La atmósfera de Urano está compuesta principalmente de hidrógeno y helio . En profundidad, está significativamente enriquecido en volátiles (llamados "hielos") como agua , amoníaco y metano . Lo contrario es cierto para la atmósfera superior, que contiene muy pocos gases más pesados que el hidrógeno y el helio debido a su baja temperatura. Urano atmósfera 's es el más frío de todos los planetas, con su temperatura alcanza un precio tan bajo como 49 K .
La atmósfera de Urano se puede dividir en cinco capas principales: la troposfera , entre altitudes de -300 [a] y 50 km y presiones de 100 a 0,1 bar; la estratosfera , que abarca altitudes entre 50 y 4000 km y presiones entre 0,1 y 10-10 bar; y la termosfera caliente (y exosfera ) que se extiende desde una altitud de 4.056 km hasta varios radios de Urano desde la superficie nominal a una presión de 1 bar. [1] A diferencia de la Tierra , la atmósfera de Urano no tiene mesosfera .
La troposfera alberga cuatro capas de nubes: nubes de metano a aproximadamente 1,2 bar , nubes de sulfuro de hidrógeno y amoniaco a 3–10 bar, nubes de hidrosulfuro de amonio a 20–40 bar y finalmente nubes de agua por debajo de 50 bar. Solo las dos capas superiores de nubes se han observado directamente; las nubes más profundas siguen siendo especulativas. Por encima de las nubes se encuentran varias capas tenues de neblina fotoquímica. Las nubes troposféricas brillantes discretas son raras en Urano, probablemente debido a la convección lenta en el interior del planeta. Sin embargo, las observaciones de tales nubes se utilizaron para medir los vientos zonales del planeta, que son notablemente rápidos con velocidades de hasta 240 m / s.
Se sabe poco sobre la atmósfera de Urano, ya que hasta la fecha solo una nave espacial, la Voyager 2 , que pasó por el planeta en 1986, obtuvo algunos datos de composición valiosos. Actualmente no se han programado otras misiones a Urano.
Observación y exploración
Aunque no hay una superficie sólida bien definida dentro del interior de Urano, la parte más externa de la envoltura gaseosa de Urano (la región accesible a la teledetección) se llama atmósfera . [1] capacidad de detección a distancia se extiende hacia abajo a alrededor de 300 km por debajo del nivel de 1 bar, con una presión correspondiente de alrededor de 100 bar y la temperatura de 320 K . [2]
La historia de observación de la atmósfera uraniana es larga y está llena de errores y frustraciones. Urano es un objeto relativamente débil y su diámetro angular visible es menor de 5 ″. [3] Los primeros espectros de Urano fueron observados a través de un prisma en 1869 y 1871 por Angelo Secchi y William Huggins , quienes encontraron una serie de amplias bandas oscuras, que no pudieron identificar. [3] Tampoco pudieron detectar ninguna línea solar de Fraunhofer , hecho que más tarde interpretó Norman Lockyer como una indicación de que Urano emitía su propia luz en lugar de reflejar la luz del Sol. [3] [4] Sin embargo, en 1889, los astrónomos observaron líneas de Fraunhofer solares en los espectros fotográficos ultravioleta del planeta, demostrando de una vez por todas que Urano brillaba con la luz reflejada. [5] La naturaleza de las amplias bandas oscuras en su espectro visible permaneció desconocida hasta la cuarta década del siglo XX. [3]
Aunque actualmente Urano tiene una apariencia en gran parte en blanco, históricamente se ha demostrado que tiene características ocasionales, como en marzo y abril de 1884, cuando los astrónomos Henri Joseph Perrotin , Norman Lockyer y Charles Trépied observaron un punto brillante y alargado (presumiblemente una tormenta) rodeando el ecuador del planeta. [6]
La clave para descifrar el espectro de Urano fue encontrada en la década de 1930 por Rupert Wildt y Vesto Slipher , [7] quienes encontraron que las bandas oscuras en 543, 619, 925, 865 y 890 nm pertenecían al metano gaseoso . [3] Nunca se habían observado antes porque eran muy débiles y requerían una gran longitud de trayectoria para ser detectados. [7] Esto significaba que la atmósfera de Urano era transparente a una profundidad mucho mayor en comparación con la de otros planetas gigantes. [3] En 1950, Gerard Kuiper notó otra banda oscura difusa en el espectro de Urano a 827 nm, que no pudo identificar. [8] En 1952, Gerhard Herzberg , futuro premio Nobel , demostró que esta banda era causada por la débil absorción cuadripolo de hidrógeno molecular , que se convirtió así en el segundo compuesto detectado en Urano. [9] Hasta 1986, sólo se conocían en la atmósfera de Urano dos gases, metano e hidrógeno. [3] La observación espectroscópica de infrarrojo lejano a partir de 1967 mostró consistentemente que la atmósfera de Urano estaba en equilibrio térmico aproximado con la radiación solar entrante (en otras palabras, irradiaba tanto calor como recibía del Sol) y no tenía una fuente de calor interna. se requirió para explicar las temperaturas observadas. [10] No se habían observado características discretas en Urano antes de la visita de la Voyager 2 en 1986. [11]
En enero de 1986, la nave espacial Voyager 2 sobrevoló Urano a una distancia mínima de 107.100 km [12], proporcionando las primeras imágenes y espectros de primer plano de su atmósfera. En general, confirmaron que la atmósfera estaba compuesta principalmente de hidrógeno y helio con alrededor del 2% de metano. [13] La atmósfera parecía muy transparente y carecía de densas brumas estratosféricas y troposféricas. Solo se observó un número limitado de nubes discretas. [14]
En las décadas de 1990 y 2000, las observaciones del telescopio espacial Hubble y de telescopios terrestres equipados con sistemas de óptica adaptativa (el telescopio Keck y la instalación del telescopio infrarrojo de la NASA , por ejemplo) hicieron posible por primera vez observar las características de las nubes discretas de la Tierra. . [15] Rastrearlos ha permitido a los astrónomos volver a medir la velocidad del viento en Urano, conocida antes sólo por las observaciones de la Voyager 2 , y estudiar la dinámica de la atmósfera de Urano. [dieciséis]
Composición
La composición de la atmósfera de Urano es diferente de la de Urano en su conjunto, y consiste principalmente en hidrógeno molecular y helio . [17] La fracción molar de helio, es decir, el número de átomos de helio por molécula de hidrógeno / helio, se determinó a partir del análisis de observaciones de infrarrojo lejano y radio ocultación de la Voyager 2 . [18] El valor aceptado actualmente es0,152 ± 0,033 en la troposfera superior, que corresponde a una fracción de masa0,262 ± 0,048 . [17] [19] Este valor está muy cerca de la fracción de masa de helio protosolar de0.2741 ± 0.0120 , [20] indica que el helio no se ha asentado hacia el centro del planeta como lo ha hecho en los gigantes gaseosos. [21]
El tercer constituyente más abundante de la atmósfera de Urano es el metano (CH 4 ) , [22] cuya presencia se conoce desde hace algún tiempo como resultado de las observaciones espectroscópicas desde tierra . [17] El metano posee bandas de absorción prominentes en el infrarrojo cercano y visible , lo que hace que Urano sea de color aguamarina o cian . [23] Debajo de la capa de nubes de metano a 1,3 bar, las moléculas de metano representan aproximadamente el 2,3% [24] de la atmósfera por fracción molar; aproximadamente de 10 a 30 veces mayor que la encontrada en el sol. [17] [18] La proporción de mezcla es mucho menor en la atmósfera superior debido a la temperatura extremadamente baja en la tropopausa , lo que reduce el nivel de saturación y hace que el exceso de metano se congele. [25] El metano parece estar insaturado en la troposfera superior por encima de las nubes y tiene una presión parcial de solo el 30% de la presión de vapor saturado allí. [24] La concentración de compuestos menos volátiles como el amoníaco , el agua y el sulfuro de hidrógeno en la atmósfera profunda es poco conocida. [17] Sin embargo, al igual que con el metano, su abundancia es probablemente mayor que los valores solares en un factor de al menos 20 a 30, [26] y posiblemente en un factor de unos pocos cientos. [27] Tenga en cuenta que la atmósfera exterior contiene solo gases inodoros como hidrógeno, helio y metano, mientras que la atmósfera inferior contiene sulfuro de hidrógeno, que se sabe que es maloliente. Por lo tanto, la ciencia ha demostrado que cuanto más nos acercamos a Urano, peor huele.
El conocimiento de la composición isotópica de la atmósfera de Urano es muy limitado. [28] Hasta la fecha, la única proporción de abundancia de isótopos conocida es la de deuterio a hidrógeno ligero:5.5+3,5
−1,5× 10 −5 , que fue medido por el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO) en la década de 1990. Parece ser más alto que elvalor protosolar de(2,25 ± 0,35) × 10 −5 medido en Júpiter. [29] El deuterio se encuentra casi exclusivamente en moléculas de deuteruro de hidrógeno que forma con átomos de hidrógeno normales. [30]
La espectroscopia infrarroja, que incluye mediciones con el Telescopio Espacial Spitzer (SST), [31] y observaciones de ocultación UV , [32] encontró trazas de hidrocarburos complejos en la estratosfera de Urano, que se cree que se producen a partir del metano por fotólisis inducida por UV solar. radiación. [33] Incluyen etano (C 2 H 6 ) , acetileno (C 2 H 2 ) , [32] [34] metilacetileno (CH 3 C 2 H) , diacetileno (C 2 HC 2 H) . [35] La espectroscopia infrarroja también descubrió rastros de vapor de agua, [36] monóxido de carbono [37] y dióxido de carbono en la estratosfera, que probablemente se originen a partir de una fuente externa como el polvo y los cometas que caen . [35]
Estructura
La atmósfera de Urano se puede dividir en tres capas principales: la troposfera , entre altitudes de -300 [a] y 50 km y presiones de 100 a 0,1 bar; la estratosfera , que abarca altitudes entre 50 y 4000 km y presiones entre 0,1 y 10-10 bar; y la termosfera / exosfera que se extiende desde 4000 km hasta unos pocos radios de Urano desde la superficie. No hay mesosfera . [1] [38]
Troposfera
La troposfera es la parte más baja y densa de la atmósfera y se caracteriza por una disminución de la temperatura con la altitud. [1] La temperatura desciende de unos 320 K en la base de la troposfera a -300 km a unos 53 K a 50 km. [2] [18] La temperatura en el límite superior frío de la troposfera (la tropopausa) varía en el rango entre 49 y 57 K dependiendo de la latitud planetaria, con la temperatura más baja alcanzada cerca de los 25 ° de latitud sur . [39] [40] La troposfera contiene casi toda la masa de la atmósfera, y la región de la tropopausa también es responsable de la gran mayoría de las emisiones térmicas del infrarrojo lejano del planeta , lo que determina su temperatura efectiva de59,1 ± 0,3 K . [40] [41]
Se cree que la troposfera posee una estructura de nubes muy compleja; Se supone que las nubes de agua se encuentran en el rango de presión de 50 a 300 bar , las nubes de hidrosulfuro de amonio en el rango de 20 y 40 bar , las nubes de amoníaco o sulfuro de hidrógeno entre 3 y 10 bar y finalmente nubes delgadas de metano de 1 a 2 bar . [2] [23] [26] Aunque la Voyager 2 detectó directamente nubes de metano, [24] todas las demás capas de nubes siguen siendo especulativas. La existencia de una capa de nubes de sulfuro de hidrógeno solo es posible si la relación de abundancia de azufre y nitrógeno (relación S / N) es significativamente mayor que su valor solar de 0,16. [23] De lo contrario, todo el sulfuro de hidrógeno reaccionaría con el amoníaco, produciendo hidrosulfuro de amonio, y las nubes de amoníaco aparecerían en su lugar en el rango de presión de 3 a 10 bar. [27] La elevada relación S / N implica el agotamiento del amoníaco en el rango de presión de 20 a 40 bar, donde se forman las nubes de hidrosulfuro de amonio. Estos pueden resultar de la disolución del amoníaco en las gotas de agua dentro de las nubes de agua o en las aguas profundas del océano iónico de amoníaco. [26] [27]
La ubicación exacta de las dos capas superiores de nubes es algo controvertida. Las nubes de metano fueron detectadas directamente por la Voyager 2 a 1,2-1,3 bar por radio ocultación. [24] Este resultado fue confirmado más tarde por un análisis de las imágenes de las extremidades de la Voyager 2 . [23] Se determinó que la parte superior de las nubes más profundas de amoníaco / sulfuro de hidrógeno estaba a 3 bar según los datos espectroscópicos en los rangos espectrales visible e infrarrojo cercano (0,5-1 μm). [42] Sin embargo, un análisis reciente de los datos espectroscópicos en el rango de longitud de onda de 1 a 2,3 μm colocó las cimas de las nubes de metano a 2 bar y la parte superior de las nubes inferiores a 6 bar. [43] Esta contradicción puede resolverse cuando se disponga de nuevos datos sobre la absorción de metano en la atmósfera de Urano. [b] La profundidad óptica de las dos capas de nubes superiores varía con la latitud: ambas se vuelven más delgadas en los polos en comparación con el ecuador, aunque en 2007 la profundidad óptica de la capa de nubes de metano tenía un máximo local a 45 ° S, donde el polo sur se encuentra el collar ( ver más abajo ). [46]
La troposfera es muy dinámica, presenta fuertes vientos zonales, nubes de metano brillantes, [47] manchas oscuras [48] y cambios estacionales notables. ( ver más abajo ) [49]
Estratosfera
La estratosfera es la capa media de la atmósfera de Urano, en la que la temperatura generalmente aumenta con la altitud desde 53 K en la tropopausa hasta entre 800 y 850 K en la termosfera base . [50] El calentamiento de la estratosfera es causado por la conducción de calor hacia abajo desde la termosfera caliente [51] [52] así como por la absorción de la radiación solar UV e IR por el metano y los hidrocarburos complejos formados como resultado de la fotólisis del metano . [33] [51] El metano ingresa a la estratosfera a través de la tropopausa fría, donde su relación de mezcla con respecto al hidrógeno molecular es de aproximadamente 3 × 10 –5 , tres veces por debajo de la saturación. [25] Disminuye aún más hasta aproximadamente 10 −7 a la altitud correspondiente a una presión de 0,1 mbar. [53]
Los hidrocarburos más pesados que el metano están presentes en una capa relativamente estrecha entre 160 y 320 km de altitud, correspondiente al rango de presión de 10 a 0,1 mbar y temperaturas de 100 a 130 K. [25] [35] Los hidrocarburos estratosféricos más abundantes después del metano son acetileno y etano , con proporciones de mezcla de alrededor de 10 −7 . [53] Los hidrocarburos más pesados como el metilacetileno y el diacetileno tienen proporciones de mezcla de aproximadamente 10-10, tres órdenes de magnitud más bajas. [35] La temperatura y las proporciones de mezcla de hidrocarburos en la estratosfera varían con el tiempo y la latitud. [54] [c] Los hidrocarburos complejos son responsables del enfriamiento de la estratosfera, especialmente el acetileno, que tiene una fuerte línea de emisión en la longitud de onda de 13,7 μm. [51]
Además de los hidrocarburos, la estratosfera contiene monóxido de carbono, así como trazas de vapor de agua y dióxido de carbono. La proporción de mezcla de monóxido de carbono (3 × 10 −8) es muy similar a la de los hidrocarburos, [37] mientras que las proporciones de mezcla de dióxido de carbono y agua son aproximadamente 10 −11 y 8 × 10 −9 , respectivamente. [35] [57] Estos tres compuestos se distribuyen de forma relativamente homogénea en la estratosfera y no se limitan a una capa estrecha como los hidrocarburos. [35] [37]
El etano, el acetileno y el diacetileno se condensan en la parte inferior más fría de la estratosfera [33] formando capas de neblina con una profundidad óptica de aproximadamente 0,01 en luz visible. [58] La condensación se produce a aproximadamente 14, 2,5 y 0,1 mbar para etano, acetileno y diacetileno, respectivamente. [59] [d] La concentración de hidrocarburos en la estratosfera de Urano es significativamente más baja que en las estratosferas de los otros planetas gigantes ; la atmósfera superior de Urano es muy limpia y transparente por encima de las capas de neblina. [54] Este agotamiento es causado por una mezcla vertical débil y hace que la estratosfera de Urano sea menos opaca y, como resultado, más fría que la de otros planetas gigantes. [54] [60] Las neblinas, al igual que sus hidrocarburos originales, se distribuyen de manera desigual a lo largo de Urano; en el solsticio de 1986, cuando la Voyager 2 pasó por el planeta, se concentraron cerca del polo iluminado por el sol, oscureciéndolo con la luz ultravioleta. [61]
Termosfera e ionosfera
La capa más externa de la atmósfera de Urano, que se extiende por miles de kilómetros, es la termosfera / exosfera, que tiene una temperatura uniforme de alrededor de 800 a 850 K. [51] [62] Esto es mucho más alto que, por ejemplo, el 420 K observado en la termosfera de Saturno. [63] No se conocen las fuentes de calor necesarias para soportar temperaturas tan altas, ya que ni la radiación solar FUV / EUV ni la actividad de las auroras pueden proporcionar la energía necesaria. [50] [62] La débil eficiencia de enfriamiento debido al agotamiento de los hidrocarburos en la estratosfera puede contribuir a este fenómeno. [54] Además del hidrógeno molecular , la termosfera contiene una gran proporción de átomos de hidrógeno libres , [50] mientras que se cree que el helio está ausente aquí, porque se separa de forma difusa a altitudes más bajas. [64]
La termosfera y la parte superior de la estratosfera contienen una gran concentración de iones y electrones , formando la ionosfera de Urano. [65] Las observaciones de radio ocultación de la nave espacial Voyager 2 mostraron que la ionosfera se encuentra entre 1.000 y 10.000 km de altitud y puede incluir varias capas estrechas y densas entre 1.000 y 3.500 km. [65] [66] La densidad de electrones en la ionosfera de Urano es en promedio 10 4 cm -3 , [67] llegar a tan alto como 10 5 cm -3 en las capas estrechas en la estratosfera. [66] La ionosfera se sustenta principalmente en la radiación solar ultravioleta y su densidad depende de la actividad solar . [67] [68] La actividad auroral en Urano no es tan poderosa como en Júpiter y Saturno y contribuye poco a la ionización. [e] [69] La alta densidad de electrones puede deberse en parte a la baja concentración de hidrocarburos en la estratosfera. [54]
Una de las fuentes de información sobre la ionosfera y la termosfera proviene de las mediciones realizadas en tierra de las intensas emisiones de infrarrojo medio (3–4 μm) del catión trihidrógeno ( H 3 + ). [67] [70] La potencia total emitida es 1–2 × 10 11 W, un orden de magnitud mayor que las emisiones de cuadrupolo de hidrógeno del infrarrojo cercano . [f] [71] El catión trihidrógeno funciona como uno de los principales refrigeradores de la ionosfera. [72]
La atmósfera superior de Urano es la fuente de los de ultravioleta lejano emisiones (90-140 nm) conocidos como dayglow o electroglow , que, como el H 3 + radiación IR, emana exclusivamente de la parte iluminada por el sol del planeta. Este fenómeno, que ocurre en las termosferas de todos los planetas gigantes y fue misterioso durante un tiempo después de su descubrimiento, se interpreta como una fluorescencia ultravioleta de hidrógeno atómico y molecular excitado por la radiación solar o por fotoelectrones . [73]
Corona de hidrógeno
La parte superior de la termosfera, donde el camino libre medio de las moléculas excede la altura de la escala , [g] se llama exosfera . [74] El límite inferior de la exosfera de Urano, la exobase, se encuentra a una altura de aproximadamente 6.500 km, o 1/4 del radio planetario, sobre la superficie. [74] La exosfera se extiende inusualmente, llegando hasta varios radios de Urano desde el planeta. [75] [76] Está compuesto principalmente de átomos de hidrógeno y a menudo se le llama la corona de hidrógeno de Urano. [77] La alta temperatura y la presión relativamente alta en la base de la termosfera explican en parte por qué la exosfera de Urano es tan vasta. [h] [76] La densidad numérica del hidrógeno atómico en la corona cae lentamente con la distancia al planeta, permaneciendo tan alto como unos pocos cientos de átomos por cm 3 a unos pocos radios de Urano. [79] Los efectos de esta exosfera hinchada incluyen un arrastre sobre las partículas pequeñas que orbitan alrededor de Urano, lo que provoca un agotamiento general del polvo en los anillos de Urano. El polvo que cae contamina a su vez la atmósfera superior del planeta. [77]
Dinámica
Urano tiene una apariencia relativamente suave, carece de amplias bandas de colores y grandes nubes que prevalecen en Júpiter y Saturno. [15] [61] Las características discretas solo se observaron una vez en la atmósfera de Urano antes de 1986. [11] [6] Las características más conspicuas en Urano observadas por la Voyager 2 fueron la región oscura de baja latitud entre -40 ° y -20 ° y brillante casquete polar del sur. [61] El límite norte del casquete se encontraba a unos -45 ° de latitud. La banda zonal más brillante se ubicó cerca del borde del casquete entre -50 ° y -45 ° y luego se denominó collar polar. [80] El casquete polar del sur, que existía en el momento del solsticio en 1986, se desvaneció en la década de 1990. [81] Después del equinoccio de 2007, el collar del polo sur comenzó a desaparecer también, mientras que el collar del polo norte ubicado entre los 45 ° y 50 ° de latitud (apareció por primera vez en 2007) se ha vuelto más notorio desde entonces. [82]
La atmósfera de Urano es tranquila en comparación con la de otros planetas gigantes . Desde 1986 sólo se ha observado un número limitado de pequeñas nubes brillantes en latitudes medias en ambos hemisferios [15] y una mancha oscura de Urano . [48] Una de esas características de nubes brillantes, ubicada a -34 ° de latitud y llamada Berg , probablemente existió continuamente desde al menos 1986. [83] Sin embargo, la atmósfera de Urano tiene vientos zonales bastante fuertes que soplan en la dirección retrógrada (contraria a la rotación) cerca del ecuador, pero cambiando a la dirección progrado hacia el polo de ± 20 ° de latitud. [84] Las velocidades del viento son de −50 a −100 m / s en el ecuador y aumentan hasta 240 m / s cerca de los 50 ° de latitud. [81] El perfil del viento medido antes del equinoccio de 2007 fue ligeramente asimétrico con vientos más fuertes en el hemisferio sur, aunque resultó ser un efecto estacional ya que este hemisferio estuvo iluminado continuamente por el Sol antes de 2007. [81] Después de 2007 vientos en el hemisferio norte se aceleró mientras que los del hemisferio sur disminuyeron.
Urano exhibe una variación estacional considerable durante su órbita de 84 años. Generalmente es más brillante cerca de los solsticios y más tenue en los equinoccios. [49] Las variaciones son causadas en gran parte por cambios en la geometría de visualización: una región polar brillante aparece cerca de los solsticios, mientras que el ecuador oscuro es visible cerca de los equinoccios. [85] Aún existen algunas variaciones intrínsecas de la reflectividad de la atmósfera: casquetes polares que se desvanecen y brillan periódicamente, así como collares polares que aparecen y desaparecen. [85]
Ver también
- Magnetosfera de Urano
Notas
- ^ a b Las altitudes negativas se refieren a ubicaciones por debajo de la superficie nominal a 1 bar.
- ^ De hecho, un análisis reciente basado en un nuevo conjunto de datos de los coeficientes de absorción de metano desplazó las nubes a 1,6 y 3 bar, respectivamente. [44] [45]
- ↑ En 1986, la estratosfera era más pobre en hidrocarburos en los polos que cerca del ecuador; [25] en los polos, los hidrocarburos también estaban confinados a altitudes mucho más bajas. [55] Las temperaturas en la estratosfera pueden aumentar en los solsticios y disminuir en los equinoccios hasta en 50 K. [56]
- ^ En estas altitudes, la temperatura tiene máximos locales, que pueden ser causados por la absorción de la radiación solar por las partículas de neblina. [17]
- ^ La entrada de energía total en la aurora es de 3 a 7 × 10 10 W, insuficiente para calentar la termosfera. [69]
- ^ La termosfera caliente de Urano produce líneas de emisión de cuadrupolo de hidrógeno en laparte del infrarrojo cercano del espectro (1.8-2.5 μm) con la potencia emitida total de 1-2 × 10 10 W. La potencia emitida por el hidrógeno molecular en el infrarrojo lejano parte del espectro es de aproximadamente 2 × 10 11 W. [71]
- ^ La altura de escala sh se define como sh = RT / ( Mg j ) , donde R = 8.31 J / mol / K es la constante de gas , M ≈ 0.0023 kg / mol es la masa molar promedio en la atmósfera de Urano, [17] T es la temperatura y g j ≈ 8,9 m / s 2 es la aceleración gravitacional en la superficie de Urano. Como la temperatura varía desde 53 K en la tropopausa hasta 800 K en la termosfera, la altura de la escala cambia de 20 a 400 km.
- ^ La corona contiene una población significativa deátomos de hidrógenosupra-térmicos (energía de hasta 2 eV ). Su origen no está claro, pero pueden ser producidos por el mismo mecanismo que calienta la termosfera. [78]
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enlaces externos
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