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天王星（第1页）

天王星

天王星主要是由岩石与各种成分不同的水冰物质所组成，其组成主要元素为氢（83％），其次为氦（15％）。在许多方面天王星（海王星也是）与大部分都是气态氢组成的木星与土星不同，其性质比较接近木星与土星的地核部份，而没有类木行星包围在外的巨大液态气体表面（主要是由金属氢化合物气体受重力液化形成）。天王星并没有土星与木星那样的岩石内核，它的金属成分是以一种比较平均的状态分布在整个地壳之内。直接以肉眼观察，天王星的表面呈现洋蓝色，这是因为它的甲烷大气吸收了大部分的红色光谱所导致。

内部结构

天王星的质量大约是地球的14．5倍，是类木行星中质量最小的，它的密度是1．29公克／厘米&sup3；只比土星高一些。直径虽然与海王星相似（大约是地球的4倍），但质量较低。这些数值显示它主要由各种各样挥发性物质，例如水、氨和甲烷组成。天王星内部冰的总含量还不能精确的知道，根据选择的模型不同有不同的含量，但是总在地球质量的9．3～13．5倍之间。氢和氦在全体中只占很小的部份，大约在O．5～1．5地球质量。剩余的质量（O．5～3．7地球质量）才是岩石物质。

天王星的标准模型结构包括三个层面：在中心是岩石的核，中间是冰的地函，最外面是氢／氦组成的外壳。相较之下核非常的小，只有0．55地球质量，半径不到天王星的20％；地函则是个庞然大物，质量大约是地球的13．4倍；而最外层的大气层则相对上是不明确的，大约扩展占有剩余20％的半径，但质量大约只有地球的O．5倍。天王星核的密度大约是9克／厘米；，在核和地函交界处的压力是8百万巴和大约5000K的温度。冰的地函实际上并不是由一般意义上所谓的冰组成，而是由水、氨和其他挥发性物质组成的热且稠密的流体。这些流体有高导电性，有时被称为水一氨的海洋。天王星和海王星的大块结构与木星和土星相当的不同，冰的成分超越气体，因此有理由将她们分开另成一类为冰巨星。

上面所考虑的模型或多或少都是标准的，但不是唯一的，其他的模型也能满足观测的结果。例如，如果大量的氢和岩石混合在地函中，则冰的总量就会减少，并且相对的岩石和氢的总量就会提高；目前可利用的数据还不足以让我门确认哪一种模型才是正确的。天王星内部的流体结构意味着没有固体表面，气体的大气层是逐渐转变成内部的**层内。但是，为便于扁球体的转动，在大气压力达到1巴之处被定义和考虑为行星的表面时，他的赤道和极的半径分别是25559±4和24973±20千米。这样的表面将做为这篇文章中高度的零点。

内热

天王星的内热看上去明显的比其他的类木行星为低，在天文的项目中，他是低热流量。目前仍不了解天王星内部的温度为何会如此低，大小和成分与天王星像是双胞胎的海王星，放出至太空中的热量是得自太阳的2．6l倍；相反的，天王星几乎没有多出来的热量被放出。天王星在远红外（也就是热辐射）的部份释出的总能量是大气层吸收自太阳能量的1．06±O．08倍。事实上，天王星的热流量只有0．042±0．047瓦／米。，远低于地球内的热流量0．075瓦／米。。天王星对流层顶的温度最低温度纪录只有49K，使天王星成为太阳系温度最低的行星，比海王星还要冷。

在天王星被超重质量的锤碎机敲击而造成转轴极度倾斜的假说中，也包含了内热的流失，因此留给天王星一个内热被耗尽的核心温度。另一种假说认为在天王星的内部上层有阻止内热传达到表面的障碍层存在，例如，对流也许仅发生在一组不同的结构之间，也许禁止热能向上传递。

海洋

根据旅行者2号的探测结果，科学家推测天王星上可能有一个深度达10000千米、温度高达摄氏6650度，由水、硅、镁、含氮分子、碳氢化合物及离子化物质组成的液态海洋。由于天王星上巨大而沉重的大气压力，令分子紧靠在一起，使得这高温海洋未能沸腾及蒸发。反过来，正由于海洋的高温，．恰好阻挡了高压的大气将海洋压成固态。海洋从天王星高温的内核（高达摄氏6650度）一直延伸到大气层的底部，覆盖整个天王星。必须强调的是，这种海洋与我们所理解的、地球上的海洋完全不同。然而，近年却有观点认为，天王星上不存在这个海洋。真相如何，恐怕只有待进一步的观测，或是寄望美国国家航空航天局（NASA）会落实初步构想中的新视野号2号计划，派出无人探测船再度拜访天王星。

大气层

虽然在天王星的内部没有明确的固体表面，天王星最外面的气体包壳，也就是被称为大气层的部分，却很容易以遥传感量。遥传感量的能力可以从1帕之处为起点向下深入至300千米，相当于100帕的大气压力和320K的温度。稀薄的晕从大气压力1帕的表面向外延伸扩展至半径两倍之处，天王星的大气层可以分为三层：对流层，从高度?300至50千米，大气压’100帕至0．1帕；平流层（同温层），高度50至4000千米，大气压力0．1帕至10一10帕；和增温层／晕，从4000千米向上延伸至距离表面50000千米处。没有中气层（散逸层）。

成份

天王星大气层的成分和天王星整体的成分不同，主要是氢分子和氦。氦的摩尔分数，这是每摩尔中所含有的氦原子数量，是0．15±0．03；在对流层的上层，相当于O．26±O．05质量百分比。这个数值很接近0．275±0．Ol的原恒星质量百分比。显示在气体的巨星中，氦在行星中是不稳定的。在天王星的大气层中，含量占第三位的是甲烷（CH4．）。甲烷在可见和近红外的吸收带为天王星制造了明显的蓝绿或深蓝的颜色。在大气压力1．3帕的甲烷云顶之下，甲烷在大气层中的摩尔分数是2．3％，这个量大约是太阳的20至30倍。混合的比率在大气层的上层由于极端的低温，降低了饱合的水平并且造成多余的甲烷结冰。对低挥发性物质的丰富度，像是氨、水和硫化氢，在大气层深处的含量所知有限，但是大概也会高于太阳内的含量。除甲烷之外，在天王星的上层大气层中可以追踪到各种各样微量的碳氢化合物，被认为是太阳的紫外线辐射导致甲烷光解产生的。包括乙烷（C；2H6），乙炔（C2H2），甲基乙炔（CH3C2H），联乙炔（c2HC2H）。光谱也揭露了水蒸汽的踪影，一氧化碳和二氧化碳在大气层的上层，但可能只是来自于彗星和其他外部天体的落尘。

对流层

对流层是大气层最低和密度最高的部份，温度随着高度增加而降低，温度从有名无实的底部大约320K，高度300千米，降低至53K，高度50千米。在对流层顶实际的最低温度在49至57K，依在行星上的高度来决定。对流层顶是行星的上升暖气流辐射远红外线最主要的区域，由此处测量到的有效温度是59．1±0．3K。

对流层应该还有高度复杂的云系结构，水云被假设在大气压力50～100帕，氨氢硫化物云在20～40帕的压力范围内，氨或氢硫化物云在3～10帕，最后是直接侦测到的甲烷云在l～2帕。对流层是大气层内动态非常充分的部份，展现出强风、明亮的云彩和季节性的变化，将会在下面讨论。

上层大气层

天王星大气层的中层是平流层，此处的温度逐渐增加，从对流层顶的53K上升至增温层底的800至850K。平流层的加热来自于甲烷和其他碳氢化合物吸收的太阳紫外线和红外线辐射，大气层的这种形式是甲烷的光解造成的。来自增温层的热也许也值得注意。碳氢化合物相对来说只是很窄的一层，高度在100至280千米，相对于气压是lO微帕至0．1微帕，温度在75K和1。70K之间。含量最多的碳氢化合物是乙炔和乙烷，相对于氢的混合比率是×10?7，与甲烷和一氧化碳在这个高度上的混合比率相似。更重的碳氢化合物、二氧化碳和水蒸气，在混合的比率上还要低三个数量级。乙烷和乙炔在平流层内温度和高度较低处与对流层顶倾向于凝聚而形成数层阴霾的云层，那些也可能被视为出现在天王星上的云带。然而，碳氢化合物集中在在天王星平流层阴霾之上的高度比其他类木行星的高度要低是值得注意的。

天王星大气层的最外层是增温层或晕，有着均匀一致的温度，大约在800至850K。目前仍不了解是何种热源支撑著如此的高温，虽然低效率的冷却作用和平流层上层的碳氢化合物也能贡献一些能源，但即使是太阳的远紫外线和超紫外线辐射，或是极光活动都不足以提供所需的能量。除此之外，氢分子和增温层与晕拥有大比例的自由氢原子，它们的低分子量和高温可以解释为何晕可以从行星扩展至50000千米，天王星半径的俩倍远。这个延伸的晕是天王星的一个独特的特点。它的作用包括阻尼环绕天王星的小颗粒，导致一些天王星环中尘粒的耗损。天王星的增温层和平流层的上层对应着天王星的电离层。观测显示电离层占据2000至10000千米的高度。天王星电离层的密度比土星或海王星高，这可能肇因于碳氢化合物在平流层低处的集中。电离层是承受太阳紫外线辐射的主要区域，它的密度也依据太阳活动而改变。极光活动不如木星和土星的明显和重大。

行星环

天王星有一个暗淡的行星环系统，由直径约十米的黑暗粒状物组成。他是继土星环之后，在太阳系内发现的第二个环系统。目前已知天王星环有13个圆环，其中最明亮的是8环。天王星环被认为是相当年轻的，在圆环周围的空隙和不透明部份的区别，暗示她们不是与天王星同时形成的，环中的物质可能来自被高速撞击或潮汐力粉碎的卫星。

环的发现日期是1977年3月lO日，在。JamesLElliot、Edwardw．DunMm、和DouglasJ．Mink使用柯伊伯机载天文台观测时。这个发现是很意外的，他们原本的计划是观测天王星掩蔽SAO158687以研究天王星的大气层。然而，当他们分析观测的资料时，他们发现在行星掩蔽的前后，这颗恒星都曾经短暂的消失了五次。他们认为，必须有个环系统围绕着行星才能解释。旅行者2号在1986年飞掠过天王星时，直接看见了这些环。旅行者2号也发现了两圈新的光环，使环的数量增加到7圈。

在2005年12月，哈勃太空望远镜侦测到一对早先未曾发现的蓝色圆环。最外围的一圈与天王星的距离比早先知道的环远了两倍，因此新发现的环被称为环系统的外环，使天王星环的数量增加到13圈。哈柏同时也发现了两颗新的小卫星，其中的blab还与最外面的环共享轨道。在2006年4月，凯克天文台公布的新环影像中，外环的一圈是蓝色的，另一圈则是红色的。

关于外环颜色是蓝色的一个假说是，它由来自blab的细小冰微粒组成，因此能散射足够多的蓝光。天王星的内环看起来是呈灰色的。

卫星

目前已知天王星有27颗天然的卫星，这些卫星的名称都出自莎士比亚和蒲伯的歌剧中。五颗主要卫星的名称是米兰达、艾瑞尔、乌姆柏里厄尔、泰坦尼亚和欧贝隆。第一颗和第二颗（泰坦尼亚和欧贝隆）是威廉·赫歇耳在1。787年3月13日发现的，另外两颗艾瑞尔和乌姆柏里厄尔是在1851年被威廉·拉索尔发现的。在1852年，威廉·赫歇耳的儿子约翰·赫歇耳才为这四颗卫星命名。到了1948年杰勒德P．库普尔发现第五颗卫星米兰达。

天王星卫星系统的质量是气体巨星中最少的，的确，五颗主要卫星的总质量还不到崔顿的一半。最大的卫星，泰坦尼亚，半径788．9千米，还不到月球的一半，但是比土星第二大的卫星Rhea稍大些。这些卫星的反照率相对也较低，乌姆柏里厄尔约为0．2，艾瑞尔约为0．35（在绿光）。这些卫星由冰和岩石组成，大约是50％的冰和50％的岩石，冰也许包含氨和二氧化碳。

在这些卫星中，艾瑞尔有着最年轻的表面，上面只有少许的陨石坑；乌姆柏里厄尔看起来是最老的。米兰达拥有深达20千米的断层峡谷，梯田状的层次和混乱的变化，形成令人混淆的表面年龄和特征。有种假说认为米兰达在过去可能遭遇过巨型的撞击而被完全的分解，然后又偶然的重组起来。

1986年1月，旅行者2号太空船飞越过天王星，在稍后研究照片时，发现了Perdita和10颗小卫星。后来使用地面的望远镜也证实了这些卫星的存在。