Uranus’ klima

Uranus' klima er sterkt påvirket av både mangelen på indre varme (som begrenser aktiviteten i atmosfæren), og av den ekstreme aksehelningen, som gir store årstidsvariasjoner. Atmosfæren er betydelig roligere enn atmosfærene til gasskjempene Jupiter og Saturn, som planeten ellers sammenlignes med.

Lite vites om årstidsvariasjonene på Uranus, fordi et Uranus-år tilsvarer 84 jordår. En rekke vitenskapelige oppdagelser er likevel gjort. Det er mulig at et massivt nedslag har forårsaket både aksehelningen og tapet av indre varme. Det er også mulig at en barriere i atmosfærens øvre lag forhindrer varmen i å nå til overflaten.

Da romsonden Voyager 2 fløy forbi Uranus i 1986 observerte den bare ti skyformasjoner over hele planeten. Keck-observatoriet og Hubble-teleskopet oppdaget i 1990- og 2000-årene lyse skyer på den nordlige (vinter) halvkulen av planeten. I 2006 ble det oppdaget en mørk flekk som lignet den store mørke flekken på Neptun.

Stripet struktur, vinder og skyer 

Den første antydning om bånd og vær på Uranus kom i det 19. århudre. I mars og april 1884 ble det observert et hvitt bånd som omsirklet ekvator på Uranus, bare to år etter planetens vårjevndøgn.

I 1986 fant Voyager 2 ut at den synlige sørlige halvkulen på Uranus kan deles inn i to regioner: en lys polarkappe og en mørk ekvatorstripe (se figur til høyre). Grensen mellom disse to regionene ligger ca. ved -45 grader bredde. En smal stripe som strekker seg over breddegradene -45 til –50 grader er den lyseste av de store formasjonene som er synlig på planetens overflate. Denne kalles den sørlige «kragen». Kappen og kragen antas å være en tett region av metanskyer som ligger i trykkområdet 1,3–2 bar.

Voyager 2 ankom under høyden av Uranus's sørlige sommer og observerte ikke den nordlige halvkulen. På slutten av 1990-årene og begynnelsen av 2000-årene, da den nordlige polar-regionen ble synlig, observerte Hubbleteleskopet og Keckobservatoriet i begynnelsen verken en krage eller en polarkappe på den nordlige halvkule. Uranus så derfor asymmetrisk ut: Lys nær sørpolen og jevnt mørk i regionene nord for den sørlige kragen. Da Uranus passerte sitt jevndøgn i 2007, forsvant likevel den sørlige kragen nesten fullstendig, mens en svak nordlig krage kom til syne nær den 45. breddegrad. Den synlige breddegradstruktur på Uranus er forskjellig fra den på Jupiter og Saturn, som har flere trange og fargerike bånd.

I tillegg til den omfattende stripete strukturen, observerte Voyager 2 ti små lyse skyer, de fleste flere grader mot nord sammenlignet med kragen. I alle andre henseender så Uranus ut som en dynamisk død planet i 1986. 

I 1990-årene vokste antallet observerte lyse skyformasjoner betydelig, delvis fordi nye teknikker for bedre bilder ble tilgjengelig. De fleste av disse formasjonene ble funnet på den nordlige halvkulen etter hvert som denne begynte å bli synlig. En tidlig forklaring – om at lyse skyer lettere kunne identifiseres på den mørke delen av planeten, mens den lyse kragen skjuler dem på den sørlige halvkulen – var feil: antallet formasjoner hadde faktisk økt betraktelig.

Uansett er det forskjeller mellom skyene på hver av halvkulene. De nordlige skyener er både mindre, skarpere og lysere, og det ser også ut til at de ligger høyere oppe enn de på den sørlige halvkulen. Inntil 2004 hadde ingen sørlige polarskyer blitt observert ved bølgelengden 2.2 mikrometer, som er sensitiv overfor elektromagnetisk absorpsjon av metan, mens nordlige skyer har blitt observert regulært i dette spektralbåndet. Levetiden til skyene varierer med flere størrelsesklasser. Noen av de små skyene lever i timer, mens minst en av de sørlige skyene kan ha vedvart siden Voyagers forbiflyvning.

Observasjoner i 2005 viste at skyformasjoner på Uranus har mye til felles med de på Neptun. Spekulasjonene går i om Uranus er i ferd med å bli mer lik Neptun under tiden for jevndøgn.

Uranus' mørke flekk

De mørke flekkene som er vanlige på Neptun ble ikke observert på Uranus før i 2006, da det første bildet ble tatt av en slik flekk. Dette året oppdaget både Hubbleteleskopet og Keckobservatoriet en liten mørk flekk på den nordlige vinterhalvkulen til Uranus. Den befant seg langs en breddegrad på omtrent  og målte omkring 2° (1300 km) i bredde og 5° (2700 km) i lengde. Den ble kalt «Uranus' mørke flekk» og beveget seg i prograd retning relativt til Uranus's rotasjon med en gjennomsnittlig hastighet på . Dette er nesten  raskere enn vindhastighetene ved samme breddegrad. Flekkens breddegrad var nesten konstant. Den varierte i størrelse og tilsynekomst og var ofte ledsaget av en stor lys sky som ble kalt «den lyse ledsager». Sistnevnte beveget seg med nesten samme hastighet som flekken selv.

Flekken og ledsagerens oppførsel og tilsynekomst lignet på Neptuns mørke flekker og deres lyse ledsagere, selv om de siste var betydelig mindre. Dette tyder på at de har samme opprinnelse. Neptuns flekker ble antatt å være atmosfæriske virvelbevegelser fra en antisyklon. Deres lyse ledsagere ble antatt å være metanskyer som dannet seg på steder hvor deres luft hevet seg (ortografiske skyer). Uranus' flekk antas å ha hatt en lignende natur, men var forskjellig fra dem på Neptun ved noen bølgelengder. Neptuns flekk hadde høyest kontrast ved 0.47 μm, mens Uranus flekk ikke var synlig ved denne bølgelengden. Uranus flekk hadde høyest kontrast ved 1.6 μm, hvor Neptuns flekk var usynlig. Dette tyder på at flekkene befant seg på forskjellig trykknivå—flekken på Uranus lå trolig på 4 bar. Begge flekkene ble trolig forårsaket av en uttynning av  underliggende skyer av hydrogensulfid eller ammoniumhydrosulfid.

Fremveksten av en mørk flekk på Uranus på en halvkule som lå i mørket i mange år, indikerer at Uranus entret en periode av økt væraktivitet rundt jevndøgn.

Vinder

Sporingen av flere skyformasjoner gjør det mulig å bestemme vindhastigheten til øst-vest vinder som som blåser i den øvre troposfæren.

Omkring ekvator er vinder retrograde, som betyr at de blåser i motsatt retning av planetens rotasjon. Vindhastighetene er fra −100 til −50 m/s. Vindhastighetene øker med avstanden fra ekvator, og når nullverdier nær ±20° breddegrad, hvor troposfærens temperaturminimum befinner seg.

Nærmere polene, skifter vindene til en prograd retning, og flyter med rotasjonen. Vindhastighetene fortsetter å øke til de når et maksimum ved ±60° breddegrad før de faller til null ved polene. Vindhastigheter ved −40° breddegrad går fra 150 til 200 m/s. Fordi kragen formørker alle skyer under denne parallelen, er hatigheter mellom den og sørpolen umulige å måle. Ved den nordlige halvkule er derimot maksimumshastighetene så høye som 240 m/s, noe som er observert nær +50 breddegrad.

Disse hastigheter leder noen ganger til den ukorrekte antagelse at vindene er raskere på den nordlige halvkule. Faktisk er vindene, breddegrad for breddegrad, litt tregere på den nordlige delen av Uranus, spesielt på breddegradene fra ±20 to ±40.

Det er ingen enighet om hvorvidt vindhastighetene har endret seg siden 1986. Ingenting er heller kjent om de mye tregere meridionale vinder.

Årstidsvariasjoner 
Årstidsvariasjonen er vanskelig å utforske. Gode data om atmosfæren har bare eksistert i mindre enn et Uranusår (84 jordår). En rekke oppdagelser har likevel blitt gjort. Astronomisk fotometri har (siden 1950-årene) vist regelmessig variasjon i lysstyrken i de to båndspekter: Et maksimum som inntreffer ved solverv og et minimum som inntreffer ved jevndøgn. Ved årtusenskiftet var det gått omkring et halvt Uranusår (48 år) siden disse målingene startet. En lignende periodisk observasjon, med maksimum under solverv, ble notert under mikrobølgemålinger av den dype troposfæren som begynte i 1960-årene. Stratosfæriske temperaturmålinger som begynte i 1970-årene har også vist maksimumverdier omkring solverv i 1986.

De fleste variasjonene antas å skyldes endringer i visningsgeometrien. Uranus er en oblat sfæroide, som forårsaker at dens synlige område blir større når det blir sett fra de geografiske polene. Dette forklarer delvis den lysere tilsynekomsten ved solverv. Uranus er også kjent for sterke sonale variasjoner i albedo. Den sørlige polregionen er for eksempel mye lysere enn ekvatorbåndene. Begge polene viser også forøket lysstyrke i mikrobølgedelen av spekteret, mens den polare stratosfæren er kaldere enn den ved ekvator. Årstidsvariasjoner synes derfor å skje på følgende måte: Polene, som er lyse både i synlige spektralbånd og i mikrobølger, blir synlige ved solverv og resulterer i en lysere planet, mens det mørke ekvator hovedsakelig er synlig nær jevndøgn og skaper en mørkere planet. I tillegg gir okkultasjoner ved solverv en varmere stratosfære ved ekvator.

Det er likevel noen grunner til å tro at årstidsvariasjoner finner sted på Uranus. Selv om Uranus har en lys sørpolare region, er nordpolen ganske svak, noe som er uforenlig med modellen for årtidsendringer som er skissert ovenfor. Under dens nordlige solverv i 1944, fremviste Uranus forhøyet lysstyrke, noe som antydet at nordpolen ikke alltid var så svak. Denne informasjonen innebærer at den synlige polen lyser opp en tid før solverv og mørkner etter jevndøgn. Detaljerte analyser av synlige data og mikrobølgedata viste at de periodiske forandringer av lysstyrken ikke er komplett symmetrisk omkring solverv, som også indikerer en endring i albedo. I tillegg viste mikrobølgedata en forøkning i pol–ekvator kontrasten etter solvervet i 1986. Til slutt, i 1990-årene da Uranus beveget seg bort fra solverv, avslørte Hubble-teleskopet og bakkebaserte teleskoper at den sørlige polkalotten mørknet merkbart (unntatt den sørlige kragen, som forble lys), mens den nordlige halvkulen hadde forøket aktivitet, slik som skyformasjoner og sterkere vinder. Og man hadde sterke forventninger om at det ville lysne snart. Spesielt var en analog til den lyse polarkappen på den sørlige halvkule (omkring −45°) forventet å komme til syne i dens nordlige del. Dette skjedde da også i 2007 da Uranus passerte et jevndøgn: En svak nordlig polarkappe oppstod, mens den sørlige kragen ble nesten usynlig, selv om den sonale vindprofilen forble asymmetrisk, og nordlige vinder ble litt tregere enn sørlige.

Mekanismen for fysiske forandringer er fortsatt uklar. I nærheten av sommer- og vintersolverv ligger Uranus' halvkule vekselvis enten i full blending av solens stråler eller vendt mot det dype og mørke rom. Opplysningen av den solbelyste halvkule antas å skyldes den lokale fortykningen av metanskyene og dislagene i troposfæren. Den lyse kragen ved -45° breddegrad er også forbundet med metanskyer. Andre endringer i den sørlige polare regionen kan forklares med endringer i de nedre skylagene. Variasjonen i mikrobølgestrålingen fra Uranus skyldes sannsynligvis endringer i den dype troposfæriske sirkulasjonen, fordi tykke polare skyer og dis kan hemme konveksjonen.

Under en kort periode i andre halvdel av 2004, dukket det opp flere store skyer i atmosfæren, noe som ga Uranus et Neptun-lignende utseende. Det ble observert rekordhøye vindhastigheter på 824 km/t og et vedvarende tordenvær omtalt som «et 4. juli fyrverkeri». Hvorfor denne plutselige økningen i aktivitet skulle skje, er ikke fullt ut forstått, men det synes som om Uranus sin ekstreme aksehelning fører til ekstreme variasjoner i været.

Sirkulasjonsmodeller 

Flere forklaringer har blitt foreslått for å forklare det rolige været på Uranus. En foreslått forklaring på denne mangelen på skyformasjoner er at Uranus' indre varme ser ut til å være markant lavere enn hos de andre gasskjempene; I astronomiske termer har den en lav intern termisk fluks. Hvorfor varmefluksen er så lav, er fortsatt ikke forstått. Neptun sender 2,61 ganger så mye energi ut i verdensrommet som den mottar fra Solen. Uranus utstråler nesten ingen overskuddsvarme i det hele tatt. Den totale kraften som utstråles fra Uranus i fjerninfrarødt spekter er  ganger solenergien som absorberes i dens atmosfære. Varmefluksen er bare  W/m2, som er lavere enn den interne varmefluks til jorden på omkring 0.075 W/m2. Den laveste temperaturen som er registrert i tropospausen er 49 K (−224 °C). Dette gjør Uranus til den kaldeste planeten i solsystemet, kaldere enn Neptun.

En hypotese sier at da Uranus ble «slått over» av et supermassivt nedslag som forårsaket den ekstreme aksehelningen, førte hendelsen til at den utviste det meste av sin opprinnelige varme, og etterlot en utarmet kjernetemperatur. En annen hypotese er at det finnes en barriere i atmosfærens øvre lag som forhindrer kjernens varme i å nå til overflaten. Konveksjon kan finne sted i  forskjellige lag av ulik sammensetning, som kan hemme den oppadgående varmetransport.

Noter

Referanser 

Nettsteder

Litteratur

Eksterne lenker 
What is the Temperature of Uranus? av Nola Taylor
Uranus Facts
 Uranus 101 | National Geographic, Youtube
 The Bizarre Characteristics Of Uranus | Our Solar System's Planets, Youtube
 What is the Mysterious Extraterrestrial World of Uranus like ? | Space Documentary, Youtube

Uranus’ atmosfære
Klima
Planetflekker
Artikler i astronomiprosjektet

fr:Atmosphère d'Uranus#Climat
it:Atmosfera di Urano#Clima