Vikipediya ?

Uran (planet)

UranGünəşə yaxınlığına görə yeddinci planet. Günəş sistemində radiusuna görə üçüncü, kütləsinə görə dördüncü ən böyük planetdir. Uranın tərkibi Neptunun tərkibi ilə eynidir, hər ikisində də eyni kimyəvi elementlər mövcuddur, bu tərkib hissələri onları böyük qaz nəhəngləri olan YupiterSaturndan fərqləndirir. Bu səbəblə, alimlər Uran və Neptunu qaz nəhənglərindən ayırmaq üçün onları "buz nəhəngləri" kimi təsnif edirlər. Uranın atmosferinin əsasən hidrogenhelium tərkibi ilə SaturnYupiterin atmosferinə oxşarlığına baxmayaraq, ammonyak, metan və başqa hidrokarbonlarla birlikdə tərkibində daha çox buz mövcuddur. Uran minumum 49 K (−224 °C; −371 °F) temperatur ilə Günəş sistemində ən soyuq atmosferə sahibdir. Uran kompleks təbəqəli bulud strukturuna sahibdir. Ən aşağı təbəqədəki buludlarda su, ən üst təbəqədəki buludlarda isə metan olduğu düşünülür. Uranın daxili əsasən buz və qayalıq maddədən təşkil olunmuşdur.

Uran Uranus symbol.svg
Uranus2.jpg
Uranın Voyacer 2 tərəfindən 1986-cı ildə çəkilmiş şəkli.
Kəşfi
Kəşf edən Uilyam Herşel
Kəşf yeri Bat, Böyük Britaniya
Kəşf tarixi 13 mart 1781
Kəşf üsulu birbaşa müşahidə
Orbital xarakteristikası
Dövr J2000
Afelisi 20,11 AV
Perigelisi 18,33 AV
Böyük yarımoxu
19,2184 AV
0.046381
Siderik fırlanma dövrü
30.688,5 gün
84,323 326 il
Sinodik fırlanma dövrü
369,66 gün
Orbital sürəti
6,80 km/s
142,955717°
0.773° ekliptə nisbətən
6,48° Günəş ekvatoruna nisbətən
1.02° sabit müstəviyə nisbətən
73,989821°
96,541318°
Kəşf edilmiş peykləri 27
Fiziki xarakteristikaları
Orta radiusu
25.362±7 km
Ekvator radiusu
25.559±4 km
Qütb radiusu
24.973±20 km
0,0229±0,0008
Böyük dairəsinin çevrəsi 159.354,1 km
Səthinin sahəsi
8,1156×109 km²
15,91 Yer sahəsi
Həcmi 6,833×1013 km³
63,086 Yer həcmi
Kütləsi 8,6832×1025 kq
14,536 Yer kütləsi
Orta sıxlığı
1,27 q/sm³
8,69 m/s²
0,886 g
0,23 (təxmini)
İkinci kosmik sürəti
21,3 km/s
-0,71833 gün (retroqrad)
17 s 14 dəq 24 san
Ekvatorial fırlanma sürəti
2,59 km/san
Şimal qütbünün düz qalxması
17 s 9 dəq 15 san
257,311°
Şimal qütbünün meyllənməsi
−15,175°
Albedo 0,300 ()
0,51 ()
Səth temp. min orta maks
1 bar dərəcəsi 76 K
0,1 bar
(tropopauz)
49 K 53 K 57 K
0,1 bar (Selsi) −224 °C −220 °C −216 °C
5,38 – 6,03
3,3"—4,1"
Atmosfer
27,7 km
Atmosfer tərkibi (1.3 bar aşağı)
  • 83 ± 3% Hidrogen (H2)
  • 15 ± 3% Helium (He)
  • 2.3% metan (CH4)
  • 0.009% (0.007–0.015%) Hidrogen deytrat (HD)
  • Hidrogen sulfid (H2S)

Buz:

Digər nəhəng planetlər kimi Uranın bir halqa sistemi, bir maqnitosferi və çox sayda peyki vardır. Uran sisteminin digər planetlərdən fərqləndirən özünəməxsus konfiqurasiyası var. Onun fırlanma oxu yana əyilmiş şəkildədir və buna görə də, digər planetlərin ekvatorları olan bölgə onun şimal və cənub qütbləridir. 1986-cı ildə Voyager 2-dən gələn görüntülər Uranı görünən işıqda digər nəhəng planetlərlə əlaqəli bulud qrupları və ya tufanları olmayan xüsusiyyətsiz planet kimi göstərdi.Yerdən həyata keçirilən müşahidələr 2007-ci ildə Uran özünün ekinoksuna yaxınlaşdığı zaman onda mövsümi dəyişikliklər və hava aktivliyi olduğunu göstərdi.Uranda küləyin sürəti saniyədə 250 metrə çatır (900 km/saat).

Uran yeganə planetdir ki, adı birbaşa, yunan mifologiyasındaki yunan səma tanrısının latın versiyası olan Ūranus dan gəlir.

Mündəricat

Tarixi

Beş klassik planet kimi adi gözlə görülə bilməsinə baxmayaraq, sönüklüyü və yavaş orbitə sahib olmasına görə qədim müşahidəçiləri tərəfindən planet hesab edilməyib.Uilyam Herşel Uranın 1781-ci ilin mart ayındakı kəşfini elan etmiş və tarixdə birinci dəfə Günəş sisteminin sərhədləri genişləndirilmişdir. Uran, həmçinin, teleskopla kəşf edilən ilk planet idi.

Kəşfi

 
Uilyam Herşel
 
Herşelin Uranı kəşf etmək üçün istifadə etdiyi teleskopun kopiyası

Uranı 1781-ci ildə Uilyam Herşel kəşf etdi. Uran planet olaraq hesab edilməmişdən əvvəl bir neçə dəfə müşahidə edilmişdir, ancaq çoxu onun ulduz olduğunu zənn etmişdir. Məlum olan ən əvvəlki müşahidə, b.e.ə 128-ci ildə Hipparx tərəfindən həyata keçirilmişdir. O, Uranı ulduz olaraq qeydə alıb özünün ulduz kataloquna yerləşdirmişdir, sonralar bu, Ptolemeyin Almeqestinə əlavə edilmişdir. Ən erkən nişanlama 1690-cı ildə oldu, onu ən azı altı dəfə müşahidə edərək Tauri 34 olaraq kataloqlamışdır. Fransız astronom Uranı 1750-1769-cu illər arası an azı 12 dəfə müşahidə etmişdir.

Uilyam Herşel 13 mart 1781-ci ildə Uranı İngiltərəBatdaki Nyu King küçəsindəki evinin bağından müşahidə etdi (indiki Herşel Astronomiya Müzeyi) və başlanğıcda, onu kometa olaraq elan etdi (26 aprel 1781-ci il). Herşel özünün dizayn etdiyi teleskopu istifadə edərək "hərəkətsiz ulduzların paralaksının bir sıra müşahidəsi ilə məşğul idi".

Herşel öz jurnalında yazmışdı: "ζ Tauri yaxınlığında yerləşən dumanvari ulduz və ya bir komet". 17 mart tarixində o, belə bir qeyd aldı: "Mən kometa və ya dumanvari ulduz axtarırdım və onun kometa olduğu aşkar olundu ona görə ki, o mövqeyini dəyişirdi." Herşel kəşfini Kral Cəmiyyətinə təqdim edəndə komet kəşf etdiyini təsdiqləməyə dəvam etdi, həmçinin onu bir planet ilə də müqayisə etdi:

  Mən kometi gördüyümdə güc 227 idi. Təcrübələrimdən bilirəm ki, hərəkətsiz ulduzların diametrləri, planetlərdə olduğu kimi yüksək gücə sahib şəkildə mütənasüb olaraq böyümür; buna görə də mən güc 460 və 932-ni istifadə etdim və aşkar etdim ki, kometin diametri elə olduğu kimi mütənasüb şəkildə böyüyürdü, gümanıma əsasən o hərəkətsiz ulduz deyildi və müqayisə etdiyim ulduzların diyametri həmin ölçü ilə artmırdı. Üstəlik komet işığının qəbul edə biləcəyindən çox daha böyüyürdü, bu böyük güclə dumanlı və təyin edilməsi çətin şəkildə görünürdü, ancaq ulduzların parıltısını və aydınlığını saxladığını, mən minlərlə müşahidəmdən bilirdim. Nəticələr mənim təxminlərimi doğru çıxardırdı və bu da bizim axır vaxtlar müşahidə etdiyimiz şeyin komet olduğunu sübuta yetirir.  

Herşel kəşfini Krallıq Astronomu a bildirdi və 1781-ci ilin 23 aprel tarixində bu cavabı aldı:

  Mən bilmirəm onu nə adlandıram. Onun günəşin ətrafında dairəvi orbitdə hərəkət edən sadə bir planet olması ehtimalı böyükdür, zira komet çox ekssentrik ellipsdə hərəkət edir. Mən hələ onun komasını və ya quyruğunu görməmişəm.  

Herşel kəşf etdiyi obyekti komet olaraq xarakterizə etməyə dəvam etsə də, digər astronomlar başqa cür şübhələnməyə başlamışdılar. İlk dəfə obyektin orbitini Rusiyada fəaliyyət göstərən fin-isveç astronomu hesabladı. Obyektin təxminən dairəvi olan orbitə sahib olması belə bir mülahizə ortaya çıxardırdı ki, o komet deyil bir planetdir. Berlinli astronom Herşelin kəşfini "indiyə kimi hərəkətli ulduz sayılan Saturnun orbitinin arxa tərəfində dövrə vuran naməlum obyekt " olaraq təsvir etdi. Bode təxminən dairəvi olan orbitin komet orbitindən çox planet orbitinə oxşar olduğu qənaətinə gəldi. Obyekt tezliklə universal şəkildə yeni bir planet olaraq qəbul edildi. 1783-cü ildə Herşel bu faktı Kral Cəmiyyətinin prezidenti Cozef Banksa tanıtdı: Avropanın nüfuzlu astronomları tərəfindən həyata keçirilmiş müşahidələrdən belə görünür ki, 1781-ci ilin mart ayında kəşf etmə şərəfi mənə düşən bu yeni ulduz bizim Günəş sistemimizin əsas planetidir. Onun bu nailiyyətinə görə Kral III Corc Herşelə illik 200 £ stipendiya təşkil etdi.

Adı

Maskelyan Herşeldən xahiş etdi: astronomiya aləmi üçün yaxşılıq et və planetinə ad qoy. Bu planet tamami ilə sənindir və bu kəşfinə görə sənə çox borcluyuq. Maskelyanın xahişinə cavab olaraq Herşel Kral III Corcun şərəfinə obyekti Georgium Sidus (Corcun ulduzu) və ya Corcun Planeti olaraq adlandırmağa qərar verdi. Bu qərarını Cosef Banksa yazdığı bir məktubda izah etdi:

  Qədim zamanın əfsanəvi dövründə adlar: Merkuri, Venera, Mars, Yupiter və Saturn onların əsas qəhramanlarının və tanrılarının şərəfinə planetlərə verildi. Günümüzün fəlsəfi dövründə eyni metoda baş vuraraq bizim yeni səma obyektini Juno, Pallas, Apollo və ya Minerva adlandırmaq tamami ilə qəbul edilməz olacaq. Hərhansı xüsusi hadisənin və ya diqqətəlayiq təsadüfün ilk nəzərə alınması onun xronologiyasına görədir: əgər kimsə gələcək dövrdə soruşsa ki, bu axrıncı tapılan planeti nə zaman kəşf etdiniz? bax onda "Kral III Corcun hökmdarlığı dövründə" cavabı çox kifayətləndirici olardı.  

Herşelin təklif etdiyi ad Britaniya xaricində populyarlıqla qarşılanmadı və alternativlər tezliklə irəli sürüldü. təklif etdi ki, planet onu kəşf edənin şərəfinə Herşel adlandırılsın. Neptun adını təklif etdi. Bu təklif ABŞ istiqlal müharibəsi dövründə Krallıq donanmasının qələbələrini yeni planeti Neptun III Corc və ya Neptun Böyük Britaniya adlandıraraq qeyd etmək fikrini bəyənən digər astronomlar tərəfindən dəstəkləndi. Bode yunan tanrısı olan Uranusun latınlaşdırılmış versiyası olan Uran adını təklif etdi. Bode adın digər planetlərdən fərqli görünməməsi üçün mifalogiyanı izlənməsini və necə ki, Saturn Yupiterin atası idisə, yeni planetə Yupiterin atası olan Uran adının qoyulmasını daha uyğun hesab etdi. 1789-cu ildə Bodenin Krallık Cəmiyyəti həmkarı Martin Klaprot kəşf etdiyi yeni elementə Bodenin təklifinə dəstək olmaq üçün uranium adını verdi. Nəticədə, Bodenin təklif etdiyi ad geniş şəkildə istifadə olunmağa başladı və Georgium Sidus adından Uran adına keçirilərək 1850-ci ildə üniversal oldu.

Mifalogiyaya əsasən, Uran (qədim yunanca: Οὐρανός; latınca: Ūranus) yunan tanrıları olan Kronun (Saturn) atası, Zevsin (Yupiter) babasıdır. Uran yeganə planetdir ki, adı birbaşa yunan tanrılarından gəlir.

Uranın iki astronomik simvolu var. Birinci simvol ♅, 1784-cü ildə Lanad tərəfindən təklif edildi. Lanad Herşelə göndərdiyi məktubda bu simvolu belə təsvir etmişdi: "un globe surmonté par la première lettre de votre nom" ("göy cismi hansı ki, sizin adınızın baş hərfi ilə üst-üstə düşür). Sonraki təklif edilmiş simvol ⛢ MarsGünəşin simvollarının hibrididir və belə hesab edilirdi ki, Uran yunan mifalogiyasında səma tanrısı olduğundan, MarsGünəşin birləşdirilmiş gücü ilə dominantlıq edir.Çin, yapon, koreyavyetnam dilində onun adı bir başa "səma kral ulduzu" (天王星) olaraq tərcümə edilir.

Orbit və fırlanması

 
Uranın Günəş ətrfında hərəkətini göstərən animasiya.
 
1998-ci il yalançı rənglərlə qurulmuş infraqırmızıya yaxın diapozonda Uranın şəkli, şəkildə Uranın bulud qrupları, halqaları və təbbi peykləri görünür. Şəkil Habbl teleskopu ilə NICMOS kamerası vasitəsi ilə çəkilmişdir

Uran Günəş ətrafında dövrünü 84 ildə tamamlayır. Günəşdən orta məsafəsi təxminən 20 AV-dir (3 milyard km; 2 milyard mil). Günəşdən minimum və maksimum məsafə arasındakı fərq, 1.8 AV-dir, bu fərq digər planetlərə nəzərən daha böyükdür, amma orbit cırtdan planet olan Plutonun orpiti qədər geniş deyildir. Günəş işığının intensivliyi məsafə kvadratına tərs mütənasib olaraq dəyişir (Uran yerə nisbətən günəşdən 20 dəfə uzaqdır) buna görə də, Uranda Günəş şüalarının intensivliyi yerdəkindən 400 dəfə azdır. Uranın orbital elementləri ilk dəfə 1783-cü ildə Pyer Simon Laplas tərəfindən hesablandı. Sonralar müşahidə edilən orbitlə nəzəri olaraq təxmin edilən orbit arasında uyğunsuzluqlar ortaya çıxdı. 1841-ci ildə ilk dəfə belə bir fikir irəli sürdü ki, bu fərqliliklər hansısa görünməyən planetlə olan qravitasiya qarşılıqlı təsiri nəticəsində meydana gəlir. 1845-ci ildə Uranın orbitini müstəqil olaraq tədqiq etməyə başladı. 1846-cı ilin 23 sentyabr tarixində Veriyerin təxmin etdiyi mövqedə bir planet müəyyən etdi. Sonradan bu planet Neptun olaraq adlandırıldı.

Uranın daxili hissələrinin fırlanma periyodu saat oxları istiqamətində 17 saat 14 dəqiqə təşkil edir. Bütün nəhəng planetlər kimi, Uranın üst atmosferində fırlanma istiqamətində güclü küləklər hökm sürür. Bəzi en dairələrində məsələn 60 dərəcə cənubda atmosferin görünən xüsusiyyətləri sürətlə yerini dəyişir, nəticədə, tam fırlanma 14 saatdan az müddətdə tamamlanır.

Ox əyriliyi

Uranın oxu 97,77° ilə əyilmiş vəziyyətdədir, buna görə də onun fırlanma oxu Günəş sistemi müstəvisinə demək olar ki, paraleldir. Bu əyrilik nəticəsində heç bir nəhəng planetdə meydana gəlməyən mövsümi dəyişikliklər formalaşır. Gündönümünə yaxın Uranın bir qütbü Günəş işıqlarını davamlı olaraq görürkən digər qütbü görmür. Sadəcə ekvatorun ətrafındaki dar zolaqda sürətli gecə-gündüz döngüsü meydana gəlir, ancaq Günəş üfüqdə batır (Yerin cənub-şimal bölgəsi). Uranın orbitinin digər tərəfində qütblərin Günəşə olan oriyentasiyası tərs çevrilmişdir. Hər bir qütb 42 il davamlı günəş işığı alır və 42 il qaranlıqda qalır.Ekinoksa yaxın Günəşin işığı Uranın ekvatoruna düşür və digər planetlərin əksəriyyətində rastlandığı kimi, gecə-gündüz döngüsü meydana gəlir. Uran ən axrıncı ekinoksuna 7 dekabr 2007-ci ildə çatdı.

Şimali yarımkürə İl Cənub yarımkürə
Qış gündönümü 1902, 1986 Yay gündönümü
Yaz ekinoksu 1923, 2007 Payız ekinoksu
Yay gündönümü 1944, 2028 Qış gündönümü
Payız ekinoksu 1965, 2049 Yaz ekinoksu

Bu ox əyriliyinin nəticələrindən biri də budur ki, orta Uran ilində, onun qütb bölgələri Günəşdən ekvator bölgələrinkindən daha çox enerji alır. Buna baxmayaraq, Uranın ekvatorundaki istilik, qütblərindəkindən çoxdur. Buna səbəb olan əsas mexanizmlər bilinmir. Həmçinin, Uranın ox əyriliyinin səbəbi də dəqiq məlum deyil, lakin bir fərziyyəyə görə, Günəş sisteminin formalaşması zamanı Uranla Yer ölçüsündə bir protoplanet toqquşmuş və onun əyilməsinə səbəb olmuşdur.Voyacer 2 1986-cı ildə Urana uçuşu zamanı planetin cənub qütbü tamami ilə Günəşə istiqamətlənmiş vəziyyətdə idi. Bu qütb Beynalxalq Astronomiya İttifaqının təyininə görə, bu cür adlandırılmışdır, belə ki, planetin hansı istiqamətə fırlanmasına baxmayaraq, həmin planetin və ya peykin şimal qütbü Günəş sisteminin dəyişməyən müstəvisinin yuxarısına doğru istiqamətlənmiş olandır. Bəzən bədənin şimal və cənub qütblərinin fırlanma istiqaməti ilə əlaqəli olaraq sağ əl qaydasına görə təyin olunan başqa bir konvensiya istifadə edilir.

Gürünmə

Əsas görünən ulduz ölçüsü 0,17-lik sapma ilə 5,68-dir, ifratlıq isə 5,38 və +6,03 təşkil edir. Bu parlaqlıq diapazonu ilə adi gözlə görünmə həddinə yaxındır. Dəyişkənliklərin çoxu Günəş tərəfindən aydınladılan və Yerdən izlənilən planetar enliklərə bağlıdır. Onun bucaq diametri 3,4-3,7 arkosaniyədir, müqayisə üçün, Saturnunki 16-20 arkosaniyə, Yupiterinki isə 32-40 arkosaniyədir. Lakin, Uranı qaranlıq səmada adi gözlə görmək mümkündür və hətta şəhər mühitində də durbinlə müşahidə etmək mümkündür. Obyektiv diametri 15-23 sm olan həvəskar teleskopunda Uran aydın əza qaranlıqlaşmasında solğun mavi disk kimi görünür. Daha böyük teleskoplarla (25 sm-lik və daha geniş), Uranın buludlarını və hətta peykləri TitaniyaOberonu görmək mümkündür.

Fiziki xarakteristikaları

Daxili strukturu

 
Yerin Uranla müqayisəsi
 
Uranın daxili strukturunun diaqramı

Uranın kütləsi 14,5 Yer kütləsi qədərdir və 4 nəhəng planet arasında ən az kütləli planetdir. Onun diametri Neptunun diametrindən azca böyük, Yerin diametrindən isə 4 dəfə böyükdür. 1.27 q/sm3 olan yoğunluğu ilə Saturndan sonra ən az yoğunluğa sahib planetdir. Bu qiymət onu göstərir ki, planet su, metanammonyak kimi müxtəlif buzlarından təşkil olunmuşdur. Uranın daxilindəki buzun kütləsi dəqiq olaraq bilinmir, çünki seçilən modelə uyğun olaraq fərqli göstəricilər əldə olunur: ehtimal edilir ki, buzun kütləsi 9,3-13,5 yer kütləsi qədərdir .Hidrogenhelium ümumi kütlənin az hissəsini təşkil edir: 0,5-1,5 Yer kütləsi. Qeyri-buz kütləsinin qalan hissəsi qayalıq maddədir (0,5-3,7 Yer kütləsi).

Uranın strukturunun standart modelinə əsasən, o üç təbəqədən meydana gəlir: mərkəzdə qayalı (silikat/dəmir-nikel) nüvə, ortada buzlu mantiya və qaz halında olan helium/hidrogen xarici təbəqə. Nüvə 0,55 Yer kütləsinə sahib və radiusu Uranın radiusunun 20%-dən azdır. Mantiyasının kütləsi 13,4 Yer kütləsi qədərdir. Üst atmosferi 0,5 Yer kütləsi qədərdir və Uranın radiusunun 20%-nə qədər genişlənir. Uranın nüvəsinin sıxlığı 9 q/sm3, mərkəzindəki təyziq 8 miliyon bar (800 GPa) və temperaturu təxminən 5000 ºK təşkil edir. Yayğın olaraq qəbul edilmişdir ki, buz mantiyası buzdan deyil, su, ammonyak və digər uçucu isti və yoğun madələrdən təşkil olunmuşdur. Su-amonyak okeanı olaraq adlandırılan bu maye yüksək elektirik keçiriciliyinə sahibdir.

Uranın dərinliyindəki İfrat təyziq və temperaturun Metan molekullarını parçaladığı və bunun nəticəsində də karbon atomlarının almaz kristallarına çevrilib mantiyaya dolu kimi yağdığı düşünülür. Lourens Livermor Milli Labaratoriyasında aparılan yüksək təzyiq təcrübələrindən əldə olunan nəticələr əsasında maye okeanında üzən almazların ola biləcəyi ehtimalı ortaya atılmışdır.

Uran və Neptunun əsas tərkib hissələri YupiterSaturnunkindən fərqlidir. Onlarda buz qazlardan çoxdur, məhz buna görə də onları buz nəhəngləri olaraq təsnif edirlər. Uranda su molekullarının hidrogenoksigen iyonlarına parçalandığı iyonlu su təbəqəsi olduğu və həmin təbəqənin daha dərinliyində isə oksigenin kristallaşdığı, ancaq hidrogenin oksigen qəfəsində sərbəst hərəkət etdiyi ifratriyonlu su olduğu fərz edilir.

Yuxarıda nəzərdə tutulan model olduqca standart olsa da, unikal deyil; digər modellər də müşahidələrlə örtüşür. Məsələn, buz mantiyasında əhəmiyyətli miqdarda hidrogen və qayalıq maddə qarışdırıldıqda, daxildəki buzun ümumi kütləsi az və müvafiq olaraq, hidrogen və qayanın ümumi kütləsi çox olacaq. Hal-hazırda mövcud olan göstəricilər ilə hansı modelin doğru olduğunu müəyyən etmək çətindir. Uranın daxili maye strukturu onun möhkəm səthə sahib olmadığını göstərir. Qazvari atmosfer tədricən daxili maye təbəqələrə keçir. Əlverişli olsun deyə, 1 bar (100 kPa) atmosfer təzyiqinin olduğu yerdə qurulan fırlanan sıxılmış sferoid, şərti olaraq "səth" olaraq təyin edilir. Uyğun olaraq, onun ekvatorial və polyar radiusu 25.559 ± 4 və 24.973 ± 20 km-dir. Bu səth bütöv məqalə boyunca hündürlük üçün sıfır nöqtəsi olaraq istifadə ediləcək.

Daxili istiliyi

Uranın daxili istiliyi digər nəhəng planetlərə nisbətən nəzərə çarpacaq dərəcədə aşağıdır; astronomik terminlərlə ifadə edilsə, aşağı a sahibdir. Uranın daxili temperaturunun nəyə görə bu qədər aşağı olmasının səbəbi hələ də qeyri-müəyyəndir. Urana tərkib hissələrinə və ölçüsünə görə oxşar olan Neptun, Urandan 2,61 dəfə çox Günəşdən aldığı enerjini fəzaya şüalandırır. Bunun əksinə olaraq, Uran həddindən artıq istiliyi demək olar ki, şüalandırmır. Uran tərəfindən şüalandırılan ümumi güc uzaq infraqırmızı spektrdə atmosferinin udduğu enerjinin təqribi olaraq 1,06 ± 0,08 dəfəsidir. Uranın termal axını 0,042±0,047 V/m2 təşkil edir. Bu göstərici yerin daxili termal axınından azdır (Yerin daxili termal axını; 0,075 V/m2). Uranda ən aşağı temperatur onun tropopauzunda qeydə alındı (−224,2 °C). Bu göstərici ilə Uran Günəş sisteminin ən soyuq planetidir.

Uranın belə soyuq olmasını açıqlamaq üçün irəli sürülən bir hipotezə görə, böyük kütləli bir cisimlə keçirdiyi toqquşma zamanı onun əvvəlki istiliyi xaricə yayılmış və nüvəsindəki temperaturunun tükənməsinə səbəb olmuşdur. Bu zərbə hipotezi, həmçinin, Uranın ox əyriliyinin səbəbini açıqlamaq üçün də istifadə olunmuşdur. Digər bir hipotezə görə, Uranın üst təbəqəsində mövcud olan bariyer nüvəsindəki istiliyin səthə çatmasına maneə olur. Misal üçün, konveksiya qurluş cəhətdən fərqli təbəqələrdə meydana gəlir və yuxarıya doğru istilik nəqlinin qarşısını alır; ehtimal ki, ikiqat diffuziv konveksiya məhtudlaşdırıcı faktordur.

Atmosferi

 
OPAL programı əsnasında çəkilmiş Uranın atmosferinin şəkli.

Uranın daxili hissələrinin yaxşı təyin edilmiş bərk səthi olmamasına rəğmən, Uranın məsafədən zondlamağa əlverişli olan ən xaricdəki qazvari təbəqəsi atmosfer adlandırılır.Məsafədən zondlamaq əlverişliliyi 1 bar (100 kPa) səviyyəsinin təxminən 300 km-ə qədər, müvafiq olaraq, 100 barlıq (10MPa) təzyiq və 320 K (47 °C; 116 °F) temperatura qədər uzanır. 1 bar təzyiq səviyyəsi altında olan incə termosfer, nominal səthdən iki planet radiusu qədər genişlənir. Uranın atmosferi üç əsas təbəqəyə bölünür: −300 km-dən 50-km hündürlüyə qədər və 100 bardan 0,1 bar təzyiq səviyyəsi aralığında olan troposfer; 50–4000 km hündürlüyündə və 0,1 bardan və 10−10 bar (10 kPa – 10 µPa) təzyiq səviyyəsi aralığında olan stratosfer və səthdən 4000 km-dən 50.000 km-ə qədər uzanan termosfer. Uranın mezsosferi yoxdur.

Tərkibi

Uranın atmosferinin tərkibi onun əsas tərkib hissələrindən fərqlənir. Atmosferin əsasən tərkibinə molekulyar hidrogenhelium daxildir. Heliumun molyar fraksiyası, yəni qaz molekulu başına helium atomlarının sayı 0,15±0,03 təşkil edir, yuxarı troposferdə kütlə fraksiyasına uyğun gələn göstərici isə 0,26 ± 0,05 təşkil edir. Bu göstərici heliumun qaz nəhənglərində olduğu kimi mərkəzdə mövcud olmadığını ifadə edən, heliumun protosolar kütlə fraksiyasına yaxındır (0,275 ± 0,01). Uranın atmosferinin üçüncü ən çox zəngin tərkib hissəsi metandır (CH4). Metan görünən və yaxın infraqırmızı diapozonda udulma zolaqlarına sahibdir, bunun nəticəsində də Uran mavi rəngdə görünür.Metan molekulları metan buludlarının aşağısında 1,3 bar (130 kPa) təzyiq səviyyəsində, molyar fraksiya ilə atmosferin 2,3% hissəsini təşkil edir. Bu göstərici Günəşdə qeydə alınan karbonun bolluğunun 20-30 dəfə çoxdur. Yuxarı atmosferdə çox aşağı temperatura görə qatılıq nisbəti azdır hansı ki, bu da doyğunluq səviyyəsini düşürüb ifrat miqdarda metanın donmasına səbəb olur. Dərin atmosferdə ammonyak, suhidrogen-sulfid kimi daha az uçucu olan madələrin bolluğu yaxşı tədqiq edilməmişdir. Ehtimal ki, onların göstəricisi Günəşdəkindən çoxdur. Metanla yanaşı Uranın stratosferində, Günəşin ultrabənövşəyi şüalarının təsiri altında metandan fotoliz vasitəsi ilə hasil edildiyi düşünülən bir miqdar müxtəlif cür hidrokarbonların mövcudluğu təsdiqlənmişdir. Bunlara daxildir: etan (C2H6), asetilen (C2H2), metilasetilen (CH3C2H), diasetilen (C2HC2H). Spektroskopik tədqiqatlar, həmçinin, aşkar etmişdir ki, Uranın üst atmosferində su buxarı, karbondioksid və karbonmonoksid vardır hansı ki, bunlar toz və komet kimi xarici mənbələrdən gəlmişdir.

Troposferi

Troposfer temperaturun hündürlüklə birlikdə azalması ilə xarakterizə edilən, atmosferin ən aşağı və ən sıx hissəsidir. Temperatur nominal səthdən -300 km-də 47 °C-dən 50 km-də −220 °C-yə qədər düşür. Troposferin ən soyuq üst bölgəsində temperatur planetar enliklərə bağlı olaraq, −224 °C və −216 °C aralığında dəyişir.Tropopauz, Uranın termal uzaq infraqırmızı emissiyalarının böyük əksəriyyətindən cavabdehdir beləlikə, onun effektiv istiliyini (−214,1 ± 0,3 °C) müəyyən edir.

Troposferin çox mürəkkəb bulud quruluşuna malik olduğu hesab edilir: irəli sürülən hipotezə görə, su buludları 50-100 bar (5 -10 MPa) təyziq aralığında, ammonium-hidrosulfid buludları 20 – 40 bar (2 to 4 MPa) təzyiq aralığında, hidrogensulfid buludları 3-10 bar (0,3-1 MPa) təzyiq aralığında və nəhayət, birbaşa aşkar edilmiş nazik metan buludları isə 1-2 bar (0,1- 0,2 MPa) təzyiq aralığında yerləşir.Troposfer atmosferin güclü küləklər, parlaq buludlar və mövsümi dəyişikliklər sərgiləyən dinamik hissəsidir.

Yuxarı atmosferi

 
Urandaki qütb parıltıları: Şəkil Habl teleskopuna bağlı Kosmik Teleskop Görüntüləmə Spektrografı tərəfindən çəkilib.


Uranın atmosferinin üçüncü təbəqəsi stratosferdir. Uranın stratosferində əsasən hündürlüklə birlikdə tropopauzda temperatur −220 °C-dən termosferə qədər 527-577 °C-yə qədər artır. Stratosferin isinməsi metan fotolizi nəticəsində atmosferin bu bölgəsində meydana gələn metan və digər hidrokarbonlar tərəfindən Günəşin ultrabənövşəyiinfraqırmızı şüalarını udması nəticəsində baş verir. İstilik həmçinin, isti termosferdən də gəlir. Hidrokarbonlar 100 km-dən 300 km qədər, 10 bar-dan 0,1 mbar-a qədər (10,00 – 0,10 hPa), −198 °C temperaturdan −103 °C temperatura qədər olan, nisbətən dar təbəqəni əhatə edir. Ən bol karbohidrogenlər hidrogenə nisbətən 10−7 qarışma nisbəti ilə, metan, asetilenetandır. Karbon monoksidin qarışma nisbəti bu hündürlüklərdə eynidir. Suyun bolluq nisbəti 7×10−9 təşkil edir. Etan və asetilen stratosferin və tropopauzun (10 mBar təzyiq səviyəsindən aşağıya) daha soyuq və aşağı hissələrində yoğunlaşmağa meyillidir, bunun nəticəsində də duman təbəqələri meydana gətirir və bu da ehtimal ki, Urana qismən yumuşaq görkəm verməkdə cavabdehdir. Uranın stratosferindəki karbohidrogenlərin konsentrasiyası digər nəhəng planetlərin stratosferlərindəkindən daha azdır.

Uranın atmosferinin ən üst təbəqəsi 800 və 850 K temperatura sahib olan termosfer və tacdır. Bu qədər yüksək istilik səviyyənin saxlanılması üçün lazım olan istilik mənbələri qeyri-müəyyəndir, nə Günəşin ultrabənövşəyi şüaları nə də, qütb parıltısı aktivliyi bu istiliyi saxlamaq üçün kifayət miqdarda enerjini təmin edə bilməz. Bunun səbəbinin stratosferdə 0,1 mBar təzyiq səviyyəsinin üstündə hidrokarbonun əksikliyindən meydana gələn zəif soyutma effektivliyi olduğu ehtimal edilir. Molekulyar hidrogendən başqa termosfer-tac çoxlu sayda sərbəst hidrogen atomlarını ehtiva edir. Onların kiçik kütləsi və yüksək temperaturu, tacın nəyə görə səthdən 50.000 km-ə qədər genişləndiyini açıqlayır. Bu genişlənmiş tac Uranın unikal cəhətidir. O, Uranın ətrafında mövcud olan xırda hissəciklərin sürtünməsinə səbəbiyyət verir, bunun nəticəsində də Uran halqalarında tozun ümumi tükənməsi baş verir. Uranın termosferi, stratosferin üst hissəsi ilə birlikdə Uranın ionosferinə uyğun gəlir. Müşahidələr göstərir ki, ionosfer 2000-dən 10.000 km-ə qədər olan bölgəni əhatə edir. Uranın ionosferi Saturn və ya Neptundan daha yoğundur. Onu stratosferdəki hidrokarbonların aşağı konsentrasiyası meydana gətirdiyi düşünülür.İonosfer əsasən Günəşin ultrabənövşəyi şüaları ilə "qidalanır" və onun sıxlığı Günəşin aktivliyinə bağlıdır.Qütb parıltıları Yupiter və Saturn ilə müqayisədə cüzidir.

Maqnitosferi

 
1986-cı ildə Voyacer 2 tərəfindən müşahidə edilmiş Uranın maqnit sahəsi

Voyacer 2-nin Urana çıxmasından əvvəl maqnitosferi ilə əlaqəli hər hansı göstəricilər əldə olunmamışdı, buna görə də onun təbiyyəti sirr olaraq qalırdı. 1986-cı ilə qədər elm adamları fərz edirdilər ki, Uranın maqnit sahəsi Günəş küləkləri ilə eyni xətdə olmalı idi ona görə ki, Uranın ekliptikində yerləşən qütbləri eyni xətdə olacaqdı.

Voyacer 2-in müşahidələri, Uranın maqnit sahəsinin, həm başlanğıcını özünün həndəsi mərkəzindən götürmədiyindən, həm də fırlanma oxu ilə 59° əmələ gətirdiyindən, onun ünikal olduğunu göstərdi. Faktiki olaraq, maqnit dipolu Uranın mərkəzindən cənub fırlanma qütbünə doğru, planet radiusunun üçdə biri qədər yerini dəyişmişdir. Bu qeyri-adi geometriya maqnitosferin yüksək assimetriyasına səbəb olur. Mümkündür ki, maqnit sahəsinin gücü cənub yarımkürəsinin səthində 0,1 qaus (10 µT), şimali yarımkürə səthində isə 1,1 qaus (110 µT) ola bilər. Səthdə orta sahə 0,23 qausdur (23 μT).Voyacer 2-nin 2017-ci ildəki göstəriciləri üzərində aparılan tədqiqatlar göstərdi ki, bu asimmetriya, Uranın maqnitosferinin bir Uran günündə, bir dəfə Günəş küləyi ilə əlaqə yaratmasına və planetin Günəş hissəciklərinə açılmasına səbəb olur. Müqayisə üçün, Yerin maqnitosferi hər iki qütbdə eyni gücə sahibdir və "maqnetik ekvatoru" təxminən onun coğrafi ekvatoruna paraleldir. Uranın dipol momenti 50 dəfə Yerinkindən güclüdür.Neptunun da eyni şəkildə yer dəyişdirmiş və əyilmiş maqnit sahəsi vardır. Elm adamları fərz edir ki, bu buz nəhənglərinin ortaq xüsusiyyətidir. Bir hipotezə görə, maqnit sahəsinin nüvələrində meydana gəldiyi, qaz nəhəngləri və qayalıq planetlərdən fərqli olaraq, buz nəhənglərinin maqnit sahəsi nisbətən, dayaz bölgələrdəki, misal üçün amoniyak-su okaenındakı hərəkətlənmədən meydana gəlir. Maqnitosferin formasının başqa mümkün izahı budur ki, Uranın daxili hissələrində maye almaz okeanı mövcuddur və maqnit sahəsini tutur.

Qəribə formasına baxmayaraq, digər cəhətdən Uranın maqnitosferi digər planetlərin maqnitosferinə oxşardır: onun təxminən 23 Uran radiusu genişliyində qövsvari zərbə dalğası, 18 Uran radiusu qədər olan maqnitopauza və tam inkişaf etmiş maqnitoquyruq və radiasiya qurşağı vardır. Ümumi olaraq, Uranın maqnitosferi Yupiterinkindən fərqlidir və Saturnunkinə daha çox bənzəyir. Uranın maqnitoquyruğu arxa fəzasına doğru milyon km-ə qədər genişlənir və onun yan tərəfi istiqamətində uzun burğu şəklində bükülür.

Uranın maqnitosferi yüklü hissəcikləri ehtiva edir: az miqdarda H2+ionu ilə birlikdə əsasən protonlarelektronlar. Daha ağır ionlar aşkar edilməmişdir. Bu hissəciklərin əksəriyyəti, ehtimal ki, termosferdən meydana gəlmişdir. Mümkündür ki, ion və elektronların enerjisi, uyğun olaraq, 4 və 1,2 meqaelektronvolt olsun. Düşük enerjili ionların (1 kiloelektronvoltdan aşağı) sıxlığı maqnitosferdə 2 sm−3 təşkil edir. Hissəciklərin populiyasiyası Uranın peykləri tərəfindən güclü təsirə məruz qalır. Peyklər onları maqnitosferdən təmizləyərək nəzərəçarpan boşluqlar meydana gətirir. Hissəciklərin axını, astronomik cəhətdən sürətli vaxt şkalasında (100.000 ildə), öz səthlərində qaralma və ya kosmik hava yaradacaq qədər yüksəkdir. Mümkündür ki, bu Uranın peyklərinin və halqalarının müntəzəm olaraq qaralmasına səbəbiyyət versin. Uran hər iki maqnetik qütbünün ətrafında parlaq qövsvari olaraq görünən, yaxşı inkişaf etmiş qütb parıltılarına sahibdir. Yupiterin qütb parıltılarından fərqli olaraq, Uranın qütb parıltıları, planetar termosferin enerji balansı nəzərindən əhəmiyyətsiz görünür.

İqlimi

 
Xəfif bulud zolaqlarının və atmosferik "kapüşonun" göründüyü, təxminən təbbi rəngdə olan (solda) və qıssa dalğa uzunluğunda olan (sağda) Uranın cənub yarımkürəsi. Şəkil Voyacer 2 tərəfindən çəkilmişdir

Ultrabənövşəyi və görünən dalğa uzunluğunda Uranın atmosferi digər nəhəng planetlərlə, hətta bənzəşdiyi Neptunun atmosferi ilə müqayisədə mülayim görkəmə sahibdir.Voyager 2 1986-cı ildə Uranın ətrafında uçduğu zaman, bütün planet miqasında buludların on xüsusiyyətini müşahidə etdi. Bu xüsusiyyətlərin azlığının bir izahı budur ki, Uranın daxili istiliyi əlamətdar şəkildə digər nəhəng planetlərdəkindən daha aşağıdır. Uranda ən aşağı temperatur, onun tropopauzunda −224 °C olaraq qeydə alınmışdır. Buna əsasən, Uran Günəş sistemindəki ən soyuq planetdir.

Zolaqlı qurluşu, küləklər və buludlar

1986-cı ildə Voyacer 2 Uranın görünən cənub yarımkürəsinin iki bölgəyə bölündüyünü aşkar etdi: parlaq qütb başlıq və qaranlıq ekvatorial zolaqlar. Onların sərhədləri −45° enliklərdə yerləşir. −45°-dən −50°-yə qədər olan enliklərdə yerləşən dar zolaq Uranın görünən səthində ən parlaq böyük cəhətidir. Onu cənub "yaxa" adlandırırlar. Başlıq və yaxanın 1,3 və 2 bar təzyiq aralığında yerləşən yoğun metan buludları bölgəsi olduğu hesab edilir. Böyük miqyaslı zolaqlı strukturdan başqa, Voyacer 2 əksəriyyətinin yaxadan şimla doğru bir neçə dərəcə uzanan, 10 ədəd kiçik bulud müəyyən etdi. 1986-cı ildə başqa hər tərəfdən, Uran dinamik olaraq "ölü" planet kimi göründü. Voyacer 2 Urana cənub yazı əsansında çatdı və şimal yarımkürəsini müşahidə edə bilmədi. 21-ci əsrin əvvələrində şimali qütb bölgəsi müşahidə edilməyə əlverişli olduqda, Habl Kosmik Teleskopuvə Kek teleskopu, başlanğıcda, şimali yarımkürədə nə yaxalıq, nə də qütb başlığı müşahidə etdi. Beləliklə, Uranın asimmetrik olduğu ortaya çıxdı: cənub qütb parlaq və cənub yaxanın şimal bölgəsi isə qaranlıqdır. 2007-ci ildə Uran ekinoksunu keçdiyində, cənub yaxa yoxa çıxdı və 45° enliklərin yaxınlığında xəfif bir şimal yaxası ortaya çıxdı.

 
Uranda müəyyən edilmiş ilk tünd ləkə. Şəkil 2006-cı ildə, Habl teleskopunun ACT cihazı vasitəsi ilə çəkilmişdir.

1990-cı illərdə müəyyən edilmiş parlaq bulud xüsusiyyətlərinin sayı əhəmiyyətli dərəcədə artdı, ona görə ki, yeni yüksək keyfiyyətli görüntüləmə metodları əlçatan olmuşdu. Görünməyə əlverişli olduğu vaxt, buludların çoxusu şimal yarımkürədə aşkar edilmişdi. Bunun ilk izahı (parlaq buludları qaranlıq bölgədə müəyyən etmək daha asandır lakin, şimal yarımkürədə parlaq yaxa onları gizlədir) səhv çıxdı. Halbuki, hər yarımkürənin buludları arasında fərqliliklər vardır. Şimal buludları daha kiçik, daha iti və daha parlaqdır. Onlar daha yüksək hündürlüklərdə yerləşir. Buludların ömrü bir neçə göstərici ilə ölçülür. Bəzi kiçik buludlar saatlarla yaşayır; cəmi bir cənub buludu, Voyacer 2-nin uçuşundan bəri aktiv ola bilər. Son müşahidələr həmçinin ortaya çıxardı ki, Uran buludları ilə Neptun buludlarının bir çox ortaq xüsusiyyətləri vardır. Məsələn, Neptunda mövcud olan tünd ləkələr, Uranda 2006-cı ildən əvvəl müşahidə edilməmişdi. Həmin 2006-cı ildə Uranın tünd ləkəsi olaraq adandırılan belə bir xüsusiyyət ilk dəfə müəyyən edildi. Belə görünür ki, Uran özünün ekinoks mövsümü əsnasında Neptun bənzəri olur.

Bir neçə bulud xüsusiyyətlərinin izlənməsi Uranın yuxarı troposferində əsən zonal küləkləri müəyyənləşdirməyə imkan yaratmışdır. Ekvatorda küləklər retrograddır, yəni planetin fırlanma istiqamətinin əksinə əsirlər. Onların sürəti −100 metr/saniyədən −50 metr/saniyəyə qədər dəyişiklik göstərir. Küləyin sürəti ekvatordan uzaqlaşdıqca artır, troposferin temperaturunun minimum olduğu yerdə isə (±20° enliklərdə) sıfıra enir. Qütblərə yaxın, küləklər prograd istiqamətinə keçirlər, yəni Uranın fırlanma istiqamətində əsirlər. Qütblərdə küləyin sürəti sıfıra enmədən əvvəl artır və ±60° enliklərdə maksimuma çatır. Küləyin sürəti ±40° enliklərdə 150 metr/saniyyədən 200 metr/saniyəyə qədər dəyişir. Yaxa paralellərin altındakı bütün buludları gizlətdiyinə görə onun və cənub qütbü arasındaki sürətləri ölçmək qeyri-mümkündür. Əksinə şimal yarımkürədə +50° enliyin yaxınlığında 240 metr/saniyəyə qədər yüksək sürətlər müşahidə edilir.

Mövsümi dəyişikliklər

 
Uran 2005-ci ildə. Şəkildə halqalar, cənub yaxa və şimal yarımkürədə parlaq bulud görünür (Habl Teleskopu).

2004-cü ildə mart ayından may ayına qədər olan bir period ərzində Uranın atmosferində iri buludlar ortaya çıxaraq ona Neptun bənzəri görkəm verdi. Müşahidələr arsında 229 metr/saniyəyə çatan rekord külək sürətləri və "dördüncü iyul atəşvəşanlığı" olaraq adlandırılan davamlı tufan vardı. 2006-cı il 23 avqust tarixində Kosmos Elm İnistutu və Viskonsis Universitetindəki tədqiqatçılar Uranda bir tünd ləkə müşahidə etdilər ki, bu elm adamlarına, Uranın atmosfer aktivlikləri haqqında daha çox məlumat əldə etmək üçün imkan yaratdı. Aktivlikdə bu ani yüksəlişin nəyə görə meydana gəldiyi dəqiq məlum deyil. Ancaq belə görünür ki, Uranın ifrat ox əyriliyi havada ifrat dərəcədə mövsümi dəyişikliklər meydana gətirir. Bu mövsümi dəyişiklikləri dəqiq müəyyən etmək çətindir. Çünki Uranın atmosferinə dair yaxşı göstəricilər 84 ildən daha az bir vaxtda və ya tam bir Uran ilində mövcud olur. Yarım Uran ili boyunca fotometriya (1950-ci ildən başlayaraq) iki spektral zolaqdakı parlaqlıqlarda müntəzəm dəyişikliklər olduğunu göstərdi (maksimum gündönümü dövründə, minimum isə ekinoks dövründə meydana gəlirdi). 1960-cı illərdə dərin troposferin mikrodalğa ölçmələrində, gündönümü dövründə meydana gələn maksimum ilə birlikdə oxşar periyodik dəyişikliklər qeydə alındı. 1970-ci ildə başlayan stratosferin istilik ölçmələri də 1986-cı ildəki gündönümünə yaxın maksimum qiymətləri göstərdi. Bu dəyişgənliyin əksəriyyətinin görüntüləmə geometriyasındakı dəyişiklik səbəbinə görə meydana gəldiyi düşünülür.

Uranda fiziki mövsümi dəyişikliklərin baş verdiyini göstərən bəzi göstəricilər mövcuddur. Uranın cənub qütb regionunun parlaq olmasına baxmayaraq, onun şimali qütb bölgəsi qaranlıqdır hansı ki, yuxarıda bəhs edilən mövsümi dəyişikliklər modelinə uyğun gəlmir. 1944-cü ildə əvvəlki gündönümü əsnasında Uran yüksək səviyyədə parlaqlıq sərgilədi, bu da şimal qütbünün hər zaman bu qədər qaranlıq olmadığını göstərir. Bu məlumat görünən qütbün gündönümündən bir müddət əvvəl parladığını və ekinoksdan sonra qarardığını göstərir. Görünən və mikrodalğa diapozonundaki göstəricilər üzərində həyata keçirilmiş ətraflı təhlillər ortaya çıxardı ki, periyodik parlaqlıq dəyişikliklərinin gündönümləri ətrafında tam olaraq simmetrik deyil, bu da merdional albedo strukturunda dəyişiklik olduğunu göstərdi. 1990-cı illərdə Uran gündönümündən çıxdıqda, HablYerdəki teleskoplar, şimal qütb başlığının nəzərə çarpacaq dərəcədə qarardığını (cənub yaxadan başqa hansı ki, parlaq qaldı), şimal yarımkürədə isə bulud formalaşmaları və qüvvətli küləklər kimi artan aktivlik olduğunu göstərdib, tezliklə onun parlayacağı gözləntilərini gücləndirdi. Bu həqiqətən də 2007-ci ildə Uran ekinoksu keçdiyində baş verdi: xəfif şimal qütb yaxası ortaya çıxdı və cənub yaxası demək olar ki, görünməz oldu, baxmayaraq ki, zonal küləklərin profili bir az asimmetrik oldu və şimal küləkləri cənub küləklərinə nisbətən yavaş idi.

Fiziki dəyişikliklərin mexanizmi dəqiq məlum deyil. Yay və qış gündönümlərinə yaxın, Uranın yarımkürələri sıra ilə Günəşin parlaq şüalarına və ya dərin fəzaya doğru istiqamətlənir. Günəş şüaları tərəfindən aydınlatılan yarımkürənin parlaqlığı, metan buludlarının lokal qalınlaşmasından və troposferdə yerləşən duman təbəqələrindən meydana gəldiyi düşünülür. −45° enlikdəki parlaq yaxa da həmçinin metan buludları ilə əlaqələndirilir. Cənub qütb bölgəsində baş verən digər dəyişikliklər aşağı bulud təbəqələrindəki dəyişikliklər ilə izah edilə bilər. Urandan gələn mikrodalğa emissiyanın dəyişkənliyi, dərin troposfer dövranındaki dəyişikliklərdən qaynaqlanır. Çünki qalın qütb buludları və duman konveksiyanı dayandıra bilər. Hazırda Urana yaz və payız ekinoksları gəlir, dinamika dəyişir və mümkündür ki, konveksiya yenidən baş versin.

Formalaşması

Bir çox elm adamları iddia edir ki, qaz nəhəngləri ilə buz nəhəngləri bir-birindən formalaşmağına görə fərqlənirlər. Bir hipotezə görə Günəş sistemi presolar nebula adlanan fırlanan nəhəng qaz və toz topundan meydana gəlmişdir. Nebula qazının helium və hidrogendən ibarət böyük bir hissəsi əvvəlcə Günəşi meydana gətirdi və toz zərrəcikləri isə bir araya gələrək ilk protoplanetləri meydana gətirdi. Planetlər böyüdükcə bəziləri nebulanın artıq qalan qazını toplaya biləcək qravitasiya üçün kifayət qədər maddəni yığa bildi. Topladıqları qaz miqdarı artdıqca daha da böyüdülər; böyüdükcə kiritik nöqtəyə çatana qədər daha çox qaz topladılar və ölçüləri sürətlə artmağa başladı. Bir neçə yer kütləli nebula qazına sahib olan buz nəhəngləri bu kritik nöqtəyə heç vaxt çatmayıblar. Planet miqrasiyasının axrıncı simulasiyası göstərdi ki, hər iki buz nəhəngi Günəşə indiki mövqelərinin daha da yaxınında formalaşmış və formalaşmasından sonra geriyə doğru yerdəyişmə etmişlər ().

Peykləri

 
Uranın ən böyük peykləri. Soldan sağa: Miranda, Ariel, Ambriel, , Oberon. (Voyacer 2 fotoşəkilləri kollajı)
 
Uran sistemi (-nin şəkli).

Uranın bilinən 27 təbii peyki var. Bu peyklərin adları Şekspir və Aleksandr Popun əsərlərindəki obrazlardan seçilmişdir. Beş əsas peyk Miranda, Ariel, Ambriel, və Oberondur. Uran peyk sistemi beş nəhəng planet arasında ən az kütləli peyk sistemidir. Hətta bu beş əsas peykin birlikdə kütləsi, Tritonun (Neptunun ən böyük peyki) kütləsinin yarısına bərabərdir. Uranın ən böyük peyki olan radiusu 788,9 km-dir. Onun radiusu Ayın radiusunun yarısından daha az, ancaq Saturnun ikinci ən böyük peyki olan nın radiusundan azca çoxdur. Beləliklə, , Günəş sisteminin 8-ci ən böyük peykidir. Uranın peykləri nisbətən aşağı albedolara malikdir; Ariel 0,20, Ambriel 0,35 (yaşıl işıqda). Onlar buz və qayanın birləşməsindən ibarətdir; təxminən 50% buz və 50% qaya. Mümkündür ki, buzda ammonyak və olsun.

Uranın peykləri arasında Ariel, ən az zərbə kraterləri ilə ən cavan, Ambriel isə ən köhnə səthə sahibdir. Miranda, 20 km dərinlikdə olan az sayda kanyonları, teraslı təbəqələri və səth yaşında və xüsusiyyətlərində xaotik dəyişikliklərə sahibdir. Belə hesab edilir ki, Mirandanın əvvəlki geoloji aktivlikləri, orbitinin indikindən daha eksentirik olduğu zaman, ehtimal ki, Ambriel ilə 3:1 orbit rezonansının bir nəticəsi olaraq meydana gələn qabarma-çəkilmə isinməsindən formalaşmışdır.Apvellinq ilə əlaqəli genişlənən proseslər ehtimal edilir ki, Mirandanın "hipodroma" oxşar tacların formalaşdırıcısıdır. Hesab edilir ki, bir vaxt Arielin, Titaniya ilə olan orbit rezonansı 4:1 idi.

Uranın i olan bir obyekti var. O, Uran-Günəşin L3 Laqaranj nöqtəsini əhatə edir — 180º-lik orbitidəki qravitasiyası qeyri-stabil olan bölgə. Bu obyekt adlandırılır. Krantor Uranın həmorbit bölgəsində, kompleks müvəqqəti də hərəkət edir. nalvari orbitdə hərəkət etməyə namizəddir.

Halqaları

Uranın halqaları ölçüləri mikrometrdən metrin bir hisəsinə qədər dəyişən ifrat dərəcədə tünd hissəciklərdən təşkil olunmuşdur. Hazırda, Uranın 13 fərqli halqası bilinir. Onlardan ən parlağı ε halqasıdır. Uranın iki halqasından başqa, bütün halqaları son dərəcə dardır — adətən bir neçə kilometr genişlikdədirlər. Uranın halqalarının çox gənc olduğu etimal edilir; dinamik mülahizələr göstərir ki, onlar Uran ilə birlikdə formalaşmamışdır. Halqalardaki maddə bir zamanlar yüksək sürətli toqquşmalarla parçalanan ayın (ayların) parçası ola biləcəyi düşünülür. Toqquşmanın nəticəsi olaraq, ortaya çıxan çox sayıda qalıqdan halqaların mövqeyinə müvafiq olaraq stabil bölgələrdə yerləşən sadəcə az miqdarı qaldı.

Uliyam Herşel 1789-cu ildə Uranın ətrafında mümükün halqanı təsvir etmişdi. Onun bu kəşfi ümumən şübhəli hesab edilir, çünki halqalar olduqca xəfifdir və sonraki iki əsrdə heç bir müşahidəçilər tərəfindən qeyd edilməmişdir. Yenə də Herşel epsilon halqasının ölçüsünü, Yerə görə bucağını, qırmızı rəngini və Uranın Günəş ətrafında fırlanarkən onun görünən dəyişikliklərini dəqiq olaraq təsvir etdi. Halqa sistemi 10 mart 1977-ci ildə, Ceyms Elliot, Eduard Danhem və Cesika Mink tərəfindən Kuiper Hava Rəsədxanası vasitəsi ilə kəşf edildi. Kəşf təsadüfü olmuşdu; onlar Uranın atmosferini öyrənmək üçün ulduz SAO 158687-nin Uran tərəfindən tutulmasından yararlanmağı planlamışdılar. Müşahidələri analiz edildiyində, ulduzun Uranın arxasında gizlənməsindən əvvəl göz görüşündən 5 dəfə itdiyi aşkar olundu. Onlar belə bir nəticə çıxardılar ki, Uranın ətrafında bir halqa sistemi olmalıdır. Sonra onlar dörd əlavə halqa kəşf etdilər. Halqalar 1968-ci ildə Voyacer 2-nin Uranın ətrafından uçuşu zamanı birbaşa görüntüləndi.Voyacer 2 həmçinin iki əlavə xəfif halqa kəşf etdi. Beləliklə, halqaların ümumi sayı 11 oldu.

2005-ci ilin dekabrında Habl Teleskopu indiyə qdər bilinməyən bir cüt halqa kəşf etdi. Ən böyüyü Urandan indiyə qədər bilinən halqalarına nisbətən iki dəfə uzaqda yerləşir. Bu yeni halqalar Urandan o qədər uzaqdadır ki, onları "xarici" halqa sistemi adlandırırlar. Habl həmçinin iki kiçik peyk də kəşf etdi. Onlardan biri, Mab olaraq adlandırılan peyk, öz orbitini yeni kəşf edilmiş ən qıraqdaki halqa ilə bölüşür. Bu iki yeni halqa ilə birlikdə Uran halqalarının sayı 13 oldu. 2006-cı ilin aprel tarixində ndan yeni halqaların şəkilləri xarici halqaların rənglərini müəyyən etdi: xaricdəki mavi, ikinci isə qırmızı rəngdədir. Xaricdəki halqanın mavi rəngdə olması ilə əlaqədar bir hipotezə görə, o Mabın səthindəki su buzunun xırda hissəcikləri ilə qarışmışdır və o qədər kiçikdir ki, mavi işığı əks etdirir. Bunun əksinə olaraq, Uranın daxili halqaları boz rəngdədir.

Kəşfiyyat

 
Aypara Uran. Şəkil Voyacer 2 tərəfindən Neptuna səyahət edərkən çəkilib.

1986-cı ildə NASA-nın planetlərarası stansiyası olan Voyacer 2 Uranı ziyarət etdi. Bu uçuş qıssa məsafdən Uranın yeganə tədqiqi olmuşdur və başqa uçuşlar planlanmır. 1977-ci ildə buraxılan Voyacer 2 Neptuna səyahətini dəvam etdirmədən əvvəl, 1986-cı il 24 yanvar tarixində Urana 81.500 km məsafə ilə ən yaxın yaxınlaşmasını etdi. Voyacer 2 Uranın 97,77° ox əyriliyi səbəbindən meydana gələn unikal hava şəraiti də daxil olmaqla, onun atmosferinin strukturunu və kimyəvi komponentlərini araşdırdı. O, Uranın 5 ən böyük peykinin ətraflı tədqiqini həyata keçirdi və 10 yenisini kəşf etdi. Halqa sisteminin bilinən 9 halqasını müşahidə etdi və ikisini daha kəşf etdi. Həmçinin o, maqnit sahəsini, onun düzənsiz strukturunu, əyikliyini və Uranın yana əyik oriyantasiyasının səbəb olduğu unikal burğu şəklindəki maqnitoquyruğunu tədqiq etdi.

Voyacer 1 Uranı ziyarət edə bilmədi ona görə ki, Satrunun peyki Titanın tədqiqatı prioritet olaraq nəzərdə tutulmuşdu. Bu orbit Voyacer 1- i planet tədqiqat missiyasını sona yetirən, ekliptik müstəvidən çıxardı.:118

Kassini kosmik gəmisini, Saturndan Urana göndərmək imkanı 2009-cu ildə missiyanın genişləndirilməsi mərhələsi əsnasında dəyərləndirilmişdi ancaq, sonra Saturnun atmosferi tərəfindən yararsız hala düşəcəyi nəzərə alınaraq missiya ləğv edildi. Saturnu tərk edikdən sonra onun Urana çatması iyrimi ilə qədər vaxt alacaqdı. 2011-ci ildə nəşr olunan Planet Elmləri Dekedal Tədqiqatı tərəfindən, 2013-2022-ci illər arası üçün bir Uran Orbiter və Zondu təklif edildi; təklifin 2020–2023 illər əsnasında başladılması və Urana 13 illik bir səyahət proqnozlaşdırılır. Uran zondu -ün irsindən istifadə edərək 1-5 atmosferə enə bilər. ESA, Uranus Pathfinder adlandırılan "orta sinif" missiyanı dəyərləndirdi.New Frontiers Uranus Orbiter, The Case for a Uranus tədqiqatı üçün dəyərləndirildi və təklif edildi. Belə bir missiya, nisbətən böyük kütlənin sistemə göndərə bilmək imkanı yaradacaq — Atlas 521 ilə 1500 kq-dan çox yük və 12 illik səyahət.

Mədəniyyətdə

Astrologiyada Uran planeti Dolçanın idarəedici planetidir. Uranın rəngi mavi (daha çox mavi və yaşılın qarışımı rəng) olduğundan və elektriklə əlaqələndirildiyindən, Uranın rənginə yaxın olan elektrik mavisi, Dolçanın işarəsi ilə əlaqələndirilir.

1789-cu ildə Martin Haynriş Klaprot tərəfindən kəşf edilən Uranium elementinə, ondan əvvəl kəşf edilmiş Uran planetinin adı verildi.

"Sehirbaz Uran", Qustav Holstun 1914–1916 – cı ildə yazdığı Planetlər adlı orkestr süitasında hərəkətdir.

Uran əməliyyatı, SSRİ tərəfindən İkinci Dünya müharibəsi zamanı Stalinqradı geri qaytarmaq üçün həyata keçirilmiş hərbi əməliyyatdır.

İstinadlar

  1. Munsell, Kirk (14 May 2007). . NASA. İstifadə tarixi: 13 August 2007.
  2. Seligman, Courtney. . İstifadə tarixi: 13 August 2009.
  3. Williams, Dr. David R. (31 January 2005). . NASA. 11 August 2011 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 10 August 2007. Cite uses deprecated parameter |dead-url= (kömək)
  4. . 3 April 2009. 14 May 2009 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 10 April 2009. Cite uses deprecated parameter |deadurl= (kömək) (produced with 29 aprel 2009 at WebCite written by Aldo Vitagliano; see also )
  5. Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (February 1994). "Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets". Astronomy and Astrophysics. 282 (2): 663–683. :.
  6. Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; və b. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155–180. :. doi:.
  7. Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. (June 1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal. 103 (6): 2068–2078. :. doi:.
  8. de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2015). (2nd updated). New York: Cambridge University Press. səh. 250. ISBN 978-0-521-85371-2.
  9. Pearl, J.C.; və b. (1990). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data". Icarus. 84: 12–28. :. doi:.
  10. Mallama, Anthony; Krobusek, Bruce; Pavlov, Hristo (2017). "Comprehensive wide-band magnitudes and albedos for the planets, with applications to exo-planets and Planet Nine". Icarus. 282: 19–33. :. :. doi:.
  11. Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (December 1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 43 (12): 1517–1522. :. doi:.
  12. Lunine, Jonathan I. (September 1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31: 217–263. :. doi:.
  13. Mallama, A.; Hilton, J.L. (2018). "Computing Apparent Planetary Magnitudes for The Astronomical Almanac". Astronomy and Computing. 25: 10–24. :. :. doi:.
  14. Irwin, Patrick G. J.; və b. (23 April 2018). "Detection of hydrogen sulfide above the clouds in Uranus's atmosphere". Nature Astronomy. 2 (5): 420–427. :. doi:. :.
  15. Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L. (30 December 1987). "The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2". Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 14, 987–15, 001. :. doi:. ISSN .
  16. Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. (1987). "The Helium Abundance of Uranus from Voyager Measurements". Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 15003–15010. :. doi:.
  17. 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 July 1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science. 233 (4759): 43–64. :. doi:. PMID .
  18. Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. (December 2005). "Dynamics of cloud features on Uranus". Icarus. 179 (2): 459–484. :. :. doi:.
  19. . Monterey Institute for Research in Astronomy. İstifadə tarixi: 27 August 2007.
  20. René Bourtembourg (2013). . Journal for the History of Astronomy. 44 (4): 377–387. :. doi:.
  21. Dunkerson, Duane. . thespaceguy.com. August 11, 2011 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: April 17, 2007. Cite uses deprecated parameter |deadurl= (kömək)
  22. . İstifadə tarixi: 29 September 2007.
  23. Herschel, William; Watson, Dr. (1781). "Account of a Comet, By Mr. Herschel, F. R. S.; Communicated by Dr. Watson, Jun. of Bath, F. R. S". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 71: 492–501. :. doi:.
  24. Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, quoted in , p. 8.
  25. Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23; quoted in Miner p. 8.
  26. RAS MSS Herschel W.2/1.2, 24, quoted in Miner p. 8.
  27. RAS MSS Herschel W1/13.M, 14 quoted in p. 8.
  28. Lexell, A. J. (1787). "Recherches sur la nouvelle Planète, découverte par M. Herschel & nommée par lui Georgium Sidus". Nova Acta Academiae Scientiarum Imperialis Petropolitanae (1): 69–82.
  29. Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781, quoted in Miner, p. 11.
  30. Miner, p. 11.
  31. (1912). The Scientific Papers of Sir William Herschel. 1. Royal Society and Royal Astronomical Society. səh. 100. ISBN 978-1-84371-022-6.
  32. , p. 12
  33. RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20, quoted in , p. 12
  34. . NASA Jpl. 7 (85): 400–268. 1986. 10 February 2006 tarixində arxivləşdirilib.
  35. Herschel, Francisca (1917). "The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus". The Observatory. 40: 306. :.
  36. , səh. 88–90: [In original German]: "Bereits in der am 12ten März 1782 bei der hiesigen naturforschenden Gesellschaft vorgelesenen Abhandlung, habe ich den Namen des Vaters vom Saturn, nemlich Uranos, oder wie er mit der lateinischen Endung gewöhnlicher ist, Uranus vorgeschlagen, und habe seit dem das Vergnügen gehabt, daß verschiedene Astronomen und Mathematiker in ihren Schriften oder in Briefen an mich, diese Benennung aufgenommen oder gebilligt. Meines Erachtens muß man bei dieser Wahl die Mythologie befolgen, aus welcher die uralten Namen der übrigen Planeten entlehnen worden; denn in der Reihe der bisher bekannten, würde der von einer merkwürdigen Person oder Begebenheit der neuern Zeit wahrgenommene Name eines Planeten sehr auffallen. Diodor von Cicilien erzahlt die Geschichte der Atlanten, eines uralten Volks, welches eine der fruchtbarsten Gegenden in Africa bewohnte, und die Meeresküsten seines Landes als das Vaterland der Götter ansah. Uranus war ihr, erster König, Stifter ihres gesitteter Lebens und Erfinder vieler nützlichen Künste. Zugleich wird er auch als ein fleißiger und geschickter Himmelsforscher des Alterthums beschrieben... Noch mehr: Uranus war der Vater des Saturns und des Atlas, so wie der erstere der Vater des Jupiters."; [Translated]: "Already in the pre-read at the local Natural History Society on 12th March 1782 treatise, I have the father's name from Saturn, namely Uranos, or as it is usually with the Latin suffix, proposed Uranus, and have since had the pleasure that various astronomers and mathematicians, cited in their writings or letters to me approving this designation. In my view, it is necessary to follow the mythology in this election, which had been borrowed from the ancient name of the other planets; because in the series of previously known, perceived by a strange person or event of modern times name of a planet would very noticeable. Diodorus of Cilicia tells the story of Atlas, an ancient people that inhabited one of the most fertile areas in Africa, and looked at the sea shores of his country as the homeland of the gods. Uranus was her first king, founder of their civilized life and inventor of many useful arts. At the same time he is also described as a diligent and skilful astronomers of antiquity … even more: Uranus was the father of Saturn and the Atlas, as the former is the father of Jupiter."
  37. Littmann, Mark (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. 10–11. ISBN 978-0-486-43602-9.
  38. Daugherty, Brian. . Brian Daugherty. İstifadə tarixi: 24 May 2007.
  39. Finch, James (2006). . allchemicals.info: The online chemical resource. 21 December 2008 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 30 March 2009. Cite uses deprecated parameter |deadurl= (kömək)
  40. . NASA Solar System exploration. İstifadə tarixi: 4 August 2007.
  41. De Groot, Jan Jakob Maria (1912). . American lectures on the history of religions. 10. G. P. Putnam's Sons. səh. 300. İstifadə tarixi: 8 January 2010.
  42. Crump, Thomas (1992). The Japanese numbers game: the use and understanding of numbers in modern Japan. Nissan Institute/Routledge Japanese studies series. Routledge. 39–40. ISBN 978-0-415-05609-0.
  43. Hulbert, Homer Bezaleel (1909). . Doubleday, Page & company. səh. 426. İstifadə tarixi: 8 January 2010.
  44. . Hamilton Amateur Astronomers. 4 (11). 1997. 18 October 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 5 August 2007. Cite uses deprecated parameter |deadurl= (kömək)
  45. Jean Meeus, Astronomical Algorithms (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) p 271. From the 1841 aphelion to the 2092 one, perihelia are always 18.28 and aphelia always 20.10 astronomical units
  46. . 1986. İstifadə tarixi: 9 June 2007.
  47. Forbes, George (1909). . November 7, 2015 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: August 7, 2007. Cite uses deprecated parameter |deadurl= (kömək)
  48. O'Connor, J J. and Robertson, E. F. (1996). . İstifadə tarixi: June 13, 2007.
  49. Gierasch, Peter J. & Nicholson, Philip D. (2004). (PDF). World Book. İstifadə tarixi: 8 March 2015.
  50. Sromovsky, Lawrence (2006). . University of Wisconsin Madison. İstifadə tarixi: June 9, 2007.
  51. Hammel, Heidi B. (5 September 2006). (PDF). A report from the 2006 Pasadena Workshop. Archived from (PDF) on 25 February 2009.
  52. . Science Daily. İstifadə tarixi: 16 April 2007.
  53. Bergstralh, Jay T.; Miner, Ellis; Matthews, Mildred (1991). Uranus. 485–486. ISBN 0-8165-1208-6.
  54. . IAU. 2000. İstifadə tarixi: June 13, 2007.
  55. (PDF). NASA. İstifadə tarixi: June 13, 2007.
  56. . 2003. May 5, 2007 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: June 13, 2007.
  57. (PDF). Retrieved on 13 September 2018
  58. Espenak, Fred (2005).
  59. Nowak, Gary T. (2006). . 27 July 2011 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 14 June 2007.
  60. Podolak, M.; Podolak, J. I.; Marley, M. S. (February 2000). "Further investigations of random models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 48 (2–3): 143–151. :. doi:.
  61. Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). "Uranus: What Happened Here?". In Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (eds.). Introduction to Planetary Science. Introduction to Planetary Science. Springer Netherlands. 369–384. doi:. ISBN 978-1-4020-5233-0.
  62. Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). (PDF). Geophysical Research Abstracts. 8: 05179.
  63. . SpaceDaily.com. 1 October 1999. İstifadə tarixi: 17 May 2013.
  64. Kaplan, Sarah (25 August 2017). . The Washington Post. İstifadə tarixi: 27 August 2017.
  65. Kraus, D.; və b. (September 2017). . Nature Astronomy. 1 (9): 606–611. :. doi:.
  66. Bland, Eric (18 January 2010). . ABC Science (ingilis). İstifadə tarixi: 9 October 2017.
  67. Baldwin, Emily (21 January 2010). . Astronomy Now. 3 December 2013 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 6 February 2014. Cite uses deprecated parameter |deadurl= (kömək)
  68. Shiga, David (1 September 2010). . New Scientist (2776).
  69. Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F. M.; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. (4 July 1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science. 233 (4759): 70–74. :. doi:. PMID .
  70. Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis, A. (March 1990). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data". Icarus. 84 (1): 12–28. :. doi:. ISSN .
  71. Hawksett, David (2005). "Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?". Astronomy Now: 73.
  72. . www.spacetelescope.org (ingilis). İstifadə tarixi: 11 February 2019.
  73. de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (June 1991). (PDF). Icarus. 91 (2): 220–233. :. doi:. ISSN .
  74. Herbert, F.; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N. (30 December 1987). (PDF). Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 15, 093–15, 109. :. doi:.
  75. Lodders, Katharina (10 July 2003). (PDF). The Astrophysical Journal. 591 (2): 1220–1247. :. doi:.
  76. Tyler, J.L.; Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; Campbell, J. K.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Levy, G. S.; Lindal, G. F.; Marouf, E. A.; Simpson, R. A. (1986). "Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites". Science. 233 (4759): 79–84. :. doi:. PMID .
  77. Bishop, J.; Atreya, S. K.; Herbert, F.; Romani, P. (December 1990). (PDF). Icarus. 88 (2): 448–464. :. doi:.
  78. de Pater, I.; Romani, P. N.; Atreya, S. K. (December 1989). (PDF). Icarus. 82 (2): 288–313. :.  . doi:. ISSN .
  79. Summers, M. E.; Strobel, D. F. (1 November 1989). "Photochemistry of the atmosphere of Uranus". The Astrophysical Journal. 346: 495–508. :. doi:. ISSN .
  80. Burgdorf, M.; Orton, G.; Vancleve, J.; Meadows, V.; Houck, J. (October 2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy". Icarus. 184 (2): 634–637. :. doi:.
  81. Encrenaz, Thérèse (February 2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planetary and Space Science. 51 (2): 89–103. :. doi:.
  82. Encrenaz, T.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K. (January 2004). (PDF). Astronomy and Astrophysics. 413 (2): L5–L9. :. doi:.
  83. Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). (PDF). Space Science Reviews. 116 (1–2): 121–136. :. doi:. ISSN .
  84. . www.spacetelescope.org. İstifadə tarixi: 3 April 2017.
  85. Young, Leslie A.; Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; Elliot, J. L.; Wasserman, Lawrence H. (2001). (PDF). Icarus. 153 (2): 236–247. :.  . doi:.
  86. Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (August–September 1999). "Ultraviolet observations of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 47 (8–9): 1, 119–1, 139. :. doi:.
  87. Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T. R.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (October 1999). "H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora". The Astrophysical Journal. 524 (2): 1, 059–1, 083. :. doi:.
  88. Encrenaz, T.; Drossart, P.; Orton, G.; Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Atreya, S. K. (December 2003). (PDF). Planetary and Space Science. 51 (14–15): 1013–1016. :. doi:.
  89. Lam, H. A.; Miller, S.; Joseph, R. D.; Geballe, T. R.; Trafton, L. M.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (1 January 1997). (PDF). The Astrophysical Journal. 474 (1): L73–L76. :. doi:.
  90. Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E. P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (July 1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science. 233 (4759): 85–89. :. doi:. PMID .
  91. Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres". Rep. Prog. Phys. 56 (6): 687–732. :. doi:.
  92. Maderer, Jason (26 June 2017). . Georgia Tech. İstifadə tarixi: 8 July 2017.
  93. Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy (2004). (PDF). Letters to Nature. 428 (6979): 151–153. :. doi:. PMID . 7 August 2007 tarixində (PDF) arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 5 August 2007. Cite uses deprecated parameter |deadurl= (kömək)
  94. Krimigis, S. M.; Armstrong, T. P.; Axford, W. I.; Cheng, A. F.; Gloeckler, G.; Hamilton, D. C.; Keath, E. P.; Lanzerotti, L. J.; Mauk, B. H. (4 July 1986). "The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment". Science. 233 (4759): 97–102. :. doi:. PMID .
  95. . NASA. 2003. İstifadə tarixi: 13 June 2007.
  96. Bridge, H.S.; Belcher, J.W.; Coppi, B.; Lazarus, A. J.; McNutt Jr, R. L.; Olbert, S.; Richardson, J. D.; Sands, M. R.; Selesnick, R. S.; Sullivan, J. D.; Hartle, R. E.; Ogilvie, K. W.; Sittler Jr, E. C.; Bagenal, F.; Wolff, R. S.; Vasyliunas, V. M.; Siscoe, G. L.; Goertz, C. K.; Eviatar, A. (1986). "Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2". Science. 233 (4759): 89–93. :. doi:. PMID .
  97. . NASA/JPL. 1988. İstifadə tarixi: 9 June 2007.
  98. Lakdawalla, Emily (2004). . The Planetary Society. 12 February 2012 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 13 June 2007.
  99. Hammel, H. B.; De Pater, I.; Gibbard, S. G.; Lockwood, G. W.; Rages, K. (June 2005). (PDF). Icarus. 175 (2): 534–545. :. doi:.
  100. Rages, K. A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. (11 September 2004). "Evidence for temporal change at Uranus' south pole". Icarus. 172 (2): 548–554. :. doi:.
  101. Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Hammel, H. B.; Ahue, W. M.; de Pater, I.; Rages, K. A.; Showalter, M. R.; van Dam, M. A. (September 2009). "Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics". Icarus. 203 (1): 265–286. :. :. doi:.
  102. Karkoschka, Erich (May 2001). "Uranus' Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters". Icarus. 151 (1): 84–92. :. doi:.
  103. Hammel, H. B.; Depater, I.; Gibbard, S. G.; Lockwood, G. W.; Rages, K. (May 2005). (PDF). Icarus. 175 (1): 284–288. :. doi:.
  104. Sromovsky, L.; Fry, P.; Hammel, H. & Rages, K. (PDF). physorg.com. İstifadə tarixi: 22 August 2007.
  105. Hammel, H.B.; Lockwood, G.W. (2007). "Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune". Icarus. 186 (1): 291–301. :. doi:.
  106. Hammel, H. B.; Rages, K.; Lockwood, G. W.; Karkoschka, E.; de Pater, I. (October 2001). "New Measurements of the Winds of Uranus". Icarus. 153 (2): 229–235. :. doi:.
  107. Devitt, Terry (2004). . University of Wisconsin-Madison. İstifadə tarixi: 24 December 2006.
  108. Lockwood, G. W.; Jerzykiewicz, M. A. A. (February 2006). "Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004". Icarus. 180 (2): 442–452. :. doi:.
  109. Klein, M. J.; Hofstadter, M. D. (September 2006). (PDF). Icarus. 184 (1): 170–180. :. doi:.
  110. Hofstadter, M. D.; Butler, B. J. (September 2003). "Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus". Icarus. 165 (1): 168–180. :. doi:.
  111. Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (1999). (PDF). Nature. 402 (6762): 635–638. :. doi:. PMID .
  112. Brunini, Adrian; Fernandez, Julio A. (1999). "Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 47 (5): 591–605. :. doi:.
  113. Sheppard, S. S.; Jewitt, D.; Kleyna, J. (2005). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness". The Astronomical Journal. 129 (1): 518. :. :. doi:.
  114. . nineplanets.org. İstifadə tarixi: 3 July 2007.
  115. 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 (1): 258–273. :. doi:.
  116. Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (June 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. :. doi:. :.
  117. Pappalardo, R. T.; Reynolds, S. J.; Greeley, R. (1997). . Journal of Geophysical Research. 102 (E6): 13, 369–13, 380. :. doi:.
  118. (16 October 2001). . Space.Com. ImaginovaCorp. 9 July 2008 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 7 December 2007.
  119. Tittemore, W. C. (September 1990). "Tidal heating of Ariel". Icarus. 87 (1): 110–139. :. doi:.
  120. Gallardo, T. (2006). "Atlas of the mean motion resonances in the Solar System". Icarus. 184 (1): 29–38. :. doi:.
  121. de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R. (2013). . Astronomy and Astrophysics. 551: A114. :. :. doi:.
  122. (2002). Planetary rings. Reports on Progress in Physics. 65. 1741–1783. :. doi:. ISBN 978-0-521-36222-1.
  123. . BBC News. 19 April 2007. İstifadə tarixi: 19 April 2007.
  124. . Physorg.com. 2007. İstifadə tarixi: 20 June 2007.
  125. Elliot, J. L.; Dunham, E.; Mink, D. (1977). . Cornell University. 267 (5609): 328–330. :. doi:. İstifadə tarixi: 9 June 2007.
  126. . Hubblesite. 2005. İstifadə tarixi: 9 June 2007.
  127. 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. :. doi:. PMID .
  128. Sanders, Robert (6 April 2006). . UC Berkeley News. İstifadə tarixi: 3 October 2006.
  129. Battersby, Stephen (April 2006). . New Scientist. İstifadə tarixi: 9 June 2007.
  130. . JPL. 2004. İstifadə tarixi: 9 June 2007.
  131. David W. Swift (1 January 1997). . AIAA. səh. 69. ISBN 978-1-56347-252-7.
  132. Spilker, Linda (1 April 2008). (PDF). Lunar and Planetary Institute. 23 April 2008 tarixində (PDF). Cite uses deprecated parameter |deadurl= (kömək)
  133. Space Studies Board. . NASA Lunar Science Institute. İstifadə tarixi: 5 August 2011.
  134. . Space.com. Retrieved on 2 April 2012.
  135. , Mark Hofstadter et al.
  136. . (PDF) . Retrieved on 2 April 2012.
  137. Parker, Derek and Julia Aquarius. Planetary Zodiac Library. New York: Mitchell Beazley/Ballantine Book. 1972. səh. 14.
  138. . The American Heritage Dictionary of the English Language (4th). Houghton Mifflin Company. İstifadə tarixi: 20 April 2010.

Əlavə oxu

  • (1965). The Planet Uranus – A History of Observation, Theory and Discovery.
  • Miner, Ellis D. (1998). Uranus: The Planet, Rings and Satellites. New York: John Wiley and Sons. ISBN 978-0-471-97398-0.
  • (1784). . Von dem Neu Entdeckten Planeten. :. doi:.

Həmçinin bax

Xarici keçidlər

İngiliscə

Vikianbarda Uran (planet) ilə əlaqəli mediafayllar var.

  • at European Space Agency
  • at
  • A kid's guide to Uranus.
  • at Jet Propulsion Laboratory's planetary photojournal. (photos)
  • (photos)
  • (blog)
  • (photo)
  • Gray, Meghan; Merrifield, Michael (2010). . Sixty Symbols. Brady Haran for the University of Nottingham.
  • by CGP Grey
Mənbə — ""

Informasiya Melumat Axtar

Anarim.Az

Sayt Rehberliyi ile Elaqe

Saytdan Istifade Qaydalari

Anarim.Az 2004-2019