한국   대만   중국   일본 
Uran ? Wikipedia, wolna encyklopedia Przejd? do zawarto?ci

Uran

Edytuj linki
To jest dobry artykuł
Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Uran
⛢
Ilustracja
Uran uchwycony przez Voyagera 2 ? pierwsz? i jak dot?d jedyn? sond? goszcz?c? w tych rejonach
Odkrywca

William Herschel

Data odkrycia

13 marca 1781

Sposob odkrycia

obserwacja teleskopowa

Charakterystyka orbity ( J2000 )
Ciało centralne

Sło?ce

Poło? wielka

2,87246×10 12 m
19,201 au [1]

Obwod orbity

18,029 Tm
120,515 au

Mimo?rod

0,04716771 [1]

Perycentrum

2,74130×10 12 m
18,637 au [1]

Apocentrum

3,00362×10 12 m
19,748 au [1]

Okres orbitalny

30 685,4 d
84,011 lat [1]

Synodyczny okres obiegu

369,66 [1]

Pr?dko?? ruchu

6,49?7,11 km/s
?rednio: 6,80 km/s [1]

Długo?? w?zła wst?puj?cego

74,22988° [1]

Argument perycentrum

96,73436° [1]

Nachylenie orbity

0,772° [1]

Charakterystyka fizyczna
Typ planety

gazowy olbrzym

Masa

8,6813×10 25 kg
(14,54 M ?? ) [1]

Promie?

25 362 km [a]
(3,981 R ?? ) [1]

Promie? rownikowy

25 559 km [a]
(4,007 R ?? ) [1]

Promie? biegunowy

24 973 km [a]
(3,929 R ?? ) [1]

Spłaszczenie

0,02293 [1]

Pole powierzchni

8,084×10 9 km²
(15,849 Ziemi) [1]

Obj?to??

6,833×10 13 km³
(63,08 Ziemi) [1]

G?sto??

1271 kg/m³ [1]

Okres obrotu

?17,24 h [1] ( obrot wsteczny )

Pr?dko?? obrotu

9320 km/h
2,59

Nachylenie osi obrotu

82,23° [1]

Przyspieszenie grawitacyjne

8,87 m/s² [a]
(0,905 g ) [1]

Pr?dko?? ucieczki

21,3 km/s [1]

Albedo

0,488 [1]

Irradiancja

3,69 W/m² (0,0027 ziemskiej ) [1]

Temperatura powierzchni

76 K [a] [1]

Satelity naturalne

28 [2] ( ksi??yce Urana )

Skład atmosfery

według obj?to?ci [1] :

Multimedia w Wikimedia Commons

Uran ? gazowy olbrzym , siodma od Sło?ca planeta Układu Słonecznego , trzecia pod wzgl?dem wielko?ci i czwarta pod wzgl?dem masy. Nazwa planety pochodzi od Uranosa , greckiego boga, uosobienia nieba ( klasyczna greka : Ο?ραν??), ojca Kronosa ( Saturna ) i dziada Zeusa ( Jowisza ). Cho? jest widoczny gołym okiem [b] podobnie jak pi?? innych planet, umkn?ł uwadze staro?ytnych obserwatorow z powodu małej jasno?ci i powolnego ruchu po sferze niebieskiej [4] . William Herschel ogłosił odkrycie planety 13 marca 1781, po raz pierwszy w historii rozszerzaj?c znane granice Układu Słonecznego. Uran to rownie? pierwsza planeta odkryta przy pomocy teleskopu .

Uran budow? i składem chemicznym przypomina Neptuna , a obie planety maj? odmienn? budow? i skład ni? wi?ksze gazowe olbrzymy: Jowisz i Saturn . Astronomowie czasem umieszczaj? je w oddzielnej kategorii ?lodowych olbrzymow”. Atmosfera Urana, chocia? składa si? głownie z wodoru i helu (podobnie jak atmosfery Jowisza i Saturna), zawiera wi?cej zamro?onych substancji lotnych (tzw. lodow ) ni? atmosfery wi?kszych planet-olbrzymow; s? to substancje takie jak woda , amoniak i metan oraz ?ladowe ilo?ci w?glowodorow [5] . Jest najzimniejsz? atmosfer? planetarn? w Układzie Słonecznym; minimalna temperatura to 49  K (?224 °C). Ma ona zło?on?, warstwow? struktur?. Uwa?a si?, ?e jej najni?sze chmury tworzy woda, a najwy?sza warstwa chmur jest utworzona z kryształkow metanu [5] . Z kolei wn?trze Urana składa si? głownie z lodow i skał [6] .

Podobnie jak inne planety-olbrzymy, Uran posiada system pier?cieni , magnetosfer? i liczne ksi??yce . System Urana ma unikatow? konfiguracj? w?rod planet, poniewa? jego o? obrotu jest silnie nachylona i znajduje si? prawie w płaszczy?nie orbity planety. W tej sytuacji jego biegun połnocny i południowy le?? tam, gdzie rownik wi?kszo?ci innych planet [7] . Widziane z Ziemi pier?cienie Urana czasami układaj? si? wokoł planety jak tarcza łucznicza , za? regularne ksi??yce planety kr??? wokoł niej jak wskazowki zegara, a w pobli?u rownonocy (jak na przełomie 2007 i 2008 roku) pier?cienie planety s? ustawione kraw?dzi? do osi obserwacji. W 1986 obrazy z sondy Voyager 2 pokazały Urana jako planet? praktycznie pozbawion? wyro?niaj?cych si? cech powierzchni w ?wietle widzialnym, bez pasm chmur i burz podobnych do istniej?cych na pozostałych planetach-olbrzymach [7] . Jednak w pierwszej dekadzie XXI w. obserwacje z Ziemi ukazały oznaki zmian por roku i zwi?kszonej aktywno?ci zjawisk pogodowych, gdy Uran zbli?ył si? do rownonocy . Pr?dko?? wiatru na Uranie mo?e osi?gn?? 250 metrow na sekund? (900  km/h ) [8] .

Na nocnym niebie jawi si? jako ledwo widoczny gołym okiem obiekt o jasno?ci 5-6 magnitudo [9] [10] .

Historia [ edytuj | edytuj kod ]

Odkrycie [ edytuj | edytuj kod ]

Urana obserwowano ju? wielokrotnie przed odkryciem, jednak był on mylony z gwiazd?. Pierwsza historyczna obserwacja miała miejsce w 1690, kiedy John Flamsteed obserwował planet? co najmniej sze?? razy, skatalogował j? jednak bł?dnie jako gwiazd? 34 Tauri . Francuski astronom Pierre Lemonnier obserwował Urana co najmniej dwana?cie razy w latach 1750?1769, w tym przez cztery kolejne noce [11] .

Sir William Herschel obserwował planet? 13 marca 1781 w ogrodzie swego domu przy 19 New King Street, w miejscowo?ci Bath w hrabstwie Somerset (obecnie Herschel Museum of Astronomy) [12] , ale pocz?tkowo (26 kwietnia 1781) ogłosił swoje odkrycie jako komet? [13] . Herschel ?zaanga?ował si? w szereg prac dotycz?cych paralaksy gwiazd stałych” [14] za pomoc? teleskopu własnej konstrukcji.

W swoim dzienniku zapisał: ?w kwartylu blisko ζ Tauri … Mgława Gwiazda albo ? by? mo?e ? Kometa” [15] . 17 marca zauwa?ył: ?Szukałem Komety lub Mgławej Gwiazdy i stwierdziłem, ?e jest to Kometa, poniewa? zmieniła swe poło?enie” [15] . Przedstawiaj?c swoje odkrycie Towarzystwu Krolewskiemu , nadal twierdził, ?e znalazł komet?, ale po?rednio porownał j? te? do planety [16] :

Moc , ktor? miałem, kiedy po raz pierwszy zobaczyłem Komet?, była rowna 227. Z do?wiadczenia wiem, ?e ?rednice gwiazd stałych nie s? proporcjonalnie powi?kszane z wi?ksz? moc?, jak planety; dlatego teraz u?yłem mocy 460 i 932 i stwierdziłem, ?e ?rednica komety wzrosła w stosunku do mocy, jak to powinno by? przy zało?eniu, ?e nie jest gwiazd? stał?, podczas gdy ?rednica gwiazd, z ktorymi j? porownywałem nie wzrosła w tym samym stosunku. Ponadto kometa powi?kszona znacznie ponad to, co dopuszczało jej ?wiatło, jawiła si? mglista i niewyra?na, za? gwiazdy zachowały blask i ostro??, ktor? z wielu tysi?cy obserwacji wiedziałem, ?e zachowuj?. Powtorzenie pokazało, ?e moje przypuszczenia były uzasadnione, dowodz?c, ?e to Komet? ostatnio obserwowali?my.

Replika teleskopu, ktorym William Herschel odkrył Urana, Herschel Museum of Astronomy w Bath

Herschel poinformował astronoma krolewskiego, Nevila Maskelyne’a , o odkryciu i otrzymał w odpowiedzi 23 kwietnia nast?puj?cy list: ?Nie wiem, jak to nazwa?. To mo?e by? zarowno regularna planeta poruszaj?ca si? po niemal kołowej orbicie wokoł Sło?ca, jak kometa poruszaj?ca si? po orbicie bardzo ekscentrycznej . Jak dot?d nie widziałem jeszcze ?adnej komy lub warkocza” [17] .

Cho? Herschel nadal ostro?nie opisywał nowy obiekt jako komet?, inni astronomowie zacz?li ju? podejrzewa?, ?e natura tego ciała jest inna. Rosyjski astronom Anders Johan Lexell jako pierwszy obliczył orbit? nowego obiektu [18] i odkrył, ?e jest prawie kołowa, co doprowadziło go do wniosku, ?e jest to raczej planeta ni? kometa. W Berlinie astronom Johann Elert Bode opisał odkrycie Herschela jako ?ruchom? gwiazd?, ktora mo?e zosta? uznana za nieznany, podobny do planety obiekt, kr???cy poza orbit? Saturna” [19] . Bode rownie? stwierdził, ?e jego prawie kołowa orbita bardziej pasuje do planety ni? komety [20] .

Obiekt został wkrotce powszechnie uznany za now? planet?. W 1783 Herschel osobi?cie powiadomił o tym fakcie prezesa Royal Society, Josepha Banksa : ?W oparciu o obserwacje najwybitniejszych astronomow w Europie wydaje si?, ?e nowa gwiazda, ktor? miałem zaszczyt wskaza? im w marcu 1781, jest planet? Układu Słonecznego” [21] . W uznaniu jego osi?gni?? Jerzy III Hanowerski przyznał Herschelowi roczne stypendium w wysoko?ci 200 funtow , pod warunkiem ?e przeniesie si? do Windsoru , aby mieszkaj?ca na tamtejszym zamku rodzina krolewska tak?e mogła popatrze? na niebo przez jego teleskopy [22] .

Nazwa [ edytuj | edytuj kod ]

Maskelyne poprosił Herschela, ?aby uczynił przysług? ?wiatu astronomow, nadaj?c nazw? swojej planecie, ktora jest jego, i za ktorej odkrycie jeste?my niezmiernie zobowi?zani” [23] . W odpowiedzi na wniosek Maskelyne’a Herschel postanowił nazwa? obiekt Georgium Sidus (?gwiazd? Jerzego”) na cze?? swojego patrona, krola Jerzego III [24] . W li?cie do Josepha Banksa wyja?nił t? decyzj? w nast?puj?cy sposob [21] :

Odkrywca Urana William Herschel

We wspaniałych wiekach staro?ytno?ci nazwy Merkury , Wenus , Mars , Jowisz i Saturn zostały nadane planetom jako imiona najwa?niejszych bohaterow i bostw. W obecnych, bardziej filozoficznych czasach, raczej niewskazane byłoby wracanie do tej metody i nadanie nazwy Juno, Pallas, Apollo czy Minerwa naszemu nowemu ciału niebieskiemu. Pierwszym skojarzeniem, jakie budzi zdarzenie lub godny uwagi incydent, jest ? jak si? zdaje ? czas, w jakim miał on miejsce; je?li w przyszło?ci padnie pytanie, kiedy została odkryta ta ostatnia planeta, b?dzie bardzo satysfakcjonuj?cym odpowiedzie?: ?za rz?dow krola Jerzego Trzeciego”.

Proponowana przez Herschela nazwa nie była popularna poza Wielk? Brytani?; wkrotce te? zaproponowano inne nazwy. Francuski astronom Jerome Lalande zaproponował nazwa? planet? ?Herschel” ? na cze?? jej odkrywcy [25] . Szwedzki astronom Erik Prosperin zaproponował nazw? ?Neptun”, ktora zyskała poparcie innych astronomow, ktorym spodobał si? pomysł upami?tnienia zwyci?stwa brytyjskiej Krolewskiej Marynarki Wojennej podczas wojny o niepodległo?? Stanow Zjednoczonych , nawet poprzez nazwanie nowej planety ?Neptun Jerzego III” lub ?Neptun Wielkiej Brytanii” [18] . Bode z kolei zaproponował nazw? ?Uran”, zlatynizowan? wersj? imienia greckiego boga nieba, Uranosa . Argumentował, ?e podobnie jak Saturn był ojcem Jowisza, tak nowa planeta powinna by? nazwana imieniem ojca Saturna [22] [26] [27] . W 1789 kolega Johanna Bodego z Krolewskiej Akademii Nauk, Martin Klaproth , nazwał nowo odkryty pierwiastek ? uran ” w ge?cie poparcia jego propozycji [28] . Ostatecznie nazwa zaproponowana przez Bodego zyskała najwi?ksz? popularno??, a w 1850 stała si? jedyn? u?ywan?, kiedy HM Nautical Almanac Office (Biuro Almanachu Nawigacyjnego Jej Krolewskiej Mo?ci) zacz?ło stosowa? nazw? Uran zamiast Georgium Sidus [26] . Uran jest jedyn? planet? (nie uwzgl?dniaj?c Ziemi), ktorej nazwa pochodzi od postaci z mitologii greckiej , a nie rzymskiej.

W j?zykach chi?skim , japo?skim , korea?skim i wietnamskim , nazwa planety jest przetłumaczona dosłownie jako krol nieba (天王星) [29] [30] .

Symbol [ edytuj | edytuj kod ]

Astronomiczny symbol tej planety to Astronomical symbol for Uranus. Jest to poł?czenie symboli Marsa i Sło?ca , poniewa? Uran to w mitologii greckiej bog nieba, ktore było uwa?ane za zdominowane przez poł?czone siły Sło?ca i Marsa [31] . Jego symbol astrologiczny to ; zaproponował go w 1784 Lalande w li?cie do Herschela. Lalande opisał go jako ?un globe surmonte par la premiere lettre de votre nom” (?glob zwie?czony pierwsz? liter? Twojego nazwiska”) [25] .

Orbita i obrot [ edytuj | edytuj kod ]

Uran w bliskiej podczerwieni (w fałszywych kolorach) z pasmami chmur, pier?cieniami i ksi??ycami, kamera NICMOS Teleskopu Hubble’a , 1998

Uran jedno okr??enie Sło?ca wykonuje w 84 lata. Jego ?rednia odległo?? od Sło?ca wynosi około 3 miliardow km (20 au ). Intensywno?? ?wiatła słonecznego na Uranie stanowi ok. 1/400 intensywno?ci na Ziemi [32] . Jego orbita została wyznaczona po raz pierwszy w 1783 przez Pierre’a Simona de Laplace [33] . Z czasem zacz?ły by? widoczne rozbie?no?ci mi?dzy przewidywaniami i obserwacjami ruchu Urana po orbicie. W 1841 John Couch Adams po raz pierwszy zasugerował, ?e ro?nice mog? by? spowodowane przez przyci?ganie grawitacyjne innej, nieznanej planety. W 1845 Urbain Le Verrier rozpocz?ł własne, niezale?ne badania orbity Urana. 23 wrze?nia 1846 Johann Gottfried Galle odkrył kolejn? planet?, po?niej nazwan? Neptunem , w pobli?u miejsca przewidzianego przez Le Verriera [34] .

Jeden obrot Urana wokoł własnej osi trwa 17 godzin 14 minut. Jednak, podobnie jak na wszystkich gazowych olbrzymach , w jego gornych warstwach atmosfery wyst?puj? bardzo silne wiatry w kierunku ruchu obrotowego planety. W niektorych szeroko?ciach uranograficznych, w szczegolno?ci około 60°S, wyro?niaj?ce si? elementy atmosfery poruszaj? si? znacznie szybciej, wykonuj?c pełny obieg w ci?gu zaledwie 14 godzin [35] .

Nachylenie [ edytuj | edytuj kod ]

O? obrotu Urana jest nachylona pod k?tem 97,77° do kierunku prostopadłego do ekliptyki, tak wi?c jego o? obrotu znajduje si? niemal w płaszczy?nie Układu Słonecznego. Skutkuje to zmianami por roku całkowicie odmiennymi od zachodz?cych na innych planetach. Ruch obrotowy innych planet mo?na wizualizowa? jako obrot przechylonego b?czka na płaszczy?nie Układu Słonecznego, podczas gdy Uran obraca si? tak, jakby le?ał ?na boku”. W czasie przesilenia jeden biegun jest zwrocony do Sło?ca ; znajduje si? ono niemal w zenicie nad tym biegunem. Jedynie w?ski pas wokoł rownika do?wiadcza szybkiego cyklu dzie?-noc, jednak Sło?ce porusza si? tam bardzo blisko linii horyzontu , jak w ziemskich regionach polarnych w czasie rownonocy. Po przeciwnej stronie orbity Urana orientacja biegunow wzgl?dem Sło?ca jest odwrotna. Ka?dy biegun przez około 42 lata ziemskie do?wiadcza zjawiska dnia polarnego , a nast?pnie przez kolejne 42 lata nocy polarnej [36] . Podczas rownonocy Sło?ce znajduje si? ponad rownikiem, daj?c cykl dnia i nocy podobny do wi?kszo?ci innych planet. Rownonoc na Uranie miała miejsce 7 grudnia 2007 roku [37] [38] .

Połkula połnocna Lata Połkula południowa
Przesilenie zimowe 1902, 1986 Przesilenie letnie
Rownonoc wiosenna 1923, 2007 Rownonoc jesienna
Przesilenie letnie 1944, 2028 Przesilenie zimowe
Rownonoc jesienna 1965, 2049 Rownonoc wiosenna

Jednym z rezultatow takiej orientacji osi jest to, ?e ?rednio w ci?gu roku regiony polarne Urana otrzymuj? wi?cej energii od Sło?ca ni? obszary rownikowe. Niemniej, Uran jest cieplejszy na rowniku ni? na biegunach. Nie jest znany mechanizm, ktory za to zjawisko odpowiada. Tak?e powod niezwykłego nachylenia osi Urana nie jest znany z cał? pewno?ci?. Według pewnej hipotezy, w pocz?tkowych etapach tworzenia si? Układu Słonecznego masywna protoplaneta zderzyła si? z Uranem, powoduj?c przechylenie osi obrotu planety [39] .

W czasie przelotu w 1986 sondy Voyager 2 południowy biegun planety był o?wietlony przez Sło?ce. Okre?lenie tego bieguna mianem ?południowy” opiera si? na definicji obecnie przyj?tej przez Mi?dzynarodow? Uni? Astronomiczn? , ktora stwierdza, ?e połnocnym biegunem planety lub ksi??yca jest nazywany ten, ktory znajduje si? ponad płaszczyzn? Laplace’a Układu Słonecznego (płaszczyzn? przechodz?c? przez barycentrum i prostopadł? do wektora momentu p?du ), niezale?nie od tego, w ktor? stron? dane ciało si? obraca [40] [41] . Czasem jednak u?ywana jest inna konwencja, według ktorej biegun połnocny okre?lany jest zgodnie z reguł? prawej dłoni , w zale?no?ci od kierunku obrotu planety [42] . Zgodnie z t? konwencj? to połnocny biegun był o?wietlony przez Sło?ce w 1986.

Widoczno?? [ edytuj | edytuj kod ]

Od 1995 do 2006 wielko?? gwiazdowa Urana wahała si? mi?dzy +5,6 m i +5,9 m , czyli na granicy widoczno?ci dla ludzkiego oka (+6,5 m ) [43] . Jego ?rednica k?towa wynosi od 3,4 do 3,7 sekundy k?towej , w porownaniu z 16 do 20 sekundy w przypadku Saturna i od 32 do 45 dla Jowisza [43] . W opozycji Uran jest widoczny gołym okiem na ciemnym niebie, i staje si? łatwym celem, nawet w warunkach obserwacji miejskich za pomoc? lornetki [44] . Przez wi?ksze teleskopy amatorskie o ?rednicy obiektywu pomi?dzy 15 i 23 cm planeta wygl?da jak blady, cyjanowy (turkusowy) dysk z wyra?nym pociemnieniem brzegowym . Przy pomocy du?ego teleskopu (ok. 25 cm lub wi?kszego) mo?na dostrzec chmury na powierzchni, jak rownie? niektore z wi?kszych satelitow, jak Tytania i Oberon [45] .

Struktura wewn?trzna [ edytuj | edytuj kod ]

Porownanie wielko?ci Urana i Ziemi
Model wn?trza Urana

Uran ma najmniejsz? mas? w?rod planet-olbrzymow (około 14,5 razy wi?ksz? od masy Ziemi), cho? jego ?rednica jest nieznacznie wi?ksza ni? Neptuna (około cztery razy wi?ksza ni? ziemska) [46] . G?sto?? Urana wynosi 1,32 g/cm³; jest on drug? najmniej g?st? planet? ? po Saturnie [47] . Wynika z tego, ?e składa si? głownie z ro?nych lodow (zestalonych substancji lotnych), takich jak woda, amoniak i metan [6] . Ł?czna masa składnikow tworz?cych płaszcz lodowy nie jest dokładnie znana, poniewa? w zale?no?ci od wybranego modelu uzyskuje si? ro?ne wyniki, jednak musi zawiera? si? pomi?dzy 9,3 a 13,5 masy Ziemi [6] [48] . Wodor i hel stanowi? jedynie niewielk? cz??? masy planety ? od 0,5 do 1,5 mas Ziemi [6] . Na pozostał? cz??? masy (od 0,5 do 3,7 masy Ziemi) składa si? materiał skalny [6] .

Standardowy model struktury Urana zakłada istnienie trzech warstw: skalistego j?dra w centrum, lodowego płaszcza i zewn?trznej atmosfery wodorowo-helowej [6] [49] . J?dro jest stosunkowo niewielkie; ma mas? 0,55 masy Ziemi i promie? mniejszy ni? 20% promienia Urana; płaszcz obejmuje wi?kszo?? planety, ma mas? około 13,4 mas Ziemi, podczas gdy gorna atmosfera ma mas? tylko około 0,5 masy Ziemi i rozci?ga si? przez ostatnie 20% promienia Urana [6] [49] . G?sto?? j?dra Urana wynosi około 9 g/cm³, ci?nienie w centrum jest rowne 8 M bar (800 G Pa ), a temperatura ma warto?? około 5000  K [48] [49] . Płaszcz lodowy nie składa si? z lodu w konwencjonalnym sensie, ale z gor?cego i g?stego płynu składaj?cego si? z wody, amoniaku i innych lotnych substancji [6] [49] . Płyn ten, o du?ej przewodno?ci elektrycznej, nazywa si? czasem oceanem wodno-amoniakalnym [50] . Pod wzgl?dem składu chemicznego Uran i Neptun bardzo ro?ni? si? od Jowisza i Saturna , w ich wn?trzu lod dominuje nad gazem, co uzasadnia ich odr?bn? klasyfikacj? jako ?lodowych olbrzymow”. We wn?trzu tych planet mo?e istnie? warstwa tzw. ?wody jonowej” (ang. ionic water ), w ktorej cz?steczki wody rozkładaj? si? na jony wodoru i tlenu, a tak?e gł?bsza warstwa, w ktorej woda staje si? przewodnikiem superjonowym : jony wodoru poruszaj? si? swobodnie w sieci krystalicznej jonow tlenu [51] .

Powy?szy model mo?na uzna? za standardowy, ale nie jest on jedynym mo?liwym; istniej? inne modele, ktore tak?e zgadzaj? si? z obserwacjami. Na przykład je?li znaczne ilo?ci wodoru i materiałow skalnych s? zmieszane z płaszczem lodowym, to masa całkowita lodu we wn?trzu jest odpowiednio mniejsza, a ł?czna masa skał i wodoru b?dzie wi?ksza. Obecnie dost?pne dane nie pozwalaj? okre?li?, ktory model lepiej opisuje rzeczywist? budow? planety [48] . Wn?trze Urana jest płynne, co oznacza, ?e nie ma on stałej powierzchni. Gazowa atmosfera stopniowo przechodzi w wewn?trzn? warstw? cieczy [6] . Standardowo uznaje si?, ?e powierzchnia planety jest powierzchni? elipsoidy obrotowej , otaczaj?cej planet? na tym poziomie atmosfery, na ktorym ci?nienie atmosferyczne jest rowne 1 bar (100 kPa). Ma ona promie? rownikowy i biegunowy rowny odpowiednio 25 559 ± 4 km i 24 973 ± 20 km [46] . Ta powierzchnia jest u?ywana jako poziom odniesienia do okre?lania wzgl?dnej wysoko?ci, tak jak poziom morza na Ziemi.

Wewn?trzne ciepło [ edytuj | edytuj kod ]

Wewn?trzne ciepło Urana jest znacznie mniejsze ni? pozostałych planet-olbrzymow, a strumie? cieplny jest mały [8] [52] . Nie wiadomo, dlaczego wn?trze Urana jest tak chłodne. Neptun, ktory kr??y w tej samej cz??ci Układu Słonecznego i ma podobn? wielko?? i skład, wypromieniowuje w przestrze? 2,61 raza wi?cej energii, ni? otrzymuje od Sło?ca [8] . Uran natomiast oddaje prawie tyle samo ciepła, ile otrzymuje. Całkowita energia promieniowania cieplnego Urana w zakresie dalekiej podczerwieni jest rowna 1,06 ± 0,08 energii słonecznej pochłanianej przez atmosfer? [5] [53] . W warto?ciach bezwzgl?dnych g?sto?? strumienia ciepła Urana wynosi 0,042 ± 0,047 W/m² i jest mniejsza ni? ?rednia g?sto?? strumienia ciepła pochodz?cego z wn?trza Ziemi o 0,075 W/m² [53] . Najni?sz? temperatur? zanotowano w tropopauzie Urana; była ona rowna 49 K (?224 °C), co powoduje, ?e Uran jest najzimniejsz? planet? w Układzie Słonecznym [5] [53] .

Jedna z hipotez wyja?niaj?cych ten paradoks sugeruje, ?e uderzenie planetoidy o znacznej masie, ktore spowodowało przechylenie osi obrotu planety, sprawiło tak?e, ?e Uran wydalił wi?kszo?? swojego pierwotnego ciepła i spadek temperatury j?dra [54] . Inna hipoteza zakłada, ?e w gornych warstwach planety istnieje warstwa, ktora utrudnia wypływ ciepła z j?dra planety [6] . Na przykład w warstwach ro?ni?cych si? składem mo?e zachodzi? konwekcja , ktora tłumi przewodzenie ciepła ku powierzchni [5] [53] .

Diamenty [ edytuj | edytuj kod ]

Temperatura i ci?nienie na Uranie (podobnie jak na Neptunie ) s? wystarczaj?ce, aby metan przekształcał si? w mieszanin? pyłu diamentowego i w?glowodorow . Na tej podstawie niektorzy naukowcy przewiduj? wyst?powanie tam diamentowych deszczow [55] [56] [57] [58] i oceanow [59] .

Atmosfera [ edytuj | edytuj kod ]

Chocia? Uran nie ma dobrze okre?lonej stałej powierzchni, najbardziej zewn?trzna cz??? Urana, ktora jest dost?pna teledetekcji , nazywana jest atmosfer? [5] . Mo?liwo?? bada? przy pomocy czujnikow sond kosmicznych rozci?ga si? a? do około 300 km poni?ej umownej powierzchni (poziomu, gdzie ci?nienie ma warto?? 1 bara, czyli 100 kPa), gdzie panuje ci?nienie około 100 barow (10 MPa) i temperatura około 320  K [60] . Bardzo rozrzedzona ?korona” atmosfery rozci?ga si? na ponad dwa promienie planety ponad umown? powierzchni? na poziomie 1 bara [61] . Atmosfer? Urana mo?na podzieli? na trzy warstwy: troposfer? , na wysoko?ci od ?300 do 50 km i w zakresie ci?nie? od 100 do 0,1 bar (10 MPa ? 10 kPa); stratosfer? , obejmuj?c? wysoko?ci od 50 do 4000 km i ci?nienia pomi?dzy 0,1 i 10 ?10  bar (10 kPa ? 10  μ Pa), oraz termosfer? (koron?) rozci?gaj?c? si? od 4000 km do 50 000 km od powierzchni [5] . Brak mezosfery .

Skład atmosfery [ edytuj | edytuj kod ]

Skład atmosfery Urana ro?ni si? od składu całej planety; składa si? ona głownie z molekularnego wodoru i helu [5] . Ułamek molowy helu, czyli liczba atomow helu na ł?czn? liczb? cz?steczek gazu, jest rowny 0,15 ± 0,03 [62] w gornej troposferze, co odpowiada 0,26 ± 0,05 masy [5] [53] . Warto?? ta jest bardzo bliska zawarto?ci helu w mgławicy protosłonecznej, 0,275 ± 0,01 [63] , co wskazuje, ?e hel nie opadł do wn?trza planety, tak jak to miało miejsce w innych gazowych olbrzymach [5] . Trzecim najcz??ciej wyst?puj?cym składnikiem atmosfery Urana jest metan (CH 4 ) [5] . Metan posiada widoczne pasma absorpcji w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni, nadaj?c Uranowi cyjanowy kolor [5] . Metan stanowi 2,3% atmosfery (pod wzgl?dem liczby cz?steczek) poni?ej pokładu chmur metanowych, na poziomie ci?nienia 1,3 bara (130 kPa); odpowiada to około 20 do 30 razy wi?kszej zawarto?ci w?gla ni? na Sło?cu [5] [64] [65] . Stosunek zmieszania [c] jest znacznie ni?szy w gornych warstwach atmosfery, ze wzgl?du na bardzo niskie temperatury, ktore obni?aj? poziom nasycenia i powoduje, ?e nadmiar metanu ulega zamro?eniu i opada [66] . Obfito?? mniej lotnych zwi?zkow, takich jak amoniak, woda i siarkowodor , w gł?bszych warstwach atmosfery jest słabo znana. Jednak prawdopodobnie ich zawarto?? na planecie jest rownie? wi?ksza ni? na Sło?cu [5] [67] . W stratosferze Urana oprocz metanu wyst?puj? ?ladowe ilo?ci ro?nych w?glowodorow ; uwa?a si?, ?e s? one wytwarzane na skutek fotolizy metanu, wywołanej przez słoneczne promieniowanie nadfioletowe [68] . Nale?? do nich etan ( C
2 H
6 ), acetylen ( C
2 H
2 ), propyn ( CH
3 C
2 H ) i diacetylen ( C
2 HC
2 H ) [66] [69] [70] . Obserwacje spektroskopowe wykazały rownie? ?ladowe ilo?ci pary wodnej, tlenku w?gla i dwutlenku w?gla w gornych warstwach atmosfery, ktore mog? pochodzi? tylko z zewn?trznego ?rodła, takiego jak pył mi?dzyplanetarny i pochodz?cy z pier?cieni oraz spadaj?ce komety [69] [70] [71] .

Troposfera [ edytuj | edytuj kod ]

Profil temperatury Urana w dolnej troposferze i stratosferze ? ukazane s? rownie? warstwy mgły i chmur

Troposfera jest najni?sz? i najg?stsz? cz??ci? atmosfery i charakteryzuje si? spadkiem temperatury wraz z wysoko?ci? [5] . Temperatura spada z około 320 K w dolnej warstwie troposfery na poziomie ?300 km, do 53 K na wysoko?ci 50 km nad powierzchni? Urana [60] [65] . Temperatura w najchłodniejszym rejonie gornej troposfery, tropopauzie mo?e zmienia? si? w przedziale mi?dzy 49 a 57 K w zale?no?ci od szeroko?ci planetograficznej [5] [52] . Region tropopauzy jest odpowiedzialny za wi?kszo?? emisji ciepła planety w zakresie dalekiej podczerwieni, a tym samym okre?la efektywn? temperatur? planety 59,1 ± 0,3 K [52] [53] .

Uwa?a si?, ?e troposfera posiada bardzo skomplikowan? struktur? chmur; chmury wodne mog? istnie? w zakresie ci?nienia od 50 do 100 barow (5 do 10 MPa), chmury wodorosiarczku amonu znajduj? si? w zakresie od 20 do 40 barow (2 do 4 MPa), chmury amoniaku lub siarkowodoru istniej? w zakresie ci?nienia od 3 do 10 barow (0,3 do 1 MPa); bezpo?rednio wykryto tak?e cienkie chmury metanu na poziomie, gdzie ci?nienie ma warto?ci od 1 do 2 barow (0,1 do 0,2 MPa) [5] [60] [64] [72] . Troposfera jest bardzo dynamiczn? cz??ci? atmosfery, wyst?puj? w niej silne wiatry, jasne chmury i zmiany sezonowe, ktore zostan? omowione poni?ej [8] .

Wy?sze warstwy atmosfery [ edytuj | edytuj kod ]

?rodkowa warstwa atmosfery Urana to stratosfera , w ktorej temperatura wzrasta wraz z wysoko?ci? na ogoł od 53 K w tropopauzie do 800?850 K u podstawy termosfery [61] . Ogrzewanie stratosfery powodowane jest przez absorpcj? promieniowania słonecznego w zakresie ultrafioletu i podczerwieni przez metan i inne w?glowodory [73] , ktore tworz? si? w tej cz??ci atmosfery na skutek fotolizy metanu [68] . Ciepło jest rownie? doprowadzane z gor?cej termosfery [73] . W?glowodory zajmuj? stosunkowo w?skie warstwy na wysoko?ciach pomi?dzy 100 i 280 km, w zakresie ci?nienia od 10 do 0,1 mbar (1000 do 10 kPa) i temperaturze od 75 do 170 K [66] [69] . Najbardziej rozpowszechnione s? metan, acetylen i etan , ktore wyst?puj? w stosunku zmieszania 10 ?7 w stosunku do wodoru. Stosunek zmieszania tlenku w?gla jest na tej wysoko?ci podobny [66] [69] [71] . Ci??sze w?glowodory i dwutlenek w?gla maj? stosunki zmieszania o trzy rz?dy wielko?ci mniejsze [69] . Zawarto?? wody to około 7×10 −9 zawarto?ci wodoru [70] . Etan i acetylen kondensuj? w chłodniejszej dolnej cz??ci stratosfery i tropopauzie (poni?ej poziomu 10 mbar), tworz?c warstwy mgły [68] , co mo?e by? cz??ciowo odpowiedzialne za mglisty wygl?d tarczy Urana. Jednak?e st??enie w?glowodorow w stratosferze ponad poziomem mgły na Uranie jest znacznie ni?sze ni? w stratosferze innych planet-olbrzymow [66] [74] .

Zewn?trzna warstwa atmosfery Urana, termosfera-korona, ma jednolit? temperatur? około 800?850 K [5] [74] . ?rodła ciepła niezb?dne do utrzymania tak wysokiej warto?ci nie s? znane, poniewa? ani słoneczne promieniowanie w zakresie dalekiego i skrajnie dalekiego nadfioletu, ani aktywno?? zorzy nie mo?e dostarczy? niezb?dnej energii. Do utrzymywania wysokiej temperatury mo?e przyczynia? si? słaba wydajno?? chłodzenia, ze wzgl?du na brak w?glowodorow w stratosferze, powy?ej poziomu ci?nienia 0,1 mbar [61] [74] . Oprocz wodoru cz?steczkowego, termosfera-korona zawiera wiele wolnych atomow wodoru. Ich mała masa w poł?czeniu z wysok? temperatur? (co oznacza du?? energi? kinetyczn? cz?steczek) wyja?nia, dlaczego korona rozci?ga si? do 50 000 km, na odległo?? dwoch promieni planety od powierzchni Urana [61] [74] . Taka korona jest unikatow? cech? Urana [74] . Efektem jej istnienia jest Opor aero(hydro)dynamiczny , jakiego do?wiadczaj? małe cz?stki na orbicie Urana, ktory powoduje zubo?enie pier?cieni planety w pył [61] . Termosfera Urana, wraz z gorn? cz??ci? stratosfery, odpowiada jonosferze Urana [65] . Obserwacje pokazuj?, ?e znajduje si? ona na wysoko?ci od 2000 do 10 000 km [65] . Jonosfera Urana jest g?stsza ni? jonosfery Saturna i Neptuna , co mo?e wynika? z niskiego st??enia w?glowodorow w stratosferze [74] [75] . Jonosfera jest utrzymywana głownie przez słoneczne promieniowanie UV, a jej g?sto?? zale?y od aktywno?ci słonecznej [76] . W porownaniu do Jowisza i Saturna, aktywno?? zorzy jest nieznaczna [74] [77] .

Pier?cienie planety [ edytuj | edytuj kod ]

  Osobny artykuł: Pier?cienie Urana .
Wewn?trzne pier?cienie Urana ? widoczny jest jasny pier?cie? epsilon i osiem innych pier?cieni
System pier?cieni Urana i jego wewn?trzne satelity

Uran ma rozbudowany system pier?cieni planetarnych, jest to drugi taki system odkryty w Układzie Słonecznym, po pier?cieniach Saturna [78] . Obecnie znanych jest trzyna?cie oddzielnych pier?cieni, z ktorych jedena?cie jest bardzo w?skich ? maj? zaledwie kilka kilometrow szeroko?ci. Tworz? je cz?stki o zro?nicowanych rozmiarach, od mikrometrow do rz?du metra, ktore s? znacznie ciemniejsze ni? materia pier?cieni Saturna [7] . Układ pier?cieni jest prawdopodobnie bardzo młody w skali czasu istnienia planety; modelowanie dynamiczne wskazuje, ?e nie mogł on powsta? wraz z Uranem. Materia pier?cieni mogła stanowi? kiedy? cz??? ksi??yca (lub ksi??ycow), ktory został zniszczony przez silne uderzenia innych ciał. Z wielu fragmentow materii, ktore powstały w wyniku tych zderze?, przetrwały tylko nieliczne, kr???ce w ograniczonej liczbie stabilnych stref, odpowiadaj?cych obecnemu poło?eniu pier?cieni [78] [79] .

W 1789 William Herschel opisał dostrze?ony przez siebie pier?cie? wokoł Urana. Ta obserwacja jest ogolnie uwa?ana za w?tpliw?, gdy? pier?cienie planety s? dosy? słabe, a przez dwa nast?pne stulecia ?aden inny obserwator nie zdołał ich zaobserwowa?. Mimo tych w?tpliwo?ci Herschel wykonał opis dobrze odpowiadaj?cy rozmiarowi pier?cienia epsilon, jego nachyleniu w stosunku do obserwatora na Ziemi, opisał jego czerwonawy kolor i zmiany w trakcie podro?y Urana dookoła Sło?ca. Niepowodzenie po?niejszych obserwacji mo?e by? skutkiem dynamiki pier?cieni, ktore zmieniaj? swoj? jasno?? [80] [81] . Pier?cienie Urana zostały oficjalnie odkryte 10 marca 1977 przez Jamesa L. Elliota, Edwarda W. Dunhama i Douglasa J. Minka przy pomocy Kuiper Airborne Observatory, obserwatorium promieniowania podczerwonego na pokładzie samolotu. Odkrycie było nieoczekiwane, uczeni planowali wykorzysta? zakrycie gwiazdy SAO 158687 przez Urana do badania atmosfery planety. Jednak gdy ich obserwacje zostały przeanalizowane, okazało si?, ?e gwiazda znikała z pola widzenia krotko pi?? razy zarowno przed, jak i po zakryciu przez sam? planet?. Doszli do wniosku, ?e wokoł planety musi istnie? system pier?cieni [82] . Po?niej wykryte zostały jeszcze cztery pier?cienie [82] . Pier?cienie zostały bezpo?rednio sfotografowane, gdy Voyager 2 przeleciał w pobli?u Urana w 1986 [7] . Sonda odkryła rownie? dwa słabe pier?cienie, zwi?kszaj?c ł?czn? liczb? znanych do jedenastu [7] .

W grudniu 2005 Kosmiczny Teleskop Hubble’a wykrył dwa wcze?niej nieznane pier?cienie planety. Wi?kszy z nich znajduje si? w odległo?ci dwa razy wi?kszej ni? wcze?niej znane. Te nowe pier?cienie s? nazywane zewn?trznym układem pier?cieni. Hubble odkrył rownie? dwa małe ksi??yce, spo?rod ktorych Mab dzieli orbit? z zewn?trznym pier?cieniem μ. Nowe odkrycia zwi?kszyły liczb? znanych pier?cieni Urana do 13 [83] . Pier?cienie te zostały po?niej odnalezione tak?e na zdj?ciach wykonanych przez Voyagera 2 . W kwietniu 2006 nowe obrazy systemu pier?cieni uzyskały Teleskopy Kecka , dostarczaj?c informacji o kolorach pier?cieni zewn?trznych: bardziej oddalony jest niebieski, a drugi czerwony [84] [85] . Jedn? z hipotez tłumacz?cych barw? zewn?trznego pier?cienia jest to, ?e składa si? on z drobnych cz?stek lodu wyrzuconych przez uderzenia mikrometeorytow z powierzchni Mab, ktore s? wystarczaj?co małe, aby rozprasza? ?wiatło niebieskie [84] [86] . Natomiast wewn?trzne pier?cienie planety s? szare [84] .

Pole magnetyczne [ edytuj | edytuj kod ]

Pole magnetyczne Urana wykryte przez Voyagera 2 w 1986 ? S i N oznaczaj? magnetyczne bieguny południowy i połnocny

Przed przybyciem Voyagera 2 nie wykonano ?adnych pomiarow magnetosfery Urana, wi?c jej charakter pozostawał tajemnic?. Przed 1986 astronomowie spodziewali si?, ?e kierunek pola magnetycznego Urana jest zgodny z wiatrem słonecznym, poniewa? wtedy bieguny magnetyczne odpowiadałyby biegunom geograficznym planety, ktore le?? blisko płaszczyzny ekliptyki [87] .

Obserwacje Voyagera 2 wykazały, ?e pole magnetyczne Urana jest szczegolne, zarowno dlatego, ?e nie pochodzi z geometrycznego ?rodka planety, ale tak?e o? magnetyczna jest odchylona o 59° od osi obrotu [87] [88] . W rzeczywisto?ci dipol magnetyczny jest przesuni?ty z centrum planety w kierunku bieguna połnocnego a? o jedn? trzeci? promienia planety [87] . Ta niezwykła geometria skutkuje bardzo asymetrycznym kształtem magnetosfery; nat??enie pola magnetycznego na powierzchni połkuli południowej mo?e mie? warto?? 0,1 gausa (10  μT ), podczas gdy na połkuli połnocnej osi?ga 1,1 gausa (110 μT) [87] . ?rednie pole na powierzchni jest rowne 0,23 gausa (23 μT) [87] . Dla porownania na Ziemi pole magnetyczne jest w przybli?eniu rownie silne na obu biegunach, a jej ?magnetyczny rownik” jest w przybli?eniu rownoległy do geograficznego [88] . Moment dipolowy Urana jest 50 razy wi?kszy ni? Ziemi [87] [88] . Neptun posiada podobnie przesuni?te i nachylone pole magnetyczne, co sugeruje, ?e mo?e to by? wspolna cecha lodowych olbrzymow [88] . Według jednej z hipotez w przeciwie?stwie do pol magnetycznych planet skalistych i gazowych, ktore wytwarzane s? w j?drach, pola magnetyczne lodowych olbrzymow s? generowane przez ruch materii na stosunkowo niewielkiej gł?boko?ci, na przykład przez ocean wodno-amoniakalny [50] [89] .

Pomimo nietypowej geometrii magnetosfera Urana jest podobna do spotykanych u innych planet: z łukow? fal? uderzeniow? , znajduj?c? si? w odległo?ci około 23 promieni Urana przed planet?, po stronie Sło?ca, magnetopauz? w odległo?ci 18 promieni Urana, rozwini?tym ?ogonem magnetycznym” i pasami radiacyjnymi [87] [88] [90] . Ogolnie rzecz bior?c, struktura magnetosfery Urana ro?ni si? od jowiszowej i bardziej przypomina magnetosfer? Saturna [87] [88] . ?Ogon magnetosferyczny” Urana rozci?ga si? za planet? (w kierunku od Sło?ca) na odległo?? milionow kilometrow, a obrot planety powoduje jego skr?cenie na kształt korkoci?gu [87] [91] .

Magnetosfera Urana zawiera naładowane cz?stki: protony i elektrony , z niewielk? ilo?ci? jonow H +
2 [88] [90] , ci??sze jony nie zostały wykryte. Wiele z tych cz?stek pochodzi prawdopodobnie z gor?cej korony atmosfery [90] . Energia jonow i elektronow mo?e osi?ga? odpowiednio 4 i 1,2  MeV [90] . G?sto?? niskoenergetycznych (poni?ej 1 keV) jonow w wewn?trznej magnetosferze to około 2 cm ?3 [92] . Na cz?stki uwi?zione w polu magnetycznym planety silny wpływ maj? ksi??yce, ktore przechodz?c przez magnetosfer? pozostawiaj? obserwowalne wyrwy [90] . Strumie? cz?stek uderzaj?cych w powierzchnie ksi??ycow jest wystarczaj?co du?y, aby powodowa? jej pociemnienie lub proces wietrzenia w astronomicznie krotkiej skali czasu rz?du 100 000 lat [90] . Mo?e to by? przyczyn? jednolicie ciemnego zabarwienia ksi??ycow i pier?cieni [79] . Na Uranie wyst?puj? stosunkowo dobrze rozwini?te zorze , ktore s? obserwowane jako jasne łuki wokoł obu biegunow magnetycznych [74] . Jednak w przeciwie?stwie do Jowisza zorze Urana wydaj? si? nie mie? wpływu na bilans energetyczny termosfery planety [77] .

Klimat [ edytuj | edytuj kod ]

Południowa połkula Urana w kolorach bliskich naturalnym (po lewej) oraz w podczerwieni (z prawej), widziana przez sond? Voyager 2 ukazuje słabe pasma chmur i atmosferyczn? czap? polarn?

W pa?mie nadfioletu i ?wiatła widzialnego atmosfera Urana wydaje si? niezwykle spokojna w porownaniu z atmosferami innych gazowych olbrzymow, a nawet Neptuna , do ktorej jest bardzo podobna [8] . Kiedy Voyager 2 przeleciał w pobli?u Urana w 1986, zaobserwował ł?cznie dziesi?? chmur na całej planecie [7] [93] . Jedno z proponowanych wyja?nie? wskazuje przyczyn? tego braku widocznych struktur w tym, ?e strumie? cieplny pochodz?cy z wn?trza Urana jest znacznie ni?szy, ni? w przypadku pozostałych planet-olbrzymow. Najni?sza temperatura zarejestrowana w tropopauzie Urana to 49 K, co powoduje, ?e Uran jest najzimniejsz? planet? w Układzie Słonecznym, chłodniejsz? ni? Neptun [5] [53] .

Struktura, wiatr i chmury [ edytuj | edytuj kod ]

Pr?dko?ci wiatru na Uranie w zale?no?ci od szeroko?ci planetograficznej. Zacienione obszary wskazuj? południowy ?kołnierz” i jego powstaj?cy połnocny odpowiednik. Czerwona krzywa jest symetrycznie dopasowana do danych.

Widoczn? południow? połkul? Urana mo?na podzieli? na dwa regiony: jasn? czap? polarn? (obszar otaczaj?cy biegun południowy) i ciemny pas rownikowy (patrz rysunek po prawej) [7] . Ich granica znajduje si? około ?45 stopnia szeroko?ci planetograficznej . W?ski pas rozci?gaj?cy si? mi?dzy 45 a 50° S jest najja?niejsz? du?? formacj? na widocznej powierzchni planety [7] [94] . Jest nazywany południowym ?kołnierzem”. Uwa?a si?, ?e czap? i kołnierz tworz? g?ste chmury metanu, istniej?ce w zakresie ci?nie? od 1,3 do 2 barow (patrz wy?ej) [95] . Oprocz tej wielkoskalowej struktury Voyager 2 zaobserwował dziesi?? małych jasnych chmur, z ktorych wi?kszo?? znajdowała si? o kilka stopni na połnoc od kołnierza [7] . We wszystkich innych aspektach Uran wygl?dał w 1986 jak dynamicznie martwa planeta. Sonda dotarła do planety w czasie, gdy na połkuli południowej panowało lato i nie mogła obserwowa? zjawisk zachodz?cych na połkuli połnocnej. Jednak na pocz?tku XXI wieku, kiedy w okolice bieguna połnocnego powrociło ?wiatło słoneczne, teleskop Hubble’a i teleskopy Kecka pocz?tkowo nie zaobserwowały ani kołnierza, ani czapy polarnej na połkuli połnocnej [94] . Uran okazał si? asymetryczny: jasny w pobli?u bieguna południowego i jednolicie ciemny w regionie na połnoc od południowego kołnierza [94] . Jednak w 2007, gdy Uran przeszedł przez rownonoc , południowy kołnierz niemal znikn?ł, za? na połkuli połnocnej pojawił si? słaby kołnierz, na szeroko?ci blisko 45° N [96] .

Pierwsza obserwacja Ciemnej Plamy na Uranie (we wzmocnionych kolorach), ACS na HST, 2006

W latach dziewi??dziesi?tych XX w. liczba zaobserwowanych jasnych obłokow znacznie wzrosła, cz??ciowo dlatego, ?e stały si? dost?pne nowe techniki obrazowania o wysokiej rozdzielczo?ci [8] . Najwi?cej ich stwierdzono na połkuli połnocnej, gdy stała si? ona w wi?kszym stopniu widoczna [8] . Pocz?tkowe wyja?nienie, ?e chmury s? łatwiejsze do zidentyfikowania w ciemnej cz??ci planety, a na połkuli południowej skrywa je jasny kołnierz, okazało si? bł?dne: liczba chmur w atmosferze faktycznie wzrosła [97] [98] . Niemniej jednak istniej? ro?nice mi?dzy chmurami na ka?dej połkuli. Połnocne chmury s? mniejsze, wyra?niejsze i ja?niejsze [98] . Wydaje si?, ?e le?? na wi?kszej wysoko?ci [98] . ?ywotno?? chmur obejmuje kilka rz?dow wielko?ci: niektore małe chmury mog? istnie? przez kilka godzin, podczas gdy co najmniej jedna burza na południowej połkuli trwa od czasu przelotu Voyagera 2 [8] [93] . Ostatnie obserwacje dowiodły rownie?, ?e układy chmur na Uranie s? podobne do tych obserwowanych na Neptunie [8] . Przykładowo, na Neptunie wyst?puj? ciemne plamy, b?d?ce antycyklonami ; w 2006 na Uranie sfotografowano pierwsz? tak? plam? [99] . Przypuszcza si?, ?e Uran staje si? bardziej podobny do Neptuna w okresie rownonocy [100] .

?ledzenie ruchu chmur pozwoliło okre?li? układ rownole?nikowych wiatrow w gornej troposferze Urana [8] . Na rowniku wiej? wiatry wsteczne, czyli wiej?ce w kierunku przeciwnym do obrotu planety. Ich pr?dko?? jest w granicach od ?100 do ?50 m/s [8] [94] . Pr?dko?? wiatru wzrasta wraz z odległo?ci? od rownika, osi?gaj?c warto?ci zerowe w pobli?u ±20° szeroko?ci planetograficznej; w tym obszarze troposfera osi?ga minimaln? temperatur? [8] [52] . Bli?ej biegunow wiatry wiej? zgodnie z kierunkiem obrotu planety. Pr?dko?? ro?nie z szeroko?ci? planetograficzn?, osi?gaj?c maksimum przy ±60° i spada do zera na biegunach [8] . Pr?dko?? wiatru na szeroko?ci 40° S waha si? w zakresie od 150 do 200 m/s. Poniewa? kołnierz i czapa skrywaj? wszystkie chmury na wy?szych szeroko?ciach połkuli południowej, pomiary pr?dko?ci wiatru s? niemo?liwe [8] . Natomiast na drugiej połkuli, w pobli?u 50 stopnia szeroko?ci planetograficznej połnocnej obserwowana jest najwy?sza pr?dko??, nawet do 240 m/s [8] [94] [101] .

Wahania sezonowe [ edytuj | edytuj kod ]

Zdj?cia Urana w latach 2003?2007 ? widoczne s? zmiany obrazu pier?cieni oraz zmiany zachodz?ce w atmosferze, zwłaszcza blakni?cie południowego kołnierza

Przez krotki okres od marca do maja 2004 w atmosferze Urana pojawiło si? wiele du?ych chmur, nadaj?c mu wygl?d podobny do Neptuna [98] [102] . Obserwacje ujawniły rekordow? pr?dko?? wiatru na planecie, 229 m/s (824 km/h), oraz utrzymuj?c? si? widowiskow? burz?, przezwan? ?fajerwerkami na 4 lipca ” [93] . 23 sierpnia 2006 naukowcy ze Space Science Institute ( Boulder w stanie Colorado) oraz University of Wisconsin obserwowali ciemn? plam? na powierzchni Urana, daj?c? astronomom lepszy wgl?d w aktywno?? atmosferyczn? planety [99] . Przyczyna nagłego nasilenia zjawisk pogodowych nie jest do ko?ca znana, ale wydaje si?, ?e ekstremalne nachylenie osi Urana powoduje ekstremalne zmiany sezonowe [38] [100] . Okre?lenie charakteru tej sezonowej zmiany jest trudne, poniewa? dobre dane na temat atmosfery Urana mo?na zebra? dopiero obserwuj?c Urana przez cały rok, ktory trwa na planecie 84 lata ziemskie . Do tej pory dokonano jednak wielu odkry?. Badania fotometryczne w ci?gu poł uranowego roku (od 1950) wykazały regularne zmiany jasno?ci w dwoch zakresach spektralnych, z maksimami wyst?puj?cymi podczas przesilenia i minimami podczas rownonocy [103] . Podobne okresowe wahanie, z maksimum przy przesileniu, odnotowano w pomiarach promieniowania mikrofalowego w gł?bokiej troposferze, rozpocz?tych w latach 60 [104] . Pomiar temperatury w stratosferze, rozpocz?ty w latach siedemdziesi?tych, rownie? wykazał maksymalne warto?ci około przesilenia w 1986 [73] . Uwa?a si?, ?e wi?kszo?? tych zmian wyst?puje z powodu zmian w geometrii obserwacji [97] .

Jest jednak kilka powodow, by s?dzi?, ?e na Uranie wyst?puj? sezonowe zmiany fizyczne. Cho? wiadomo, ?e planeta posiada jasny południowy region polarny, biegun połnocny jest do?? ciemny, co jest niezgodne z modelem sezonowych zmian opisanych powy?ej [100] . Podczas poprzedniego przesilenia na połnocnej połkuli w 1944 Uran wykazywał podwy?szony poziom jasno?ci, co sugeruje, ?e połnocna połkula nie zawsze była tak ciemna [103] . To oznacza, ?e widoczny biegun rozja?nia si? jaki? czas przed przesileniem i ciemnieje po rownonocy [100] . Szczegołowa analiza danych w zakresie promieniowania widzialnego i mikrofal wykazała, ?e okresowe zmiany jasno?ci nie s? całkowicie symetryczne wokoł przesilenia, co rownie? wskazuje na zmiany w południkowych cechach albedo [100] . Wreszcie w latach 90. XX wieku, gdy Uran przeszedł przez przesilenie, obserwacje teleskopem Hubble’a i naziemne wykazały, ?e południowa czapa polarna zauwa?alnie pociemniała (z wyj?tkiem południowego kołnierza, ktory pozostał jasny) [95] , podczas gdy na połkuli połnocnej wykazano zwi?kszenie aktywno?ci [93] w postaci nowych formacji chmur i silniejszych wiatrow, zwi?kszaj?c oczekiwania, ?e połnocne okolice polarne wkrotce powinny poja?nie? [98] . To zjawisko istotnie rozpocz?ło si? w 2007 po rownonocy: ukazał si? słaby połnocny kołnierz polarny, natomiast południowy kołnierz stał si? niemal niewidoczny, cho? rownole?nikowy profil wiatrow pozostał lekko asymetryczny; wiatry na połnocy s? nieco słabsze ni? na południowej połkuli [96] .

Mechanizm zmian fizycznych nadal nie jest jasny [100] . W okresie letniego i zimowego przesilenia połkule Urana znajduj? si? na przemian w pełnym blasku promieni słonecznych lub pogr??one w ciemno?ci. Rozja?nienie nasłonecznionej połkuli wynika z lokalnego pogrubienia warstwy chmur metanu i warstw mgły znajduj?cych si? w troposferze [95] . Jasny kołnierz na ?45° szeroko?ci planetograficznej rownie? tworz? chmury metanu [95] . Inne zmiany w południowym regionie polarnym mog? by? wyja?nione przez zmiany w ni?szych warstwach chmur [95] . Zmiany promieniowania mikrofalowego w widmie emisyjnym planety s? prawdopodobnie spowodowane przez gł?bokie zmiany cyrkulacji w troposferze, poniewa? grube polarne chmury i mgła mog? hamowa? konwekcj? [105] . W okresie wiosennej i jesiennej rownonocy na Uranie dynamika si? zmienia i konwekcja mo?e pojawi? si? ponownie [93] [105] .

Powstanie planety [ edytuj | edytuj kod ]

Panuje przekonanie, ?e ro?nice pomi?dzy lodowymi i gazowymi olbrzymami dotycz? tak?e procesu ich formowania [106] [107] . Uwa?a si?, ?e Układ Słoneczny powstał z ogromnego, w przybli?eniu kulistego obłoku gazowo?pyłowego zwanego mgławic? przedsłoneczn? . Znaczna cz??? gazowej mgławicy, zło?ona głownie z wodoru i helu, utworzyła Sło?ce, podczas gdy ziarna pyłu ł?czyły si? i zderzały, tworz?c pierwsze protoplanety . Poniewa? protoplanety stale rosły, niektore z nich zyskały wystarczaj?co du?? mas?, aby przyci?gn?? gaz pozostały w mgławicy [106] [107] . Przyci?gaj?c wi?cej gazu, stawały si? masywniejsze, co pozwalało im przyci?ga? wi?cej gazu, a? do punktu krytycznego, w ktorym ich rozmiary zacz?ły rosn?? w post?pie geometrycznym. Lodowe olbrzymy zdołały zgromadzi? gaz o masie zaledwie kilku mas Ziemi i nigdy nie osi?gn?ły tego punktu krytycznego [106] [107] [108] . Najnowsze symulacje migracji planet sugeruj?, ?e oba lodowe olbrzymy powstały bli?ej Sło?ca, ni? si? obecnie znajduj?, i zmieniły orbity na skutek oddziaływania z innymi planetami. Zjawiska te obja?nia szczegołowo tzw. model nicejski [106] .

Ksi??yce [ edytuj | edytuj kod ]

Najwi?ksze ksi??yce Urana w naturalnych proporcjach, Voyager 2
System ksi??ycow Urana, ESO
  Osobny artykuł: Ksi??yce Urana .

Uran ma 28 znanych ksi??ycow [2] . Ich nazwy s? zwi?zane z postaciami z dzieł Williama Szekspira i Alexandra Pope’a [49] [109] . Pi?? najwi?kszych satelitow to Miranda , Ariel , Umbriel , Tytania i Oberon [49] . System satelitarny Urana jest najmniej masywny w?rod planet-olbrzymow, ł?czna masa pi?ciu głownych satelitow stanowi mniej ni? połow? masy Trytona [47] . Najwi?kszy z ksi??ycow, Tytania, ma promie? 788,9 km, mniejszy ni? połowa promienia ziemskiego Ksi??yca , ale nieco wi?kszy ni? Rea , drugi co do wielko?ci ksi??yc Saturna, co sprawia, ?e Tytania jest osmym co do wielko?ci ksi??ycem w Układzie Słonecznym . Ciała te maj? stosunkowo małe albedo : od 0,20 dla Umbriela do 0,35 dla Ariela (w ?wietle zielonym) [7] . S? to ksi??yce lodowe , zło?one z lodu i skał w mniej wi?cej rownych proporcjach. Lod mo?e zawiera? dodatek amoniaku i dwutlenku w?gla [79] [110] .

W?rod tych satelitow powierzchnia Ariela wydaje si? by? najmłodsz? (z najmniejsz? liczb? kraterow), a Umbriela ? najstarsz? [7] [79] . Miranda posiada kaniony gł?bokie na 20 kilometrow, warstwy odsłoni?te na kształt tarasow i chaotyczn? mozaik? obszarow o ro?nym wieku i topografii [7] . Uwa?a si?, ?e w przeszło?ci geologicznej wn?trze Mirandy było rozgrzewane przez siły pływowe ; miało to miejsce w czasie, gdy jej orbita była bardziej ekscentryczna ni? obecnie, prawdopodobnie na skutek dawnego rezonansu orbitalnego 3:1 z Umbrielem [111] . Procesy rozci?gaj?ce powierzchni?, zwi?zane z wznoszeniem si? diapirow s? prawdopodobn? przyczyn? pochodzenia tzw. koron ? rozległych obszarow rownoległych szczelin, przypominaj?cych wygl?dem tory wy?cigowe [112] [113] . Podobnie uwa?a si?, ?e Ariel w przeszło?ci był w rezonansie 4:1 z Tytani? [114] .

Obiekty koorbitalne [ edytuj | edytuj kod ]

Mimo ?e oddziaływanie grawitacyjne innych planet olbrzymow sprawia, ?e punkty libracyjne Lagrange’a (L 4 i L 5 ) nie s? stabilne, odkryte zostały trzy obiekty koorbitalne , poruszaj?ce si? po orbitach bardzo podobnych do Urana i pozostaj?ce w rezonansie 1:1 z nim. Planetoida o oznaczeniu 2011 QF 99 jest pierwsz? znan? planetoid? troja?sk? na orbicie tej planety [115] , a dwa inne centaury , (83982) Crantor i 2010 EU 65 poruszaj? si? wzgl?dem Urana po orbitach w kształcie podkowy [116] .

Badania [ edytuj | edytuj kod ]

Uran sfotografowany przez Voyagera 2 , podczas odlotu sondy w kierunku Neptuna

W 1986 sonda Voyager 2 dotarła do Urana. Ta pierwsza wizyta miała charakter rekonesansu, nie było planowane wej?cie na orbit? ani szczegołowe badania planety. Wystrzelony w 1977 Voyager 2 znalazł si? najbli?ej Urana 24 stycznia 1986, około 81 500 km od gornej warstwy chmur planety, a nast?pnie kontynuował podro? w kierunku Neptuna. Sonda badała struktur? i skład chemiczny atmosfery [65] , odkryła 10 nowych ksi??ycow Urana i obserwowała wyj?tkowe zjawiska pogodowe na planecie, zwi?zane z nachyleniem jej osi obrotu [7] [117] . Voyager badał rownie? pole magnetyczne, jego nieregularn? struktur?, nachylenie i unikatowy, skr?cony ?ogon magnetosferyczny” istniej?cy dzi?ki wyj?tkowej orientacji osi Urana [87] . Dokonał pierwszych szczegołowych obserwacji pi?ciu najwi?kszych ksi??ycow, sfotografował dziewi?? znanych pier?cieni, odkrył tak?e dwa nowe [7] [79] .

?adna z wielkich agencji kosmicznych nie planuje misji [ kiedy? ] , ktora miałaby kontynuowa? badania Urana i jego ksi??ycow, rozpocz?te przez Voyagera 2 [ potrzebny przypis ] .

Kultura [ edytuj | edytuj kod ]

W astrologii planeta Uran ( ) rz?dzi znakiem Wodnika . Poniewa? Uran jest w kolorze cyjanowym i wi??e si? go z elektryczno?ci?, to kolor ?elektrycznego bł?kitu”, zbli?ony do cyjanu, jest powi?zany ze znakiem Wodnika [118] .

Pierwiastek chemiczny uran , odkryty w 1789 przez niemieckiego chemika Martina Klaprotha , został nazwany na cze?? nowo odkrytej planety [119] .

Uranus, the Magician jest jedn? z siedmiu cz??ci suity Gustava Holsta The Planets , napisanej mi?dzy rokiem 1914 a 1916.

Podczas II wojny ?wiatowej przeprowadzona przez wojsko radzieckie operacja Uran , maj?ca na celu odbicie Stalingradu , stała si? punktem zwrotnym w wojnie z III Rzesz? .

Uwagi [ edytuj | edytuj kod ]

  1. ↑ a b c d e Na poziomie, na ktorym ci?nienie ma warto?? 1 bara .
  2. ↑ Chocia? Uran został odkryty dopiero w erze nowo?ytnej , jest mo?liwe dostrze?enie go nieuzbrojonym okiem, przy spełnieniu pewnych warunkow jak m.in.: niewielkie zanieczyszczenie ?wietlne w miejscu obserwacji, opozycja planety do Sło?ca, odległo?? od Ziemi (im bli?ej, tym silniejszy blask) [3] .
  3. ↑ Tu stosunek zmieszania jest zdefiniowany jako liczba cz?steczek substancji na cz?steczk? wodoru.

Przypisy [ edytuj | edytuj kod ]

  1. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z Ed Grayzeck: Uranus Fact Sheet . NASA , 22 grudnia 2015. [dost?p 2016-01-03]. ( ang. ) .
  2. ↑ a b Scott S.   Sheppard , New Uranus and Neptune Moons [online], 23 lutego 2023 [dost?p 2023-02-26] .
  3. ↑ Wrzesie? dobrym czasem na obserwacje Urana i Neptuna . PAP ? Nauka w Polsce, 2013-09-03. [dost?p 2013-12-13].
  4. ↑ MIRA’s Field Trips to the Stars Internet Education Program . [w:] Monterey Institute for Research in Astronomy [on-line]. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  5. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Jonathan I. Lunine. The Atmospheres of Uranus and Neptune . ?Annual Review of Astronomy and Astrophysics”. 31, s. 217?263, 1993. DOI : 10.1146/annurev.aa.31.090193.001245 . Bibcode :  1993ARA&A..31..217L . ( ang. ) .  
  6. ↑ a b c d e f g h i j M. Podolak, A. Weizman, M. Marley. Comparative models of Uranus and Neptune . ?Planet. Space Sci.”. 43 (12), s. 1517?1522, 1995. DOI : 10.1016/0032-0633(95)00061-5 . Bibcode :  1995P&SS...43.1517P . ( ang. ) .  
  7. ↑ a b c d e f g h i j k l m n B.A. Smith, L.A. Soderblom, A. Beebe, i inni. Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results . ?Science”. 233 (4759), s. 97?102, 1986. DOI : 10.1126/science.233.4759.43 . PMID : 17812889 . Bibcode :  1986Sci...233...43S . ( ang. ) .  
  8. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o L.A. Sromovsky, P.M. Fry. Dynamics of cloud features on Uranus . ?Icarus”. 179, s. 459?483, 2005. DOI : 10.1016/j.icarus.2005.07.022 . Bibcode :  2005Icar..179..459S .  
  9. ↑ Andrew   Fazekas , Radosław   Kosarzycki , Pod gwiazdami: przewodnik po nocnym niebie , Warszawa: Burda Media Polska Sp. z o.o, 2019, s. 110, ISBN  978-83-8053-612-8 [dost?p 2024-04-12] ( pol. ) .
  10. ↑ Marek   Substyk , Poradnik miło?nika astronomii , Wyd. 2, Chorzow: AstroCD, Sylwia Substyk, 2013, s. 112, ISBN  978-83-932019-6-9 [dost?p 2024-04-12] ( pol. ) .
  11. ↑ Duane Dunkerson: Uranus ? About Saying, Finding, and Describing It . [w:] Astronomy Briefly [on-line]. thespaceguy.com. [dost?p 2010-04-17]. ( ang. ) .
  12. ↑ Bath Preservation Trust . [dost?p 2010-11-13].
  13. ↑ William Herschel, Dr. Watson. Account of a Comet, By Mr. Herschel, F.R.S.; Communicated by Dr. Watson, Jun. of Bath, F.R.S . ?Philosophical Transactions of the Royal Society of London”. 71, s. 492?501, 1781. DOI : 10.1098/rstl.1781.0056 . Bibcode :  1781RSPT...71..492H . ( ang. ) .  
  14. ↑ Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30; cytowane w Miner 1998 ↓ , s. 8.
  15. ↑ a b Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23?24; cytowane w Miner 1998 ↓ , s. 8.
  16. ↑ Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30; cytowane w Miner 1998 ↓ , s. 8.
  17. ↑ RAS MSS Herschel W1/13.M, 14; cytowane w Miner 1998 ↓ , s. 8.
  18. ↑ a b A.J. Lexell. Recherches sur la nouvelle planete, decouverte par M. Herschel & nominee Georgium Sidus . ?Acta Academia Scientarum Imperialis Petropolitanae”, s. 303?329, 1783. ( ang. ) .  
  19. ↑ Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781; cytowane w: Miner 1998 ↓ , s. 11.
  20. ↑ Cytowane w: Miner 1998 ↓ , s. 11.
  21. ↑ a b J.L.E. Dreyer: The Scientific Papers of Sir William Herschel . T. 1. Royal Society and Royal Astronomical Society, 1912, s. 100. ISBN  1-84371-022-6 . ( ang. ) .
  22. ↑ a b Miner 1998 ↓ , s. 12.
  23. ↑ RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20; cytowane w Miner 1998 ↓ , s. 12.
  24. ↑ Voyager at Uranus . ?NASA JPL”. 7 (85), s. 400?268, 1986. ( ang. ) .  
  25. ↑ a b Francisca   Herschel , The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus , [w:] The Observatory, 1917, Bibcode :  1917Obs....40..306H [dost?p 2010-11-13] ( ang. ) .
  26. ↑ a b Mark Littmann: Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System . Courier Dover Publications, 2004, s. 10?11. ISBN  0-486-43602-0 . ( ang. ) .
  27. ↑ Brian Daugherty: Astronomy in Berlin . Brian Daugherty. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  28. ↑ James Finch: The Straight Scoop on Uranium . allchemicals.info: The online chemical resource, 2006. [dost?p 2009-03-30]. [zarchiwizowane z tego adresu (2013-05-08)]. ( ang. ) .
  29. ↑ Sailormoon Terms and Information . The Sailor Senshi Page. [dost?p 2010-11-13]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-08-11)]. ( ang. ) .
  30. ↑ Asian Astronomy 101 . ?Hamilton Amateur Astronomers”. 4 (11), 1997. [dost?p 2010-11-13]. [zarchiwizowane z adresu 2012-05-12]. ( ang. ) .  
  31. ↑ Planet symbols . [w:] NASA Solar System exploration [on-line]. [dost?p 2010-11-13]. [zarchiwizowane z tego adresu (2010-03-17)]. ( ang. ) .
  32. ↑ Next Stop Uranus . 1986. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  33. ↑ George Forbes: History of Astronomy . 1909. [dost?p 2010-11-13]. [zarchiwizowane z tego adresu (2007-05-13)]. ( ang. ) .
  34. ↑ J.J. O’Connor, E.F. Robertson: Mathematical discovery of planets . 1996. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  35. ↑ Peter J. Gierasch, Philip D. Nicholson: Uranus . [w:] NASA World Book [on-line]. 2004. [dost?p 2016-09-10]. [zarchiwizowane z tego adresu (2015-04-02)]. ( ang. ) .
  36. ↑ Lawrence Sromovsky: Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus . [w:] University of Wisconsin Madison [on-line]. 2006. [dost?p 2010-11-13]. [zarchiwizowane z tego adresu (2015-11-07)]. ( ang. ) .
  37. ↑ Heidi B.   Hammel , Uranus nears Equinox , [w:] A report from the 2006 Pasadena Workshop [online], 5 wrze?nia 2006 [zarchiwizowane z adresu 2015-11-07] ( ang. ) .
  38. ↑ a b Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus . Science Daily. [dost?p 2010-11-13]. [zarchiwizowane z tego adresu (2020-08-16)]. ( ang. ) .
  39. ↑ Jay T. Bergstralh, Ellis Miner, Mildred Matthews: Uranus . 1991, s. 485?486. ISBN  0-8165-1208-6 .
  40. ↑ Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000 . IAU, 2000. [dost?p 2010-11-13]. [zarchiwizowane z tego adresu (2018-12-26)].
  41. ↑ Cartographic Standards , [w:] NASA [online] [dost?p 2016-09-10] ( ang. ) .
  42. ↑ Coordinate Frames Used in MASL . 2003. [dost?p 2012-08-20]. ( ang. ) .
  43. ↑ a b Fred Espenak: Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995?2006 . [w:] NASA [on-line]. 2005. [dost?p 2010-11-13]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-12-05)]. ( ang. ) .
  44. ↑ NASA’s Uranus fact sheet . [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  45. ↑ Gary T.   Nowak , Uranus: the Threshold Planet of 2006 [online], 2006 [dost?p 2010-11-13] [zarchiwizowane z adresu 2012-02-08] ( ang. ) .
  46. ↑ a b P. Kenneth Seidelmann, B.A. Archinal, M.F. A’hearn, i inni. Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006 . ?Celestial Mech. Dyn. Astr.”. 90, s. 155?180, 2007. DOI : 10.1007/s10569-007-9072-y . ( ang. ) .  
  47. ↑ a b R.A. Jacobson, J.K. Campbell, A.H. Taylor, S.P. Synnott. The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data . ?The Astronomical Journal”. 103 (6), s. 2068?2078, 1992. DOI : 10.1086/116211 . Bibcode :  1992AJ....103.2068J . ( ang. ) .  
  48. ↑ a b c M. Podolak, J.I. Podolak, M.S. Marley. Further investigations of random models of Uranus and Neptune . ?Planet. Space Sci.”. 48, s. 143?151, 2000. DOI : 10.1016/S0032-0633(99)00088-4 . Bibcode :  2000P&SS...48..143P . ( ang. ) .  
  49. ↑ a b c d e f Gunter Faure, Teresa Mensing. Uranus: What Happened Here? . ?Introduction to Planetary Science”, 2007. Springer Netherlands. DOI : 10.1007/978-1-4020-5544-7_18 . ( ang. ) .  
  50. ↑ a b S. Atreya, P. Egeler, K. Baines. Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune? . ?Geophysical Research Abstracts”. 8, s. 05179, 2006. ( ang. ) .  
  51. ↑ David Shiga. Weird water lurking inside giant planets . ?New Scientist”. 04 September 2010 (2776), 4 wrze?nia 2010. [dost?p 2010-11-15]. ( ang. ) .  
  52. ↑ a b c d R. Hanel, B. Conrath, F. M. Flasar i inni. Infrared Observations of the Uranian System . ?Science”. 233 (4759), s. 70?74, 1986. DOI : 10.1126/science.233.4759.70 . PMID : 17812891 . Bibcode :  1986Sci...233...70H . ( ang. ) .  
  53. ↑ a b c d e f g J.C. Pearl, B.J. Conrath, R.A. Hanel, J. A. Pirraglia. The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data . ?Icarus”. 84, s. 12?28, 1990. DOI : 10.1016/0019-1035(90)90155-3 . Bibcode :  1990Icar...84...12P . ( ang. ) .  
  54. ↑ David Hawksett. Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold? . ?Astronomy Now”, s. 73, 2005. ( ang. ) .  
  55. ↑ L.R.   Benedetti i inni , Dissociation of CH4 at high pressures and temperatures: diamond formation in giant planet interiors? , ? Science ”, 286, 1999 , s. 100?102, DOI :  10.1126/science.286.5437.100 , ISSN 0036-8075 [dost?p 2021-09-24] .
  56. ↑ 10.06.99 ? It’s Raining Diamonds on Neptune and Uranus [online], www.berkeley.edu [dost?p 2021-09-24] .
  57. ↑ NOVA ? Official Website | Diamonds in the Sky [online], www.pbs.org [dost?p 2017-11-27] .
  58. ↑ Is it Raining Diamonds on Uranus & Neptune? [online], SpaceDaily [dost?p 2018-06-03] ( ang. ) .
  59. ↑ WordPress VIP Alternative [online], news.discovery.com [dost?p 2017-11-27] [zarchiwizowane z adresu 2016-03-03] ( ang. ) .
  60. ↑ a b c Imke dePater, Paul N. Romani, Sushil K. Atreya. Possible Microwave Absorption in by H 2 S gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres . ?Icarus”. 91, s. 220?233, 1991. DOI : 10.1016/0019-1035(91)90020-T . ( ang. ) .  
  61. ↑ a b c d e Floyd Herbert, B.R. Sandel, R.V. Yelle, i inni. The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2 . ?J. Of Geophys. Res.”. 92, s. 15,093?15,109, 1987. DOI : 10.1029/JA092iA13p15093 . ( ang. ) .  
  62. ↑ Conrath, B. et al. . The helium abundance of Uranus from Voyager measurements . ?Journal of Geophysical Research”. 92, s. 15003?15010, 1987. DOI : 10.1029/JA092iA13p15003 . Bibcode :  1987JGR....9215003C .  
  63. ↑ Katharin Lodders. Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements . ?The Astrophysical Journal”. 591, s. 1220?1247, 2003. DOI : 10.1086/375492 . Bibcode :  2003ApJ...591.1220L .  
  64. ↑ a b G.F. Lindal, J.R. Lyons, D.N. Sweetnam i inni. The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2 . ?J. Of Geophys. Res.”. 92, s. 14,987?15,001, 1987. DOI : 10.1029/JA092iA13p14987 . Bibcode :  1987JGR....9214987L . ( ang. ) .  
  65. ↑ a b c d e J.L. Tyler, D. N. Sweetnam, J. D. Anderson i inni. Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites . ?Science”. 233 (4759), s. 79?84, 1986. DOI : 10.1126/science.233.4759.79 . PMID : 17812893 . Bibcode :  1986Sci...233...79T . ( ang. ) .  
  66. ↑ a b c d e J. Bishop, S.K. Atreya, F. Herbert, P. Romani. Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere . ?Icarus”. 88, s. 448?463, 1990. DOI : 10.1016/0019-1035(90)90094-P . ( ang. ) .  
  67. ↑ Imke dePater, Paul N. Romani, Sushil K. Atreya. Uranius Deep Atmosphere Revealed . ?Icarus”. 82 (12), s. 288?313, 1989. DOI : 10.1016/0019-1035(89)90040-7 . ( ang. ) .  
  68. ↑ a b c Michael E. Summers, Darrell F. Strobel. Photochemistry of the Atmosphere of Uranus . ?The Astrophysical Journal”. 346, s. 495?508, 1989. DOI : 10.1086/168031 . Bibcode :  1989ApJ...346..495S . ( ang. ) .  
  69. ↑ a b c d e Martin Burgorf, Glenn Orton, Jeffrey van Cleve i inni . Detection of new hydrocarbons in Uranus’ atmosphere by infrared spectroscopy . ?Icarus”. 184, s. 634?637, 2006. DOI : 10.1016/j.icarus.2006.06.006 . Bibcode :  2006Icar..184..634B . ( ang. ) .  
  70. ↑ a b c Therese Encrenaz. ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt? . ?Planet. Space Sci.”. 51, s. 89?103, 2003. DOI : 10.1016/S0032-0633(02)00145-9 . Bibcode :  2003P&SS...51...89E . ( ang. ) .  
  71. ↑ a b Th. Encrenaz, E. Lellouch, P. Drossart. First detection of CO in Uranus . ?Astronomy & Astrophysics”. 413, s. L5?L9, 2004. DOI : 10.1051/0004-6361:20034637 . [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .  
  72. ↑ Sushil K. Atreya, Wong, Ah-San. Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets ? a Case for Multiprobes . ?Space Sci. Rev.”. 116, s. 121?136, 2005. DOI : 10.1007/s11214-005-1951-5 . Bibcode :  2005SSRv..116..121A . ( ang. ) .  
  73. ↑ a b c Leslie A. Young, Amanda S. Bosh, Marc Buie, i inni. Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation . ?Icarus”. 153, s. 236?247, 2001. DOI : 10.1006/icar.2001.6698 . ( ang. ) .  
  74. ↑ a b c d e f g h Floyd Herbert, Bill R. Sandel. Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune . ?Planet. Space Sci.”. 47, s. 1119?1139, 1999. DOI : 10.1016/S0032-0633(98)00142-1 . Bibcode :  1999P&SS...47.1119H . ( ang. ) .  
  75. ↑ L.M. Trafton, S. Miller, T.R. Geballe, i inni. H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora . ?The Astrophysical Journal”. 524, s. 1059?1023, 1999. DOI : 10.1086/307838 . Bibcode :  1999ApJ...524.1059T .  
  76. ↑ Th. Encrenaz, P. Drossart, G. Orton, i inni. The rotational temperature and column density of H + 3 in Uranus . ?Planetary and Space Science”. 51, s. 1013?1016, 2003. DOI : 10.1016/j.pss.2003.05.010 . ( ang. ) .  
  77. ↑ a b Hoanh An Lam, Steven Miller, Robert D. Joseph, i inni. Variation in the H + 3 emission from Uranus . ?The Astrophysical Journal”. 474, s. L73?L76, 1997. DOI : 10.1086/310424 . Bibcode :  1997ApJ...474L..73L . ( ang. ) .  
  78. ↑ a b Lary W.   Esposito , Planetary rings , ?Reports on Progress in Physics”, 65, 2002, s. 1741?1783, DOI :  10.1088/0034-4885/65/12/201 , ISBN  0-521-36222-9 ( ang. ) .
  79. ↑ a b c d e Voyager Uranus Science Summary . [w:] NASA/JPL [on-line]. 1988. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  80. ↑ Uranus rings 'were seen in 1700s’ . BBC News, 2007-04-19. [dost?p 2010-11-13].
  81. ↑ Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century? . [w:] Physorg.com [on-line]. 2007. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  82. ↑ a b J.L. Elliot, E. Dunham, D. Mink: The rings of Uranus . [w:] Cornell University [on-line]. 1977. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  83. ↑ NASA’s Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus . [w:] Hubblesite [on-line]. 2005. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  84. ↑ a b c Imke dePater, Heidi B. Hammel, Seran G. Gibbard, Mark R. Showalter. New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring . ?Science”. 312 (5770), s. 92?94, 2006. DOI : 10.1126/science.1125110 . PMID : 16601188 . Bibcode :  2006Sci...312...92D . ( ang. ) .  
  85. ↑ Robert Sanders: Blue ring discovered around Uranus . UC Berkeley News, 2006-04-06. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  86. ↑ Stephen Battersby: Blue ring of Uranus linked to sparkling ice . [w:] NewScientistSpace [on-line]. 2006. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  87. ↑ a b c d e f g h i j Norman F. Ness, Mario H. Acuna, Kenneth W. Behannon, i inni. Magnetic Fields at Uranus . ?Science”. 233 (4759), s. 85?89, 1986. DOI : 10.1126/science.233.4759.85 . PMID : 17812894 . Bibcode :  1986Sci...233...85N . ( ang. ) .  
  88. ↑ a b c d e f g C.T. Russell. Planetary Magnetospheres . ?Rep. Prog. Phys.”. 56, s. 687?732, 1993. DOI : 10.1088/0034-4885/56/6/001 . ( ang. ) .  
  89. ↑ Sabine Stanley, Jeremy Bloxham. Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields . ?Letters to Nature”. 428 (6979), s. 151?153, 2004. DOI : 10.1038/nature02376 . PMID : 15014493 . [dost?p 2012-08-20]. [zarchiwizowane z adresu 2009-09-21]. ( ang. ) .  
  90. ↑ a b c d e f S.M. Krimigis, T.P. Armstrong, W.I. Axford, i inni. The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment . ?Science”. 233 (4759), s. 97?102, 1986. DOI : 10.1126/science.233.4759.97 . PMID : 17812897 . Bibcode :  1986Sci...233...97K . ( ang. ) .  
  91. ↑ Voyager: Uranus: Magnetosphere . [w:] NASA [on-line]. 2003. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  92. ↑ H.S. Bridge, J.W. Belcher, B. Coppi, i inni. Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2 . ?Science”. 233 (4759), s. 89?93, 1986. DOI : 10.1126/science.233.4759.89 . PMID : 17812895 . Bibcode :  1986Sci...233...89B . ( ang. ) .  
  93. ↑ a b c d e Emily Lakdawalla: No Longer Boring: ‘Fireworks’ and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics . [w:] The Planetary Society [on-line]. 2004. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  94. ↑ a b c d e H.B. Hammel, I. de Pater, S. Gibbard, i inni. Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features . ?Icarus”. 175, s. 534?545, 2005. DOI : 10.1016/j.icarus.2004.11.012 . ( ang. ) .  
  95. ↑ a b c d e K.A. Rages, H.B. Hammel, A.J. Friedson. Evidence for temporal change at Uranus’ south pole . ?Icarus”. 172, s. 548?554, 2004. DOI : 10.1016/j.icarus.2004.07.009 . Bibcode :  2004Icar..172..548R . ( ang. ) .  
  96. ↑ a b Lawrence   Sromovsky i inni , Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics , ?Icarus”, 203 (1), 2009 , s. 265?286, DOI :  10.1016/j.icarus.2009.04.015 , Bibcode :  2009Icar..203..265S , arXiv : 1503.01957 ( ang. ) .
  97. ↑ a b Erich Karkoschka. Uranus’ Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters . ?Icarus”. 151, s. 84?92, 2001. DOI : 10.1006/icar.2001.6599 . Bibcode :  2001Icar..151...84K . ( ang. ) .  
  98. ↑ a b c d e H.B. Hammel, I. de Pater, S.G. Gibbard, i inni. New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a southern feature at 2.2 μm . ?Icarus”. 175, s. 284?288, 2005. DOI : 10.1016/j.icarus.2004.11.016 . ( ang. ) .  
  99. ↑ a b L.   Sromovsky i inni , Hubble Discovers a Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus [online], physorg.com [dost?p 2010-11-13] ( ang. ) .
  100. ↑ a b c d e f H.B. Hammel, G.W. Lockwood. Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune . ?Icarus”. 186, s. 291?301, 2007. DOI : 10.1016/j.icarus.2006.08.027 . Bibcode :  2007Icar..186..291H . ( ang. ) .  
  101. ↑ H.B. Hammel, K. Rages, G.W. Lockwood, i inni. New Measurements of the Winds of Uranus . ?Icarus”. 153, s. 229?235, 2001. DOI : 10.1006/icar.2001.6689 . Bibcode :  2001Icar..153..229H . ( ang. ) .  
  102. ↑ Terry   Devitt , Keck zooms in on the weird weather of Uranus [online], University of Wisconsin-Madison, 2004 [dost?p 2010-11-13] [zarchiwizowane z adresu 2007-08-17] ( ang. ) .
  103. ↑ a b G.W. Lockwood, Mikołaj Jerzykiewicz. Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950?2004 . ?Icarus”. 180, s. 442?452, 2006. DOI : 10.1016/j.icarus.2005.09.009 . Bibcode :  2006Icar..180..442L . ( ang. ) .  
  104. ↑ M.J. Klein, M.D. Hofstadter. Long-term variations in the microwave brightness temperature of the Uranus atmosphere . ?Icarus”. 184, s. 170?180, 2006. DOI : 10.1016/j.icarus.2006.04.012 . Bibcode :  2006Icar..184..170K . ( ang. ) .  
  105. ↑ a b Mark D. Hofstadter, Bryan J. Butler. Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus . ?Icarus”. 165, s. 168?180, 2003. DOI : 10.1016/S0019-1035(03)00174-X . Bibcode :  2003Icar..165..168H . ( ang. ) .  
  106. ↑ a b c d Edward W. Thommes, Martin J. Duncan, Harold F. Levison. The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System . ?Nature”. 402 (6762), s. 635?638, 1999. DOI : 10.1038/45185 . PMID : 10604469 . ( ang. ) .  
  107. ↑ a b c Adrian Brunini, Julio A. Fernandez. Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune . ?Plan. Space Sci.”. 47, s. 591?605, 1999. DOI : 10.1016/S0032-0633(98)00140-8 . Bibcode :  1999P&SS...47..591B . ( ang. ) .  
  108. ↑ Scott S. Sheppard, David Jewitt, Jan Kleyna. An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness . ?The Astronomical Journal”. 129, s. 518?525, 2006. DOI : 10.1086/426329 . ( ang. ) .  
  109. ↑ Uranus . nineplanets.org. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  110. ↑ Hauke Hussmann, Frank Sohl, Tilman Spohn. Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects . ?Icarus”. 185, s. 258?273, 2006. DOI : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . Bibcode :  2006Icar..185..258H . ( ang. ) .  
  111. ↑ W.C. Tittemore, J. Wisdom. Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities . ?Icarus”. 85 (2), s. 394?443, 1990. Elsevier Science. DOI : 10.1016/0019-1035(90)90125-S . ( ang. ) .  
  112. ↑ Pappalardo, R. T., S.J. Reynolds, R. Greeley. Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona . ?Journal of Geophysical Research”. 102 (E6), s. 13,369?13,380, 1997-06-25. Elsevier Science. DOI : 10.1029/97JE00802 . [zarchiwizowane z adresu 2011-06-06]. ( ang. ) .  
  113. ↑ Andrew Chaikin: Birth of Uranus’ Provocative Moon Still Puzzles Scientists . [w:] Space.Com [on-line]. ImaginovaCorp, 2001-10-16. [dost?p 2010-11-13].
  114. ↑ W.C. Tittemore. Tidal Heating of Ariel . ?Icarus”. 87, s. 110?139, 1990. DOI : 10.1016/0019-1035(90)90024-4 . Bibcode :  1990Icar...87..110T . ( ang. ) .  
  115. ↑ Jacob Aron: Astrophile: Mighty Trojan found marching with Uranus . New Scientist, 2013-03-28. [dost?p 2013-04-29]. ( ang. ) .
  116. ↑ Three centaurs follow Uranus through the solar system . Phys.org, 2013-06-18. [dost?p 2013-06-24].
  117. ↑ Voyager: The Interstellar Mission: Uranus . JPL, 2004. [dost?p 2010-11-13]. ( ang. ) .
  118. ↑ Parker, Derek and Julia ?Aquarius” . Nowy Jork: Mitchell Beazley/Ballantine Book, 1972, s. 14, seria: Planetary Zodiac Library. ( ang. ) .
  119. ↑ Uranium , [w:] The American Heritage Dictionary of the English Language , wyd. 4, Houghton Mifflin Company [dost?p 2010-11-13] [zarchiwizowane z adresu 2011-07-27] ( ang. ) .

Bibliografia [ edytuj | edytuj kod ]

  • Ellis D. Miner: Uranus: The Planet, Rings and Satellites . Nowy Jork: John Wiley and Sons, 1998. ISBN  0-471-97398-X . ( ang. ) .

Linki zewn?trzne [ edytuj | edytuj kod ]

Informacje w  projektach siostrzanych
  Multimedia  w Wikimedia Commons
  Podr?czniki  w Wikibooks
  Definicje słownikowe  w Wikisłowniku
Układ Słoneczny
SłońceMerkuryWenusKsiężycZiemiaFobos i DeimosMarsCeresPas planetoidJowiszKsiężyce JowiszaSaturnKsiężyce SaturnaUranKsiężyce UranaKsiężyce NeptunaNeptunKsiężyce PlutonaPlutonKsiężyce HaumeiHaumeaS/2015 (136472) 1MakemakePas KuiperaDysnomiaErisSednaDysk rozproszonyObłok Oorta
Planety ( ? ? )
Planety karłowate
Małe ciała
Układu Słonecznego
Planetoidy
Grupy i rodziny planetoid
Zobacz te?
Obiekty
transneptunowe
Pas Kuipera
Dysk rozproszony
Obiekty odł?czone
Komety
Zobacz te?
powstanie i ewolucja Układu Słonecznego
ciała niebieskie
lista obiektow w Układzie Słonecznym ze wzgl?du na
?rodło: ? https://pl.wikipedia.org/w/index.php?title=Uran&oldid=73493767 ”