수도 있습니다.

대류권

대류권이 대기의 낮음과 밀도가 가장 높은 부분은 고도가 높아짐에 따라 온도가 낮아집니다. 유명무실했던 밑부분이 약 320K, 300km로 53으로 낮아졌습니다. 높이는 50킬로미터입니다. 실제 대류권 지붕의 최저 온도는 49~57K로 행성에서의 높이에 따라 결정됩니다. 대류권 천장은 행성의 상승난방류에서 원적외선을 방사하는 가장 주요한 지역이며 여기서 측정된 유효 온도는 59.1±0.3K입니다. 대류권에는 고도로 복잡한 구름계 구조가 있어야 합니다. 물구름은 대기압 50~100파스칼, 암모니아 황화물 구름은 20~40파스칼의 압력 범위 내에서, 암모니아나 황화물 구름은 3과 10파스칼, 마지막으로 직접 탐지한 메탄 구름은 1~2파스칼입니다. 대류권은 대기권 내에서 매우 활발한 부분으로 강풍, 밝은 구름, 계절적 변화를 나타냅니다.

 

성층권

천왕성 대기권의 중층은 성층권이고 이곳의 온도는 점차 높아져 대류층 꼭대기의 53K에서 시작됩니다. 증온층 바닥까지 올라간 800~850K입니다. 성층권의 가열은 이로부터 옵니다. 메탄과 기타 탄화수소가 흡수한 태양의 자외선과 적외선을 방사하는 대기권의 이런 형태는 메탄의 광분해에 의한 것입니다. 증온층으로부터의 열도 주목할 만도 합니다. 탄화수소는 상대적으로 매우 좁은 층에 불과합니다. 고도는 100~280km, 기압은 10μp~0.1μp, 온도는 75K와 170K 사이입니다. 가장 많은 양의 탄화수소가 아세틸렌과 에탄으로 수소 대비 혼합 비율은 ×10로 메탄과 일산화탄소가 이 높이에서 혼합된 비율과 비슷합니다. 더 무거운 탄화수소·이산화탄소·수증기는 혼합 비율에서 세 단계 더 낮습니다. 에탄과 아세틸렌은 성층권 내의 온도와 높이가 낮은 곳에서 대류층 꼭대기와 응집하는 경향이 있어 수층의 흐린 구름을 형성합니다. 이는 출천왕성 구름띠로 간주될 수도 있습니다. 그러나 탄화수소가 천왕성 성층권의 흐림 위에 집중된 고도가 다른 목행성의 높이보다 낮은 것은 주목할 만합니다. 

열권

천왕성 대기권에서 가장 높이 위치합니다. 바깥층은 열층(증온층 또는 헐)으로 균일하고 일치하는 온도를 가지고 있습니다. 800~850K 입니다. 고온, 저효율의 냉각 작용과 평류권 상층의 탄화수소도 에너지를 일부 바칠 수 있지만 태양의 원자외선과 초자외선 복사, 또는 오로라 활동으로도 필요한 에너지를 공급하기에는 부족합니다. 이밖에 수소분자와 증온층은 큰 비율의 자유수소원자를 가지고 있는데, 이들의 낮은 분자량과 고온은 왜 멀미가 행성에서 5만km까지 확장되는지 천왕성 반지름의 2배까지 설명해 줍니다. 그의 역할은 천왕성을 둘러싸고 있는 작은 알갱이를 감쇄하는 것을 포함해서 일부 천왕성의 고리 속에 있는 먼지 알갱이의 손실을 초래합니다. 천왕성의 증온층과 평류층의 상층은 천왕성의 전리층에 대응합니다. 전리층이 2000~1만㎞ 고도를 차지하는 것으로 관측됐습니다. 천왕성 전리층은 토성이나 해왕성보다 밀도가 높습니다. 이는 탄화수소가 성층권에서 낮은 곳에 집중되기 때문일 것입니다. 전리층은 태양의 자외선을 견디는 주요 영역으로 태양 활동에 따라 밀도가 달라집니다. 오로라의 활동은 목성과 토성의 뚜렷하고 중대함보다 못합니다.