Перайсці да зместу

Уран (планета)

Правіць спасылкі
Гэты артыкул уваходзіць у лік добрых
З Вікіпедыі, свабоднай энцыклапедыі
(Пасля перасылкі з Планета Уран)
У паняцця ёсць і іншыя значэнні, гл. Уран.
Уран ⛢
Фатаграфія Урана з апарата «Вояджэр-2»
Адкрыццё
Першаадкрывальнік Уільям Гершэль
Месца адкрыцця Бат, Вялікабрытанія
Дата адкрыцця 13 сакавіка 1781
Спосаб выяўлення прамое назіранне
Арбітальныя характарыстыкі
Эпоха: J2000
Перыгелій 2 748 938 461 км
18,375 518 63 а.а.
Афелій 3 004 419 704 км
20,083 305 26 а.а.
Вялікая паўвось (a) 2 876 679 082 км
19,229 411 95 а.а.
Эксцэнтрысітэт арбіты (e) 0,044 405 586
Сідэрычны перыяд абарачэння 30 799,095 дзён
84,323 326 года[1]
Сінадычны перыяд абарачэння 369,66 дней[2]
Арбітальная скорасць (v) 6,81 км/с[2]
Сярэдняя анамалія (Mo) 142,955717°
Нахіл (i) 0,772556°
6,48°
адносна сонечнага экватара
Даўгата ўзыходнага вузла (Ω) 73,989821°
Аргумент перыцэнтра (ω) 96,541318°
Спадарожнікі 27
Фізічныя характарыстыкі
Сплюшчанасць 0,02293
Экватарыяльны радыус 25 559 км[3][4]
Палярны радыус 24 973 км[3][4]
Плошча паверхні (S) 8,1156×109 км²[4][5]
Аб'ём (V) 6,833×1013 км³[4][6]
Маса (m) 8,6832×1025 кг[7]
Сярэдняя шчыльнасць (ρ) 1,27 г/см³[2][4]
Паскарэнне свабоднага падзення на экватары (g) 8,87 м/с² (0,886 g)
Другая касмічная скорасць (v2) 21,3 км/с[2][4]
Нахіл восі 97,77°[3]
Прамое ўзыходжанне паўночнага полюса (α) 17 г 9 хвіл 15 с
257,311°[3]
Схіленне паўночнага полюса (δ) -15,175°[3]
Альбеда 0,300 (Бонд)
0,51 (геам.)[2]
Бачная зорная велічыня 5,9[8] — 5,32[2]
Вуглавы дыяметр 3,3"—4,1"[2]
Тэмпература
 
мін. сяр. макс.
узровень 1 бара
76 K[9]
0,1 бара (трапапаўза)
49 К[10] (-224 °C) 53 К[10] (-220 °C) 57 К[10] (-216 °C)
Атмасфера
Склад:

83±3 %Вадарод (H2)
15±3 %Гелій
2,3 %Метан
Лёд: аміячны
вадзяны
гідрасульфідна-аміячны
метанавы

Ура́н — планета Сонечнай сістэмы, сёмая па аддаленасці ад Сонца, трэцяя па дыяметры і чацвёртая па масе. Была адкрыта ў 1781 годзе англійскім астраномам Уільямам Гершэлем і названа ў гонар грэчаскага бога неба Урана, бацькі Кронаса (у рымскай міфалогіі Сатурна) і, адпаведна, дзеда Зеўса (у рымлян — Юпітэра).

Уран стаў першай планетай, адкрытай у Новы час і пры дапамозе тэлескопа[11]. Яго адкрыў Уільям Гершэль 13 сакавіка 1781 г.[12], тым самым упершыню з часоў антычнасці пашырыўшы ўяўленні пра межы Сонечнай сістэмы. Нягледзячы на тое, што часам Уран бачны няўзброеным вокам, больш раннія назіральнікі прымалі яго за цьмяную зорку[13].

У адрозненне ад газавых гігантаў — Сатурна і Юпітэра, якія складаюцца ў асноўным з вадароду і гелію, у нетрах Урана і падобнага з ім Нептуна адсутнічае металічны вадарод, але затое шмат лёду ў яго высокатэмпературных мадыфікацыях. Па гэтай прычыне спецыялісты выдзелілі гэтыя дзве планеты ў асобную катэгорыю «ледзяных гігантаў». Аснову атмасферы Урана складаюць вадарод і гелій. Акрамя таго, у ёй выяўленыя сляды метану і іншых вуглевадародаў, а таксама аблокі з лёду, цвёрдага аміяку і вадароду. Гэта самая халодная планетная атмасфера Сонечнай сістэмы з мінімальнай тэмпературай у 49 К (-224 °C). Мяркуюць, што Уран мае складаную слаістую структуру аблокаў, дзе вада складае ніжні слой, а метан — верхні[10]. У адрозненне ад Нептуна, нетры Урана складаюцца ў асноўным з ільдоў і горных парод.

Гэтак жа, як і ў іншых газавых гігантаў Сонечнай сістэмы, ва Урана ёсць сістэма кольцаў і магнітасфера, а акрамя таго, 27 спадарожнікаў. Арыентацыя Урана ў прасторы адрозніваецца ад астатніх планет Сонечнай сістэмы — яго вось кручэння ляжыць нібы «на баку» адносна плоскасці абарачэння гэтай планеты вакол Сонца. У выніку, планета бывае павернута да Сонца папераменна то паўночным полюсам, то паўднёвым, то экватарам, то сярэднімі шыротамі.

У 1986 годзе амерыканскі касмічны апарат «Вояджэр-2» перадаў на Зямлю здымкі Урана з блізкай адлегласці. На іх відаць «невыразная» ў бачным спектры планета без хмарных палос і атмасферных штормаў, характэрных для іншых планет-гігантаў[14]. Аднак у цяперашні час наземнымі назіраннямі ўдалося распазнаць прыкметы сезонных змяненняў і павелічэння пагоднай актыўнасці на планеце, выкліканых набліжэннем Урана да пункта свайго раўнадзенства. Хуткасць вятроў на Уране можа дасягаць 250 м/с (900 км/г)[15].

Адкрыццё планеты

[правіць | правіць зыходнік]

Людзі назіралі Уран яшчэ і да Уільяма Гершэля, але звычайна прымалі яго за зорку. Найбольш раннім задакументаваным сведчаннем гэтага факта трэба лічыць запісы англійскага астранома Джона Флемстыдаberu, які назіраў яго ў 1690 годзе, прынамсі, 6 разоў, і зарэгістраваў як зорку 34 у сузор'і Цяльца. З 1750 па 1769 год французскі астраном П'ер Шарль ле Маньер назіраў Уран 12 разоў[16]. Усяго Уран да 1781 года назіраўся 21 раз[17].

Мадэль тэлескопа, з дапамогай якога Гершэль адкрыў Уран. Яна знаходзіцца ў музеі Уільяма Гершэля, у г. Бат

Падчас адкрыцця Гершэль удзельнічаў у назіраннях паралакса зорак, выкарыстоўваючы тэлескоп сваёй уласнай канструкцыі[18], і 13 сакавіка 1781 года упершыню ўбачыў гэтую планету з саду свайго дома № 19 на Нью Кінг стрыт (горад Бат, графства Сомерсет у Вялікабрытаніі)[19][20], зрабіўшы наступны запіс у сваім журнале[21]:

У квартылі[22] побач з ζ Цяльца… альбо туманная зорка, альбо, магчыма, камета.

17 сакавіка ў журнале з'явіўся іншы запіс[23]:

Я шукаў камету або туманную зорку, і аказалася, што гэта камета, бо яна змяніла становішча.

22 сакавіка яго ліст да сэра Уільяма Уотсана быў упершыню прачытаны ў Каралеўскім таварыстве[24]. Затым былі яшчэ тры лісты (29 сакавіка, 5 красавіка і 26 красавіка), у якіх ён, працягваючы згадваць аб тым, што адкрыў камету, параўноўваў адкрыты аб'ект з планетамі[25]:

У першы раз я назіраў гэтую камету з павелічэннем у 227 разоў. Мой вопыт паказвае, што дыяметр зорак, у адрозненне ад планет, не змяняецца прапарцыянальна пры выкарыстанні лінз з большай сілай павелічэння; таму я выкарыстаў лінзы з павелічэннем 460 і 932 і выявіў, што памер каметы павялічваўся прапарцыянальна змене сілы аптычнага павелічэння, як і павінна быць пры дапушчэнні, што гэта не зорка, тады як памеры ўзятых для параўнання зорак не змяняліся. Больш таго, пры большым павелічэнні, чым дазваляла яе яркасць, камета станавілася цьмянай і размытай, тады як зоркі заставаліся яркімі і выразнымі — як я і ведаў на падставе праведзеных мной тысяч назіранняў. Паўторнае назіранне пацвердзіла мае здагадкі: гэта сапраўды была камета.

23 красавіка Гершэль атрымаў адказ ад Каралеўскага астраномаberu Нэвіла Маскелайнаbeen, які гучаў наступным чынам[26]:

Я не ведаю, як гэта назваць. Гэта можа быць як звычайнай планетай, якая верціцца вакол Сонца па амаль кругавой арбіце, так і каметай, якая рухаецца па вельмі выцягнутым эліпсе. Я пакуль не заўважыў ні галавы, ні каметнага хваста.

У той час як Гершэль яшчэ працягваў асцярожна апісваць аб'ект як камету, іншыя астраномы западозрылі, што гэта нейкі іншы аб'ект. Расійскі астраном Андрэй Іванавіч Лексельbeen устанавіў, што адлегласць ад Зямлі да аб'екта перавышае адлегласць ад Зямлі да Сонца (астранамічную адзінку) у 18 разоў і адзначыў, што няма ні адной каметы з перыгелійнай адлегласцю больш за 4 астранамічныя адзінкі (у цяперашні час такія аб'екты вядомыя)[27]. Берлінскі астраном Ёхан Бодэbede апісаў аб'ект, адкрыты Гершэлем, як «рухомую зорку, якую можна лічыць падобнай планеце, якая абарочваецца па кругу па-за арбітай Сатурна»[28], і зрабіў выснову, што гэтая арбіта больш падобная на планетарную, чым на каметную[29]. Неўзабаве стала відавочным, што аб'ект сапраўды з'яўляецца планетай. У 1783 годзе Гершэль сам паведаміў аб прызнанні гэтага факта прэзідэнту Каралеўскага таварыства Джозефу Банксу[30]:

Назіранні самых выдатных астраномаў Еўропы даказалі, што камета, якую я меў гонар паказаць ім у сакавіку 1781 года, з'яўляецца планетай нашай Сонечнай сістэмы.

За свае заслугі Гершэль быў узнагароджаны каралём Георгам III пажыццёвай стыпендыяй у 200 фунтаў стэрлінгаў за ўмовы, што ён пераедзе ў Віндзар, каб у каралеўскай сям'і была магчымасць паглядзець у яго тэлескопы[31].

Назва

[правіць | правіць зыходнік]
Уільям Гершэль — першаадкрывальнік Урана

Нэвіл Маскелайн напісаў Гершэлю ліст, у якім папрасіў яго зрабіць ласку астранамічнай супольнасці і даць назву планеце, адкрыццё якой — цалкам заслуга гэтага астранома[32]. У адказ Гершэль прапанаваў назваць планету «Georgium Sidus» (з латыні «Зорка Георга»), або планетай Георга ў гонар караля Георга III[33]. Сваё рашэнне ён матываваў у лісце да Джозефа Банкса[30]:

У цудоўнай старажытнасці планетам давалі імёны Меркурыя, Венеры, Марса, Юпітэра і Сатурна ў гонар міфічных герояў і божастваў. У наш адукаваны філасофскі час было б дзіўна вярнуцца да гэтай традыцыі і назваць нядаўна адкрытае нябеснае цела Юнонай, Паладай, Апалонам або Мінервай. Пры абмеркаванні любога здарэння або характэрнай падзеі перш за ўсё мы разглядаем, калі менавіта яно адбылося. Калі ў будучыні хтосьці задасца пытаннем, калі была выяўлена гэтая планета, добрым адказам на гэтае пытанне было б: «Падчас валадарання Георга III».

Французскі астраном Жазеф Лаланд прапанаваў назваць планету ў гонар яе першаадкрывальніка — «Гершэль»[34]. Прапаноўваліся і іншыя назвы: напрыклад, Кібела, па імі, якое ў антычнай міфалогіі насіла жонка бога Сатурна[17]. Нямецкі астраном Ёхан Бодэberu першым з навукоўцаў прапанаваў называць планету Уранам, у гонар бога неба з грэчаскага пантэона. Ён матываваў гэта тым, што «паколькі Сатурн быў бацькам Юпітэра, то новую планету варта назваць у гонар бацькі Сатурна»[31][35][36]. Найбольш ранняе афіцыйнае найменне планеты Уранам сустракаецца ў навуковай рабоце 1823 года, ужо праз год пасля смерці Гершэля[37][38]. Ранейшая назва «Georgium Sidus» або «Георг» сустракалася ўжо нячаста, хоць у Вялікабрытаніі яна і выкарыстоўвалася на працягу амаль 70 гадоў[17]. Канчаткова ж Уранам планета стала называцца толькі пасля таго, як выдавецтва Марскога альманаха Яго Вялікасці «HM Nautical Almanac Office» у 1850 годзе само замацавала гэту назву ў сваіх спісах[35].

Уран — адзіная планета, назва якой паходзіць не з рымскай, а з грэчаскай міфалогіі. Прыметнікам, вытворным ад «Урана», лічыцца слова «ураніянскі». Астранамічны сімвал «⛢», які абазначае Уран, з'яўляецца гібрыдам сімвалаў Марса і Сонца. Прычынай гэтага называецца тое, што ў старажытнагрэчаскай міфалогіі Уран-неба знаходзіцца пад аб'яднанаю ўладаю Сонца і Марса[39]. Астралагічны сімвал Урана «♅», прапанаваны Лаландам к 1784 годзе, сам Лаланд тлумачыў у лісце да Гершэля наступным чынам[34]:

Гэта зямны шар, увянчаны першай літарай Вашага імені.

У кітайскай, японскай, в'етнамскай і карэйскай мовах назва планеты перакладаецца літаральна як «Зорка/Планета Нябеснага Цара»[40][41].

Арбіта і вярчэнне

[правіць | правіць зыходнік]
Уран — яго кольцы і спадарожнікі

Сярэдняя аддаленасць планеты ад Сонца складае 19,1914 а. а. (2,8 млрд км). Перыяд поўнага абароту Урана вакол Сонца складае 84 зямныя гады. Адлегласць паміж Уранам i Зямлёй змяняецца ад 2,7 да 2,85 млрд км[42]. Вялікая паўвось арбіты роўная 19,229 а. а., або каля 3 млрд км. Інтэнсіўнасць сонечнага выпраменьвання на такой адлегласці складае 1/400 ад значэння на арбіце Зямлі[43]. Упершыню элементы арбіты Урана былі вылічаныя ў 1783 годзе французскім астраномам П'ерам-Сімонам Лапласам[27], аднак з часам былі выяўленыя неадпаведнасці разліковых і назіраных становішчаў планеты. У 1841 брытанец Джон Каўч Адамс першым выказаў здагадку, што памылкі ў разліках выкліканыя гравітацыйным уздзеяннем яшчэ не адкрытай планеты. У 1845 годзе французскі матэматык Урбэн Левер'е пачаў незалежную працу па вылічэнні элементаў арбіты Урана, а 23 верасня 1846 Ёхан Готфрыд Гале выявіў новую планету, пазней названую Нептунам, амаль на тым жа месцы, якое прадказаў Левер'е[44]. Перыяд кручэння Урана вакол сваёй восі складае 17 гадзін 14 хвілін. Аднак, як і на іншых планетах-гігантах, у верхніх слаях атмасферы Урана дзьмуць вельмі моцныя вятры ў кірунку кручэння, якія дасягаюць хуткасці 240 м/c. Такім чынам, каля 60 градусаў паўднёвай шыраты некаторыя бачныя атмасферныя дэталі робяць абарот вакол планеты ўсяго за 14 гадзін[45].

Нахіл восі кручэння

[правіць | правіць зыходнік]

Плоскасць экватара Урана нахілена да плоскасці яго арбіты пад вуглом 97,86° — гэта значыць планета круціцца рэтраграднаberu. Гэта прыводзіць да таго, што змена часоў года адбываецца зусім не так, як на іншых планетах Сонечнай сістэмы. Калі іншыя планеты можна параўнаць з ваўчкамі, то Уран больш падобны на мяч, які коціцца. Такое анамальнае кручэнне звычайна тлумачаць сутыкненнем Урана з вялікай планетазімаллю на раннім этапе яго фарміравання[46]. У моманты сонцастаяння адзін з полюсаў планеты аказваецца накіраваным на Сонца. Толькі ў вузкай палосцы каля экватара адбываецца хуткая змена дня і ночы; пры гэтым Сонца там размешчана вельмі нізка над гарызонтам — як у зямных палярных шыротах. Праз паўгода (ураніянскага) сітуацыя мяняецца на процілеглую: «палярны дзень» надыходзіць у іншым паўшар'і. Кожны полюс 42 зямныя гады знаходзіцца ў цемры — і яшчэ 42 гады пад святлом Сонца[47]. У моманты раўнадзенства Сонца стаіць «перад» экватарам Урана, што дае такую ж змену дня і ночы, як на іншых планетах. Чарговае раўнадзенства на Уране наступіла 7 снежня 2007 года[48][49].

Паўночнае паўшар'е Год Паўднёвае паўшар'е
Зімняе сонцастаянне 1902, 1986 Летняе сонцастаянне
Вясенняе раўнадзенства 1923, 2007 Асенняе раўнадзенства
Летняе сонцастаянне 1944, 2028 Зімняе сонцастаянне
Асенняе раўнадзенства 1965, 2049 Вясенняе раўнадзенства

Тлумачэнні незвычайнага нахілу восі кручэння Урана таксама пакуль застаюцца толькі гіпотэзамі, хоць звычайна лічыцца, што пры фарміраванні Сонечнай сістэмы протапланета памерам прыкладна з Зямлю ўрэзалася ва Уран і змяніла яго вось кручэння[50]. Многія навукоўцы не згодныя з дадзенай гіпотэзай, бо яна не можа растлумачыць, чаму ні адзін са спадарожнікаў Урана не валодае такой жа нахільнай арбітай. Была прапанавана гіпотэза, што вось вярчэння планеты за мільёны гадоў расхістаў буйны спадарожнік, пасля згублены[51].

Падчас першага наведвання Урана «Вояджэрам-2» у 1986 годзе паўднёвы полюс Урана быў павернуты да Сонца. Паводле азначэння, ухваленага Міжнародным астранамічным саюзам, паўднёвы полюс — той, які знаходзіцца з пэўнага боку плоскасці Сонечнай сістэмы (незалежна ад кірунку кручэння планеты)[52][53]. Часам выкарыстоўваюць іншае пагадненне, згодна з якім кірунак на поўнач вызначаецца зыходзячы з кірунку кручэння па правілу правай рукі[54]. Па такім азначэнні полюс, які асвячаўся Сонцам у 1986 годзе, не паўднёвы, а паўночны. Астраном Патрык Мурbeen пракаменціраваў гэтую праблему наступным лаканічным чынам: «Выбірайце любы»[55].

Бачнасць

[правіць | правіць зыходнік]

З 1995 па 2006 год бачная зорная велічыня Урана вагалася паміж +5,6m і +5,9m, г. зн. планета была бачная няўзброеным вокам на мяжы яго магчымасцей (прыблізна +6,0m)[8]). Вуглавы дыяметр планеты быў у прамежку паміж 3,4 і 3,7 вуглавымі секундамі (для параўнання: Сатурн: 16-20 вуглавых секунд, Юпітэр: 32-45 вуглавых секунд[8]). Пры чыстым цёмным небе Уран ў процістаянні бачны няўзброеным вокам, а з біноклем яго можна назіраць нават у гарадскіх умовах[56]. У вялікія аматарскія тэлескопы з дыяметрам аб'ектыва ад 15 да 23 см Уран бачны як бледна-блакітны дыск з відавочна выяўленым пацямненнем ля краю. У большыя тэлескопы з дыяметрам аб'ектыва больш за 25 см можна распазнаць воблакі і ўбачыць буйныя спадарожнікі (Тытанію і Аберон)[57].

Фізічныя характарыстыкі

[правіць | правіць зыходнік]

Унутраная структура

[правіць | правіць зыходнік]
Памеры Урана і Зямлі ў параўнанні
Унутраная будова Урана

Уран цяжэйшы за Зямлю ў 14,5 разоў, што робіць яго найменш масіўнай з планет-гігантаў Сонечнай сістэмы. Шчыльнасць Урана, роўная 1,270 г/см³, ставіць яго на другое (пасля Сатурна) месца сярод найменш шчыльных планет Сонечнай сістэмы[7]. Нягледзячы на тое, што радыус Урана трохі большы за радыус Нептуна, яго маса некалькі меншая[3], што сведчыць на карысць гіпотэзы, паводле якой ён складаецца ў асноўным з розных ільдоў — воднага, аміячнага і метанавага[9]. Іх маса, паводле розных ацэнак, складае ад 9,3 да 13,5 зямных мас[9][58]. Вадарод і гелій складаюць толькі малую частку ад агульнай масы (паміж 0,5 і 1,5 зямных мас[9]); астатняя доля (0,5 — 3,7 зямных мас[9]) прыпадае на горныя пароды (якія, як мяркуюць, складаюць ядро планеты).

Згодна са стандартнай мадэллю Урана мяркуюць, што Уран складаецца з трох частак: у цэнтры — каменнае ядро, у сярэдзіне — ледзяная абалонка, звонку — вадародна-геліевая атмасфера[9][59]. Ядро з’яўляецца адносна маленькім, з масай прыблізна ад 0,55 да 3,7 зямных мас і з радыусам ў 20 % ад радыуса ўсёй планеты. Мантыя (льды) складае большую частку планеты (60 % ад агульнага радыуса, да 13,5 зямных мас). Атмасфера пры масе, якая складае ўсяго 0,5 зямных мас (ці, па іншых ацэнках, 1,5 зямной масы), распасціраецца на 20 % радыуса Урана[9][59]. У цэнтры Урана шчыльнасць павінна павышацца да 9 г/см³, ціск павінен дасягаць 8 млн бараў (800 гПа) пры тэмпературы ў 5000 К[58][59]. Ледзяная абалонка фактычна не з’яўляецца ледзяной у агульнапрынятым сэнсе гэтага слова, бо складаецца з гарачай і шчыльнай вадкасці, якая з’яўляецца сумессю вады, аміяку і метану[9][59]. Гэтую вадкасць, якая валодае высокай электраправоднасцю, часам называюць «акіянам воднага аміяку»[60]. Састаў Урана і Нептуна моцна адрозніваецца ад саставу Юпітэра і Сатурна дзякуючы «льдам», якія пераважаюць над газамі, апраўдваючы аднясенне Урана і Нептуна ў катэгорыю ледзяных гігантаўberu.

Нягледзячы на тое, што апісаная вышэй мадэль найбольш распаўсюджаная, яна не з’яўляецца адзінай. На падставе назіранняў можна таксама пабудаваць і іншыя мадэлі — напрыклад, у выпадку калі істотная колькасць вадароднага і скальнага матэрыялу змешваецца ў ледзяной мантыі, то агульная маса льдоў будзе ніжэйшая, і адпаведна, поўная маса вадароду і скальнага матэрыялу — вышэйшая[58]. У цяперашні час даступныя дадзеныя не дазваляюць вызначыць, якая мадэль правільнейшая. Вадкая ўнутраная структура азначае, што ва Урана няма ніякай цвёрдай паверхні, бо газападобная атмасфера плаўна пераходзіць у вадкія слаі[9]. Аднак, дзеля зручнасці за «паверхню» было вырашана ўмоўна прыняць сплюшчаны сфероід, дзе ціск роўны аднаму бару. Экватарыяльны і палярны радыус гэтага прыплюснутага сфероіда складаюць 25559±4 і 24973±20 км. Далей у артыкуле гэтая велічыня і будзе прымацца за нулявы адлік для шкалы вышынь Урана[3].

Унутранае цяпло

[правіць | правіць зыходнік]

Унутранае цяпло Урана значна меншае, чым у іншых планет-гігантаў Сонечнай сістэмы[61][62]. Цеплавы паток планеты вельмі нізкі, і на сёння прычына гэтага невядома. Нептун, падобны з Уранам памерамі і складам, выпраменьвае ў космас у 2,61 разы больш цеплавой энергіі, чым атрымлівае ад Сонца[62]. У Урана ж лішак цеплавога выпраменьвання вельмі малы, калі наогул ёсць. Цеплавы паток ад Урана роўны 0,042 — 0,047 Вт/м², і гэтая велічыня меншая, чым у Зямлі (~0,075 Вт/м²)[63]. Вымярэнні ў далёкай інфрачырвонай частцы спектра паказалі, што Уран выпраменьвае толькі 1,06 ± 0,08 % энергіі ад той, што атрымлівае ад Сонца[10][63]. Самая нізкая тэмпература, зарэгістраваная ў трапапаўзе Урана, складае 49 К, што робіць планету самай халоднай з усіх планет Сонечнай сістэмы — нават халаднейшай за Нептун[10][63].

Існуюць дзве гіпотэзы, што спрабуюць растлумачыць гэты феномен. Першая з іх сцвярджае, што меркаванае сутыкненне протапланетыberu з Уранам падчас фарміравання Сонечнай сістэмы, якое выклікала вялікі нахіл яго восі кручэння, прывяло да рассейвання зыходнага цяпла[64]. Другая гіпотэза кажа, што ў верхніх слаях Урана ёсць нейкая праслойка, якая перашкаджае таму, каб цяпло ад ядра дасягала верхніх слаёў[9]. Напрыклад, калі суседнія слаі маюць розны састаў, для канвектыўнага пераносу цяпла ад ядра ўверх могуць узнікаць перашкоды[10][63].

Адсутнасць лішкавага цеплавога выпраменьвання планеты значна ўскладняе вызначэнне тэмпературы яе нетраў, аднак калі выказаць здагадку, што тэмпературныя ўмовы ўнутры Урана блізкія да характэрных для іншых планет-гігантаў, то там магчыма існаванне вадкай вады і, такім чынам, Уран можа ўваходзіць у лік планет Сонечнай сістэмы, дзе магчыма існаванне жыцця[65].

Атмасфера

[правіць | правіць зыходнік]

Хоць Уран і не мае цвёрдай паверхні ў звыклым разуменні гэтага слова, найбольш аддаленую ад цэнтра планеты частку газападобнай абалонкі прынята называць яго атмасферай[10]. Лічыцца, што атмасфера Урана пачынаецца на адлегласці ў 300 км ад знешняга слоя пры ціску ў 100 бараў і тэмпературы ў 320 K[66]. «Атмасферная карона» распасціраецца ад «паверхні» з ціскам у 1 бар на адлегласць, у 2 разы большую за радыус[67]. Атмасферу ўмоўна можна падзяліць на 3 часткі: трапасфера (-300 км — 50 км; ціск складае 100 — 0,1 бараў), стратасфера (50 — 4000 км; ціск складае 0,1 — 10−10 бараў) і тэрмасфера/атмасферная карона (4000 — 50000 км ад паверхні)[10]. Мезасфера ва Урана адсутнічае.

Састаў

[правіць | правіць зыходнік]

Састаў атмасферы Урана прыкметна адрозніваецца ад саставу астатніх частак планеты дзякуючы высокаму ўтрыманню гелію і малекулярнага вадароду[10]. Мольная доляbeen гелію (гэта значыць адносіна колькасці атамаў гелію да колькасці ўсіх атамаў і малекул) у верхняй трапасферы роўная 0,15 ± 0,03 і адпавядае масавай долі 0,26 ± 0,05[10][63][68]. Гэтае значэнне вельмі блізкае да протазорнай масавай долі гелію (0,275 ± 0,01)[69]. Гелій не лакалізаваны ў цэнтры планеты, што характэрна для іншых газавых гігантаў[10]. Трэці складнік атмасферы Урана — метан (CH4)[10]. Метан валодае добра бачнымі палосамі паглынання ў бачным і блізкім інфрачырвоным спектры. Ён складае 2,3 % па ліку малекул (на ўзроўні ціску ў 1,3 бара)[10][70][71]. Гэтыя суадносіны значна зніжаюцца з вышынёй з-за таго, што надзвычай нізкая тэмпература прымушае метан «вымярзаць»[72]. Прысутнасць метану, які паглынае святло чырвонай часткі спектра, надае планеце яе зялёна-блакітны колер[73]. Аб распаўсюджанасці менш лятучых злучэнняў, такіх як аміяк, вада і серавадарод, у глыбіні атмасферы вядома вельмі мала[10][74]. Акрамя таго, у верхніх слаях Урана выяўленыя сляды этану (C2H6), метылацэтылену (CH3C2H) і дыацэтылену (C2HC2H)[72][75][76]. Гэтыя вуглевадароды, як мяркуюць, з'яўляюцца прадуктам фатолізуberu метану сонечнай ультрафіялетавай радыяцыяй[77]. Спектраскапія таксама выявіла сляды вадзянога пару, угарнага і вуглякіслага газаў. Імаверна, яны трапляюць на Уран са знешніх крыніц (напрыклад, з камет, якія пралятаюць міма)[75][76][78].

Трапасфера

[правіць | правіць зыходнік]
Графік залежнасці ціску ад тэмпературы на Уране

Трапасфера — самая ніжняя і самая шчыльная частка атмасферы — характарызуецца памяншэннем тэмператур з вышынёй[10]. Тэмпература падае ад 320 К ў самым нізе трапасферы (на глыбіні ў 300 км) да 53 К на вышыні ў 50 км[66][71]. Тэмпература ў самай верхняй частцы трапасферы (трапапаўзе) можа мяняцца ад 57 да 49 К ў залежнасці ад шыраты[10][61]. Трапапаўза адказная за вялікую частку інфрачырвонага выпраменьвання (у далёкай інфрачырвонай частцы спектра) планеты і дазваляе вызначыць эфектыўную тэмпературуberu планеты (59,1 ± 0,3 K)[61][63]. Трапасфера валодае складанай будовай: меркавана, водныя аблокі могуць знаходзіцца ў прамежку ціску ад 50 да 100 бараў, аблокі гідрасульфіду амонію — у дыяпазоне 20-40 бараў, аблокі аміяку і серавадароду — у дыяпазоне 3-10 бараў. Метанавыя ж аблокі могуць размяшчацца ў прамежку паміж 1 і 2 барамі[10][66][70][79]. Трапасфера — вельмі дынамічная частка атмасферы, і ў ёй добра бачныя сезонныя змены, воблакі і моцныя вятры[62].

Верхняя частка атмасферы

[правіць | правіць зыходнік]

Пасля трапапаўзы пачынаецца стратасфера, дзе тэмпература не паніжаецца, а, наадварот, павялічваецца з вышынёй: з 53 К у трапапаўзе да 800—850 К у асноўнай частцы тэрмасферы[67]. Награванне стратасферы выклікана паглынаннем сонечнай інфрачырвонай і ўльтрафіялетавай радыяцыі метанам і іншымі вуглевадародамі, якія ўтвараюцца дзякуючы фатолізу метану[72][77]. Акрамя таго, награваецца таксама і тэрмасфера[80][81]. Вуглевадароды займаюць адносна нізкі слой ад 100 да 280 км у прамежку ад 10 да 0,1 мілібара і тэмпературныя межы паміж 75 і 170 К[72]. Найбольш распаўсюджаныя вуглевадароды — ацэтылен і этан — складаюць у гэтай вобласці 10−7 адносна вадароду, канцэнтрацыя якога тут блізкая да канцэнтрацыі метану і угарнага газу[72][75][78]. У больш цяжкіх вуглевадародаў, вуглякіслага газу і вадзяной пары гэтыя суадносіны яшчэ на тры парадкі ніжэйшыя[75]. Этан і ацэтылен кандэнсуюцца ў больш халоднай і нізкай частцы стратасферы і трапапаўзе, утвараючы туманы[77]. Аднак канцэнтрацыя вуглевадародаў вышэй гэтых туманаў значна меншая, чым на іншых планетах-гігантах[72][80].

Найбольш аддаленыя ад паверхні часткі атмасферы — тэрмасфера і карона — маюць тэмпературу ў 800—850 К[10][80], але прычыны такой тэмпературы пакуль незразумелыя. Ні сонечная ультрафіялетавая радыяцыя (ні блізкая, ні далёкая частка ультрафіялетавага спектра), ні палярныя ззянні не могуць забяспечыць патрэбную энергію (хоць нізкая эфектыўнасць ахалоджвання з-за адсутнасці вуглевадародаў у верхняй частцы стратасферы можа ўносіць свой уклад[67][80]). Акрамя малекулярнага вадароду, тэрмасфера змяшчае вялікую колькасць свабодных вадародных атамаў. Іх маленькая маса і вялікая тэмпература могуць дапамагчы растлумачыць, чаму тэрмасфера распасціраецца на 50 000 км (на два планетарныя радыусы)[67][80]. Гэтая працяглая карона — унікальная асаблівасць Урана[80]. Іменна яна з'яўляецца прычынай нізкага ўтрымання пылу ў яго кольцах[67]. Тэрмасфера Урана і верхні слой стратасферы ўтвараюць іанасферу[71], якая знаходзіцца на вышынях ад 2000 да 10000 км[71]. Іанасфера Урана шчыльнейшая, чым у Сатурна і Нептуна, магчыма, па прычыне нізкай канцэнтрацыі вуглевадародаў у верхняй стратасферы[80][82]. Іанасфера падтрымліваецца галоўным чынам сонечнай ультрафіялетавай радыяцыяй і яе шчыльнасць залежыць ад сонечнай актыўнасці[83]. Палярныя ззянні тут не настолькі частыя і істотныя, як на Юпітэры і Сатурне[80][84].

Кольцы Урана

[правіць | правіць зыходнік]
Асноўны артыкул: Кольцы Урана
Унутраныя кольцы Урана. Яркае вонкавае кальцо — ε, таксама бачныя восем іншых кольцаў
Схема кольцаў Урана

Ва Урана ёсць слаба выяўленая сістэма кольцаў, якая складаецца з вельмі цёмных часціц дыяметрам ад мікраметраў да долей метра[14]. Гэта — другая кальцавая сістэма, выяўленая ў Сонечнай сістэме (першай была сістэма кольцаў Сатурна)[85]. На дадзены момант ва Урана вядома 13 кольцаў, самым яркім з якіх з'яўляецца кальцо ε (эпсілон). Кольцы Урана, верагодна, вельмі маладыя — на гэта паказваюць прамежкі паміж імі, а таксама адрозненні ў іх празрыстасці. Гэта сведчыць аб тым, што кольцы не ўтварыліся разам з планетай. Магчыма, раней кольцы былі адным з спадарожнікаў Урана, які разбурыўся альбо пры сутыкненні з нейкім нябесным целам, альбо пад дзеяннем прыліўных сілberu[85][86].

У 1789 годзе Уільям Гершэль сцвярджаў, што бачыў кольцы, аднак гэты факт выглядае ненадзейным, бо яшчэ на працягу двух стагоддзяў пасля адкрыцця іншыя астраномы не маглі іх выявіць. Кальцавая сістэма Урана была пацверджана афіцыйна толькі 10 сакавіка 1977 года амерыканскімі навукоўцамі Джэймсам Л. Эліатам (James L. Elliot), Эдвардам В. Данем (Edward W. Dunham) і Дугласам Дж. Мінкам (Douglas J. Mink), якія выкарыстоўвалі бартавую абсерваторыю Койпераbeen. Адкрыццё было зроблена выпадкова — група першаадкрывальнікаў планавала правесці назіранні атмасферы Урана пры пакрыцці Уранам зоркі SAO 158687. Аднак, аналізуючы атрыманую інфармацыю, яны выявілі аслабленне зоркі яшчэ да яе пакрыцця Уранам, прычым адбылося гэта некалькі разоў запар. У выніку былі адкрыты 9 кольцаў Урана[87]. Калі ў наваколлі Урана прыбыў касмічны апарат «Вояджэр-2», пры дапамозе бартавой оптыкі ўдалося выявіць яшчэ 2 кальцы, тым самым павялічыўшы агульную колькасць вядомых кольцаў да 11[14]. У снежні 2005 года касмічны тэлескоп «Хабл» дазволіў адкрыць яшчэ 2 раней невядомыя кальцы. Яны аддаленыя на адлегласць у два разы большую, чым раней адкрытыя кольцы, і таму іх яшчэ часта называюць «знешняй сістэмай кольцаў Урана». Акрамя кольцаў, «Хабл» таксама дапамог адкрыць два раней невядомыя невялікія спадарожнікі, адзін з якіх (Маб) падзяляе сваю арбіту з самым вонкавым кальцом. З улікам апошніх двух кольцаў агульная колькасць кольцаў Урана даходзіць да 13[88]. У красавіку 2006 года выявы новых кольцаў, атрыманыя абсерваторыяй Кекаberu на Гавайскіх астравах, дазволілі адрозніць колеры знешніх кольцаў. Адно з іх было чырвоным, а іншае (самае знешняе) — сінім[89][90]. Мяркуюць, што сіні колер знешняга кальца абумоўлены тым, што яно складаецца з дробных часціц вадзянога лёду з паверхні Маб[89][91]. Унутраныя кольцы планеты выглядаюць шэрымі[89].

У работах першаадкрывальніка Урана Уільяма Гершэля першае ўпамінанне аб кольцах сустракаецца ў запісе ад 22 лютага 1789 года. У заўвагах да назіранняў ён адзначыў, што, на яго думку, ва Урана ёсць кольцы[92]. Гершэль таксама западозрыў іх чырвоны колер (што было пацверджана ў 2006 годзе назіраннямі абсерваторыі Кека для перадапошняга кальца). Нататкі Гершэля патрапілі ў Часопіс Каралеўскага таварыства у 1797 годзе. Аднак пасля, на працягу амаль двух стагоддзяў — з 1797 па 1979 год, — кольцы ў літаратуры не згадваюцца зусім, што, вядома, дае права падазраваць памылку навукоўца[93]. Тым не менш, досыць дакладныя апісанні ўбачанага Гершэлем не даюць падставы проста так скідаць з рахункаў яго назіранні[89].

Калі Зямля перасякае плоскасць кольцаў Урана, яны бачныя з рабра. Такое было, напрыклад, у 2007—2008 гадах.

Магнітасфера Урана

[правіць | правіць зыходнік]
Магнітасфера Урана, даследаваная Вояджэрам-2 ў 1986 годзе.

Да пачатку даследаванняў з дапамогай «Вояджэра-2» ніякіх вымярэнняў магнітнага поля Урана не праводзілася. Перад прыбыццём апарата к арбіце Урана ў 1986 годзе думалі, што поле будзе адпавядаць кірунку сонечнага ветру. У гэтым выпадку геамагнітныя полюсы павінны былі б супадаць з геаграфічнымі, якія ляжаць у плоскасці экліптыкі[94]. Вымярэнні «Вояджэра-2» дазволілі выявіць у Урана вельмі спецыфічнае магнітнае поле, якое не накіравана з геаметрычнага цэнтра планеты і нахілена на 59 градусаў адносна восі кручэння[94][95]. Фактычна магнітны дыполь зрушаны ад цэнтра планеты да паўднёвага полюса прыкладна на 1⁄3 ад радыуса планеты[94]. Гэтая незвычайная геаметрыя прыводзіць да вельмі асіметрычнага магнітнага поля, дзе напружанасць на паверхні ў паўднёвым паўшар'і можа складаць 0,1 Гауса, тады як у паўночным паўшар'і можа дасягаць 1,1 Гауса[94]. У сярэднім па планеце гэты паказчык роўны 0,23 Гауса[94] (для параўнання, магнітнае поле Зямлі аднолькавае ў абодвух паўшар'ях, і магнітны экватар прыкладна адпавядае «фізічнаму экватару»[95]). Дыпольны момант Урана пераўзыходзіць зямны ў 50 разоў[94][95]. Акрамя Урана, аналагічнае зрушанае і «нахіленае» магнітнае поле таксама назіраецца і ў Нептуна[95] — у сувязі з гэтым мяркуюць, што такая канфігурацыя з'яўляецца характэрнай для ледзяных гігантаў. Адна з тэорый тлумачыць гэту з'яву тою акалічнасцю, што магнітнае поле ў планет зямной групы і іншых планет-гігантаў генеруецца ў цэнтральным ядры, а магнітнае поле ў «ледзяных гігантаў» утвараецца на адносна малых глыбінях: напрыклад, у акіяне вадкага аміяку, у тонкай канвектыўнай абалонцы, што акружае вадкую ўнутраную частку, якая мае стабільную слаістую структуру[60][96].

Тым не менш, па агульнай будове магнітасферы Уран падобны з іншымі планетамі Сонечнай сістэмы. Ёсць галоўная ўдарная хваля, якая размешчана на адлегласці ад Урана ў 23 яго радыусах, і магнітапаўза (на адлегласці 18 радыусаў Урана). Ёсць развіты магнітны хвост і радыяцыйныя паясыberu[94][95][97]. У цэлым Уран па структуры магнітасферы адрозніваецца ад Юпітэра і больш нагадвае Сатурн[94][95]. Магнітны хвост Урана цягнецца за планетай на мільёны кіламетраў і кручэннем планеты скрыўлены «у штопар»[94][98]. Магнітасфера Урана ўтрымлівае зараджаныя часціцы: пратоны, электроны і невялікую колькасць H2+ іонаў[95][97]. Ніякія цяжэйшыя іоны пры даследаваннях выяўлены не былі. Многія з гэтых часціц, напэўна, бяруцца з гарачай тэрмасферы Урана[97]. Энергіі іонаў і электронаў могуць дасягаць 4 і 1,2 мегаэлектронвольтаў (МэВ) адпаведна[97]. Шчыльнасць нізкаэнергетычных іонаў (гэта значыць іонаў з энергіяй менш чым 0,001 МэВ) ва ўнутранай магнітасферы — каля 2 іонаў на кубічны сантыметр[99]. Важную ролю ў магнітасферы Урана адыгрываюць яго спадарожнікі, якія ўтвараюць вялікія поласці ў магнітным полі[97]. Паток часціц дастаткова высокі, каб выклікаць зацямненне паверхні спадарожнікаў за час парадку 100 000 гадоў[97]. Гэта можа быць прычынай цёмнай афарбоўкі спадарожнікаў і часціц кольцаў Урана[86]. На Уране добра развітыя палярныя ззянні, якія бачныя як яркія дугі вакол абодвух палярных полюсаў[80]. Аднак, у адрозненне ад Юпітэра, на Уране палярныя ззянні не значныя для энергетычнага балансу тэрмасферы[84].

Клімат

[правіць | правіць зыходнік]
Асноўны артыкул: Атмасфера Урана
Малюнак у натуральных колерах (злева) і на больш кароткіх хвалях (справа), якія дазваляюць адрозніць воблачныя палосы і атмасферны «капюшон» (здымак «Вояджэра-2»)

Атмасфера Урана — незвычайна спакойная у параўнанні з атмасферай іншых планет-гігантаў, нават у параўнанні з Нептунам, які падобны з Уранам і па саставе, і па памерах[62]. Калі «Вояджэр-2» прыблізіўся да Урана, то ўдалося заўважыць ўсяго 10 палосак аблокаў у бачнай частцы планеты[14][100]. Такі спакой у атмасферы можна растлумачыць надзвычай малым унутраным цяплом. Яно значна меншае, чым у іншых планет-гігантаў. Самая нізкая тэмпература, зарэгістраваная ў тропапаўзе Урана, складае 49 К (−224 °C), што робіць планету самай халоднай сярод планет Сонечнай сістэмы — нават халаднейшаю за больш аддаленыя ад Сонца Нептун і Плутон[10][63].

Атмасферныя ўтварэнні, воблакі і вятры

[правіць | правіць зыходнік]
Асноўны артыкул: Цёмная пляма Урана
Занальныя хуткасці аблокаў на Уране

Здымкі, зробленыя «Вояджэрам-2» ў 1986 годзе, паказалі, што бачнае паўднёвае паўшар'е Урана можна падзяліць на дзве вобласці: яркі «палярны капюшон» і менш яркія экватарыяльныя зоны[14]. Гэтыя зоны мяжуюць на шыраце −45°. Вузкая паласа ў прамежку паміж −45° і −50°, названая паўднёвым «кальцом», з'яўляецца самай прыкметнай асаблівасцю паўшар'я і бачнай паверхні наогул[14][101]. «Капюшон» і кальцо, як мяркуюць, размешчаны ў прамежку ціску ад 1,3 да 2 бараў і з'яўляюцца шчыльнымі аблокамі метану[102].

На жаль, «Вояджэр-2» наблізіўся да Урана падчас «Паўднёвага палярнага лета» і не змог зафіксаваць паўночны палярны круг. Аднак на пачатку XXI стагоддзя, калі паўночнае паўшар'е Урана ўдалося разгледзець праз касмічны тэлескоп «Хабл» і тэлескопы абсерваторыі Кека, ніякага «капюшона» або «кальца» у гэтай частцы планеты выяўлена не было[101]. Такім чынам, была адзначана чарговая асіметрыя ў будове Урана, асабліва яркага каля паўднёвага полюса і раўнамерна цёмнага у абласцях на поўнач ад «паўднёвага кальца»[101].

Акрамя буйнамаштабнай палоснай структуры атмасферы, «Вояджэр-2» адзначыў 10 маленькіх яркіх аблокаў, вялікая частка якіх была адзначана ў абсягу некалькіх градусаў на поўнач ад «паўднёвага кальца»[101]; ва ўсіх іншых адносінах Уран выглядаў «дынамічна мёртвай» планетай. Аднак у 1990-х гадах колькасць зарэгістраваных яркіх аблокаў значна вырасла, прычым вялікая іх частка была знойдзена ў паўночным паўшар'і планеты, якое ў гэты час стала бачным[62]. Першае тлумачэнне гэтага (светлыя аблокі лягчэй заўважыць у паўночным паўшар'і, чым у больш яркім паўднёвым) не пацвердзілася. Аблокі двух паўшар'яў адрозніваюцца па структуры[103]: паўночныя аблокі меншыя, больш яркія і больш выразныя[104]. Мяркуючы па ўсім, яны размешчаны на большай вышыні[104]. Час жыцця аблокаў бывае самы розны — некаторыя з заўважаных аблокаў не праіснавалі і некалькіх гадзін, у той час як мінімум адно з паўднёвых захавалася з моманту пралёту каля Урана «Вояджэра-2»[62][100]. Нядаўнія назіранні Нептуна і Урана паказалі, што паміж аблокамі гэтых планет ёсць і шмат падобнага[62]. Хоць надвор'е на Уране спакайнейшае, на ім, як і на Нептуне, былі адзначаны «цёмныя плямы» (атмасферныя віхры) — у 2006 годзе ўпершыню ў яго атмасферы быў заўважаны і сфатаграфаваны віхор[105].

Першы атмасферны віхор, заўважаны на Уране. Здымак атрыманы «Хаблам»

Адсочванне розных аблокаў дазволіла вызначыць занальныя вятры, што дзьмуць у верхняй трапасферы Урана[62]. На экватары вятры з'яўляюцца рэтраграднымі, г. зн. дзьмуць ў адваротным адносна кручэння планеты кірунку, і іх хуткасці (бо рух адваротны кручэнню) складаюць −100 і −50 м/с[62][101]. Хуткасці вятроў імкнуцца да нуля з павелічэннем адлегласці ад экватара аж да шыраты ± 20°, дзе ветру амаль няма. Вятры пачынаюць дзьмуць у кірунку кручэння планеты да самых полюсаў[62]. Хуткасці вятроў пачынаюць расці, дасягаючы свайго максімуму ў шыротах ± 60° і спадаючы практычна да нуля на полюсах[62]. Хуткасць ветру на шыраце ў −40° вагаецца ад 150 да 200 м/с, а далей назіранням перашкаджае «Паўднёвае кальцо», якое сваёй яркасцю зацяняе аблокі і не дазваляе вылічыць хуткасць ветру бліжэй да паўднёвага полюса. Найбольшая ж хуткасць ветру, заўважаная на планеце, была зарэгістравана на паўночным паўшар'і на шыраце +50° і складае больш чым 240 м/с[62][101][106].

Сезонныя змены

[правіць | правіць зыходнік]
Уран. 2005 год. Відаць «паўднёвае кальцо» і яркае воблачка на поўначы

На працягу кароткага перыяду з сакавіка па май 2004 года ў атмасферы Урана было заўважана больш актыўнае з'яўленне аблокаў, амаль як на Нептуне[104][107]. Назіранні зарэгістравалі хуткасць ветру да 229 м/с (824 км/г) і пастаянную навальніцу, названую «феерверкам чацвёртага ліпеня»[100]. 23 жніўня 2006 года Інстытут даследавання касмічнай прасторы (Боўлдэр, штат Каларада, ЗША) і Універсітэт Вісконсіна назіралі цёмную пляму на паверхні Урана, што дазволіла пашырыць веды аб змене пор года на гэтай планеце[105]. Чаму адбываецца такое павышэнне актыўнасці, дакладна невядома — магчыма, «экстрэмальны» нахіл восі Урана прыводзіць да «экстрэмальных» жа змен сезонаў[49][108]. Вызначэнне сезонных варыяцый Урана застаецца толькі справай часу, бо першыя якасныя звесткі пра яго атмасферу былі атрыманы менш чым 84 гады назад («ураніянскі год» доўжыцца 84 зямныя гады). Фотаметрыя, пачатая прыкладна палову ўраніянскага года назад (у 1950-я гады), паказала змяненні яркасці планеты ў двух дыяпазонах: з максімумамі, якія прыходзяцца на перыяды сонцастаянняў, і мінімумамі падчас раўнадзенстваў[109]. Падобная перыядычная варыяцыя была адзначана дзякуючы мікрахвалевымbeen вымярэнням трапасферы, пачатым у 1960-я гады[110]. Тэмпературныя вымярэнні стратасферы, праведзеныя ў 1970-я, таксама дазволілі выявіць максімумы падчас сонцастаяння (у прыватнасці, у 1986 годзе)[81]. Большасць гэтых змен, як мяркуецца, адбываецца з-за асіметрыі планеты[103].

Тым не менш, як паказваюць даследаванні, сезонныя змены на Уране не заўсёды залежаць ад фактараў, названых вышэй[108]. У перыяд свайго папярэдняга «паўночнага сонцастаяння» ў 1944 годзе ва Урана падняўся ўзровень яркасці ў вобласці паўночнага паўшар'я — гэта паказала, што яно не заўсёды было цьмяным[109]. Бачны, павернуты да Сонца полюс падчас сонцастаяння набірае яркасць і пасля раўнадзенства імкліва цямнее[108]. Дэталёвы аналіз візуальных і мікрахвалевых вымярэнняў паказаў, што павелічэнне яркасці не заўсёды адбываецца падчас сонцастаяння. Таксама адбываюцца змены ў мерыдыянным альбеда[108]. Нарэшце, у 1990-я гады, калі Уран пакінуў пункт сонцастаяння, дзякуючы касмічнаму тэлескопу «Хабл» удалося заўважыць, што паўднёвае паўшар'е пачало цямнець, а паўночнае — станавіцца ярчэй[102], у ім павялічвалася хуткасць вятроў і з'яўлялася больш аблокаў[100], але прасочвалася накіраванасць да праяснення[104]. Механізм, які кіруе сезоннымі зменамі, дагэтуль недастаткова вывучаны[108]. Каля летніх і зімніх сонцастаянняў абодва паўшар'і Урана знаходзяцца альбо пад сонечным святлом, альбо ў цемры адкрытага космасу. Праясненні асветленых сонцам участкаў, як мяркуюць, адбываюцца з-за лакальнага патаўшчэння туману і аблокаў метану ў слаях трапасферы[102]. Яркае кальцо на шыраце ў −45° таксама звязана з аблокамі метану[102]. Іншыя змены ў паўднёвай палярнай вобласці могуць тлумачыцца зменамі ў больш нізкіх слаях. Варыяцыі змены інтэнсіўнасці мікрахвалевага выпраменьвання з планеты, як відаць, выкліканыя зменамі ў глыбіннай трапасфернай цыркуляцыі, таму што тоўстыя палярныя воблакі і туманы могуць перашкодзіць канвекцыі[111]. Калі набліжаецца дзень асенняга раўнадзенства, рухаючыя сілы мяняюцца, і канвекцыя можа адбывацца зноў[100][111].

Фарміраванне Урана

[правіць | правіць зыходнік]

Маецца шмат аргументаў на карысць таго, што адрозненні паміж ледзянымі і газавымі гігантамі ўзніклі яшчэ пры фарміраванні Сонечнай сістэмы[112][113]. Як мяркуюць, Сонечная сістэма ўтварылася з гіганцкага шара, які складаўся з газу і пылу і вядомы як Протасонечная туманнасць. Потым шар згусціўся, і ўтварыўся дыск з Сонцам у цэнтры[112][113]. Большая частка вадароду з геліем пайшла на фарміраванне Сонца. А часціцы пылу сталі збірацца разам, каб пасля ўтварыць протапланеты[112][113]. Па меры росту планет некаторыя з іх абзавяліся дастаткова моцным гравітацыйным полем, каб сканцэнтраваць вакол сябе астаткавы газ. Яны працягвалі набіраць газ да таго часу, пакуль не дасягалі граніцы, і раслі па экспаненце. Ледзяным жа гігантам ўдалося набраць значна менш газу — усяго некалькі мас Зямлі. Такім чынам, іх маса не дасягала гэтай граніцы[112][113][114]. Сучасныя тэорыі фарміравання Сонечнай сістэмы маюць некаторыя цяжкасці ў тлумачэннях фарміравання Урана і Нептуна. Гэтыя планеты занадта буйныя для адлегласці, на якой яны знаходзяцца ад Сонца. Магчыма, раней яны былі бліжэй да Сонца, але потым нейкім чынам памянялі арбіты[112]. Зрэшты, новыя метады планетарнага мадэлявання паказваюць, што Уран і Нептун сапраўды маглі ўтварыцца на сваім цяперашнім месцы, і, такім чынам, іх сапраўдныя памеры згодна з гэтымі мадэлямі не з'яўляюцца перашкодай у тэорыі паходжання Сонечнай сістэмы[113].

Спадарожнікі Урана

[правіць | правіць зыходнік]
Асноўны артыкул: Спадарожнікі Урана
Найбольш буйныя спадарожнікі Урана. Злева направа: Міранда, Арыель, Умбрыэль, Тытанія, Аберон.

У сістэме Урана 27 натуральных спадарожнікаў[114], якія атрымалі ўласныя назвы, што выбраны па імёнах персанажаў твораў Уільяма Шэкспіра і Аляксандра Попа[59][115]. Можна вылучыць пяць асноўных самых буйных спадарожнікаў: гэта Міранда, Арыель, Умбрыэль, Тытанія і Аберон[59]. Спадарожнікавая сістэма Урана найменш масіўная сярод спадарожнікавых сістэм газавых гігантаў. Нават сумарная маса ўсіх гэтых пяці спадарожнікаў не складзе і палавіны масы Трытона, спадарожніка Нептуна[7]. Найбольшы са спадарожнікаў Урана, Тытанія, мае радыус усяго 788,9 км, што менш за палавіну радыуса Месяца, хоць і больш, чым у Рэі — другога па велічыні спадарожніка Сатурна. Ва ўсіх спадарожнікаў адносна нізкія альбеда — ад 0,20 ва Умбрыэля да 0,35 у Арыэля[14]. Спадарожнікі Урана складаюцца з лёду і горных парод у суадносінах прыкладна 50 на 50. Лёд можа ўключаць у сябе аміяк і вуглякіслы газ[86][116]. Сярод спадарожнікаў у Арыэля, мяркуючы па ўсім, самая маладая паверхня з найменшай колькасцю кратараў. Паверхня Умбрыэля, мяркуючы па ступені кратарызаванасці, хутчэй за ўсё, самая старая[14][86]. На Мірандзе маюцца каньёныberu да 20 кіламетраў глыбінёй, тэрасы і хаатычны ландшафт[14]. Адна з тэорый тлумачыць гэта тым, што некалі Міранда сутыкнулася з нейкім нябесным целам і развалілася на часткі, хоць потым «сабралася» сіламі прыцягнення зноў[86][117].

У 2024 годзе абвешчана аб адкрыцці 28-га спадарожніка Урана, які здзяйсняе поўны абарот вакол планеты за 680 дзён і мае дыяметр каля 8 км, што робіць яго самым малым са спадарожнікаў планет Сонечной сістэмы[118].

Даследаванне Урана

[правіць | правіць зыходнік]

Храналогія адкрыццяў

[правіць | правіць зыходнік]
Дата Адкрыццё Першаадкрывальнікі
13 сакавіка 1781 Уран Уільям Гершэль
11 студзеня 1787 Тытанія і Аберон Уільям Гершэль
22 лютага 1789 Гершэль упамінае пра кольцы Урана Уільям Гершэль
24 кастрычніка 1851 Арыель і Умбрыэль Уільям Ласел
16 лютага 1948 Міранда Койпер
10 сакавіка 1979 Сістема кольцаў Урана адкрыта групай даследчыкаў
30 снежня 1985 Пак Сінот і станцыя «Вояджэр-2»
3 студзеня 1986 Джульета і Порцыя Сінот і станцыя «Вояджэр-2»
9 студзеня 1986 Крэсіда Сінот і станцыя «Вояджэр-2»
13 студзеня 1986 Дэздэмона, Разалінда і Белінда Сінот і станцыя «Вояджэр-2»
18 студзеня 1986 Пердыта Каркошка і станцыя «Вояджэр-2»
20 студзеня 1986 Кардэлія і Афелія Тэрыл і станцыя «Вояджэр-2»
23 студзеня 1986 Б'янка Сміт і станцыя «Вояджэр-2»
6 верасня 1997 Калібан і Сікаракса адкрыты групай даследчыкаў
18 ліпеня 1999 Сетэбас, Стэфана і Праспера адкрыты групай даследчыкаў
13 жніўня 2001 Трынкула, Фердынанд і Францыска адкрыты групай даследчыкаў
25 жніўня 2003 Маб і Купідон Шауолтар і Лізёр
29 жніўня 2003 Маргарыта Шэпард, Джуіт
23 жніўня 2006 Цёмная пляма Урана Касмічны тэлескоп ім. Хабла і група даследчыкаў

Даследаванне аўтаматычнымі міжпланетнымі станцыямі

[правіць | правіць зыходнік]
Фота Урана, зробленае «Вояджэрам-2» падчас «адбыцця» да Нептуна

У 1986 годзе касмічны апарат НАСА «Вояджэр-2» па пралётнай траекторыі перасек арбіту Урана і прайшоў у 81 500 км ад паверхні планеты. Гэта адзінае ў гісторыі касманаўтыкі наведванне наваколляў Урана. «Вояджэр-2» стартаваў у 1977 годзе, да пралёту міма Урана правёў даследаванні Юпітэра і Сатурна (а пазней — і Нептуна). Апарат правёў вывучэнне структуры і складзе атмасферы Урана[71], выявіў 10 новых спадарожнікаў, вывучыў унікальныя ўмовы надвор'я, выкліканыя восевым нахілам у 97,77°, і даследаваў сістэму кольцаў[14][119]. Таксама было даследавана магнітнае поле і будова магнітасферы і, асабліва, «магнітнага хваста», створанага папярочным кручэннем. Былі выяўлены 2 новыя кальцы і сфатаграфаваны 5 самых буйных спадарожнікаў[14][86]. У цяперашні час НАСА плануе запуск апарата Uranus orbiter and probebeen у 2020-х гадах.

У прапанове, прадстаўленай Еўрапейскаму касмічнаму агенцтву групай са 168 навукоўцаў, апісваецца падарожжа да знешняй часткі Сонечнай сістэмы, у якім канчатковай мэтай з'яўляецца планета Уран[120]. Місія названа Uranus Pathfinder. Яна дазволіць вывучыць унікальны хімічны склад планеты, яе кольцы і спадарожнікі, а таксама раскрыць некалькі самых важных таямніц планеты. Гэтая місія, у сваю чаргу, будзе садзейнічаць павелічэнню нашых ведаў аб Сонечнай сістэме. Кіраўнік праекта расказаў, што матывацыяй да гэтай місіі з'яўляецца даследаванне гіганцкіх знешніх абласцей Сонечнай сістэмы, пра якія мы вельмі мала ведаем. У залежнасці ад памераў карабля, місія можа патрабаваць ад 8 да 15 гадоў, каб дасягнуць месца прызначэння. Каманда спадзяецца, што місія Uranus Pathfinder можа быць запушчана ў 2021 годзе[121].

Уран у культуры

[правіць | правіць зыходнік]
Асноўны артыкул: Уран у культуры

Ужо праз 3 гады пасля адкрыцця Уран стаў месцам дзеяння сатырычнага памфлета[122]. З тых часоў у сюжэтную лінію сваіх навукова-фантастычных твораў яго ўключалі Стэнлі Вейнбаўм, Рэмсі Кэмпбэл, Лары Нівен[123], Сяргей Паўлаў, Георгій Гурэвіч і іншыя[124]. Уран быў выбраны ў якасці месца дзеяння фільма «Падарожжа к сёмай планеце»[124], а таксама асобных эпізодаў серыялаў «Касмічны патруль»[125] і «Генеральны план далекаў» (эпізод тэлесерыяла «Доктар Хто»)[126]. Таксама планета згадваецца ў некалькіх коміксах, анімэ і камп'ютарных гульнях.

У астралогіі Уран (сімвал — ♅) лічыцца кіраўніком знака Вадалея[127].

Крыніцы

[правіць | правіць зыходнік]
  1. ↑ Seligman, Courtney. Rotation Period and Day Length. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 жніўня 2009.
  2. ↑ а б в г д е ё Williams, Dr. David R.. Uranus Fact Sheet. NASA (31 студзеня 2005). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 10 жніўня 2007.
  3. ↑ а б в г д е ё Seidelmann, P. Kenneth; et al. (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mech. Dyn. Astr. 90: 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. ISSN 0923-2958. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  4. ↑ а б в г д е Refers to the level of 1 bar atmospheric pressure
  5. ↑ Munsell, Kirk. NASA: Solar System Exploration: Planets: Uranus: Facts & Figures. NASA (14 мая 2007). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 жніўня 2007.
  6. ↑ Williams, Dr. David R.. Uranus Fact Sheet. NASA (31 студзеня 2005). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 жніўня 2007.
  7. ↑ а б в Jacobson, R.A. (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal. 103 (6): 2068–2078. doi:10.1086/116211. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  8. ↑ а б в Fred Espenak. Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006(недаступная спасылка). NASA (2005). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 14 чэрвеня 2007.
  9. ↑ а б в г д е ё ж з і Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). "Comparative model of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 43 (12): 1517–1522.
  10. ↑ а б в г д е ё ж з і к л м н о п р с т у Lunine, Jonathan. I. (1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31: 217–263. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.
  11. ↑ Образовательная Интернет программа MIRA, раздел об Уране. Monterey Institute for Research in Astronomy. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 27 жніўня 2007.
  12. ↑ Кравчук П. А. Рекорды природы (руск.). — Л.: Эрудит, 1993. — 216 с. — 60 000 экз. — ISBN 5-7707-2044-1.
  13. ↑ MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program. Monterey Institute for Research in Astronomy. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 27 жніўня 2007.
  14. ↑ а б в г д е ё ж з і к Smith, B.A.; et al. (1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science. 233: 97–102. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  15. ↑ Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.. Dynamics of cloud features on Uranus. SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022. Праверана 18 студзеня 2014.
  16. ↑ Dunkerson, Duane. Уран-обнаружение,описание. thespaceguy.com. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 17 красавіка 2007.
  17. ↑ а б в Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 5. — (The Solar System). — ISBN 0-8160-5197-6.
  18. ↑ Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, quoted in Ellis D. Miner, Uranus: The Planet, Rings and Satellites, New York, John Wiley and Sons, 1998 p. 8
  19. ↑ Культурное наследие города Бат. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 29 верасня 2007.
  20. ↑ William Herschel. "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: 492–501. {{cite journal}}: Невядомы параметр |Volume= ігнараваны (прапануецца |volume=) (даведка)
  21. ↑ Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23; quoted in Miner p. 8
  22. ↑ у межах 90 градусаў дугі ад гэтай зоркі
  23. ↑ RAS MSS Herschel W.2/1.2, 24, quoted in Miner p. 8
  24. ↑ Simon Schaffer Uranus and the Establishment of Herschel's Astronomy(англ.) // Journal for the History of Astronomy. — 1981. — Vol. 12. — P. 13. — Bibcode: 1981JHA....12...11S
  25. ↑ Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30; quoted in Miner p. 8
  26. ↑ RAS MSS Herschel W1 / 13.M, 14 quoted in Miner p. 8
  27. ↑ а б George Forbes. History of Astronomy (1909). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 7 жніўня 2007.
  28. ↑ Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781, quoted in Miner p. 11
  29. ↑ Miner p. 11
  30. ↑ а б J. L. E. Dreyer. The Scientific Papers of Sir William Herschel. — Royal Society and Royal Astronomical Society, 1912. — Vol. 1. — P. 100.
  31. ↑ а б Miner p. 12
  32. ↑ RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20, quoted in Miner p. 12
  33. ↑ "Voyager at Uranus". NASA JPL. 7 (85): 400–268. 1986. Архівавана з арыгінала 10 лютага 2006. Праверана 21 верасня 2014.
  34. ↑ а б в Francesca Herschel. The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus. The Observatory (1917). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 5 жніўня 2007.
  35. ↑ а б Mark Littmann. Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. — Courier Dover Publications, 2004. — P. 10–11. — ISBN 0-486-43602-0.
  36. ↑ Daugherty, Brian. Astronomy in Berlin(недаступная спасылка). Brian Daugherty. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 24 мая 2007.
  37. ↑ Query Results from the ADS Database. Smithsonian/NASA Astrophysics Data System (ADS). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 24 мая 2007.
  38. ↑ Friedrich Magnus Schwerd. "Opposition des Uranus 1821". Astronomische Nachrichten. 1: 18–21.
  39. ↑ Planet symbols(недаступная спасылка). NASA Solar System exploration. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 4 жніўня 2007.
  40. ↑ Sailormoon Terms and Information(недаступная спасылка). The Sailor Senshi Page. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 5 сакавіка 2006.
  41. ↑ "Asian Astronomy 101". Hamilton Amateur Astronomers. 4 (11). October 1997. Архівавана з арыгінала 18 кастрычніка 2012. Праверана 2007-08-05.
  42. ↑ Uranus/Earth Comparison
  43. ↑ Next Stop Uranus (1986). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 9 чэрвеня 2007.
  44. ↑ J J O'Connor and E F Robertson. Mathematical discovery of planets (1996). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 чэрвеня 2007.
  45. ↑ Peter J. Gierasch and Philip D. Nicholson. Uranus(недаступная спасылка). NASA World Book (2004). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 9 чэрвеня 2007.
  46. ↑ Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 9. — (The Solar System). — ISBN 0-8160-5197-6.
  47. ↑ Lawrence Sromovsky. Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus(недаступная спасылка). University of Wisconsin Madison (2006). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 9 чэрвеня 2007.
  48. ↑ Hammel, Heidi B. (September 5, 2006). "Uranus nears Equinox." (PDF). A report from the 2006 Pasadena Workshop. Архівавана з арыгінала (PDF) 2009-02-25. Праверана 2014-09-21. Архіўная копія(недаступная спасылка). Архівавана з першакрыніцы 25 лютага 2009. Праверана 21 верасня 2014.
  49. ↑ а б Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus. Science Daily. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 16 красавіка 2007.
  50. ↑ Jay T. Bergstralh, Ellis Miner, Mildred Matthews. Uranus. — 1991. — P. 485–486.
  51. ↑ Правда. Ru Наука и техника.
  52. ↑ Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000(недаступная спасылка). IAU (2000). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 чэрвеня 2007.
  53. ↑ Cartographic Standards (PDF). NASA. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 чэрвеня 2007.
  54. ↑ Coordinate Frames Used in MASL(недаступная спасылка) (2003). Архівавана з першакрыніцы 15 жніўня 2001. Праверана 13 чэрвеня 2007.
  55. ↑ Moore, Patrick (September). "Observing the green giant". Sky at Night Magazine: 47. Архівавана з арыгінала 5 мая 2008. Праверана 21 верасня 2014. {{cite journal}}: Праверце значэнне даты ў: |date= і |year= / |date= mismatch (даведка)
  56. ↑ NASA's Uranus fact sheet. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 чэрвеня 2007.
  57. ↑ Gary T. Nowak. Uranus: the Threshold Planet of 2006(недаступная спасылка) (2006). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 14 чэрвеня 2007.
  58. ↑ а б в Podolak, M.; Podolak, J.I.; Marley, M.S. (2000). "Further investigations of random models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 48: 143–151.
  59. ↑ а б в г д е Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (рэд.). "Introduction to Planetary Science". Springer Netherlands. doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_18. {{cite journal}}: Шаблон цытавання journal патрабуе |journal= (даведка); |chapter= ігнараваны (даведка)Папярэджанні CS1: розныя назвы: editors list (спасылка)
  60. ↑ а б Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (PDF). Geophysical Research Abstracts. 8: 05179. Архівавана з арыгінала (pdf) 5 лютага 2012. Праверана 21 верасня 2014.
  61. ↑ а б в Hanel, R.; et al. (1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science. 233: 70–74. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  62. ↑ а б в г д е ё ж з і к л Sromovsky, L.A.; Fry, P.M. (2005). "Dynamics of cloud features on Uranus". Icarus. 179: 459–483. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022.
  63. ↑ а б в г д е ё Pearl, J.C. (1990). "The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data". Icarus. 84: 12–28. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  64. ↑ David Hawksett (August). "Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?". Astronomy Now: 73. {{cite journal}}: Праверце значэнне даты ў: |date= і |year= / |date= mismatch (даведка)
  65. ↑ Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 18—20. — (The Solar System). — ISBN 0-8160-5197-6.
  66. ↑ а б в dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1991). "Possible Microwave Absorption in by H2S gas Uranus' and Neptune's Atmospheres" (PDF). Icarus. 91: 220–233. doi:10.1016/0019-1035(91)90020-T.
  67. ↑ а б в г д Herbert, Floyd; et al. (1987). "The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2" (PDF). J. of Geophys. Res. 92: 15, 093–15, 109. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  68. ↑ B. Conrath; et al. "The helium abundance of Uranus from Voyager measurements". Journal of Geophysical Research. 92: 15003–15010. {{cite journal}}: Невядомы параметр |yar= ігнараваны (даведка)
  69. ↑ Lodders, Katharin (2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements". The Astrophysical Journal. 591: 1220–1247. doi:10.1086/375492.
  70. ↑ а б Lindal, G.F.; et al. (1987). "The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2". J. of Geophys. Res. 92: 14, 987–15, 001. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  71. ↑ а б в г д Tyler, J.L.; et al. (1986). "Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites". Science. 233: 79–84. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  72. ↑ а б в г д е Bishop, J. (1990). "Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere" (PDF). Icarus. 88: 448–463. doi:10.1016/0019-1035(90)90094-P. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  73. ↑ Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 13. — (The Solar System). — ISBN 0-8160-5197-6.
  74. ↑ dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1989). "Uranius Deep Atmosphere Revealed" (PDF). Icarus. 82 (12): 288–313. doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7.
  75. ↑ а б в г Burgorf, Martin; et al. (2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy". Icarus. 184: 634–637. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.006. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  76. ↑ а б Encrenaz, Therese (2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planet. Space Sci. 51: 89–103. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9.
  77. ↑ а б в Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F. (1989). "Photochemistry of the Atmosphere of Uranus". The Astrophysical Journal. 346: 495–508. doi:10.1086/168031.
  78. ↑ а б Encrenaz, Th.; Lellouch, E.; Drossart, P. (2004). "First detection of CO in Uranus" (PDF). Astronomy&Astrophysics. 413: L5–L9. doi:10.1051/0004-6361:20034637. Праверана 2007-08-05.
  79. ↑ Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). "Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — a Case for Multiprobes". Space Sci. Rev. 116: 121–136. doi:10.1007/s11214-005-1951-5.
  80. ↑ а б в г д е ё ж з Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (1999). "Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 47: 1119–1139.
  81. ↑ а б Young, Leslie A.; et al. (2001). "Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation" (PDF). Icarus. 153: 236–247. doi:10.1006/icar.2001.6698. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  82. ↑ Trafton, L.M.; et al. (1999). "H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora". The Astrophysical Journal. 524: 1059–1023. doi:10.1086/307838. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  83. ↑ Encrenaz, Th. (2003). "The rotational temperature and column density of H+3 in Uranus" (PDF). Planetary and Space Sciences. 51: 1013–1016. doi:10.1016/S0032-0633(03)00132-6. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  84. ↑ а б Lam, Hoanh An (1997). "Variation in the H+3 emission from Uranus". The Astrophysical Journal. 474: L73–L76. doi:10.1086/310424. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  85. ↑ а б Esposito, L. W. (2002). "Planetary rings" (pdf). Reports On Progress In Physics. 65: 1741–1783.
  86. ↑ а б в г д е Voyager Uranus Science Summary. NASA/JPL (1988). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 9 чэрвеня 2007.
  87. ↑ J. L. Elliot, E. Dunham & D. Mink. The rings of Uranus. Cornell University (1977). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 9 чэрвеня 2007.
  88. ↑ NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus. Hubblesite (2005). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 9 чэрвеня 2007.
  89. ↑ а б в г dePater, Imke (2006). "New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring". Science. 312: 92–94. doi:10.1126/science.1125110. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  90. ↑ Sanders, Robert. Blue ring discovered around Uranus. UC Berkeley News (2006-04-06). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 3 кастрычніка 2006.
  91. ↑ Stephen Battersby. Blue ring of Uranus linked to sparkling ice. NewScientistSpace (2006). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 9 чэрвеня 2007.
  92. ↑ "Uranus rings 'were seen in 1700s'". BBC News. 19 красавіка 2007. Праверана 2007-04-19.
  93. ↑ Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century?. Physorg.com (2007). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 20 чэрвеня 2007.
  94. ↑ а б в г д е ё ж з Ness, Norman F.; et al. (1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science. 233: 85–89. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  95. ↑ а б в г д е ё Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres" (pdf). Rep. Prog. Phys. 56: 687–732.
  96. ↑ Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy (2004). "Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields" (PDF). Letters to Nature. 428: 151–153. doi:10.1038/nature02376. Архівавана з арыгінала (PDF) 7 жніўня 2007. Праверана 2007-08-05.
  97. ↑ а б в г д е Krimigis, S.M.; et al. (1986). "The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment". Science. 233: 97–102. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  98. ↑ Voyager: Uranus: Magnetosphere. NASA (2003). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 чэрвеня 2007.
  99. ↑ Bridge, H.S.; et al. (1986). "Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2". Science. 233: 89–93. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  100. ↑ а б в г д Emily Lakdawalla. No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics(недаступная спасылка). The Planetary Society (2004). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 чэрвеня 2007.
  101. ↑ а б в г д е Hammel, H.B.; et al. (2005). "Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features" (PDF). Icarus. 175: 534–545. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.012. Архівавана з арыгінала (pdf) 25 кастрычніка 2007. Праверана 21 верасня 2014. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  102. ↑ а б в г Rages, K.A.; Hammel, H.B.; Friedson, A.J. (2004). "Evidence for temporal change at Uranus' south pole". Icarus. 172: 548–554. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.009.
  103. ↑ а б Karkoschka, Erich (2001). "Uranus' Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters". Icarus. 151: 84–92. doi:10.1006/icar.2001.6599.
  104. ↑ а б в г Hammel, H.B.; et al. (2005). "New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a southern feature at 2.2 µm" (pdf). 175: 284–288. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.016. {{cite journal}}: Шаблон цытавання journal патрабуе |journal= (даведка); Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка); Невядомы параметр |journa= ігнараваны (даведка)(недаступная спасылка)
  105. ↑ а б Sromovsky, L.. Hubble Discovers a Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus (pdf). physorg.com. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 22 жніўня 2007.
  106. ↑ Hammel, H.B. (2001). "New Measurements of the Winds of Uranus". Icarus. 153: 229–235. doi:10.1006/icar.2001.6689. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  107. ↑ Devitt, Terry. Keck zooms in on the weird weather of Uranus(недаступная спасылка). University of Wisconsin-Madison (2004). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 24 снежня 2006.
  108. ↑ а б в г д Hammel, H.B.; Lockwood, G.W. (2007). "Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune". Icarus. 186: 291–301. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.027.
  109. ↑ а б Lockwood, G.W.; Jerzykiewicz, Mikołaj (2006). "Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004". Icarus. 180: 442–452. doi:10.1016/j.icarus.2005.09.009.
  110. ↑ Klein, M.J.; Hofstadter, M.D. (2006). "Long-term variations in the microwave brightness temperature of the Uranus atmosphere". Icarus. 184: 170–180. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.012.
  111. ↑ а б Hofstadter, Mark D.; Butler, Bryan J. (2003). "Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus". Icarus. 165: 168–180. doi:10.1016/S0019-1035(03)00174-X.
  112. ↑ а б в г д Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (1999). "The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System" (pdf). Nature. 402: 635–638. doi:10.1038/45185.
  113. ↑ а б в г д Brunini, Adrian; Fernandez, Julio A. (1999). "Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune". Plan. Space Sci. 47: 591–605. doi:10.1016/S0032-0633(98)00140-8.
  114. ↑ а б Sheppard, Scott S.; Jewitt, David; Kleyna, Jan (2006). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness" (PDF). The Astronomical Journal. 129: 518–525. doi:10.1086/426329.
  115. ↑ Uranus. nineplanets.org. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 3 ліпеня 2007.
  116. ↑ Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus. 185: 258–273. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005.
  117. ↑ Marzari, F.; et al. (1998). "Modelling the disruption and reaccumulation of Miranda" (PDF). Astron. Astrophys. 333: 1082–1091. doi:10.1051/0004-6361:20010803. Архівавана з арыгінала (pdf) 8 сакавіка 2008. Праверана 21 верасня 2014. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  118. ↑ Открытые в феврале спутники Урана и Нептуна станут последними среди крупных. TACC. Праверана 28 лютага 2024.
  119. ↑ Voyager: The Interstellar Mission: Uranus. JPL (2004). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 9 чэрвеня 2007.
  120. ↑ Uranus Pathfinder Exploring the Origins and Evolution of Ice Giant Planets. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 21 верасня 2014.
  121. ↑ Uranus Pathfinder: Mission to the Mysterious Ice Giant. news.discovery.com (25 студзеня 2011). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 21 верасня 2014.
  122. ↑ Everett Franklin Bleiler, Richard J. Bleiler. Science Fiction: The Early Years. — Kent State University Press, 1990. — P. 776. — 998 p. — ISBN 9780873384162.
  123. ↑ Brian Stableford. Uranus // Science Fact and Science Fiction. An Encyclopedia. — Routledge, Taylor & Francis Group, 2006. — P. 540-541. — 758 p. — ISBN 0‐415‐97460‐7.
  124. ↑ а б Павел Гремлёв Ледяные гиганты. Уран и Нептун в фантастике. — М.: Мир фантастики, 2011. — № 93.
  125. ↑ Charles S. Lassen Major Chuck's Space Patrol Radio Episode Log // Space Patrol: Missions of Daring in the Name of Early Television. — P. 405. — ISBN 9780786419111.
  126. ↑ Lance Parkin. Doctor Who: a history of the universe. — Doctor Who Books, 1996. — 273 p. — ISBN 9780426204718.
  127. ↑ Library. New York: Mitchell Beazley/Ballantine Book. 1972. p. 14.

Спасылкі

[правіць | правіць зыходнік]
Узята з "https://be.wikipedia.org/w/index.php?title=Уран_(планета)&oldid=4875461"