Википедија

Уран

седма планета у Сунчевом систему
(преусмерено са Uranus)
За друге употребе, погледајте страницу Уран (вишезначна одредница).

Уран (симбол: ⛢) је седма планета од Сунца, трећа највећа и четврта најмасивнија планета у Сунчевом систему. Добио је име по старогрчком божанству неба Урану, оцу Хрона (Сатурна) и деди Зевса (Јупитера).[9] Уран је прва планета откривена у модерним временима. Иако је видљив голим оком као и остале раније откривене планете, посматрачи га нису признавали за планету због његове слабе видљивости.[10] Вилхелм Хершел је објавио његово откриће 13. марта 1781, проширивши познате границе Сунчевог система по први пут у новијој историји. Уран је такође прва планета откривена телескопом.

Уран ⛢
Уран
Уран
Откриће
Открио Вилхелм Хершел
Датум открића 13. март 1781.
Орбиталне карактеристике
Афел 3,003.62[1] × 106 km
Перихел 2.741,30[1] × 106 km
Велика полуоса 2.872,46 × 106 km
19,19126393 АЈ[1] × 106 km
Екцентрицитет 0,04716771[1]
Сидерички период 30.685,4[1][2][3] дана
Средња орбитална брзина 6,81[1][4] km/s
Максимална орбитална брзина 7,11[1] km/s
Минимална орбитална брзина 6,49[1] km/s
Инклинација 0,76986[1]
Лонгитуда узлазног чвора 74,22988[1]
Сидерички период ротације -17,24[1] сати
Трајање дана 17,24[1] сати
Природни сателит 27[1]
Физичке карактеристике
Средњи полупречник 25.362[1] km
Екваторијални полупречник 25.559[1][5] km
Поларни полупречник 24.973[1] km
Елиптицитет 0,02293[1]
Маса 86.832[1][6] × 1024 kg
Запремина 6.833[1] × 1010 km3
Густина 1.270[1] g/cm3
Друга космичка брзина 21,3[1] km/s
Албедо 0,300 (Бонд)
0,51 (геом.)[1]
Привидна магнитуда -7,19[1]
Соларна озраченост 3,71[1] W/m2
Tемпература црног тела 58,2[1] K
Момент инерције 0,225[1][7]
Удаљеност 2719,99[1] × 106 km
Максимална удаљеност 3157,3[1][8] × 106 km
Минимална удаљеност 2581,9[1] × 106 km
Ректасцензија Северног пола 257,43[1]
Деклинација Северног пола -15,10[1]
Атмосфера

Уран и Нептун имају другачији унутрашњи и атмосферски састав од већих гасовитих дивова Јупитера и Сатурна. Због тога их астрономи понекад сврставају у посебну категорију „ледени дивови“. Уранова атмосфера, иако је попут Јупитерове и Сатурнове састављена претежно од водоника и хелијума, садржи и велике проценте воденог, амонијачног и метанског леда, уз уобичајене трагове угљоводоника.[11] Атмосфера Урана је најхладнија планетарна атмосфера у Сунчевом систему, уз најнижу температуру од 49 K (−224 °C). Атмосфера има сложену слојевиту структуру, са водом за коју се мисли да чини најниже облаке, а за метан се мисли да чини највише слојеве облака.[12]

Као и остале планете-џинови, и Уран има систем прстенова (до сада откривено 13), магнетосферу и 27 сателита. Уранов систем има јединствену конфигурацију међу планетама Сунчевог система, пошто је његова оса ротације положена на бок, скоро у раван његове револуције око Сунца; његов јужни и северни пол леже тамо где је већини планета екватор. Слике са Војаџера 2 су приказале Уран као незанимљиву планету без облака или олуја које су имале друге планете-џинови. Међутим, посматрачи са Земље су недавних година приметили знаке сезонских промена и појачане активности ветра, када се Уран приближи својој равнодневници.

Физичке особине

уреди
 
Успоредба величина између Земље и Урана.

Уран спада у гасовите дивове, као и Јупитер, Сатурн и Нептун. Сматра се да, као и Нептун, има мало камено језгро. На језгро се наставља омотач од воденог леда, метана и амонијака, који према ван поступно прелази у атмосферу.[11] Уран, за разлику од осталих гасовитих дивова, нема властити извор топлоте у унутрашњости.

Најнижа температура је измерена на нивоу са притиском од 100 милибара и износи 52 K. Изнад тог слоја температура расте до 150 K (-123 °C) у разријеђеној горњој атмосфери. Температура према унутрашњости расте до неколико хиљада °C. За време проласка летелице Војаџер 2 Уранов јужни пол је био окренут Сунцу. Из тога произлази да би поларна подручја требало да буду топлија од екваторских што, из непознатих разлога, ипак није случај..[13]

Физичка својства планета условљена су масом и количином Сунчевог зрачења. Маса Урана и Нептуна је битно мања од маса Јупитера и Сатурна, па је мањи и удео водоника и хелијума у укупној маси планета. Посебно је густина Нептуна већа. У Урановој атмосфери налази се више метана него у Нептуновој. Уран је зеленкастомодрикасте боје баш зато што метан упија светлост комплементарних боја. Равнотежа температура износи код Урана 64 K, а код Нептуна 51 K, док инфрацрвено зрачење открива да се у атмосфери налази слој температуре повишене до 100 K на Урану, а до 140 K на Нептуну. У тим слојевима метан и водоник морају бити гасовити, док амонијак прелази из гасовитог стање у текуће и чврсто.[14]

Атмосфера

уреди
 
Унутрашња грађа планете Уран.

Уранова атмосфера се састоји великом већином од водоника (83%) и хелијума (15%), нешто мало метана (2%), а воде и амонијака има у траговима. Метан у атмосфери даје Урану карактеристичну модрозелену боју јер упија светлост комплементарних боја. Атмосфера Урана је готово безлична. Провидна је и чиста до великих дубина гдје се налазе облаци смрзнутог метана. Поларно подручје је прекривено сумаглицом. Ветрови на екватору дувају брзинама до 50 m/s, знатно спорије него на другим плиновитим дивовима.[15]

Уран показује појасеве паралелне с екватором, али врло тешко уочљиве, чак и уз рачунарску обраду слика. Међутим, новије фотографије телескопа Хабл показују све већу и већу активност у Урановој атмосфери. Хабл је током 1998. снимио чак 20 светлих облака на различитим висинама. Светле облаке вероватно чине кристали метана. Сумња се да су промене настале услед промене оријентације Урана према Сунцу. Наиме, Сунце обасјава подручја све ближе екватору, па смена дана и ноћи има све већу утицај на температуру појединих делова Урана. На Урану се, заправо, догађа смена годишњих доба. Око године 2007, Сунце је било изнад Урановог екватора.

Орбита и ротација

уреди

Један Уранов обилазак око Сунца траје 83,83 године.[16] Уран се окрене око своје осе за 17 сати и 14 минута.[17] Као и сва гасовита тела има диференцијалну ротацију (трајање дана зависи од удаљености од екватора), али бржу при половима.[18]

Уран се обрће око своје осе у супротном смеру од већине планета у Сунчевом систему (ретроградно гибање).[19][20]

Уран је необичан по томе што је окренут „на бок“, тј. оса ротације му је нагнута чак 98° у односу на путању око Сунца.[21] Ово значи да су полови отприлике тамо где се на другим планетама налази екватор. Најприхваћенија теорија о узроку ове појаве је судар с телом величине Земље приликом формирања Сунчевог система.

Магнетно поље

уреди
 
Ураново магнетско поље.

Ураново магнетно поље је нагнуто чак 55° према оси ротације, а сматра се да настаје релативно близу површине. Интензитет Урановог магнетног поља отприлике одговара Земљином пољу, иако Ураново поље знатно варира од места до места због великог одмака извора поља од средишта планете. Извор магнетног поља је непознат.

Као и код осталих планета с магнетним пољима, постоји магнетни реп у смеру супротном од Сунца, који се код Урана протеже најмање 10 милиона km иза планете. Велики нагиб осе ротације планете заједно с нагибом магнетног поља чини магнетни реп завијеним у спиралу.

Уранови сателити

уреди
Главни чланак: Уранови природни сателити
 
Већи месеци Урана уређени по удаљености (слева надесно), приказани у њиховом релативном односу величине

До данас је пронађено укупно 27 Уранових сателита.[22] Уран је све донедавно, са својих тадашњих 20 познатих сателита, држао рекорд у Сунчеву систему, док га недавно нису претекли Сатурн са 31 и Јупитер с укупно 61 сателитом. За разлику од осталих планета чији сателити добивају имена по митским ликовима, Уранови сателити су добијали имена ликова из дела Вилијама Шекспира и Александра Поупа.[23][24]

Уранови сателити се могу поделити у три групе:

У опсежним извјештајима о сусрету с Ураном, екипа од 40 научника је закључила су густине Уранових сателита знатно веће од густине Сатурнових сателита. Подаци с Војаџера 2 показали су да су два већа унутрашња Уранова сателита, Аријел и Умбријел, лакши по саставу од спољашњих сателита, Титаније и Оберона, што је врло необично. Миранда показује низ најразноличнијих геолошких облика. Прекривена је долинама, стрминама, пукотинама, кратерима, терасама. Ариел има бројне расједе и јарке, те много кружних удубина. Умбриел има површину с много ударних кратера, а истиче се један са светлим прстеном. Титанија уз бројне кратере показује сложени систем кањона. Оберон носи неколико великих ударних кратера. Просечна густина тих небеских тела сведочи о великом уделу воде.

Уранов сателитски систем је најмање масиван међу системима гигантских планета; комбинована маса пет главних сателита је мања од половине масе Тритона (највећег месеца Нептуна).[6] Највећи Уранов сателит, Титанија, има пречник од само 788.9 km, или мање од половине Месеца, и нешто је већи од Реје, другог по величини месеца Сатурна, те је Титанија осми по величини месец Соларног Система. Уранови сателити имају релативно мали албедос; у опсегу од 0.20 за Умбриел до 0.35 за Ариел (у зеленом светлу).[13] Они су ледено каменити конгломерати који се састоје од око 50% леда и 50% камена. Лед може да садржи амонијак и угљен-диоксид.[25][26]

Међу Урановим сателитима, Ариел изгледа да има најмлађу површину са најмањим бројем импактних кратера и Умбриел је најстарији.[13][25] Миранда има раседне кањоне дубоке 20 km, терасне нивое, и хаотичне варијације старости и својстава површине.[13] Постоје индикације да је Мирандина геолошка активност у прошлости била вођена плимским загревањем у време кад је њена орбитала била у већој мери ексцентрична него данас, вероватно услед раније 3:1 орбиталне резонанце са Умбриелом.[27] Еxтензиони процеси асоцирани са откривањем дијапира су вероватно узрок Мирандине короне која наликује на тркачке стазе.[28][29] Сматра се да је Ариел некад имао 4:1 резонанцу са Титанијом.[30]

Уран има најмање једног потковичастог орбитера који заузима Сунце–Уран L3 лагранжову тачку — гравитационо нестабилни регион са 180° у својој орбити, 83982 Крантор.[31][32] Крантор се креће унутар комплекса Урановог коорбиталног региона, привремене потковичасте орбите. 2010 EU65 је такође могући кандидат Урановог потковичастог либратора.[32]

Уранови прстенови

уреди
 
Уранов систем прстенова

Године 1977, за време помрачења звезде Сигма Кентаура Ураном, примећена је једна непредвиђена појава. Наиме, звезда није нагло нестала иза Урана, већ је пре и после помрачења 9 пута затитрала. То је био резултат проласка иза Уранових 9 прстенова.[33]

Десети и једанаести прстен су откривени касније, 1985. године (Војаџер 2). Редом од Урана према спољашњости налазе се прстенови: 1986У2Р, 6, 5, 4, Алфа, Бета, Ета, Гама, Делта, Ламбда (бивши 1986У1Р) и Епсилон.[13]

У децембру 2005. Хабл је открио пар претходно непознатих прстенова.[13] Највећи прстен се налази на два пута већој удаљености од планете од претходно познатих прстенова. Ови нови прстенови су на толикој удаљености, да се зову спољашњи систем прстенова. Хабл је такође приметио и два мала сателита, од којих Маб дели орбиту са најудаљенијим новооткривеним прстеном.[34][35][36]

Већина прстенова је широка тек неколико километара, осим прстена 1986У2Р који је широк 2500 km. Албедо прстенова је само 0.03 (одбијају тек 3% светлости). Прстенови су елиптични, посебно спољашњи, и не изгледају целовити као Сатурнови прстенови. Најудаљенији прстен, Епсилон, уједно је и најсветлији. Величина честица од којих се прстенови састоје је у распону од прашине до 10-метарских громада. Радио-мерења су показала да Епсилону недостају честице мање од неколико дециметара. Ретка Уранова спољашња атмосфера водоника би могла бити одговорна за овај недостатак.

Прстенови се састоје од екстремно тамних честица, које варирају у величини од микрометра до фракције метра.[13] Претпоставља се да је материја прстенова некад била део једног или више месеца који су разбијени сударима теле с великим брзинама. Из бројних делова насталих остатака само је неколико честица остало, у стабилним зонама које кореспондирају локацијама садашњих прстенова.[25][37]

Историја људског истраживања

уреди

Уран је прва планета откривена у модерно доба. Открио га је Вилхелм Хершел, за време систематског претраживања неба, 13. марта 1781. године. Хершел је у почетку мислио да је угледао комету. Уран је, заправо, виђен и много пута пре (на граници је видљивости голим оком), али је био уврштен у карте као обична звезда. Џон Флемстид га је 1690. каталогизовао као 34 Таури (34 Бика).

Хершел је након неколико година (1787) открио и 2 велика Уранова сателита Титанију и Оберон, а Ласелл је 1851. открио Аријел и Умбриејл. Миранда, најмањи од 5 великих Уранових сателита, откривена је 1948. (Којпер).

Само једна летелица је посетила Уран: Војаџер 2, који је 24. јануара 1986. прошао 81.500 km изнад врхова Уранових облака. Тада је фотографисано 5 познатих Уранових сателита, и откривено нових 10 сателита унутар Мирандине путање (Корделија, Офелија, Бјанка, Кресида, Дездемона, Јулија, Порција, Розалинда, Белинда и Пак). Војаџер 2 је открио и два нова Уранова прстена.

У новије време се поново (уз помоћ старих Војаџерових фотографија и посматрањем путем модерних телескопа) откривају нови Уранови сателити. Тако су 1997. откривени Калибан и Сикоракс (Гладман), а 1999 још три сателита: Просперо (Холман), Сетебос (Кавеларс) и Стефано (Каркоча).

Референце

уреди
  1. ^ а б в г д ђ е ж з и ј к л љ м н њ о п р с т ћ у ф х ц ч џ ш аа „Uranus Fact Sheet”. NASA. Приступљено 28. 11. 2012. 
  2. ^ Munsell, Kirk (14. 5. 2007). „NASA: Solar System Exploration: Planets: Uranus: Facts & Figures”. NASA. Архивирано из оригинала 09. 11. 2015. г. Приступљено 13. 8. 2007. 
  3. ^ Seligman, Courtney. „Rotation Period and Day Length”. Приступљено 13. 9. 2009. 
  4. ^ Williams, Dr. David R. (31. 1. 2005). „Uranus Fact Sheet”. NASA. Приступљено 10. 8. 2007. 
  5. ^ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; et al. (2007). „Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155—180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. 
  6. ^ а б 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. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211. 
  7. ^ de 2015, стр. 250
  8. ^ Espenak, Fred (2005). „Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006”. NASA. Архивирано из оригинала 26. 6. 2007. г. Приступљено 14. 6. 2007. 
  9. ^ „Uranus”. Oxford English Dictionary (2 изд.). 1989. 
  10. ^ „MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program”. Monterey Institute for Research in Astronomy. Архивирано из оригинала 11. 08. 2011. г. Приступљено 27. 8. 2007. 
  11. ^ а б Lunine, Jonathan I. (1993). „The Atmospheres of Uranus and Neptune”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31: 217—263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. 
  12. ^ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). „Comparative models of Uranus and Neptune”. Planetary and Space Science. 43 (12): 1517—1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  13. ^ а б в г д ђ е Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (4. 7. 1986). „Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results”. Science. 233 (4759): 43—64. Bibcode:1986Sci...233...43S. PMID 17812889. doi:10.1126/science.233.4759.43. 
  14. ^ Vladis Vujnović : "Astronomija", Školska knjiga, 1989.
  15. ^ Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. (2005). „Dynamics of cloud features on Uranus”. Icarus. 179 (2): 459—484. Bibcode:2005Icar..179..459S. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022. 
  16. ^ „Next Stop Uranus”. 1986. Приступљено 9. 6. 2007. 
  17. ^ Gierasch, Peter J. & Nicholson, Philip D. (2004). „Uranus” (PDF). World Book. Архивирано из оригинала (PDF) 02. 04. 2015. г. Приступљено 8. 3. 2015. 
  18. ^ O'Connor, J J. & Robertson, E. F. (1996). „Mathematical discovery of planets”. Архивирано из оригинала 12. 06. 2015. г. Приступљено 13. 6. 2007. 
  19. ^ Hammel, Heidi B. (5. 9. 2006). „Uranus nears Equinox” (PDF). A report from the 2006 Pasadena Workshop. Архивирано из оригинала (PDF) 25. 2. 2009. г. 
  20. ^ „Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus”. Science Daily. Приступљено 16. 4. 2007. 
  21. ^ Sromovsky, Lawrence. „Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus”. University of Wisconsin Madison. Приступљено 12. 3. 2017. 
  22. ^ Sheppard, S. S.; Jewitt, D.; Kleyna, J. (2005). „An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness”. The Astronomical Journal. 129: 518. Bibcode:2005AJ....129..518S. arXiv:astro-ph/0410059  . doi:10.1086/426329. 
  23. ^ а б Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). „Uranus: What Happened Here?”. Ур.: Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. Introduction to Planetary Science. Introduction to Planetary Science. Springer Netherlands. стр. 369. ISBN 978-1-4020-5233-0. doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_18. 
  24. ^ „Uranus”. nineplanets.org. Архивирано из оригинала 11. 08. 2011. г. Приступљено 3. 7. 2007. 
  25. ^ а б в „Voyager Uranus Science Summary”. NASA/JPL. 1988. Приступљено 9. 6. 2007. 
  26. ^ 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. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. 
  27. ^ Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (1990). „Tidal evolution of the Uranian satellites: III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities”. Icarus. 85 (2): 394—443. Bibcode:1990Icar...85..394T. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S. 
  28. ^ Pappalardo, R. T.; Reynolds, S. J.; Greeley, R. (1997). „Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona”. Journal of Geophysical Research. 102 (E6): 13,369—13,380. Bibcode:1997JGR...10213369P. doi:10.1029/97JE00802. 
  29. ^ Chaikin, Andrew (16. 10. 2001). „Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists”. Space.Com. ImaginovaCorp. Архивирано из оригинала 9. 7. 2008. г. Приступљено 7. 12. 2007. 
  30. ^ Tittemore, W. C. (1990). „Tidal heating of Ariel”. Icarus. 87 (1): 110—139. Bibcode:1990Icar...87..110T. doi:10.1016/0019-1035(90)90024-4. 
  31. ^ Gallardo, T. (2006). „Atlas of the mean motion resonances in the Solar System”. Icarus. 184 (1): 29—38. Bibcode:2006Icar..184...29G. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.001. 
  32. ^ а б de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R. (2013). „Crantor, a short-lived horseshoe companion to Uranus”. Astronomy and Astrophysics. 551: A114. Bibcode:2013A&A...551A.114D. arXiv:1301.0770  . doi:10.1051/0004-6361/201220646. 
  33. ^ Elliot, J. L.; Dunham, E.; Mink, D. (1977). „The rings of Uranus”. Cornell University. Приступљено 9. 6. 2007. 
  34. ^ „NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus”. Hubblesite. 2005. Приступљено 9. 6. 2007. 
  35. ^ 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 (5770): 92—94. Bibcode:2006Sci...312...92D. PMID 16601188. doi:10.1126/science.1125110. 
  36. ^ Sanders, Robert (6. 4. 2006). „Blue ring discovered around Uranus”. UC Berkeley News. Приступљено 3. 10. 2006. 
  37. ^ Esposito, L.W. (2002). „Planetary rings”. Reports on Progress in Physics. 65 (12): 1741—1783. Bibcode:2002RPPh...65.1741E. ISBN 978-0-521-36222-1. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. 

Литература

уреди

Спољашње везе

уреди
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Уран&oldid=28116254”