Uranus (planeta)

Uranus este planeta sistemului solar , a șaptea ca distanță de Soare , a treia ca diametru și a patra ca masă. A fost descoperit în 1781 de astronomul englez William Herschel și numit după zeul grec al cerului Uranus .

Uranus a devenit prima planetă descoperită în timpurile moderne și cu ajutorul telescopului [11] . A fost descoperit de William Herschel la 13 martie 1781 [12] , extinzând astfel, pentru prima dată din antichitate , granițele sistemului solar în ochii omului. În ciuda faptului că Uranus este uneori vizibil cu ochiul liber, observatorii anteriori l-au confundat cu o stea slabă [13] .

Spre deosebire de giganții gazosi - Saturn și Jupiter , constând în principal din hidrogen și heliu , în intestinele lui Uranus și similar cu Neptun nu există hidrogen metalic , dar există multă gheață în modificările sale la temperatură ridicată. Din acest motiv, experții au identificat aceste două planete într-o categorie separată de „ giganți de gheață ”. Baza atmosferei lui Uranus este hidrogenul și heliul . În plus, în el au fost găsite urme de metan și alte hidrocarburi, precum și nori de gheață, amoniac solid și hidrogen . Este cea mai rece atmosferă planetară din sistemul solar , cu o temperatură minimă de 49 K (−224 ° C ). Se crede că Uranus are o structură complexă stratificată de nori, unde apa este stratul de jos, iar metanul este cel de sus [10] . Intestinele lui Uranus constau in principal din gheata si roci .

La fel ca giganții gazosi ai sistemului solar, Uranus are un sistem de inele și o magnetosferă și, în plus, 27 de sateliți . Orientarea lui Uranus în spațiu diferă de restul planetelor sistemului solar - axa lui de rotație se află, așa cum ar fi, „pe partea sa” în raport cu planul de revoluție al acestei planete în jurul Soarelui . Ca urmare, planeta este întorsă spre Soare alternativ cu polul nord, apoi sudul, apoi ecuatorul, apoi latitudinile mijlocii.

În 1986, nava spațială americană Voyager 2 a transmis imagini de prim-plan ale lui Uranus pe Pământ. Ele arată o planetă „ineexpresivă” în spectrul vizibil fără benzi de nori și furtuni atmosferice, caracteristice altor planete gigantice [14] . Cu toate acestea, în prezent, observațiile de la sol au putut discerne semne ale schimbărilor sezoniere și o creștere a activității meteorologice pe planetă, cauzată de apropierea lui Uranus de echinocțiul său. Viteza vântului pe Uranus poate atinge 250 m/s (900 km/h) [15] .

Descoperirea planetei

Oamenii l-au observat pe Uranus înainte de William Herschel , dar de obicei îl confundă cu o stea . Cele mai vechi dovezi documentate ale acestui fapt ar trebui considerate înregistrările astronomului englez John Flamsteed , care a observat-o de cel puțin 6 ori în 1690 și a înregistrat-o ca steaua 34 în constelația Taurului . Din 1750 până în 1769 astronomul francez Pierre Charles Le Monier a observat Uranus de 12 ori [16] . În total, Uranus a fost observat de 21 de ori înainte de 1781 [17] .

În timpul descoperirii, Herschel a participat la observațiile paralaxei stelelor folosind un telescop de design propriu [18] , iar pe 13 martie 1781, a văzut pentru prima dată această planetă din grădina casei sale de la 19 New King Street ( Bath , Somerset , Marea Britanie ) [19] [20] , făcând următoarea intrare în jurnalul său [21] :

În quartila de lângă ζ Taur... Sau o stea nebuloasă, sau poate o cometă.

Text original (engleză)[ arataascunde] În quartila de lângă ζ Tauri... fie stea nebuloasă, fie poate o cometă.

Pe 17 martie, a apărut o altă intrare în jurnal [21] :

Căutam o cometă sau o stea nebulară și s-a dovedit a fi o cometă pentru că și-a schimbat poziția.

Text original (engleză)[ arataascunde] Am căutat Cometa sau Steaua Nebuloasă și am descoperit că este o Cometă, pentru că și-a schimbat locul.

Pe 22 martie, scrisoarea sa către Sir William Watson a fost citită pentru prima dată la Royal Society [22] . Au urmat alte trei scrisori (29 martie, 5 aprilie și 26 aprilie), în care el, continuând să menționeze că a descoperit o cometă , a comparat obiectul nou descoperit cu planete [23] :

Pentru prima dată am observat această cometă cu o mărire de 227 de ori. Experiența mea este că diametrul stelelor, spre deosebire de planete, nu se schimbă proporțional atunci când se folosesc lentile cu o putere mai mare de mărire; așa că am folosit lentile la o mărire de 460 și 932 și am constatat că dimensiunea cometei a crescut proporțional cu modificarea puterii de mărire optică, sugerând că nu era o stea, deoarece dimensiunile stelelor luate pentru comparație nu s-au schimbat. . Mai mult, la o mărire mai mare decât ar permite luminozitatea ei, cometa a devenit neclară, greu de văzut, în timp ce stelele au rămas strălucitoare și clare - așa cum știam din miile de observații pe care le făcusem. Observațiile repetate mi-au confirmat presupunerile: într-adevăr era o cometă.

Text original (engleză)[ arataascunde] Puterea pe care o aveam când am văzut prima dată cometa era de 227. Din experiență știu că diametrele stelelor fixe nu sunt mărite proporțional cu puteri mai mari, așa cum sunt planetele; prin urmare, acum am pus puterile la 460 și 932 și am constatat că diametrul cometei a crescut proporțional cu puterea, așa cum ar trebui să fie, în ipoteza că nu este o stea fixă, în timp ce diametrele stelelor la pe care le-am comparat nu au fost mărite în același raport. Cometa fiind mărită cu mult dincolo de ceea ce ar admite și lumina ei, părea neclară și prost definită cu aceste mari puteri, în timp ce stelele păstrau acel luciu și distincția pe care, din multe mii de observații, știam că le vor păstra. Continuarea a arătat că presupunerile mele au fost bine întemeiate, aceasta dovedindu-se a fi cometa pe care am observat-o în ultimul timp.

Pe 23 aprilie, Herschel a primit un răspuns de la astronomul Royal Nevil Maskelyne , care suna după cum urmează [24] :

Nu știu cum să-i spun. Poate fi fie o planetă obișnuită care se rotește în jurul Soarelui pe o orbită aproape circulară, fie o cometă care se mișcă de-a lungul unei elipse foarte alungite. Nu am văzut încă un cap sau o coadă de cometă.

Text original (engleză)[ arataascunde] Nu știu cum să-i spun. Este la fel de probabil să fie o planetă obișnuită care se mișcă pe o orbită aproape circulară față de soare, precum o cometă care se mișcă într-o elipsă foarte excentrică. Încă nu am văzut nicio comă sau coadă.

În timp ce Herschel încă descria cu atenție obiectul ca pe o cometă, alți astronomi au bănuit că este un alt obiect. Astronomul rus Andrei Ivanovici Leksel a descoperit că distanța de la Pământ la obiect depășește distanța de la Pământ la Soare (unitate astronomică) de 18 ori și a remarcat că nu există o singură cometă cu o distanță perihelică de mai mult de 4 unități astronomice. (în prezent sunt cunoscute astfel de obiecte) [ 25] . Astronomul berlinez Johann Bode a descris obiectul descoperit de Herschel ca fiind „o stea în mișcare, care poate fi considerată ca o planetă, care se învârte în afara orbitei lui Saturn” [26] , și a concluzionat că această orbită seamănă mai mult cu una planetară decât cu una cometă. [27] . Curând a devenit evident că obiectul era într-adevăr o planetă. În 1783, Herschel însuși a raportat recunoașterea acestui fapt președintelui Societății Regale, Joseph Banks [28] :

Observațiile celor mai eminenți astronomi ai Europei au dovedit că cometa, pe care am avut onoarea să le subliniez în martie 1781, este o planetă din sistemul nostru solar .

Text original (engleză)[ arataascunde] Prin observarea celor mai eminenți astronomi din Europa, reiese că noua stea, pe care am avut onoarea să le subliniez în martie 1781, este o planetă primară a sistemului nostru solar.

Pentru serviciile sale, Herschel a primit o bursă pe viață de 200 de lire sterline de către regele George al III-lea , cu condiția să se mute la Windsor , astfel încât familia regală să poată privi prin telescoapele sale [29] .

Titlu

Nevil Maskelyne i-a scris o scrisoare lui Herschel cerându-i să facă o favoare comunității astronomice denumind o planetă a cărei descoperire s-a datorat în întregime acestui astronom [30] . Herschel a răspuns sugerând ca planeta să fie numită „Georgium Sidus” (în latină „Steaua lui George”) sau Planeta George, după regele George al III-lea [31] . El și-a justificat decizia într-o scrisoare către Joseph Banks [28] :

În antichitatea glorioasă, planetelor au primit numele de Mercur, Venus, Marte, Jupiter și Saturn în onoarea eroilor și zeităților mitice. În timpul nostru filosofic iluminat, ar fi ciudat să ne întoarcem la această tradiție și să numim corpul ceresc nou descoperit Juno , Pallas , Apollo sau Minerva . Când discutăm despre orice incident sau eveniment remarcabil, primul lucru pe care îl luăm în considerare este când anume s-a întâmplat. Dacă pe viitor ne întrebăm când a fost descoperită această planetă, un răspuns bun la această întrebare ar fi: „În domnia lui George al III-lea”.

Text original (engleză)[ arataascunde] În epocile fabuloase ale timpurilor străvechi, denumirile de Mercur, Venus, Marte, Jupiter și Saturn au fost date planetelor, ca fiind numele principalelor lor eroi și divinități. În epoca actuală mai filozofică, cu greu ar fi permis să recurgem la aceeași metodă și să o numim Juno, Pallas, Apollo sau Minerva, pentru un nume noului nostru corp ceresc. Prima considerație a oricărui eveniment anume, sau incident remarcabil, pare să fie cronologia acestuia: dacă într-o epocă viitoare ar trebui să fie întrebat, când a fost descoperită ultima planetă găsită? Ar fi un răspuns foarte satisfăcător să spunem: „În domnia regelui George al treilea”.

Astronomul francez Joseph Lalande și-a propus să dea nume planetei în onoarea descoperitorului ei - „Herschel” [32] . Au fost propuse și alte nume: de exemplu, Cybele , după numele care în mitologia antică era soția zeului Saturn [17] . Astronomul german Johann Bode a fost primul om de știință care a înaintat o propunere de a numi planeta Uranus, în onoarea zeului cerului din panteonul grec. El a motivat acest lucru prin faptul că „întrucât Saturn a fost tatăl lui Jupiter, noua planetă ar trebui să poarte numele tatălui lui Saturn” [29] [33] [34] . Cel mai vechi nume oficial pentru planeta Uranus se găsește într-o lucrare științifică din 1823 , deja la un an după moartea lui Herschel [35] [36] . Fostul nume „Georgium Sidus” sau „George” nu mai era obișnuit, deși era folosit în Marea Britanie de aproape 70 de ani [17] . În cele din urmă, planeta a început să se numească Uranus abia după ce editura Almanahului Nautic al Majestății Sale „HM Nautical Almanac Office” în 1850 și-a fixat însăși acest nume în listele sale [33] .

Uranus este singura planetă mare al cărei nume nu provine din mitologia romană , ci din mitologia greacă . Un adjectiv derivat din cuvântul „Uranus” este cuvântul „Uranian”. Simbolul astronomic „ ” pentru Uranus este un hibrid al simbolurilor pentru Marte și Soare . Motivul pentru aceasta este că în mitologia greacă antică, Uranus-cerul este în puterea combinată a Soarelui și Marte [37] . Simbolul astrologic al lui Uranus propus de Lalande în 1784, Lalande însuși a explicat într-o scrisoare către Herschel după cum urmează [32] :

Acesta este un glob acoperit cu prima literă a numelui tău.

Textul original (fr.)[ arataascunde] un glob surmonté par la première lettre de votre nom [32] .

În chineză , japoneză , vietnameză și coreeană , numele planetei este tradus literal ca „Steaua/Planeta Regelui Ceresc” [38] [39] .

Orbită și rotație

Distanța medie a planetei față de Soare este de 19,1914 UA. (2,8 miliarde km). Perioada de revoluție completă a lui Uranus în jurul Soarelui este de 84 de ani pământeni . Distanța dintre Uranus și Pământ variază de la 2,6 la 3,15 miliarde km [40] . Semi-axa majoră a orbitei este de 19,229 UA. , sau aproximativ 3 miliarde km. Intensitatea radiației solare la o astfel de distanță este de 1/400 din valoarea de pe orbita Pământului [41] . Pentru prima dată , elementele orbitei lui Uranus au fost calculate în 1783 de astronomul francez Pierre-Simon Laplace [25] , dar de-a lungul timpului au fost dezvăluite neconcordanțe în pozițiile calculate și observate ale planetei. În 1841, britanicul John Couch Adams a fost primul care a sugerat că erorile de calcul au fost cauzate de influența gravitațională a unei planete nedescoperite. În 1845, matematicianul francez Urbain Le Verrier a început munca independentă pentru calcularea elementelor orbitei lui Uranus, iar la 23 septembrie 1846, Johann Gottfried Galle a descoperit o nouă planetă, numită ulterior Neptun , aproape în același loc prezis de Le Verrier. [42] . Perioada de rotație a lui Uranus în jurul axei sale este de 17 ore și 14 minute. Totuși, ca și pe alte planete gigantice, în atmosfera superioară a lui Uranus bat vânturi foarte puternice în sensul de rotație, atingând viteze de 240 m/s. Astfel, aproape de 60° latitudine sudică, unele caracteristici atmosferice vizibile fac o orbită în jurul planetei în doar 14 ore [43] .

Înclinarea axei de rotație

Planul ecuatorial al lui Uranus este înclinat față de planul orbitei sale la un unghi de 97,86 ° - adică planeta se rotește retrograd , „întinsă pe o parte ușor cu susul în jos”. Acest lucru duce la faptul că schimbarea anotimpurilor are loc într-un mod complet diferit decât pe alte planete ale sistemului solar. Dacă alte planete pot fi comparate cu blat, atunci Uranus este mai mult ca o minge care se rostogolește. O astfel de rotație anormală se explică de obicei prin ciocnirea lui Uranus cu un planetezimal mare într-un stadiu incipient al formării sale [44] . În momentele solstițiilor , unul dintre polii planetei este îndreptat spre Soare. Doar o fâșie îngustă din apropierea ecuatorului experimentează o schimbare rapidă a zilei și a nopții; în același timp, Soarele este situat acolo foarte jos deasupra orizontului - ca în latitudinile polare ale pământului. După o jumătate de an (uraniană) situația se schimbă în sens invers: „ziua polară” vine în emisfera cealaltă. Fiecare pol de 42 de ani Pământului este în întuneric - și alți 42 de ani sub lumina Soarelui [45] . În momentele echinocțiului , Soarele stă „în fața” ecuatorului lui Uranus, ceea ce dă aceeași schimbare de zi și noapte ca pe alte planete. Următorul echinocțiu de pe Uranus a avut loc pe 7 decembrie 2007 [46] [47] .

emisfera nordică	An	Emisfera sudica
Solstitiul de iarna	1902, 1986	Solstițiu de vară
Echinocțiul de primăvară	1923, 2007	echinocțiul de toamnă
Solstițiu de vară	1944, 2028	Solstitiul de iarna
echinocțiul de toamnă	1965, 2049	Echinocțiul de primăvară

Datorită acestei înclinări axiale, regiunile polare ale lui Uranus primesc mai multă energie de la Soare în timpul anului decât cele ecuatoriale. Cu toate acestea, Uranus este mai cald în regiunile ecuatoriale decât în regiunile polare. Mecanismul care provoacă o astfel de redistribuire a energiei rămâne necunoscut.

Explicațiile pentru poziția neobișnuită a axei de rotație a lui Uranus sunt, de asemenea, încă în domeniul ipotezelor, deși se crede în general că în timpul formării sistemului solar, o protoplanetă de dimensiunea aproximativă a Pământului s-a prăbușit în Uranus și și-a schimbat axa de rotație. rotație [48] . Mulți oameni de știință nu sunt de acord cu această ipoteză, deoarece nu poate explica de ce niciunul dintre lunile lui Uranus nu are aceeași orbită înclinată. S- a propus o ipoteză că axa de rotație a planetei a fost zguduită de-a lungul a milioane de ani de un satelit mare, care a fost ulterior pierdut [49] .

Astronomii de la Universitatea din Maryland din SUA au propus o explicație pentru ce Uranus se rotește în sensul acelor de ceasornic în jurul axei sale la un unghi de 98 de grade. Motivul anomaliei poate fi prezența unui sistem de inele gigant în trecut [50] .

În timpul primei vizite la Uranus a Voyager 2 în 1986, polul sud al lui Uranus a fost întors spre Soare. Acest pol se numește „sud”. Conform definiției aprobate de Uniunea Astronomică Internațională , polul sud este cel care se află pe o anumită parte a planului sistemului solar (indiferent de direcția de rotație a planetei) [51] [52] . Uneori se folosește o altă convenție, conform căreia direcția nordului este determinată pe baza direcției de rotație conform regulii mâinii drepte [53] . După această definiție, polul, care a fost iluminat în 1986, nu este sud, ci nord. Astronomul Patrick Moore a comentat această problemă în următorul mod succint: „Choose any” [54] .

Vizibilitate

Din 1995 până în 2006, magnitudinea aparentă a lui Uranus a fluctuat între +5,6 m și +5,9 m , adică planeta era vizibilă cu ochiul liber la limita capacităților sale (aproximativ +6,0 m ) [8] . Diametrul unghiular al planetei era între 3,4 și 3,7 secunde de arc (pentru comparație: Saturn: 16-20 secunde de arc, Jupiter: 32-45 secunde de arc [8] ). Cu un cer senin și întunecat, Uranus la opoziție este vizibil cu ochiul liber, iar cu binoclul poate fi observat chiar și în zonele urbane [55] . La telescoapele mari de amatori cu un diametru al lentilei de 15 până la 23 cm, Uranus este vizibil ca un disc albastru pal, cu o întunecare pronunțată spre margine. La telescoapele mai mari, cu diametrul lentilei de peste 25 cm, se pot distinge norii și se pot observa sateliți mari ( Titania și Oberon ) [56] .

Caracteristici fizice

Structura internă

Uranus este cea mai puțin masivă dintre planetele gigantice din sistemul solar, este de 14,5 ori mai greu decât Pământul, depășindu-l ca dimensiune de aproximativ 4 ori. Densitatea lui Uranus, egală cu 1,27 g/cm 3 , îl plasează pe locul doi după Saturn printre cele mai puțin dense planete din sistemul solar [57] . În ciuda faptului că raza lui Uranus este puțin mai mare decât raza lui Neptun , masa sa este ceva mai mică [3] , ceea ce mărturisește în favoarea ipotezei că este format în principal din diverse gheață - apă, amoniac și metan [9] . Masa lor, conform diferitelor estimări, variază de la 9,3 la 13,5 mase Pământului [9] [58] . Hidrogenul și heliul reprezintă doar o mică parte din masa totală (între 0,5 și 1,5 mase Pământului [9] ); fracțiunea rămasă (0,5-3,7 mase Pământului [9] ) cade pe roci (despre care se crede că formează nucleul planetei).

Modelul standard al lui Uranus presupune că Uranus este format din trei părți: în centru - un miez de piatră, în mijloc - o înveliș de gheață, în exterior - o atmosferă hidrogen-heliu [9] [59] . Miezul este relativ mic, cu o masă de aproximativ 0,55 până la 3,7 mase Pământului și cu o rază de 20% din cea a întregii planete. Mantaua (gheața) alcătuiește cea mai mare parte a planetei (60% din raza totală, până la 13,5 mase Pământului). Atmosfera, cu o masă de numai 0,5 mase Pământului (sau, conform altor estimări, 1,5 mase Pământului), se întinde pe 20% din raza lui Uranus [9] [59] . În centrul lui Uranus, densitatea ar trebui să crească la 9 g/cm3 , presiunea să atingă 8 milioane de bari (800 GPa ) la o temperatură de 5000 K [58] [59] . Învelișul de gheață nu este de fapt gheață în sensul general acceptat al cuvântului, deoarece constă dintr-un lichid fierbinte și dens, care este un amestec de apă , amoniac și metan [9] [59] . Acest lichid extrem de conductiv electric este uneori denumit „oceanul acvatic de amoniac” [60] . Compoziția lui Uranus și Neptun este foarte diferită de cea a lui Jupiter și Saturn datorită „ghețurilor” care predomină asupra gazelor, justificând plasarea lui Uranus și Neptun în categoria giganților de gheață .

Deși modelul descris mai sus este cel mai comun, nu este singurul. Pe baza observațiilor, pot fi construite și alte modele - de exemplu, dacă o cantitate semnificativă de hidrogen și material de rocă este amestecată în mantaua de gheață, atunci masa totală de gheață va fi mai mică și, în consecință, masa totală de hidrogen și materialul de rocă va fi mai mare [58] . În prezent, datele disponibile nu ne permit să stabilim care model este corect. Structura internă lichidă înseamnă că Uranus nu are nicio suprafață solidă, deoarece atmosfera gazoasă trece ușor în straturi lichide [9] . Cu toate acestea, din motive de comoditate, s-a decis să se ia condiționat ca „suprafață” un sferoid aplatizat de revoluție, unde presiunea este egală cu 1 bar. Razele ecuatoriale și polare ale acestui sferoid oblat sunt 25559 ± 4 și 24973 ± 20 km. Mai departe în articol, această valoare va fi luată ca o citire zero pentru scara de înălțime a lui Uranus [3] .

Căldura internă

Căldura internă a lui Uranus este mult mai mică decât cea a altor planete gigantice din sistemul solar [61] [62] . Fluxul de căldură al planetei este foarte scăzut, iar motivul pentru aceasta este momentan necunoscut. Neptun, asemănător lui Uranus ca mărime și compoziție, radiază de 2,61 ori mai multă energie termică în spațiu decât primește de la Soare [62] . Uranus, pe de altă parte, are foarte puțin, dacă există, exces de radiație termică. Fluxul de căldură de la Uranus este de 0,042-0,047 W /m 2 , iar această valoare este mai mică decât cea a Pământului (~0,075 W /m 2 ) [63] . Măsurătorile în infraroșu îndepărtat au arătat că Uranus emite doar 1,06 ± 0,08 (98-114%) din energia pe care o primește de la Soare [10] [63] . Cea mai scăzută temperatură înregistrată în tropopauza lui Uranus este de 49 K (−224 °C), ceea ce face ca planeta să fie cea mai rece dintre toate planetele din sistemul solar - chiar mai rece decât Neptun [10] [63] .

Există două ipoteze care încearcă să explice acest fenomen. Prima dintre acestea afirmă că presupusa ciocnire a unei protoplanete cu Uranus în timpul formării sistemului solar, care a provocat o înclinare mare a axei sale de rotație, a dus la disiparea căldurii disponibile inițial [64] . A doua ipoteză spune că în straturile superioare ale lui Uranus există un anumit strat care împiedică căldura din miez să ajungă în straturile superioare [9] . De exemplu, dacă straturile adiacente au compoziții diferite, transferul de căldură convectiv de la miez în sus poate fi dificil [10] [63] .

Absența excesului de radiație termică a planetei face mult mai dificilă determinarea temperaturii din interiorul acesteia, totuși, dacă presupunem că condițiile de temperatură din interiorul lui Uranus sunt apropiate de cele caracteristice altor planete gigantice, atunci existența apei lichide este posibil acolo și, prin urmare, Uranus poate fi printre planetele sistemului solar, unde existența vieții este posibilă [65] .

Inelele lui Uranus

Uranus are un sistem de inele slab exprimat, constând din particule foarte întunecate cu un diametru de la micrometri la fracțiuni de metru [14] . Acesta este cel de-al doilea sistem de inele descoperit în sistemul solar (primul a fost sistemul de inele al lui Saturn ) [66] . În acest moment, Uranus are 13 inele cunoscute, dintre care cel mai strălucitor este inelul ε (epsilon). Inelele lui Uranus sunt probabil foarte tinere - acest lucru este indicat de golurile dintre ele, precum și de diferențele de transparență. Acest lucru sugerează că inelele nu s-au format cu planeta. Poate că mai devreme inelele au fost unul dintre sateliții lui Uranus, care s-a prăbușit fie într-o coliziune cu un anumit corp ceresc, fie sub influența forțelor mareelor [66] [67] .

În 1789, William Herschel a susținut că a văzut inelele, dar acest raport pare îndoielnic, deoarece niciun alt astronom nu le-a putut detecta încă două secole după aceea. Prezența unui sistem de inele în Uranus a fost confirmată oficial abia pe 10 martie 1977 de oamenii de știință americani James L. Eliot ( James L. Elliot ), Edward W. Dunham ( Edward W. Dunham ) și Douglas J. Mink ( Douglas J. . Mink ), folosind Observatorul Kuiper de la bord . Descoperirea a fost făcută întâmplător - un grup de descoperitori plănuia să facă observații ale atmosferei lui Uranus în timp ce acoperă steaua SAO 158687 cu Uranus . Totuși, analizând informațiile primite, au constatat slăbirea stelei chiar înainte de a fi acoperită de Uranus, iar acest lucru s-a întâmplat de mai multe ori la rând. Ca urmare, au fost descoperite 9 inele ale lui Uranus [68] . Când sonda spațială Voyager 2 a ajuns în vecinătatea lui Uranus , cu ajutorul opticii de la bord, a fost posibil să se detecteze încă 2 inele, crescând astfel numărul total de inele cunoscute la 11 [14] . În decembrie 2005, telescopul spațial Hubble a făcut posibilă descoperirea a încă două inele necunoscute anterior. Ele sunt de două ori mai îndepărtate decât inelele descoperite anterior și, prin urmare, sunt adesea denumite „sistemul de inele exterior al lui Uranus”. Pe lângă inele, Hubble a ajutat și la descoperirea a doi sateliți mici necunoscuți anterior, dintre care unul ( Mab ) orbitează cel mai exterior inel. Inclusiv ultimele două inele, numărul total de inele ale lui Uranus este de 13 [69] . În aprilie 2006, imaginile noilor inele luate de Observatorul Keck din Hawaii au făcut posibilă distingerea culorilor inelelor exterioare. Unul dintre ei era roșu, iar celălalt (cel mai exterior) era albastru [70] [71] . Se crede că culoarea albastră a inelului exterior se datorează faptului că acesta constă din mici particule de gheață de apă de la suprafața Mab [70] [72] . Inelele interioare ale planetei apar gri [70] .

În lucrările descoperitorului lui Uranus, William Herschel, prima mențiune despre inele se găsește într-o intrare datată 22 februarie 1789 . În notele la observații, el a notat că a sugerat prezența inelelor în Uranus [73] . Herschel a bănuit și culoarea lor roșie (care a fost confirmată în 2006 de observațiile Observatorului Keck pentru penultimul inel). Notele lui Herschel și-au făcut loc în Jurnalul Societății Regale în 1797. Cu toate acestea, ulterior, timp de aproape două secole - din 1797 până în 1979 - inelele nu au fost deloc menționate în literatură, ceea ce, desigur, dă dreptul de a bănui greșeala omului de știință [74] . Cu toate acestea, descrierile suficient de precise ale ceea ce a văzut Herschel nu au dat un motiv pentru a ne ignora pur și simplu observațiile sale [70] .

Când Pământul traversează planul inelelor lui Uranus, ele sunt văzute pe margine. Aceasta a fost , de exemplu, în 2007-2008 [ 75] .

Magnetosfera

Nu au fost făcute măsurători ale câmpului magnetic al lui Uranus înainte de explorarea Voyager 2 . Înainte de sosirea vehiculului pe orbita lui Uranus în 1986, se presupunea că va urma direcția vântului solar . În acest caz, polii geomagnetici ar trebui să coincidă cu cei geografici, care se află în planul eclipticii [76] . Măsurătorile Voyager 2 au făcut posibilă detectarea unui câmp magnetic foarte specific lângă Uranus, care nu este direcționat din centrul geometric al planetei și este înclinat cu 59 de grade față de axa de rotație [76] [77] . De fapt, dipolul magnetic este deplasat de la centrul planetei la polul sud cu aproximativ 1/3 din raza planetei [76] . Această geometrie neobișnuită are ca rezultat un câmp magnetic foarte asimetric, unde puterea suprafeței în emisfera sudică poate fi de până la 0,1 gauss , în timp ce în emisfera nordică poate fi la fel de mare până la 1,1 gauss [76] . În medie pentru planetă, această cifră este de 0,23 gauss [76] (pentru comparație, câmpul magnetic al Pământului este același în ambele emisfere, iar ecuatorul magnetic corespunde aproximativ cu „ecuatorul fizic” [77] ). Momentul dipol al lui Uranus îl depășește de 50 de ori pe cel al Pământului [76] [77] . Pe lângă Uranus, un câmp magnetic similar deplasat și „înclinat” este observat și în Neptun [77] - în acest sens, se presupune că o astfel de configurație este caracteristică giganților de gheață. O teorie explică acest fenomen prin faptul că câmpul magnetic al planetelor terestre și al altor planete gigantice este generat în miezul central, în timp ce câmpul magnetic al „giganților de gheață” se formează la adâncimi relativ mici: de exemplu, în ocean de amoniac lichid, într-o convectivă subțire o carcasă care înconjoară un interior lichid având o structură stratificată stabilă [60] [78] .

Cu toate acestea, în ceea ce privește structura generală a magnetosferei, Uranus este similar cu alte planete din sistemul solar. Există un șoc de arc, care este situat la o distanță de 23 de raze Uranus față de Uranus, și o magnetopauză (la o distanță de 18 raze Uranus). Sunt dezvoltate curele magnetice de coadă și radiații [76] [77] [79] . În general, Uranus diferă de Jupiter prin structura magnetosferei și amintește mai mult de Saturn [76] [77] . Coada magnetică a lui Uranus se întinde în spatele planetei timp de milioane de kilometri și este îndoită într-un vârf de coadă de rotația planetei [76] [80] . Magnetosfera lui Uranus conține particule încărcate: protoni , electroni și o cantitate mică de ioni H 2 + [77] [79] . Nu s-au găsit ioni mai grei în timpul cercetării. Multe dintre aceste particule provin cu siguranță din termosfera fierbinte a lui Uranus [79] . Energiile ionilor și electronilor pot ajunge la 4 și respectiv 1,2 megaelectronvolți (MeV), [79] . Densitatea ionilor cu energie scăzută (adică ionii cu energii mai mici de 0,001 MeV) în magnetosfera interioară este de aproximativ 2 ioni pe centimetru cub [81] . Un rol important în magnetosfera lui Uranus îl au sateliții săi, care formează cavități mari în câmpul magnetic [79] . Fluxul de particule este suficient de mare pentru a întuneca suprafața lunilor pe o perioadă de aproximativ 100.000 de ani [79] . Acesta poate fi motivul colorării întunecate a sateliților și particulelor inelelor lui Uranus [67] . Uranus are aurore bine dezvoltate, care sunt vizibile ca arce strălucitoare în jurul ambilor poli polari [82] . Totuși, spre deosebire de Jupiter, pe Uranus aurorele nu sunt semnificative pentru echilibrul energetic al termosferei [83] .

Clima

Atmosferă

Deși Uranus nu are o suprafață solidă în sensul obișnuit al cuvântului, cea mai îndepărtată parte a învelișului gazos este de obicei numită atmosfera sa [10] . Se crede că atmosfera lui Uranus începe la o distanță de 300 km de stratul exterior la o presiune de 100 bar și o temperatură de 320 K [84] . „Corona atmosferică” se extinde la o distanță de două ori mai mare decât raza de la „suprafață” cu o presiune de 1 bar [85] . Atmosfera poate fi împărțită condiționat în 3 părți: troposferă (de la -300 la 50 km; presiunea este de 100-0,1 bar), stratosferă (50-4000 km; presiunea este de 0,1-10 -10 bar) și termosferă /corona atmosferică (4000). -50000 km de la suprafață) [10] . Uranus nu are mezosferă .

Compoziția atmosferei

Compoziția atmosferei lui Uranus diferă semnificativ de compoziția restului planetei datorită conținutului ridicat de heliu și hidrogen molecular [10] . Fracția molară a heliului (adică raportul dintre numărul de atomi de heliu și numărul tuturor atomilor și moleculelor) din troposfera superioară este de 0,15 ± 0,03 și corespunde unei fracțiuni de masă de 0,26 ± 0,05 [10] [63] [86] . Această valoare este foarte apropiată de fracția de masă protostelară a heliului (0,275 ± 0,01) [87] . Heliul nu este localizat în centrul planetei, ceea ce este tipic pentru alți giganți gazosi [10] . A treia componentă a atmosferei lui Uranus este metanul (CH 4 ) [10] . Metanul are benzi de absorbție clar vizibile în spectrul vizibil și în infraroșu apropiat. Este de 2,3% din punct de vedere al numărului de molecule (la un nivel de presiune de 1,3 bar) [10] [88] [89] . Acest raport scade semnificativ cu înălțimea datorită faptului că temperaturile extrem de scăzute fac metanul să „înghețe” [90] . Prezența metanului, care absoarbe lumina în partea roșie a spectrului, dă planetei culoarea verde-albastru [91] . Abundența compușilor mai puțin volatili precum amoniacul, apa și hidrogenul sulfurat în atmosfera profundă este puțin cunoscută [10] [92] . În plus, în straturile superioare ale lui Uranus au fost găsite urme de etan (C 2 H 6 ), metil acetilenă (CH 3 C 2 H) și diacetilenă (C 2 HC 2 H) [90] [93] [94] . Se crede că aceste hidrocarburi sunt produsul fotolizei metanului prin radiația ultravioletă solară [95] . Spectroscopia a găsit, de asemenea, urme de vapori de apă , monoxid de carbon și dioxid de carbon . Probabil, ele cad pe Uranus din surse externe (de exemplu, din comete care trec ) [93] [94] [96] .

Troposfera

Troposfera , cea mai joasă și densă parte a atmosferei, se caracterizează printr-o scădere a temperaturii odată cu înălțimea [10] . Temperatura scade de la 320 K în partea de jos a troposferei (la o adâncime de 300 km) la 53 K la o înălțime de 50 km [84] [89] . Temperatura în partea superioară a troposferei (tropopauza) variază de la 57 la 49 K în funcție de latitudine [10] [61] . Tropopauza este responsabilă pentru cea mai mare parte a radiației infraroșii (în partea infraroșie îndepărtată a spectrului) planetei și vă permite să determinați temperatura efectivă a planetei (59,1 ± 0,3 K) [61] [63] . Troposfera are o structură complexă: se presupune că norii de apă pot fi în intervalul de presiune de la 50 la 100 bar, norii de hidrosulfură de amoniu - în intervalul 20-40 bar, norii de amoniac și hidrogen sulfurat - în intervalul 3- 10 bar. Norii de metan pot fi localizați între 1 și 2 bare [10] [84] [88] [97] . Troposfera este o parte foarte dinamică a atmosferei, iar schimbările sezoniere, norii și vânturile puternice sunt clar vizibile în ea [62] .

Atmosfera superioară

După tropopauză , începe stratosfera , unde temperatura nu scade, ci, dimpotrivă, crește odată cu înălțimea: de la 53 K în tropopauză la 800–850 K (520 °C) [98] în partea principală a termosferă [85] . Încălzirea stratosferei este cauzată de absorbția radiațiilor solare infraroșii și ultraviolete de către metanul și alte hidrocarburi formate ca urmare a fotolizei metanului [90] [95] . În plus, stratosfera este încălzită și de termosferă [82] [99] . Hidrocarburile ocupă un strat relativ scăzut de la 100 la 280 km în intervalul de la 10 la 0,1 milibari și limite de temperatură între 75 și 170 K [90] . Cele mai comune hidrocarburi - acetilena și etanul - în această zonă sunt 10 −7 în raport cu hidrogenul , a cărui concentrație aici este apropiată de concentrația de metan și monoxid de carbon [90] [93] [96] . Pentru hidrocarburile mai grele, dioxidul de carbon și vaporii de apă, acest raport este cu trei ordine de mărime mai mic [93] . Etanul și acetilena se condensează în stratosfera mai rece, inferioară și tropopauză, formând ceață [95] . Cu toate acestea, concentrația de hidrocarburi deasupra acestor cețe este mult mai mică decât pe alte planete gigantice [90] [82] .

Cele mai îndepărtate părți ale atmosferei de suprafață, termosfera și coroana, au o temperatură de 800–850 K [10] [82] , dar motivele acestei temperaturi sunt încă neclare. Nici radiația ultravioletă solară (nici spectrul ultraviolet apropiat sau îndepărtat) și nici aurorele nu pot furniza energia necesară (deși o eficiență slabă de răcire din cauza absenței hidrocarburilor din stratosfera superioară poate contribui [85] [82] ). Pe lângă hidrogenul molecular, termosfera conține un număr mare de atomi de hidrogen liberi. Masa lor mică și temperatura ridicată pot explica de ce termosfera se extinde pe 50.000 km (două raze planetare) [85] [82] . Această coroană extinsă este o caracteristică unică a lui Uranus [82] . Ea este motivul conținutului scăzut de praf din inelele sale [85] . Termosfera lui Uranus și stratul superior al stratosferei formează ionosfera [89] , care este situată la altitudini de la 2000 la 10000 km [89] . Ionosfera lui Uranus este mai densă decât cea a lui Saturn și Neptun, posibil din cauza concentrației scăzute de hidrocarburi din stratosfera superioară [82] [100] . Ionosfera este menținută în principal de radiația ultravioletă solară și densitatea acesteia depinde de activitatea solară [101] . Aurorele de aici nu sunt la fel de frecvente și semnificative ca pe Jupiter și Saturn [82] [83] .

Atmosfera lui Uranus este neobișnuit de calmă în comparație cu atmosferele altor planete gigantice, chiar și în comparație cu Neptun, care este similar cu Uranus atât ca compoziție, cât și ca dimensiune [62] . Când Voyager 2 s-a apropiat de Uranus, în partea vizibilă a acestei planete s-au văzut doar 10 benzi de nori [14] [102] . O astfel de calm în atmosferă poate fi explicată prin căldura internă extrem de scăzută. Este mult mai mic decât cel al altor planete gigantice. Cea mai scăzută temperatură înregistrată în tropopauza lui Uranus este de 49 K (−224 °C), ceea ce face ca planeta să fie cea mai rece dintre planetele sistemului solar - chiar mai rece în comparație cu cea mai îndepărtată de Soare Neptun și Pluto [10] [63 ] .

Formațiuni atmosferice, nori și vânturi

Imaginile realizate de Voyager 2 în 1986 au arătat că emisfera sudică vizibilă a lui Uranus poate fi împărțită în două regiuni: o „capotă polară” strălucitoare și zone ecuatoriale mai puțin luminoase [14] . Aceste zone se învecinează la o latitudine de -45°. O bandă îngustă între -45° și -50°, numită „inelul” sudic, este cea mai proeminentă trăsătură a emisferei și a suprafeței vizibile în general [14] [103] . Se crede că „capota” și inelul sunt situate în intervalul de presiune de la 1,3 la 2 bar și sunt nori denși de metan [104] .

Voyager 2 s-a apropiat de Uranus în timpul „verii polare sudice” și nu a reușit să repare Cercul polar. Cu toate acestea, la începutul secolului al XXI-lea , când emisfera nordică a lui Uranus a fost observată prin telescopul spațial Hubble și telescoapele Observatorului Keck , în această parte a planetei nu s-a găsit nicio „capotă” sau „inel” [103] . Astfel, s-a remarcat o altă asimetrie în structura lui Uranus, mai ales strălucitoare în apropierea polului sudic și uniform întunecată în zonele de la nord de „inelul sudic” [103] .

Pe lângă structura cu benzi la scară mare a atmosferei, Voyager 2 a notat 10 nori mici, strălucitori, dintre care majoritatea au fost observați în regiunea de câteva grade la nord de „inelul sudic” [14] ; în toate celelalte privințe, Uranus părea a fi o planetă „moartă dinamic”. Cu toate acestea, în anii 1990, numărul norilor strălucitori înregistrati a crescut semnificativ, iar cei mai mulți dintre ei au fost găsiți în emisfera nordică a planetei, care la acea vreme a devenit vizibilă [62] . Prima explicație pentru aceasta (norii ușori sunt mai ușor de văzut în emisfera nordică decât în emisfera sudică mai strălucitoare) nu a fost confirmată. Există diferențe în structura norilor celor două emisfere [105] : norii nordici sunt mai mici, mai strălucitori și mai distincti [106] . Aparent, sunt situate la o altitudine mai mare [106] . Durata de viață a norilor este foarte diferită - unii dintre norii observați nu au durat nici măcar câteva ore, în timp ce cel puțin unul dintre cei sudici a supraviețuit din momentul în care Voyager 2 a zburat lângă Uranus [62] [102] . Observațiile recente ale lui Neptun și Uranus au arătat că există multe asemănări între norii acestor planete [62] . Deși vremea pe Uranus este mai calmă, pe ea au fost notate „pete întunecate” (vârtejuri atmosferice), precum și pe Neptun - în 2006, pentru prima dată, a fost observat și fotografiat un vârtej în atmosfera sa [107] .

Urmărirea diverșilor nori a făcut posibilă determinarea vântului zonal care sufla în troposfera superioară a lui Uranus [62] . La ecuator, vanturile sunt retrograde, adica sufla in sens invers fata de rotatia planetei, iar vitezele lor (de vreme ce se misca in sens opus rotatiei) sunt −100 si −50 m/ s [62] [103] . Vitezele vântului tind spre zero odată cu creșterea distanței de la ecuator până la o latitudine de ± 20°, unde aproape nu există vânt. Vânturile încep să bată în direcția de rotație a planetei până la poli [62] . Vitezele vântului încep să crească, atingând maximul la latitudini de ±60° și coborând aproape la zero la poli [62] . Viteza vântului la o latitudine de -40° variază între 150 și 200 m/s, iar observațiile ulterioare sunt împiedicate de „Inelul sudic”, care ascunde norii cu strălucirea sa și nu permite calcularea vitezei vântului mai aproape de sud. Stâlp. Viteza maximă a vântului observată pe planetă a fost înregistrată în emisfera nordică la o latitudine de +50° și este egală cu mai mult de 240 m/s [62] [103] [108] .

Schimbări sezoniere

Într-o perioadă scurtă din martie până în mai 2004, în atmosfera lui Uranus a fost observată formarea mai activă a norilor, la fel ca cea a lui Neptun [106] [109] . Observațiile au înregistrat viteze ale vântului de până la 229 m/s (824 km/h) și o furtună persistentă , numită „focuri de artificii din 4 iulie” [102] . Pe 23 august 2006, Institutul de Cercetări Spațiale (Boulder, Colorado , SUA ) și Universitatea din Wisconsin au observat o pată întunecată pe suprafața lui Uranus, ceea ce a făcut posibilă extinderea cunoștințelor despre schimbarea anotimpurilor pe această planetă [107]. ] . De ce are loc o astfel de creștere a activității nu se știe exact - poate că înclinarea „extremă” a axei lui Uranus duce la schimbări „extreme” ale anotimpurilor [47] [110] . Determinarea variațiilor sezoniere ale lui Uranus rămâne doar o chestiune de timp, deoarece primele informații calitative despre atmosfera sa au fost obținute cu mai puțin de 84 de ani în urmă („anul uranian” durează 84 de ani pământeni). Fotometria , începută cu aproximativ jumătate de an uranian în urmă (în anii 1950), a arătat variații ale luminozității planetei în două intervale: cu maxime atribuibile solstițiilor și minime la echinocții [111] . O variație periodică similară a fost observată datorită măsurătorilor cu microunde ale troposferei , începute în anii 1960 [112] . Măsurătorile de temperatură stratosferică , apărute în anii 1970, au făcut posibilă și identificarea maximelor în timpul solstițiilor (în special, în 1986 ) [99] . Cele mai multe dintre aceste schimbări se datorează probabil asimetriei planetei [105] .

Cu toate acestea, studiile arată că schimbările sezoniere în Uranus nu depind întotdeauna de factorii menționați mai sus [110] . În timpul „solstițiului de nord” anterior, în 1944, Uranus a experimentat o creștere a luminozității în emisfera nordică, arătând că nu a fost întotdeauna slab [111] . Polul vizibil îndreptat spre Soare în timpul solstițiului capătă luminozitate și după echinocțiu se întunecă rapid [110] . O analiză detaliată a măsurătorilor vizuale și cu microunde a arătat că creșterea luminozității nu are loc întotdeauna în timpul solstițiului. Există și modificări ale meridianului albedo [110] . În sfârșit, în anii 1990, când Uranus a părăsit solstițiul, datorită telescopului spațial Hubble , a fost posibil să observăm că emisfera sudică a început să se întunece vizibil, iar emisfera nordică a început să devină mai strălucitoare [104] , viteza vântului a crescut în ea. și au fost mai mulți nori [102 ] , dar a existat o tendință de limpezire [106] . Mecanismul care guvernează schimbările sezoniere nu este încă bine înțeles [110] . În preajma solstițiilor de vară și de iarnă, ambele emisfere ale lui Uranus sunt fie sub lumina soarelui, fie sub întunericul spațiului cosmic. Se crede că luminile zonelor luminate de soare se datorează îngroșării locale a norilor de ceață și metan din troposferă [104] . Inelul luminos de la -45° latitudine este, de asemenea, asociat cu norii de metan [104] . Alte modificări în regiunea polară de sud se pot datora modificărilor din straturile inferioare. Variațiile de intensitate a radiațiilor cu microunde de pe planetă sunt cauzate cel mai probabil de modificări ale circulației troposferice profunde, deoarece norii polari groși și ceața pot interfera cu convecția [113] . Când se apropie echinocțiul de toamnă, forțele motrice se schimbă și convecția poate avea loc din nou [102] [113] .

Formarea lui Uranus

Există multe argumente în favoarea faptului că diferențele dintre giganții de gheață și gaze au apărut în timpul formării sistemului solar [114] [115] . Se crede că sistemul solar s-a format dintr-o bilă gigantică de gaz și praf, cunoscută sub numele de nebuloasa protosolară . Apoi bila s-a condensat și s-a format un disc cu Soarele în centru [114] [115] . Majoritatea hidrogenului și heliului au intrat în formarea Soarelui. Și particulele de praf au început să se adune împreună pentru a forma ulterior protoplanete [114] [115] . Pe măsură ce planetele au crescut, unele dintre ele au dobândit un câmp gravitațional suficient de puternic pentru a concentra gazul rezidual în jurul lor. Au continuat să câștige gaz până au ajuns la limită și au crescut exponențial. Giganții de gheață, pe de altă parte, au reușit să absorbă mult mai puțin gaz - doar câteva mase Pământului. Astfel, masa lor nu a atins această limită [114] [115] [116] . Teoriile moderne ale formării sistemului solar au unele dificultăți în a explica formarea lui Uranus și Neptun. Aceste planete sunt prea mari pentru distanța la care se află de Soare. Poate că au fost mai devreme mai aproape de Soare, dar apoi și-au schimbat cumva orbitele [114] . Cu toate acestea, noi metode de modelare planetară arată că Uranus și Neptun s-ar fi putut forma într-adevăr în locația lor actuală și, prin urmare, dimensiunile lor reale conform acestor modele nu reprezintă o piedică în calea teoriei originii sistemului solar [115] .

Sateliți

27 de sateliți naturali au fost descoperiți în sistemul uranian [116] . Numele pentru ei sunt alese dintre numele personajelor din operele lui William Shakespeare și Alexander Pope [59] [117] . Există cinci principali sateliți cei mai mari: aceștia sunt Miranda , Ariel , Umbriel , Titania și Oberon [59] . Sistemul de satelit al lui Uranus este cel mai puțin masiv dintre sistemele de satelit ale giganților gazoși. Chiar și masa totală a tuturor acestor cinci sateliți nu va fi nici măcar jumătate din masa lui Triton , un satelit al lui Neptun [57] . Cea mai mare dintre lunile lui Uranus, Titania, are o rază de doar 788,9 km, adică mai puțin de jumătate din raza Lunii Pământului , deși mai mult decât cea a lui Rhea - al doilea satelit ca mărime al lui Saturn . Toate lunile au un albedo relativ scăzut - de la 0,20 pentru Umbriel la 0,35 pentru Ariel [14] . Lunii lui Uranus sunt formați din gheață și rocă într-un raport de aproximativ 50: 50. Gheața poate include amoniac și dioxid de carbon [67] [118] . Dintre sateliți, Ariel, se pare, are cea mai tânără suprafață: are cele mai puține cratere. Suprafața Umbrielului, judecând după gradul de craterizare, este cel mai probabil cea mai veche [14] [67] . Miranda are canioane de până la 20 de kilometri adâncime, terase și un peisaj haotic [14] . Una dintre teorii explică acest lucru prin faptul că odată Miranda s-a ciocnit de un anumit corp ceresc și s-a destrămat, apoi s-a „adunat” din nou de forțele gravitației [67] [119] .

Explorarea lui Uranus

Cronologia descoperirilor

data	Deschidere	Descoperitor(i)
13 martie 1781	Uranus	William Herschel
11 ianuarie 1787	Titania și Oberon	William Herschel
22 februarie 1789	Herschel menționează inelele lui Uranus	William Herschel
24 octombrie 1851	Ariel și Umbriel	William Lassell
16 februarie 1948	Miranda	Kuiper
10 martie 1979	Sistemul inelar al lui Uranus	descoperit de un grup de cercetători
30 decembrie 1985	Ambalaj	Sinnot și Voyager 2
3 ianuarie 1986	Julieta și Portia	Sinnot și Voyager 2
9 ianuarie 1986	Cressida	Sinnot și Voyager 2
13 ianuarie 1986	Desdemona , Rosalind și Belinda	Sinnot și Voyager 2
20 ianuarie 1986	Cordelia și Ophelia	Terril și Voyager 2
23 ianuarie 1986	bianca	Smith și Voyager 2
6 septembrie 1997	Caliban și Sycorax	descoperit de un grup de cercetători
18 mai 1999	Perdita	Karkoshka și stația Voyager 2 (luate din 18 ianuarie 1986)
18 iulie 1999	Setebos , Stefano și Prospero	descoperit de un grup de cercetători
13 august 2001	Trinculo , Ferdinand și Francisco	descoperit de un grup de cercetători
25 august 2003	Mab și Cupidon	Showalter și Leeser
29 august 2003	margarita	Sheppard și Jewitt
23 august 2006	Punctul întunecat al lui Uranus	Telescopul spațial. Hubble și o echipă de cercetători

Explorarea prin stații interplanetare automate

În 1986, sonda spațială Voyager 2 a NASA a traversat orbita lui Uranus de-a lungul unei traiectorii de zbor și a trecut la 81.500 km de suprafața planetei. Aceasta este singura vizită în vecinătatea lui Uranus din istoria astronauticii. Voyager 2 a fost lansat în 1977 , înainte de a zbura pe lângă Uranus, a explorat Jupiter și Saturn (și mai târziu Neptun). Nava spațială a studiat structura și compoziția atmosferei lui Uranus [89] , a descoperit 10 noi sateliți, a studiat condițiile meteorologice unice cauzate de o rotire axială de 97,77° și a explorat sistemul de inele [14] [120] . Au fost investigate și câmpul magnetic și structura magnetosferei și, în special, „coada magnetică” cauzată de rotația transversală. Au fost descoperite 2 noi inele și au fost fotografiați 5 mai mari sateliți [14] [67] . Agenția spațială chineză intenționează să lanseze misiunea Tianwen-4 în 2030 , una dintre sarcinile căreia este studierea lui Uranus dintr-o traiectorie de zbor [121] .

În cultură

Deja la 3 ani de la descoperire, Uranus a devenit scena unui pamflet satiric [122] . De atunci, Stanley Weinbaum , Ramsey Campbell , Larry Niven [123] , Serghei Pavlov , Georgy Gurevich și alții l-au inclus în povestea lucrărilor lor științifico-fantastice [124] . Uranus a fost ales ca decor pentru filmul Voyage to the Seventh Planet [124] , precum și pentru episoade selectate din seriale Space Patrol [125] și The Daleks Master Plan (un episod din serialul TV Doctor Who ) [126] . Planeta este menționată și în mai multe benzi desenate , anime și jocuri pe calculator.

În astrologie , Uranus (simbol - ) este considerat conducătorul semnului Vărsător [127] . Vezi pe Uranus în astrologie .

Note

↑ Seligman, Courtney Perioada de rotație și durata zilei . Preluat la 13 august 2009. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Williams, Dr. David R. Fișă informativă Uranus . NASA (31 ianuarie 2005). Preluat la 10 august 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B.A.; A'hearn, M.F.; et al. Raport al Grupului de lucru IAU/IAG privind coordonatele cartografice și elementele de rotație: 2006 // Celestial Mech. Din. Astr. : jurnal. - 2007. - Vol. 90 . - P. 155-180 . - doi : 10.1007/s10569-007-9072-y . Arhivat 19 mai 2019.
↑ 1 2 3 4 5 6 Se referă la nivelul presiunii atmosferice de 1 bar
↑ Raportul Grupului de lucru al IAU privind coordonatele cartografice și elementele de rotație: 2009, pagina 23 . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 18 aprilie 2021. (nedefinit)
↑ Munsell, Kirk NASA: Solar System Exploration: Planets: Uranus: Facts & Figures . NASA (14 mai 2007). Preluat la 13 august 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ 12 Williams , Dr. David R. Fișă informativă Uranus . NASA (31 ianuarie 2005). Preluat la 13 august 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 3 Fred Espenak. Efemeride planetare de 12 ani: 1995-2006 (link indisponibil) . NASA (2005). Consultat la 14 iunie 2007. Arhivat din original pe 5 decembrie 2012. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. Model comparativ al lui Uranus și Neptun // Planetă. Space Sci .. - 1995. - T. 43 , nr 12 . - S. 1517-1522 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Lunine, Jonathan I. Atmosferele lui Uranus și Neptun // Anual Review of Astronomy and Astrophysics. - Recenzii anuale , 1993. - Vol. 31 . - P. 217-263 . - doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.001245 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ MIRA Online Education Program, secțiunea Uranus (link nu este disponibil) . Institutul Monterey pentru Cercetare în Astronomie . Preluat la 27 august 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Kravchuk P. A. Înregistrări ale naturii. - L . : Erudit, 1993. - 216 p. — 60.000 de exemplare. — ISBN 5-7707-2044-1 .
↑ Programul de educație pe Internet excursii de la MIRA la Stars (link nu este disponibil) . Institutul Monterey pentru Cercetare în Astronomie . Preluat la 27 august 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Smith, BA; Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et al. Voyager 2 în sistemul uranian: Imaging Science Results (engleză) // Science : journal. - 1986. - Vol. 233 . - P. 97-102 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ Sromovsky, LA; Fry, P. M. Dinamica caracteristicilor norului pe Uranus . SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. doi : 10.1016/j.icarus.2005.07.022 . Consultat la 18 ianuarie 2014. Arhivat din original la 11 octombrie 2007. (nedefinit)
↑ Dunkerson, Duane Uranium Detection, descriere (downlink) . thespaceguy.com. Consultat la 17 aprilie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 3 Elkins-Tanton LT Uranus, Neptun, Pluto și sistemul solar exterior. - New York: Chelsea House, 2006. - P. 5. - (The Solar System). - ISBN 0-8160-5197-6 .
↑ Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, citat în Ellis D. Miner, Uranus: The Planet, Rings and Satellites, New York, John Wiley and Sons, 1998 p. opt
↑ Patrimoniul cultural al orașului Bath . Consultat la 29 septembrie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
↑ William Herschel. Relatarea unei comete, de dl. Herschel, FRS; Comunicat de Dr. Watson, iunie. of Bath, FR S (engleză) // Philosophical Transactions of the Royal Society of London : journal. — Vol. 71 . - P. 492-501 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 The Scientific Papers of Sir William Herschel / Colectate și editate sub conducerea unui comitet mixt al Royal Society și Royal Astronomical Society. - Londra, 1912. - Vol. 1. - P. xxviii-xxx. — 597 p. ( un alt link )
↑ Simon Schaffer. Uranus și stabilirea astronomiei lui Herschel (engleză) // Journal for the History of Astronomy. - 1981. - Vol. 12 . — P. 13 . — Cod biblic .
↑ Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30; citat în Miner p. opt
↑ RAS MSS Herschel W1/13.M, 14 citat în Miner p. opt
↑ 12 George Forbes . Istoria astronomiei (link indisponibil) (1909). Consultat la 7 august 2007. Arhivat din original la 7 noiembrie 2015. (nedefinit)
↑ Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781, citat în Miner p. unsprezece
↑ Miner p. unsprezece
↑ 1 2 The Scientific Papers of Sir William Herschel / Colectate și editate sub conducerea unui comitet mixt al Royal Society și Royal Astronomical Society. - Londra, 1912. - Vol. 1. - p. 100. - 597 p. ( un alt link )
↑ 1 2 Miner p. 12
↑ RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20, citat în Miner p. 12
↑ Voyager la Uranus // NASA JPL. - 1986. - T. 7 , Nr. 85 . - S. 400-268 . Arhivat din original pe 10 februarie 2006.
↑ 1 2 3 Francesca Herschel. Semnificația simbolului H+o pentru planeta Uranus . Observatorul (1917). Preluat la 5 august 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ 12 Mark Littmann . Planetele dincolo: descoperirea sistemului solar exterior . - 2004. - P. 10 -11. - ISBN 0-486-43602-0 .
↑ Daugherty, Brian Astronomy in Berlin (link indisponibil) . Brian Daugherty. Preluat la 24 mai 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Interogați rezultatele din baza de date ADS . Smithsonian/NASA Astrophysics Data System (ADS). Preluat la 24 mai 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Friedrich Magnus Schwerd. Opposition des Uranus 1821 (engleză) // Astronomische Nachrichten . — Wiley-VCH . — Vol. 1 . - P. 18-21 .
↑ Simboluri planetare (link în jos) . Explorarea Sistemului Solar NASA . Preluat la 4 august 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Termeni și informații Sailormoon (link nu este disponibil) . Pagina Marinarului Senshi. Preluat la 5 martie 2006. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Asian Astronomy 101 // Hamilton Amateur Astronomies. - 1997. - octombrie ( vol. 4 , nr. 11 ). Arhivat din original pe 18 octombrie 2012.
↑ Comparația Uranus/Pământ . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 22 ianuarie 2019. (nedefinit)
↑ Next Stop Uranus (link indisponibil) (1986). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
↑ JJ O'Connor și E. F. Robertson. Descoperirea matematică a planetelor (1996). Preluat la 13 iunie 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Peter J. Gierasch și Philip D. Nicholson. Uranus (link indisponibil) . NASA World Book (2004). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Elkins-Tanton LT Uranus, Neptun, Pluto și sistemul solar exterior. - New York: Chelsea House, 2006. - P. 9. - (The Solar System). - ISBN 0-8160-5197-6 .
↑ Lawrence Sromovsky. Hubble captează umbre rare și trecătoare pe Uranus (link indisponibil) . Universitatea din Wisconsin Madison (2006). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 20 iulie 2011. (nedefinit)
↑ Hammel, Heidi B. (5 septembrie 2006). Uranus se apropie de echinocțiu. (PDF) . Un raport de la Atelierul de la Pasadena din 2006 . Arhivat din original (PDF) la 25.02.2009 . Consultat 2007-11-05 . Parametrul depreciat folosit |deadlink=( ajutor )
↑ 1 2 Hubble descoperă un nor întunecat în atmosfera lui Uranus . Science Daily. Consultat la 16 aprilie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Jay T. Bergstralh, Ellis Miner, Mildred Matthews. Uranus. - 1991. - P. 485-486.
↑ Adevărat. Ru Știință și tehnologie. . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 6 octombrie 2013. (nedefinit)
↑ Este dezvăluit principalul mister al lui Uranus . Lenta.ru . Preluat la 13 martie 2020. Arhivat din original la 16 martie 2020. (Rusă)
↑ Raportul grupului de lucru IAU/IAG privind coordonatele cartografice și elementele de rotație ale planetelor și sateliților: 2000 . IAU (2000). Preluat la 13 iunie 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Standarde cartografice (PDF) (link nu este disponibil) . NASA . Preluat la 13 iunie 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Cadre de coordonate utilizate în MASL (link indisponibil) (2003). Consultat la 13 iunie 2007. Arhivat din original la 15 august 2001. (nedefinit)
↑ Moore, Patrick. Observarea gigantului verde // Sky at Night Magazine. - 2006. - S. 47 . Arhivat din original pe 5 mai 2008.
↑ Fișa informativă Uranus a NASA . Preluat la 13 iunie 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Gary T. Nowak. Uranus: The Threshold Planet of 2006 (link indisponibil) (2006). Consultat la 14 iunie 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. Masele lui Uranus și sateliții săi majori din datele de urmărire ale Voyager și datele satelitilor uranieni de pe Pământ // The Astronomical Journal : journal. - Editura IOP , 1992. - Vol. 103 , nr. 6 . - P. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 3 Podolak, M.; Podolak, J. I.; Marley, M. S. Investigații ulterioare ale modelelor aleatorii ale lui Uranus și Neptun // Planetă . știință spațială. : jurnal. - 2000. - Vol. 48 . - P. 143-151 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 3 4 5 6 Faure, Gunter & Mensing, Teresa (2007), Uranus: What Happened Here? , Introduction to Planetary Science , Springer Olanda , DOI 10.1007/978-1-4020-5544-7_18 .
↑ 1 2 Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. Oceanul ionic apă-amoniac pe Uranus și Neptun? // Rezumate de cercetare geofizică. - 2006. - T. 8 . - S. 05179 . Arhivat din original pe 18 septembrie 2019.
↑ 1 2 3 Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F. M.; et al. Observații în infraroșu ale sistemului uranian // Știință . - 1986. - Vol. 233 . - P. 70-74 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. Dinamica caracteristicilor norilor de pe Uranus // Icarus . — Elsevier , 2005. — Vol. 179 . - P. 459-483 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.07.022 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R.A.; Pirraglia, J. A. The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data // Icarus : journal. - Elsevier , 1990. - Vol. 84 . - P. 12-28 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90155-3 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ David Hawksett. Zece mistere ale sistemului solar: de ce este Uranus atât de rece? (engleză) // Astronomy Now : jurnal. - 2005. - P. 73 .
↑ Elkins-Tanton LT Uranus, Neptun, Pluto și sistemul solar exterior. - New York: Chelsea House, 2006. - P. 18-20. - (Sistemul solar). - ISBN 0-8160-5197-6 .
↑ 1 2 Esposito, LW Inele planetare // Rapoarte despre progresul în fizică. - 2002. - T. 65 . - S. 1741-1783 .
↑ 1 2 3 4 5 6 Voyager Uranus Science Rezumat (link indisponibil) . NASA/JPL (1988). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
↑ JL Elliot, E. Dunham & D. Mink. Inelele lui Uranus . Universitatea Cornell (1977). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Hubble de la NASA descoperă noi inele și luni în jurul lui Uranus . Hubblesite (2005). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 dePater, Imke; Hammel, Heidi B.; Gibbard, Seran G.; Showalter Mark R. New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring (engleză) // Science : journal. - 2006. - Vol. 312 . - P. 92-94 . - doi : 10.1126/science.1125110 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ Sanders, Robert Blue inel descoperit în jurul lui Uranus . UC Berkeley News (6 aprilie 2006). Consultat la 3 octombrie 2006. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Stephen Battersby. Inelul albastru al lui Uranus legat de gheața strălucitoare . New Scientist Space (2006). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Inelele lui Uranus „au fost văzute în anii 1700” . BBC News (19 aprilie 2007). Consultat la 19 aprilie 2007. Arhivat din original pe 3 august 2012. (nedefinit)
↑ William Herschel a descoperit inelele lui Uranus în secolul al XVIII-lea? (link indisponibil) . Physorg.com (2007). Consultat la 20 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Imke de Pater, HB Hammel, Mark R. Showalter, Marcos A. Van Dam. Partea întunecată a inelelor lui Uranus (engleză) // Știință . - 2007. - Vol. 317 . - P. 1888-1890 . - Cod biblic .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Câmpuri magnetice la Uranus // Știință . - 1986. - Vol. 233 . - P. 85-89 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Russell, CT Planetary Magnetospheres // Rep. Prog. Phys.. - 1993. - T. 56 . - S. 687-732 .
↑ Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy. Geometria regiunii convective ca cauză a câmpurilor magnetice neobișnuite ale lui Uranus și Neptun (engleză) // Letters to Nature : journal. - 2004. - Vol. 428 . - P. 151-153 . - doi : 10.1038/nature02376 . Arhivat din original pe 7 august 2007.
↑ 1 2 3 4 5 6 Krimigis, SM; Armstrong, T. P.; Axford, W.I.; et al. Magnetosfera lui Uranus: Plasmă fierbinte și mediu de radiații (engleză) // Science : journal. - 1986. - Vol. 233 . - P. 97-102 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ Voyager: Uranus: Magnetosphere (link indisponibil) . NASA (2003). Preluat la 13 iunie 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Bridge, H. S.; Belcher, JW; Coppi, B.; et al. Observații cu plasmă în apropiere de Uranus: Rezultate inițiale de la Voyager 2 // Science : journal. - 1986. - Vol. 233 . - P. 89-93 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. Observații ultraviolete ale lui Uranus și Neptun // Planetă. Space Science .. - 1999. - T. 47 . - S. 1119-1139 . Arhivat din original pe 21 februarie 2008.
↑ 1 2 Lam, Hoanh An; Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et al. Variația emisiei de H 3 + din Uranus // The Astrophysical Journal : journal. - Editura IOP , 1997. - Vol. 474 . - P.L73-L76 . - doi : 10.1086/310424 .
↑ 1 2 3 dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. Possible Microwave Absorption in by H 2 S gaz Uranus and Neptun's Atmospheres (engleză) // Icarus : journal. - Elsevier , 1991. - Vol. 91 . - P. 220-233 . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90020-T . Arhivat din original pe 6 iunie 2011.
↑ 1 2 3 4 5 Herbert, Floyd; Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et al. Atmosfera superioară a lui Uranus: Ocultări EUV observate de Voyager 2 // J. of Geophys. Res. : jurnal. - 1987. - Vol. 92 . - P. 15093-15109 . Arhivat din original pe 6 iunie 2011.
↑ B. Conrath și colab. Abundența de heliu a lui Uranus din măsurătorile Voyager // Journal of Geophysical Research : jurnal. - 1987. - Vol. 92 . - P. 15003-15010 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ Lodders, Katharin. Abundența Sistemului Solar și Temperaturile de Condensare ale Elementelor // The Astrophysical Journal : journal. - Editura IOP , 2003. - Vol. 591 . - P. 1220-1247 . - doi : 10.1086/375492 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; et al. Atmosfera lui Uranus: Rezultatele măsurătorilor de ocultare radio cu Voyager 2 // J. of Geophys. Res. : jurnal. - 1987. - Vol. 92 . - P. 14987-15001 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 3 4 5 Tyler, J. L.; Sweetnam, D. N.; Anderson, J. D.; et al. Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites (English) // Science : journal. - 1986. - Vol. 233 . - P. 79-84 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 3 4 5 6 Episcop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; și Romani, P. Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Raties in the Equatorial Stratosphere // Icarus : journal. - Elsevier , 1990. - Vol. 88 . - P. 448-463 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90094-P . Arhivat din original pe 18 septembrie 2019.
↑ Elkins-Tanton LT Uranus, Neptun, Pluto și sistemul solar exterior. - New York: Chelsea House, 2006. - P. 13. - (The Solar System). - ISBN 0-8160-5197-6 .
↑ dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. Uranius Deep Atmosphere Revealed (engleză) // Icarus . - Elsevier , 1989. - Vol. 82 , nr. 12 . - P. 288-313 . - doi : 10.1016/0019-1035(89)90040-7 . Arhivat din original pe 6 iunie 2011.
↑ 1 2 3 4 Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al. Detectarea noilor hidrocarburi în atmosfera lui Uranus prin spectroscopie în infraroșu (engleză) // Icarus : journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 184 . - P. 634-637 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.006 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 Encrenaz, Therese. Observații ISO ale planetelor gigantice și ale Titanului: ce am învățat? (engleză) // Planetă. știință spațială. : jurnal. - 2003. - Vol. 51 . - P. 89-103 . - doi : 10.1016/S0032-0633(02)00145-9 . Arhivat din original pe 21 februarie 2008.
↑ 1 2 3 Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F. Fotochimia atmosferei lui Uranus // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1989. - Vol. 346 . - P. 495-508 . - doi : 10.1086/168031 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 Encrenaz, Th.; Lellouch, E.; Drossart, P. Prima detecție a CO în Uranus // Astronomy&Astrophysics. - 2004. - T. 413 . - C. L5-L9 . - doi : 10.1051/0004-6361:20034637 . Arhivat din original pe 23 septembrie 2011.
↑ Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-san. Nori cuplati și chimia planetelor uriașe - un caz pentru sonde multiple // Space Sci. Rev. : jurnal. - 2005. - Vol. 116 . - P. 121-136 . - doi : 10.1007/s11214-005-1951-5 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ Planeta Uranus . Preluat la 21 octombrie 2016. Arhivat din original la 5 decembrie 2016. (nedefinit)
↑ 1 2 Young, Leslie A.; Bosch, Amanda S.; Buie, Marc; et al. Uranus după solstițiu: Rezultate de la Ocultarea din 6 noiembrie 1998 (engleză) // Icarus : jurnal. - Elsevier , 2001. - Vol. 153 . - P. 236-247 . - doi : 10.1006/icar.2001.6698 . Arhivat din original pe 10 octombrie 2019.
↑ Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T.R.; et al. H 2 Quadrupol and H 3 + Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora // The Astrophysical Journal : journal. - Editura IOP , 1999. - Vol. 524 . - P. 1059-1023 . - doi : 10.1086/307838 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ Encrenaz, Th.; Drossart, P.; Orton, G.; et al. Temperatura de rotație și densitatea coloanei H 3 + în Uranus (engleză) // Planetary and Space Sciences: journal. - 2003. - Vol. 51 . - P. 1013-1016 . - doi : 10.1016/S0032-0633(03)00132-6 . Arhivat din original pe 29 octombrie 2015.
↑ 1 2 3 4 5 Emily Lakdawalla . Nu mai este plictisitor: „Focuri de artificii” și alte surprize la Uranus observate prin optică adaptivă (link indisponibil) . Societatea Planetară (2004). Consultat la 13 iunie 2007. Arhivat din original pe 19 iulie 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 Hammel, HB; de Pater, I.; Gibbard, S.; et al. Uranus în 2003: vânturi zonale, structură cu benzi și trăsături discrete (engleză) // Icarus : jurnal. — Elsevier , 2005. — Vol. 175 . - P. 534-545 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.11.012 . Arhivat din original pe 25 octombrie 2007.
↑ 1 2 3 4 Rages, K.A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. Dovezi pentru schimbarea temporală la polul sud al lui Uranus // Icarus . — Elsevier , 2004. — Vol. 172 . - P. 548-554 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.07.009 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 Karkoschka, Erich. Variabilitatea sezonieră aparentă a lui Uranus în 25 de filtre HST (engleză) // Icarus : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 151 . - P. 84-92 . - doi : 10.1006/icar.2001.6599 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 3 4 Hammel, H. B.; de Pater, I.; Gibbard, S. G.; et al. Nouă activitate în nori pe Uranus în 2004: prima detectare a unei caracteristici sudice la 2,2 µm (engleză) // Icarus : jurnal. — Elsevier , 2005. — Vol. 175 . - P. 284-288 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.11.016 . (link indisponibil)
↑ 1 2 Sromovsky, L.; Fry, P.; Hammel, H.; Rages, K. Hubble descoperă un nor întunecat în atmosfera lui Uranus (pdf). physorg.com. Preluat la 22 august 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Hammel, HB; Rages, K.; Lockwood, GW; et al. Noi măsurători ale vântului lui Uranus // Icarus . - Elsevier , 2001. - Vol. 153 . - P. 229-235 . - doi : 10.1006/icar.2001.6689 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ Devitt, Terry Keck apropie vremea ciudată din Uranus (link nu este disponibil) . Universitatea din Wisconsin-Madison (2004). Preluat la 24 decembrie 2006. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 Hammel, H. B.; Lockwood, G. W. Variabilitatea atmosferică pe termen lung pe Uranus și Neptun (engleză) // Icarus : journal. — Elsevier , 2007. — Vol. 186 . - P. 291-301 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.08.027 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 12 Lockwood, G.W .; Jerzykiewicz, Mikołaj. Variabilitatea fotometrică a lui Uranus și Neptun, 1950–2004 (engleză) // Icarus : jurnal. - Elsevier , 2006. - Vol. 180 . - P. 442-452 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.09.009 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ Klein, M.J.; Hofstadter, M. D. Variații pe termen lung ale temperaturii luminozității cu microunde a atmosferei lui Uranus // Icarus : jurnal. - Elsevier , 2006. - Vol. 184 . - P. 170-180 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.012 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 Hofstadter, Mark D.; Butler, Bryan J. Schimbarea sezonieră în atmosfera profundă a lui Uranus // Icarus . - Elsevier , 2003. - Vol. 165 . - P. 168-180 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00174-X . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 3 4 5 Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. Formarea lui Uranus și Neptun în regiunea Jupiter-Saturn a sistemului solar // Nature : journal. - 1999. - Vol. 402 . - P. 635-638 . - doi : 10.1038/45185 . Arhivat 21 mai 2019.
↑ 1 2 3 4 5 Brunini, Adrian; Fernandez, Julio A. Simulări numerice ale acreției lui Uranus și Neptun // Plan . știință spațială. : jurnal. - 1999. - Vol. 47 . - P. 591-605 . - doi : 10.1016/S0032-0633(98)00140-8 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ 1 2 Sheppard, Scott S.; Jewitt, David ; Kleyna, ian. Un sondaj ultraprofund pentru sateliții neregulați ai lui Uranus: Limite ale completității // The Astronomical Journal : jurnal. - Editura IOP , 2006. - Vol. 129 . - P. 518-525 . - doi : 10.1086/426329 . Arhivat 15 martie 2020.
↑ Uranus (link în jos) . nineplanets.org. Preluat la 3 iulie 2007. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Oceane subterane și interioare adânci ale sateliților planetei exterioare de dimensiuni medii și obiectelor mari trans-neptuniene (engleză) // Icarus : journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 . - P. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
↑ Marzari, F.; Dotto, E.; Davis, D. R.; et al. Modelarea perturbării și reacumulării Mirandei // Astron . Astrophys. : jurnal. - 1998. - Vol. 333 . - P. 1082-1091 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010803 . Arhivat din original pe 8 martie 2008.
↑ Voyager: Misiunea Interstelară: Uranus . JPL (2004). Consultat la 9 iunie 2007. Arhivat din original pe 11 august 2011. (nedefinit)
↑ China vrea să sondeze Uranus și Jupiter cu două nave spațiale pe o rachetă . space.com. Preluat la 24 septembrie 2022. Arhivat din original la 23 septembrie 2022. (nedefinit)
↑ Everett Franklin Bleiler, Richard J. Bleiler. Science Fiction: primii ani . - Kent State University Press, 1990. - P. 776. - 998 p. — ISBN 9780873384162 . Arhivat pe 22 decembrie 2018 la Wayback Machine
↑ Brian Stableford . Uranus // Science Reale și Science Fiction. O Enciclopedie . - Routledge, Taylor & Francis Group, 2006. - P. 540-541 . — 758 p. — ISBN 0-415-97460-7.
↑ 1 2 Pavel Gremlev. Giganți de gheață. Uranus și Neptun în ficțiune . - M . : Lumea fanteziei, 2011. - Nr. 93 . Arhivat din original pe 6 octombrie 2014.
↑ Charles S. Lassen. Jurnalul episodului radio al Maiorului Chuck Patrula Spațială // Patrula Spațială: Misiuni de îndrăzneală în numele televiziunii timpurii. - P. 405. - ISBN 9780786419111 . Arhivat din original pe 22 decembrie 2018.
↑ Lance Parkin. Doctor Who: o istorie a universului. - Doctor Who Books, 1996. - 273 p. — ISBN 9780426204718 .
↑ Biblioteca. New York: Mitchell Beazley/Ballantine Book. 1972.p. paisprezece.

Literatură

Minerul ED Uranus: planeta, inelele și sateliții . - Wiley, 1998. - 360 p. - ISBN 978-0-471-97398-0 .

Link -uri

Caracteristicile planetei Uranus (13 ianuarie 2019). (Rusă)
edu.nstu.ru (link inaccesibil) . Arhivat din original pe 3 februarie 2009. (nedefinit)
Uranus pe allplanets.ru
Despre Uranus (link inaccesibil) . Arhivat din original pe 24 iunie 2007. (nedefinit)
Imagini cu Uranus luate de Observatorul Keck (link inaccesibil) . Arhivat din original pe 16 noiembrie 2007. (nedefinit)

Site-uri tematice

Bombă uriașă

Dicționare și enciclopedii

În cataloagele bibliografice
BNF : 121153821 GND : 4062100-5 J9U : 987007529650205171 LCCN : sh85141296 NDL : 00576471 NKC : ph118167 VIAF : 316741874 WorldCat VIAF : 316741874

Uranus
Lunii lui Uranus	Ariel Belinda bianca Desdemona Julieta Caliban Cordelia Cressida Cupidon Mab margarita Miranda Oberon Ofelia Ambalaj Perdita O porțiune Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinand francisco
Caracteristici	Inelele lui Uranus
Deschidere	William Herschel William Lassell
Cercetare	Programul Voyager Voyager 2
Troienii lui Uranus	2011 QF99
Alte	15 Orion Uranus în cultură

Lunii lui Uranus
Listarea în grupuri în ordine crescătoare a semi-axei majore a orbitei
Sateliți interni	Cordelia Ofelia bianca Cressida Desdemona Julieta O porțiune Rosalind Cupidon Belinda Perdita Ambalaj Mab
Sateliți mari	Miranda Ariel Umbriel Titania Oberon
Sateliți neregulați	francisco Caliban Stefano Trinculo Sycorax margarita Prospero Setebos Ferdinand
Inele	Inelele lui Uranus

Explorarea lui Uranus cu nave spațiale
Zbor	Voyager 2 (1986)
Misiuni planificate	Uranus Orbiter and Probe (2031)
Vezi si	Explorarea lui Uranus
Tipul aldine indică AMC-uri active

sistem solar

Steaua centrală și planetele	Soare Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn Uranus Neptun
planete pitice	Ceres Pluton Haumea Makemake Eris Candidați Sedna Orc Quaoar Pistolă-pistol 2002 MS 4
Sateliți mari	Ganimede Titan Callisto Și despre Luna Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapet Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereidă
Sateliți / inele	Pământ / ∅ Marte Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Candidați Orca quwara
Primii asteroizi descoperiți	(1) Ceres (2) Palas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Igiea (11) Parthenope
Corpuri mici	meteoroizi asteroizi / sateliții lor aproape de Pământ centura principală troian centauri transneptunian Centura Kuiper plutino cubewano disc împrăștiat damocloide comete nor Oort
obiecte artificiale	sateliți artificiali de pământ nave spațiale interplanetare
Obiecte ipotetice	Vulcan și vulcanoizi satelitul lui Mercur sateliții lui Venus alți sateliți ai pământului contra-pământ Planeta Nouă , Tyche , Planeta X și alte planete trans-neptuniene Nemesis Foste planete: Theia , Phaeton sau Planeta V Al cincilea gigant gazos
Lista obiectelor din Sistemul Solar Obiecte astronomice