Планета Уран

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Уран
Uranus2.jpg
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 хуткасць (v)

6,81 км/с[2]

Сярэдняя анамалія (Mo)

142,955717°

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 хуткасць (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 англійскім астраномам Уільямам Гершэлем і названая ў гонар грэчаскага бога неба Урана, бацькі Кронасарымскай міфалогіі Сатурна) і, адпаведна, дзеда Зеўса (у рымлян — Юпітэр).

Уран стаў першай планетай, выяўленай у Новы час beuk і пры дапамозе тэлескопа[11]. Яго адкрыў Уільям Гершэль 13 сакавіка 1781 г.[12], тым самым упершыню з часоў антычнасці пашырыўшы межы Сонечнай сістэмы ў вачах чалавека. 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 планетарная 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 льдоў і горных парод.

Гэтак жа, як і ў іншых газавых гігантаў Сонечнай сістэмы, у Урана ёсць сістэма кольцаў і магнітасфера beru, а акрамя таго, 27 спадарожнікаў. Арыентацыя Урана ў прасторы адрозніваецца ад астатніх планет Сонечнай сістэмы — яго вось кручэння ляжыць як бы «на баку» адносна плоскасці абароту гэтай планеты вакол Сонца. У выніку, планета бывае павернутая 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 бачная «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 кропкі 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 Флемстыда beru, які назіраў яго ў 1690 годзе, па меншай меры, 6 разоў, і зарэгістраваў як зорку 34 у сузор'і Цяльца. З 1750 па 1769 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 ўдзельнічаў у назіраннях паралакса зорак, выкарыстоўваючы тэлескоп сваёй уласнай канструкцыі[18], і 13 сакавіка 1781 ўпершыню ўбачыў гэтую планету з саду свайго дома № 19 на Нью Кінг стрыт (горад Бат, графства Самерсет beru ў 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 памяняла становішча.

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

У першы раз я назіраў гэтую камету з павелічэннем ў 227 разоў. Мой вопыт паказвае, што дыяметр зорак, у адрозненне ад планет, не змяняецца прапарцыянальна пры выкарыстанні лінзаў 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 астранома beru Нэвіла Маскелайна been, 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 Лексель been 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 Бодэ bede апісаў аб'ект, адкрыты Гершэлем, як «рухомую зорку, якую можна лічыць падобнай планеце, якая абарочваецца па крузе 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 Гершэль сам паведаміў аб прызнанні гэтага факта прэзідэнту Каралеўскага таварыства Джозефу Банксу[30]:

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

За свае заслугі Гершэль быў узнагароджаны каралём Георгам III пажыццёвай стыпендыяй ў 200 фунтаў стэрлінгаў, пры ўмове, 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 ў лісце да Джозафа 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 beru, Апалонам або Мінервай. Пры абмеркаванні любога здарэння або характэрнай падзеі перш за ўсё мы разглядаем, калі менавіта яно адбылося. Калі ў будучыні хто-то задасца пытаннем, калі была выяўлена гэтая планета, добрым адказам на гэтае пытанне было б: «У валадаранне Георга III».

Французскі астраном Жазэф Лаланд прапанаваў назваць планету ў гонар яе першаадкрывальніка — «Гершэль»[34]. Прапаноўваліся і іншыя назвы: напрыклад, Кібела, па імені, якое ў антычнай міфалогіі насіла жонка бога Сатурна[17]. Нямецкі астраном Ёхан Бодэ beru 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 «Uranus symbol.svg», 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 Uranus's astrological symbol.svg, 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 рэтраградна beru, «лежачы на баку злёгку ўніз галавой». 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 вузкая палоска каля экватара адчувае хуткую змену 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 зямных года 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

Дзякуючы такому нахілу восі палярныя вобласці Урана атрымліваюць на працягу года больш энергіі ад Сонца, чым экватарыяльныя. Аднак на Уране цяплей у экватарыяльных раёнах, чым у палярных. Механізм, які выклікае такое пераразмеркаванне энергіі, пакуль застаецца невядомым.

Тлумачэнні незвычайнага становішча 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. Гэты полюс называецца «паўднёвым». 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 Мур been пракаментаваў гэтую праблему наступным лаканічным чынам: «Выбірайце любы»[55].

Бачнасць[правіць | правіць зыходнік]

З 1995 па 2006 год бачная зорная велічыня beru Урана вагалася паміж +5,6m і +5,9m, г. зн. планета была бачная няўзброеным вокам на граніцы 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 льдоў — 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).

Стандартная мадэль Урана мяркуе, 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 бар (800 гПа) пры тэмпературы ў 5000 К[58][59]. Ледзяная абалонка фактычна не з'яўляецца ледзяной ў 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]. Склад Урана і Нептуна моцна адрозніваецца ад складу Юпітэра і Сатурна дзякуючы «льдам», якія пераважаюць на газамі, апраўдваючы памяшчэнне Урана і Нептуна ў катэгорыю ледзяных гігантаў beru.

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 кручэння, дзе ціск роўны аднаму бару. Экватарыяльны і палярны радыус гэтага сплясканага 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 протапланеты beru з Уранам падчас фарміравання Сонечнай сістэмы, якое выклікала вялікі нахіл яго восі кручэння, прывяло рассейвання зыходнага цяпла[64]. Другая гіпотэза абвяшчае, 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 бар 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 бар), стратасфера (50 — 4000 км; ціск складае 0,1 — 10−10 бар) 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 доля been 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 фатолізу(руск.) бел. 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 тэмпературу beru планеты (59,1 ± 0,3 K)[61][63]. Трапасфера валодае складанай будовай: меркавана, водныя аблокі могуць знаходзіцца ў прамежку ціску ад 50 да 100 бар, аблокі гідрасульфіду амонію — у дыяпазоне 20-40 бар, аблокі аміяку і серавадароду — у дыяпазоне 3-10 бар. 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 мілібар 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 аносіны 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]

Унутраныя кольцы Урана. Яркае вонкавае кальцо — кольца 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 кольца 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 сіл beru[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. Эліётам (James L. Elliot), Эдвардам В. Данем (Edward W. Dunham) і Даглас Дж. Мінкам (Douglas J. Mink), якія выкарыстоўвалі бартавую абсерваторыю Койпера been. 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 было адкрыта 9 кольцаў Урана[87]. Калі ў наваколлі Урана прыбыў касмічны апарат «Вояджэр-2», пры дапамозе бартавой оптыкі ўдалося выявіць яшчэ 2 кольцы, тым самым павялічыўшы агульная колькасць вядомых кольцаў да 11[14]. У снежні 2005 года касмічны тэлескоп «Хабл» дазволіў адкрыць яшчэ 2 раней невядомыя кольцы. 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 кольцам. З улікам апошніх двух кольцаў агульная колькасць кольцаў Урана даходзіць да 13[88]. У красавіку 2006 года выявы новых кольцаў, атрыманыя абсерваторыяй Кека beru 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 кольца). Нататкі Гершэля патрапілі ў Часопіс Каралеўскага таварыства у 1797 годзе. Аднак пасля, на працягу амаль двух стагоддзяў — з 1797 па 1979, — 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 20072008 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 было вырашана, 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 13 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 Гаўса, тады як у паўночным паўшар'і можа дасягаць 1,1 Гаўса[94]. У сярэднім па планеце гэты паказчык роўны 0,23 Гаўса[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» ўтвараецца 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 паясы beru[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]. Магнітасфэра Урана ўтрымлівае зараджаныя часціцы: пратоны, электроны і невялікая колькасць H2+ іонаў[95][97]. Ніякіх цяжэйшых іонаў пры даследаваннях выяўлена не было. Многія з гэтых часціц напэўна бяруцца з гарачай тэрмасферы Урана[97]. Энергіі іонаў і электронаў могуць дасягаць 4 і 1,2 мегаэлектронвольт (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 развіты 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]

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 саставу, 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]

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 «кольцам», з'яўляецца самай прыкметнай асаблівасцю паўшар'я і бачнай паверхні наогул[14][101]. «Капюшон» і кольца, як мяркуюць, размешчаны ў прамежку ціску ад 1,3 да 2 бар 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 «кольца» 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 кольца»[101].

Акрамя буйнамаштабнай полосчатой структуры атмасферы, «Вояджэр-2» адзначыў 10 маленькіх яркіх аблокамі, вялікая частка якіх была адзначана ў галіне некалькіх градусаў на поўнач ад «паўднёвага кольца»[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 адрозіваюцца 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 зваротным 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 таму («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 мікрахвалевым been 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 паяўлялася больш аблокаў[100], але прасочвалася накіраванасць да праяснення[104]. Механізм, які кіруе сезоннымі зменамі, усё яшчэ 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 кольца 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 зарадзіліся 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]

Найбольш буйныя спадарожнікі Урана. Злева направа: Міранда, Арыель, Умбрыэль, Тытания, Аберон.

У сістэме Урана адкрыта 27 натуральных спадарожнікаў[114]. Назвы для іх выбраныя па імёнах персанажаў твораў Уільяма Шэкспіра і Аляксандра Попа[59][115]. Можна вылучыць пяць асноўных самых буйных спадарожнікаў: гэта Міранда, Арыэль, 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 паловы масы Трытона, спадарожніка Нептуна[7]. Найбольшы са спадарожнікаў Урана, Тытанія, мае радыус усяго 788,9 км, што менш за палову радыуса зямнога 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 каньёны beru 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].

Даследаванне Урана[правіць | правіць зыходнік]

Храналогия адкрыццяў[правіць | правіць зыходнік]

Дата Адкрыццё Першаадкрывачы
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 адкрыта групай даследчыкаў
18 ліпеня 1999 Сетэбас, Стэфана і Праспера адкрыта групай даследчыкаў
13 жніўня 2001 Трынкула, Фердынанд і Францыска адкрыта 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 саставу атмасферы Урана[71], выявіў 10 новых спадарожнікаў, вывучыў унікальныя ўмовы надвор'я, выкліканыя восевым нахілам у 97,77°, і даследаваў сістэму кольцаў[14][118]. Таксама было даследавана магнітнае поле і будова магнітасферы і, асабліва, «магнітнага хваста», створанага папярочным кручэннем. Было выяўлена 2 новыя кальцы і сфатаграфавана 5 самых буйных спадарожнікаў[14][86]. У цяперашні час НАСА плануе запуск апарата Uranus orbiter and probe been у 2020-х гадах.

У прапанове, прадстаўленай Еўрапейскаму касмічнаму агенцтву групай з 168 навукоўцаў, апісваецца падарожжа да знешняй часткі Сонечнай сістэмы, у якім канчатковай мэтай з'яўляецца планета Уран[119]. 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 заняць ад 8 да 15 гадоў, каб дасягнуць месца прызначэння. Каманда спадзяецца, што місія Uranus Pathfinder можа быць запушчана ў 2021 годзе[120].

Уран у культуры[правіць | правіць зыходнік]

Ужо праз 3 гады пасля адкрыцця Уран стаў месцам дзеяння сатырычнага памфлета[121]. З тых часоў у сюжэтную лінію сваіх навукова-фантастычных твораў яго ўключалі Стэнлі Вейнбаўм, Рэмсі Кэмпбэл, Лары Нівен[122], Сяргей Паўлаў, Георгій Гурэвіч і іншыя[123]. Уран быў выбраны ў якасці месца дзеяння фільма «Падарожжа к сёмай планеце»[123], а таксама асобных эпізодаў серыялаў «Касмічны патруль»[124] і «Генеральны план далёкаў» (эпізод тэлесерыяла «Доктар Хто»)[125]. Таксама планета згадваецца ў некалькіх коміксах, анімэ і камп'ютарных гульнях.

У астралогіі Уран (сімвал — Uranus's astrological symbol.svg) лічыцца кіраўніком знака Вадалея[126].

Заўвагі[правіць | правіць зыходнік]

  1. Seligman, Courtney Rotation Period and Day Length. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 жніўня 2009.
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 Williams, Dr. David R. Uranus Fact Sheet. NASA (January 31, 2005). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 10 жніўня 2007.
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; 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. http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1007/s10569-007-9072-y. 
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 Refers to the level of 1 bar atmospheric pressure
  5. Munsell, Kirk NASA: Solar System Exploration: Planets: Uranus: Facts & Figures. NASA (May 14, 2007). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 жніўня 2007.
  6. Williams, Dr. David R. Uranus Fact Sheet. NASA (January 31, 2005). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 жніўня 2007.
  7. 7,0 7,1 7,2 Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P. (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. http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103.2068J. 
  8. 8,0 8,1 8,2 Fred Espenak Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006. NASA (2005). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 14 чэрвеня 2007.
  9. 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 9,5 9,6 9,7 9,8 9,9 Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). "Comparative model of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 43 (12): 1517–1522. http://adsabs.harvard.edu/abs/1995P%26SS...43.1517P. 
  10. 10,00 10,01 10,02 10,03 10,04 10,05 10,06 10,07 10,08 10,09 10,10 10,11 10,12 10,13 10,14 10,15 10,16 10,17 10,18 10,19 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ARA%26A..31..217L. 
  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. Шаблон:РП
  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. 14,00 14,01 14,02 14,03 14,04 14,05 14,06 14,07 14,08 14,09 14,10 Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et al. (1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science 233: 97-102. http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...43S. 
  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. 17,0 17,1 17,2 Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System — New York: Chelsea House, 2006. — P. 5. — (The Solar System).
  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. http://adsabs.harvard.edu/abs/1781RSPT...71..492H. 
  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. — Шаблон:Bibcode
  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. 27,0 27,1 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. 30,0 30,1 J. L. E. Dreyer The Scientific Papers of Sir William Herschel — 1912 Vol. 1. — P. 100.
  31. 31,0 31,1 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. http://web.archive.org/web/20060210222142/http://vesuvius.jsc.nasa.gov/er/seh/hersc.html. 
  34. 34,0 34,1 34,2 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. 35,0 35,1 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. 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. NASA Solar System exploration. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 4 жніўня 2007.
  40. Sailormoon Terms and Information. 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. http://amateurastronomy.org/EH/Oct97.txt. Retrieved on 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. 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).
  47. Lawrence Sromovsky Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus. 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.". A report from the 2006 Pasadena Workshop. 
  49. 49,0 49,1 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. 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 (2003). Архівавана з першакрыніцы 15 жніўня 2001. Праверана 13 чэрвеня 2007.
  55. Moore, Patrick (September). "Observing the green giant". Sky at Night Magazine: 47. http://www.skyatnightmagazine.com/viewIssue.asp?id=625. 
  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 (2006). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 14 чэрвеня 2007.
  58. 58,0 58,1 58,2 Podolak, M.; Podolak, J.I.; Marley, M.S. (2000). "Further investigations of random models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 48: 143–151. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000P%26SS...48..143P. 
  59. 59,0 59,1 59,2 59,3 59,4 59,5 Шаблон:Harward reference
  60. 60,0 60,1 Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (pdf). Geophysical Research Abstracts 8: 05179. http://www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf. 
  61. 61,0 61,1 61,2 Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F.M.; et al. (1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science 233: 70–74. http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...70H. 
  62. 62,00 62,01 62,02 62,03 62,04 62,05 62,06 62,07 62,08 62,09 62,10 62,11 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..179..459S. 
  63. 63,0 63,1 63,2 63,3 63,4 63,5 63,6 Pearl, J.C.; Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A. (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. http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...84...12P. 
  64. David Hawksett (August). "Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?". Astronomy Now: 73. 
  65. Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System — New York: Chelsea House, 2006. — P. 18—20. — (The Solar System).
  66. 66,0 66,1 66,2 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. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1991_Microwave_Absorption.pdf. 
  67. 67,0 67,1 67,2 67,3 67,4 Herbert, Floyd; Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et al. (1987). "The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2" (PDF). J. of Geophys. Res. 92: 15,093-15,109. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1987_Upper_Atm_Uranus.pdf. 
  68. B. Conrath et al.. "The helium abundance of Uranus from Voyager measurements". Journal of Geophysical Research 92: 15003-15010. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9215003C. 
  69. Lodders, Katharin (2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements". The Astrophysical Journal 591: 1220–1247. doi:10.1086/375492. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591.1220L. 
  70. 70,0 70,1 Lindal, G.F.; Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; et al. (1987). "The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2". J. of Geophys. Res. 92: 14,987-15,001. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214987L. 
  71. 71,0 71,1 71,2 71,3 71,4 Tyler, J.L.; Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et al. (1986). "Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites". Science 233: 79–84. http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...79T. 
  72. 72,0 72,1 72,2 72,3 72,4 72,5 Bishop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P. (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. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1990_Reanalysis.pdf. 
  73. Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System — New York: Chelsea House, 2006. — P. 13. — (The Solar System).
  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. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Uranus_Deep_Atm.pdf. 
  75. 75,0 75,1 75,2 75,3 Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..184..634B. 
  76. 76,0 76,1 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003P%26SS...51...89E. 
  77. 77,0 77,1 77,2 Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F. (1989). "Photochemistry of the Atmosphere of Uranus". The Astrophysical Journal 346: 495–508. doi:10.1086/168031. http://adsabs.harvard.edu/abs/1989ApJ...346..495S. 
  78. 78,0 78,1 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. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2004_First_Detection.pdf. Retrieved on 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005SSRv..116..121A. 
  80. 80,0 80,1 80,2 80,3 80,4 80,5 80,6 80,7 80,8 Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (1999). "Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 47: 1119–1139. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999P%26SS...47.1119H. 
  81. 81,0 81,1 Young, Leslie A.; Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et al. (2001). "Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation" (PDF). Icarus 153: 236–247. doi:10.1006/icar.2001.6698. http://www.boulder.swri.edu/~layoung/eprint/ur149/Young2001Uranus.pdf. 
  82. Trafton, L.M.; Miller, S.; Geballe, T.R.; 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...524.1059T. 
  83. Encrenaz, Th.; Drossart, P.; Orton, G.; et.al (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. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2003_Rotational_Temperature.pdf. 
  84. 84,0 84,1 Lam, Hoanh An; Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et.al (1997). "Variation in the H+3 emission from Uranus". The Astrophysical Journal 474: L73-L76. doi:10.1086/310424. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ…474L..73L. 
  85. 85,0 85,1 Esposito, L. W. (2002). "Planetary rings" (pdf). Reports On Progress In Physics 65: 1741–1783. http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/65/12/201/r21201.pdf. 
  86. 86,0 86,1 86,2 86,3 86,4 86,5 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. 89,0 89,1 89,2 89,3 dePater, Imke; Hammel, Heidi B.; Gibbard, Seran G.; Showalter Mark R. (2006). "New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring". Science 312: 92-94. doi:10.1126/science.1125110. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Sci...312...92D. 
  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 19 красавіка 2007.
  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. 94,0 94,1 94,2 94,3 94,4 94,5 94,6 94,7 94,8 Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science 233: 85-89. http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...85N. 
  95. 95,0 95,1 95,2 95,3 95,4 95,5 95,6 Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres" (pdf). Rep. Prog. Phys. 56: 687-732. http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/56/6/001/rp930601.pdf. 
  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. http://mahi.ucsd.edu/johnson/ES130/stanley2004-nature.pdf. Retrieved on 2007-08-05. 
  97. 97,0 97,1 97,2 97,3 97,4 97,5 Krimigis, S.M.; Armstrong, T.P.; Axford, W.I.; et al. (1986). "The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment". Science 233: 97-102. http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...97K. 
  98. Voyager: Uranus: Magnetosphere. NASA (2003). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 чэрвеня 2007.
  99. Bridge, H.S.; Belcher, J.W.; Coppi, B.; et al. (1986). "Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2". Science 233: 89-93. http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...89B. 
  100. 100,0 100,1 100,2 100,3 100,4 Emily Lakdawalla No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics. The Planetary Society (2004). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 13 чэрвеня 2007.
  101. 101,0 101,1 101,2 101,3 101,4 101,5 Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.; 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. http://www.llnl.gov/tid/lof/documents/pdf/316112.pdf. 
  102. 102,0 102,1 102,2 102,3 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..172..548R. 
  103. 103,0 103,1 Karkoschka, Erich (2001). "Uranus’ Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters". Icarus 151: 84–92. doi:10.1006/icar.2001.6599. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..151...84K. 
  104. 104,0 104,1 104,2 104,3 Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.G.; et al. (2005) (pdf). New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a southern feature at 2.2 µm. 175. pp. 284–288. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.016. http://www.llnl.gov/tid/lof/documents/pdf/aehfypdf. 
  105. 105,0 105,1 Sromovsky, L.; Fry, P.;Hammel, H.;Rages, K 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.; Rages, K.; Lockwood, G.W.; et.al. (2001). "New Measurements of the Winds of Uranus". Icarus 153: 229–235. doi:10.1006/icar.2001.6689. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..153..229H. 
  107. Devitt, Terry Keck zooms in on the weird weather of Uranus. University of Wisconsin-Madison (2004). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 24 снежня 2006.
  108. 108,0 108,1 108,2 108,3 108,4 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Icar..186..291H. 
  109. 109,0 109,1 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..180..442L. 
  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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..184..170K. 
  111. 111,0 111,1 Hofstadter, Mark D.; and Butler, Bryan J. (2003). "Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus". Icarus 165: 168–180. doi:10.1016/S0019-1035(03)00174-X. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..165..168H. 
  112. 112,0 112,1 112,2 112,3 112,4 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. http://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/un-scat_nature.pdf. 
  113. 113,0 113,1 113,2 113,3 113,4 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999P%26SS...47..591B. 
  114. 114,0 114,1 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. http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0410/0410059v1.pdf. 
  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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..258H. 
  117. Marzari, F.; Dotto, E.; Davis, D.R; et al. (1998). "Modelling the disruption and reaccumulation of Miranda" (pdf). Astron. Astrophys. 333: 1082-1091. doi:10.1051/0004-6361:20010803. http://aa.springer.de/papers/8333003/2301082.pdf. 
  118. Voyager: The Interstellar Mission: Uranus. JPL (2004). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 9 чэрвеня 2007.
  119. Uranus Pathfinder Exploring the Origins and Evolution of Ice Giant Planets. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011.
  120. Uranus Pathfinder: Mission to the Mysterious Ice Giant. news.discovery.com (25.01.2011). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011.
  121. Everett Franklin Bleiler, Richard J. Bleiler Science Fiction: The Early Years — Kent State University Press, 1990. — P. 776. — 998 p. — ISBN 9780873384162.
  122. 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.
  123. 123,0 123,1 Павел Гремлёв Ледяные гиганты. Уран и Нептун в фантастике. — М.: Мир фантастики, 2011. — № 93.
  124. 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.
  125. Lance Parkin Doctor Who: a history of the universe — Doctor Who Books, 1996. — 273 p. — ISBN 9780426204718.
  126. Library. New York: Mitchell Beazley/Ballantine Book. 1972. p. 14.

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]