Stebėjimai iš Dvynių observatorijos ir kitų teleskopų atskleidžia pernelyg didelį miglotumą[{” attribute=””>Uranus makes it paler than Neptune.

Astronomers may now understand why the similar planets Uranus and Neptune have distinctive hues. Researchers constructed a single atmospheric model that matches observations of both planets using observations from the Gemini North telescope, the NASA Infrared Telescope Facility, and the Hubble Space Telescope. The model reveals that excess haze on Uranus accumulates in the planet’s stagnant, sluggish atmosphere, giving it a lighter hue than Neptune.

Planetos Neptūnas ir Uranas turi daug bendro – jų masė, dydžiai ir atmosferos sudėtis panaši, tačiau jų išvaizda labai skiriasi. Matomuose bangos ilgiuose Neptūnas yra akivaizdžiai mėlynesnės spalvos, o Uranas yra blyškesnio žydros spalvos. Astronomai dabar turi paaiškinimą, kodėl šios dvi planetos yra tokios skirtingos spalvos.

Nauji tyrimai rodo, kad abiejose planetose rastas koncentruotos miglos sluoksnis Urane yra storesnis nei panašus sluoksnis Neptūne ir „balina“ Urano išvaizdą labiau nei Neptūne.^[1] Jei nėra rūko atmosfera Iš Neptūno ir Urano jie abu atrodys maždaug vienodi mėlyna spalva.^[2]

Ši išvada padaryta iš modelio^[3] kad tarptautinė komanda, vadovaujama Oksfordo universiteto planetų fizikos profesoriaus Patricko Irwino, sukūrė Neptūno ir Urano atmosferų aerozolių sluoksniams apibūdinti.^[4] Ankstesni šių planetų viršutinių atmosferų tyrimai buvo skirti tik atmosferos išvaizdai tam tikruose bangos ilgiuose. Tačiau šis naujas modelis, sudarytas iš kelių atmosferos sluoksnių, atitinka abiejų planetų stebėjimus įvairiais bangų ilgiais. Naujajame modelyje taip pat yra neryškių dalelių gilesniuose sluoksniuose, kuriuose anksčiau buvo manoma, kad juose yra tik metano ir vandenilio sulfido ledo debesys.

Šioje diagramoje pavaizduoti trys aerozolių sluoksniai Urano ir Neptūno atmosferoje, kuriuos suprojektavo Patricko Irwino vadovaujama mokslininkų komanda. Aukščiamatis diagramoje rodo slėgį, viršijantį 10 barų.
Giliausias sluoksnis (aerozolio sluoksnis-1) yra storas ir susideda iš sieros vandenilio ledo ir planetų atmosferų sąveikos su saulės šviesa dalelių mišinio.
Pagrindinis sluoksnis, turintis įtakos spalvoms, yra vidurinis sluoksnis, kuris yra rūko dalelių sluoksnis (popieriuje vadinamas aerozolio sluoksniu-2), kuris Urane yra storesnis nei Neptūne. Komanda įtaria, kad abiejose planetose metano ledas kondensuojasi ant šio sluoksnio dalelių, traukiant daleles gilyn į atmosferą, kai metano sniegas krenta. Kadangi Neptūno atmosfera yra aktyvesnė ir audringesnė nei Urano, komanda mano, kad Neptūno atmosfera efektyviau nukreipia metano daleles į miglos sluoksnį ir gamina tą sniegą. Taip pašalinama daugiau miglos ir Neptūno miglos sluoksnis lieka plonesnis nei Urane, o tai reiškia, kad Neptūno mėlyna spalva atrodo stipresnė.
Virš abiejų sluoksnių yra išplėstas rūko sluoksnis (3 aerozolio sluoksnis), panašus į žemiau esantį sluoksnį, bet trapesnis. Neptūne virš šio sluoksnio taip pat susidaro didelės metano ledo dalelės.
Autoriai: Gemini International Observatory/NOIRLab/NSF/AURA, J. da Silva/NASA/JPL-Caltech/B. Johnson

„Tai pirmasis modelis, kuris sinchroniškai atitinka atspindėtos saulės šviesos stebėjimus nuo ultravioletinių iki artimųjų infraraudonųjų spindulių”, – paaiškino Irwinas, tyrimo dokumentas, pristatantis šį atradimą žurnale „Journal of Geophysical Research: Planets”. „Jis taip pat pirmasis paaiškino Urano ir Neptūno matomos spalvos skirtumą.

Komandos modelį sudaro trys aerozolių sluoksniai skirtinguose aukščiuose.^[5] Pagrindinis sluoksnis, turintis įtakos spalvoms, yra vidurinis sluoksnis, kuris yra rūko dalelių sluoksnis (popieriuje vadinamas aerozolio sluoksniu-2), kuris yra storesnis už Uranas Iš Neptūnas. Komanda įtaria, kad abiejose planetose metano ledas kondensuojasi ant šio sluoksnio dalelių, traukiant daleles gilyn į atmosferą, kai metano sniegas krenta. Kadangi Neptūno atmosfera yra aktyvesnė ir audringesnė nei Urano, komanda mano, kad Neptūno atmosfera efektyviau nukreipia metano daleles į miglos sluoksnį ir gamina tą sniegą. Taip pašalinama daugiau miglos ir Neptūno miglos sluoksnis lieka plonesnis nei Urane, o tai reiškia, kad Neptūno mėlyna spalva atrodo stipresnė.

Mike’as Wongas, astronomas iš[{” attribute=””>University of California, Berkeley, and a member of the team behind this result. “Explaining the difference in color between Uranus and Neptune was an unexpected bonus!”

To create this model, Irwin’s team analyzed a set of observations of the planets encompassing ultraviolet, visible, and near-infrared wavelengths (from 0.3 to 2.5 micrometers) taken with the Near-Infrared Integral Field Spectrometer (NIFS) on the Gemini North telescope near the summit of Maunakea in Hawai‘i — which is part of the international Gemini Observatory, a Program of NSF’s NOIRLab — as well as archival data from the NASA Infrared Telescope Facility, also located in Hawai‘i, and the NASA/ESA Hubble Space Telescope.

The NIFS instrument on Gemini North was particularly important to this result as it is able to provide spectra — measurements of how bright an object is at different wavelengths — for every point in its field of view. This provided the team with detailed measurements of how reflective both planets’ atmospheres are across both the full disk of the planet and across a range of near-infrared wavelengths.

“The Gemini observatories continue to deliver new insights into the nature of our planetary neighbors,” said Martin Still, Gemini Program Officer at the National Science Foundation. “In this experiment, Gemini North provided a component within a suite of ground- and space-based facilities critical to the detection and characterization of atmospheric hazes.”

The model also helps explain the dark spots that are occasionally visible on Neptune and less commonly detected on Uranus. While astronomers were already aware of the presence of dark spots in the atmospheres of both planets, they didn’t know which aerosol layer was causing these dark spots or why the aerosols at those layers were less reflective. The team’s research sheds light on these questions by showing that a darkening of the deepest layer of their model would produce dark spots similar to those seen on Neptune and perhaps Uranus.

Notes

1. This whitening effect is similar to how clouds in exoplanet atmospheres dull or ‘flatten’ features in the spectra of exoplanets.
2. The red colors of the sunlight scattered from the haze and air molecules are more absorbed by methane molecules in the atmosphere of the planets. This process — referred to as Rayleigh scattering — is what makes skies blue here on Earth (though in Earth’s atmosphere sunlight is mostly scattered by nitrogen molecules rather than hydrogen molecules). Rayleigh scattering occurs predominantly at shorter, bluer wavelengths.
3. An aerosol is a suspension of fine droplets or particles in a gas. Common examples on Earth include mist, soot, smoke, and fog. On Neptune and Uranus, particles produced by sunlight interacting with elements in the atmosphere (photochemical reactions) are responsible for aerosol hazes in these planets’ atmospheres.
4. A scientific model is a computational tool used by scientists to test predictions about a phenomena that would be impossible to do in the real world.
5. The deepest layer (referred to in the paper as the Aerosol-1 layer) is thick and is composed of a mixture of hydrogen sulfide ice and particles produced by the interaction of the planets’ atmospheres with sunlight. The top layer is an extended layer of haze (the Aerosol-3 layer) similar to the middle layer but more tenuous. On Neptune, large methane ice particles also form above this layer.

More information

This research was presented in the paper “Hazy blue worlds: A holistic aerosol model for Uranus and Neptune, including Dark Spots” to appear in the Journal of Geophysical Research: Planets.

The team is composed of P.G.J. Irwin (Department of Physics, University of Oxford, UK), N.A. Teanby (School of Earth Sciences, University of Bristol, UK), L.N. Fletcher (School of Physics & Astronomy, University of Leicester, UK), D. Toledo (Instituto Nacional de Tecnica Aeroespacial, Spain), G.S. Orton (Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, USA), M.H. Wong (Center for Integrative Planetary Science, University of California, Berkeley, USA), M.T. Roman (School of Physics & Astronomy, University of Leicester, UK), S. Perez-Hoyos (University of the Basque Country, Spain), A. James (Department of Physics, University of Oxford, UK), J. Dobinson (Department of Physics, University of Oxford, UK).

NSF’s NOIRLab (National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory), the US center for ground-based optical-infrared astronomy, operates the international Gemini Observatory (a facility of NSF, NRC–Canada, ANID–Chile, MCTIC–Brazil, MINCyT–Argentina, and KASI–Republic of Korea), Kitt Peak National Observatory (KPNO), Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO), the Community Science and Data Center (CSDC), and Vera C. Rubin Observatory (operated in cooperation with the Department of Energy’s SLAC National Accelerator Laboratory). It is managed by the Association of Universities for Research in Astronomy (AURA) under a cooperative agreement with NSF and is headquartered in Tucson, Arizona. The astronomical community is honored to have the opportunity to conduct astronomical research on Iolkam Du’ag (Kitt Peak) in Arizona, on Maunakea in Hawai‘i, and on Cerro Tololo and Cerro Pachón in Chile. We recognize and acknowledge the very significant cultural role and reverence that these sites have for the Tohono O’odham Nation, the Native Hawaiian community, and the local communities in Chile, respectively.