اكتشاف جديد يكشف سبب اختلاف لون أورانوس ونبتون

تكشف الملاحظات من مرصد الجوزاء والتلسكوبات الأخرى أن الضباب الزائد قد انتهى[{” 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.

https://www.youtube.com/watch؟v=rWWwJNnhIXU

تشترك الكواكب نبتون وأورانوس في الكثير من القواسم المشتركة – فلديهما كتل وأحجام وتركيبات جوية متشابهة – لكن مظهرهما مختلف بشكل ملحوظ. عند الأطوال الموجية المرئية ، يكون لون نبتون أكثر زرقة بشكل واضح بينما أورانوس هو ظل شاحب من السماوي. لدى علماء الفلك الآن تفسير لسبب اختلاف لون الكوكبين.

يقترح بحث جديد أن طبقة الضباب المركّز الموجودة على كلا الكوكبين تكون أكثر سمكًا على أورانوس من طبقة مماثلة على كوكب نبتون و “تبيض” مظهر أورانوس أكثر من طبقة نبتون.^[1] إذا لم يكن هناك ضباب في أجواء من نبتون وأورانوس ، سيظهر كلاهما باللون الأزرق بشكل متساوٍ تقريبًا.^[2]

يأتي هذا الاستنتاج من نموذج^[3] أن فريقًا دوليًا بقيادة باتريك إروين ، أستاذ فيزياء الكواكب بجامعة أكسفورد ، قد طور لوصف طبقات الهباء الجوي في الغلاف الجوي لنبتون وأورانوس.^[4] ركزت التحقيقات السابقة للغلاف الجوي العلوي لهذه الكواكب على مظهر الغلاف الجوي عند أطوال موجية محددة فقط. ومع ذلك ، فإن هذا النموذج الجديد ، المكون من عدة طبقات جوية ، يتوافق مع ملاحظات الكوكبين على مدى واسع من الأطوال الموجية. يشتمل النموذج الجديد أيضًا على جزيئات ضبابية في طبقات أعمق كان يُعتقد سابقًا أنها تحتوي فقط على سحب جليدية من غاز الميثان وكبريتيد الهيدروجين.

يوضح هذا الرسم التخطيطي ثلاث طبقات من الهباء الجوي في الغلاف الجوي لأورانوس ونبتون ، على غرار فريق من العلماء بقيادة باتريك إيروين. مقياس الارتفاع على الرسم البياني يمثل الضغط فوق 10 بار.
الطبقة الأعمق (طبقة الهباء الجوي 1) سميكة وتتكون من خليط من جليد كبريتيد الهيدروجين والجزيئات الناتجة عن تفاعل أجواء الكواكب مع ضوء الشمس.
الطبقة الرئيسية التي تؤثر على الألوان هي الطبقة الوسطى ، وهي طبقة من جزيئات الضباب (يشار إليها في المقالة باسم طبقة الهباء -2) التي تكون أكثر سمكًا على أورانوس منها على نبتون. يشتبه الفريق في أنه على كلا الكوكبين ، يتكاثف جليد الميثان على الجسيمات الموجودة في هذه الطبقة ، مما يؤدي إلى سحب الجزيئات إلى عمق أعمق في الغلاف الجوي في ظل تساقط ثلوج الميثان. نظرًا لأن الغلاف الجوي لنبتون أكثر نشاطًا واضطرابًا من أورانوس ، يعتقد الفريق أن الغلاف الجوي لنبتون أكثر كفاءة في إثارة جزيئات الميثان في طبقة الضباب وإنتاج هذا الثلج. هذا يزيل المزيد من الضباب ويحافظ على طبقة ضباب نبتون أرق مما هي عليه في أورانوس ، مما يعني أن اللون الأزرق لنبتون يبدو أقوى.
فوق هاتين الطبقتين توجد طبقة ممتدة من الضباب (طبقة الهباء الجوي 3) تشبه الطبقة السفلية ولكنها أكثر هشاشة. على نبتون ، تتكون جزيئات جليد الميثان الكبيرة أيضًا فوق هذه الطبقة.
حقوق الصورة: مرصد جيميني الدولي / NOIRLab / NSF / AURA ، J. da Silva / NASA / JPL-Caltech / B. جونسون

أوضح إروين ، المؤلف الرئيسي لورقة بحثية نشرت هذه النتيجة في مجلة البحوث الجيوفيزيائية: الكواكب: “هذا هو النموذج الأول الذي يلائم ملاحظات أشعة الشمس المنعكسة من الأشعة فوق البنفسجية إلى الأشعة تحت الحمراء القريبة”. “إنه أيضًا أول من يشرح اختلاف اللون المرئي بين أورانوس ونبتون.”

يتكون نموذج الفريق من ثلاث طبقات من الهباء الجوي على ارتفاعات مختلفة.^[5] الطبقة الرئيسية التي تؤثر على الألوان هي الطبقة الوسطى ، وهي طبقة من جزيئات الضباب (يشار إليها في المستند باسم طبقة الهباء -2) التي تكون أكثر سمكًا على أورانوس هذا على نبتون. يشتبه الفريق في أنه على كلا الكوكبين ، يتكاثف جليد الميثان على الجسيمات الموجودة في هذه الطبقة ، مما يؤدي إلى سحب الجزيئات إلى عمق أعمق في الغلاف الجوي في ظل تساقط ثلوج الميثان. نظرًا لأن الغلاف الجوي لنبتون أكثر نشاطًا واضطرابًا من أورانوس ، يعتقد الفريق أن الغلاف الجوي لنبتون أكثر كفاءة في إثارة جزيئات الميثان في طبقة الضباب وإنتاج هذا الثلج. هذا يزيل المزيد من الضباب ويحافظ على طبقة ضباب نبتون أرق مما هي عليه في أورانوس ، مما يعني أن اللون الأزرق لنبتون يبدو أقوى.

علق مايك وونغ ، عالم الفلك في[{” 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.