Uraan onPäikesesüsteemi seitsmesplaneet. See kuulubhiidplaneetide hulka ning on raadiuse poolest Päikesesüsteemi planeetide seas kolmandal ja massi poolest neljandal kohal. Kuigi planeet on põhimõtteliselt nähtav kapalja silmaga, ei märganud vana-aja vaatlejad seda planeedi väikese heleduse ja aeglase tiirlemise tõttu.[10]
Uraani keemiline koostis on sarnaneNeptuuni omaga ning erineb selgelt suuremate gaasiliste planeetide –Jupiteri jaSaturni – koostisest. Uraaniatmosfääritemperatuur on Päikesesüsteemi planeetide hulgas kõige madalam. See võib langeda kuni 49kelvinini (−224°C). Väga madalatemperatuuri tõttu kuuluvad atmosfääri koostisse peamiselt väga kerged gaasid –vesinik jaheelium. Atmosfääri alumistes kihtides esinevadpilved, mis on moodustunudmetaanist,ammoniaagist javeest. Pilvekihid on küllaltki keerulise ja kihilise struktuuriga. Arvatavalt asuvad metaanipilved ülemises ja veepilved alumises osas. Vähesel määral leidub atmosfääris kasüsivesinikke.[7]
Uraani telje kaldenurk orbiidi tasandi suhtes on vaid ligi kaheksa kraadi, mistõttu planeedipõhja- jalõunapoolus asuvad seal, kus enamikul teistel planeetidel onekvaator. 1986. aastalVoyager 2 tehtud fotodel on Uraan ühtlaselt sinakasroheline, erinedes Jupiteri ja Saturni atmosfäärides eristatavatest pilvemassiividest ja tormidest.[12] Maapealsete vaatluste ajal on viimastel aastatel märgatud ka aastaaja vaheldumist jakliimamuutuste kasvu, kuna Uraan lähenes omapööripäevale.Tuule kiirused planeedil võivad ulatuda kuni 250m/s (900km/h).[13]
William Herschel, Uraani avastajaKoopia teleskoobist, mida William Herschel kasutas Uraani avastamisel
Uraani vaadeldi mitmel korral enne avastamist, kuid planeeti peeti ekslikulttäheks. Vanim registreeritud Uraani märkamine leidis aset 1690. aastal, kuiJohn Flamsteed vaatles Uraani vähemalt kuuel korral, katalogiseerides selle kui 34Sõnn. Prantsuse astronoomPierre Lemonnier vaatles planeeti ajavahemikul 1750–1769 vähemalt 12 korral.[14]
William Herschel vaatles planeeti 13. märtsil 1781 oma maja aiasBathi linnasSomersetikrahvkonnas, kasutades enda valmistatudteleskoopi.[15] Algselt pidas Herschel Uraani hoopiskomeediks.[16] Kuigi ta jätkas esialgu avastatud objekti kirjeldamist komeedina, hakkasid teised astronoomid selles kahtlema. Rootsi päritolu Vene astronoomAnders Johan Lexell arvutas esimesena välja uue objektiorbiidi,[17] mille peaaegu ringikujulist trajektoori pidas ta omaseks pigem planeedile kui komeedile. Samale järeldusele jõudis ka Saksa astronoomJohann Elert Bode.[18][19]
Objekti hakati varsti üleüldiselt aktsepteerima kui uut planeeti. Selle faktiga nõustus ka Herschel 1783. aastal.[20] Herscheli saavutuse tunnustamiseks tasustas kuningasGeorge III teda 200 naela suuruse aastastipendiumiga tingimusel, et Herschel koliksWindsorisse, mille järel saaksid kuningliku perekonna liikmed tema teleskoopidega taevast vaadelda.[21]
Kuninglik astronoomNevil Maskelyne palus Herschelit, et tema kui planeedi avastaja paneks taevakehale ka nime.[22] Herschel otsustas kuningas George III auks panna planeedile nimeks "Georgium Sidus" (George'i Täht) või "Georgia Planeet".[23] See nimi polnud aga väljaspool Suurbritanniat kuigi populaarne ja varsti hakati pakkuma muid nimevariante. AstronoomJérôme Lalande pakkus planeedi avastaja tunnustamiseks nime "Herschel".[24] Rootsi astronoomErik Prosperin esitas uueks nimekandidaadiks "Neptune'i" ja teda toetasid taevavaatlejad, kellele meeldis idee mälestada Briti laevastiku võiteAmeerika iseseisvussõjas, kutsudes planeeti isegi selliste nimedega nagu "Neptune George III" või "Neptune Great Britain".[17] Saksa astronoomJohann Elert Bode soovitas 1781. aastal kasutusele võtta nime Uraan, mis pärinesUranoselt,vanakreeka mütoloogia taevajumalalt. Bode väitis, et kunaSaturnus oliJupiteri isa, siis peaks uue planeedi nimi tulenema Saturnuse isa (Uranos) järgi.[21][25] Toetamaks Bode valikut, andis 1789. aastal tema kolleegMartin Klaproth (Prantsuse Teaduste Akadeemiast) äsjaavastatudkeemilisele elemendile nimeksuraan.[26] Lõpuks võeti Bode soovitatud nimi laialdaselt kasutusele, Suurbritannias siiski alles alates aastast 1850.[27]
Uraan teeb tiiru ümberPäikese 84,3Maa aastaga. Tema keskmine kaugus Päikesest on ligi 3 mrd km (u 20aü)1998. aastalHubble'i teleskoobi abil tehtud moonutatud värvidega foto Uraanist, millel on nähapilvekihid,rõngad jakaaslased
Uraan teeb tiiru ümberPäikese 84,3Maa aastaga ja tema keskmine kaugus Päikesest on ligi 3 miljardit kilomeetrit (ca 20aü). Päikesevalguse intensiivsus on Uraanil 400 korda väiksem kui Maal.[28] Uraani orbiidi parameetrid arvutas esimesenaPierre-Simon Laplace 1783. aastal.[29] Aja jooksul ilmnesid erinevused arvutusliku ja tegeliku orbiidi vahel ning 1841. aastal pakkusJohn Couch Adams välja, et erinevused on põhjustatud avastamata planeedigravitatsioonijõust. 1845. aastal alustasUrbain Le Verrier iseseisvalt Uraani orbiidi uurimist. 23. septembril 1846 avastasJohann Gottfried GalleNeptuuni kohast, mis langes peaaegu kokku Le Verrier'i ennustatud positsiooniga.[30]
Uraani sisemuse pöörlemisperiood (sideeriline pöörlemisperiood) kestab 17 tundi ja 14 minutit. Siiski pöörleb suurem osa Uraani atmosfäärist kiiremini. Nagu ka teistelhiidplaneetidel, esinevad Uraani välisatmosfääris väga tugevad planeedi pöörlemissuunalised tuuled. Teatudlaiuskraadidel, nagu2/3 vahemaal ekvaatorist lõunapooluseni, on sideeriline pöörlemisperiood oluliselt väiksem – ligi 14 tundi.[31]
Uraani telje kalleekliptikanormaali suhtes on 97,77 kraadi ehk pöörlemistelg on peaaegu paralleelnePäikesesüsteemi tasandiga. Seetõttu vahelduvad aastaajad Uraanil täiesti teistmoodi kui muudel planeetidel. Uraanipäikeseseisaku lähedasel ajal on üks poolustest suunatud Päikese poole ja teine vastassuunas. Vaid kitsasekvaatorilähedases piirkonnas esineb kiiret öö ja päeva vaheldumist, kuid Päike on samal ajal madalalhorisondi kohal nagu Maa polaaraladel. Teisel pool Uraani orbiiti on pooluste orientatsioon Päikese suhtes vastupidine. Mõlemal poolusel kestabpolaarpäev japolaaröö kokku 42 aastat.[32]
Võrdpäevsuse lähedasel ajal on Päike suunatud ekvaatorile, mistõttu on sellel perioodil öö ja päeva vaheldumine sarnane enamiku teiste planeetide ööpäevade vaheldumisega. Uraani viimaneekvinoktsium oli 2007. aasta 7. detsembril.[33]
Uraani telje asendi tõttu saavad planeedi polaaralad rohkem energiat Päikeselt kui ekvaatori lähedased piirkonnad. Siiski on Uraan soojem ekvaatoril kui poolustel. Sellise vastuolu põhjus pole teada. Samuti on teadmata põhjus, miks Uraani teljel on selline ebatavaline kalle. Laialt spekuleeritav arvamus on, et sellise telje asendi põhjustas Uraani kokkupõrkamine Maa suuruseprotoplaneediga Päikesesüsteemi tekkimise perioodil.[35]
Uraani lõunapoolus oliVoyager 2 möödumise ajal 1986. aastal peaaegu otse Päikese poole suunatud. Seda poolust käsitleb lõunapoolusenaRahvusvaheline Astronoomiaunioon, mille liikmed tunnistavad planeedi või kaaslase põhjapooluseks poolust, mis on suunatud ülespoole Päikesesüsteemi muutumatust tasandist, arvestamata planeedi pöörlemissuunda.[36][37] Mõnikord kasutatakse ka vastupidist seisukohta, millega põhja- ja lõunapoolus on defineeritudkruvireegli (ka parema käe reegel) abil, kus pooluse suund sõltub taevakeha pöörlemissuunast. Seda reeglit järgides oli 1986. aastal Päikese poole suunatud hoopis põhjapoolus.[38]
Aastatel 1995–2006 oli Uraanitähesuurus vahemikus +5,6 kuni +5,9, jäädes veel palja silmaga eristatava piiridesse (kuni +6,5). Uraani nähtav läbimõõt jääb oluliselt alla nii Jupiteri kui ka Saturni läbimõõdule.[39] Siiski on planeet palja silmaga eristatav tumeda taeva taustal ja samuti jälgitav linnatingimustes tavalisebinokliga.[40] Suuremate amatöörteleskoopide abil on Uraan nähtav äärte suunas tumeneva sinakasrohelise kettana, mille läbimõõt on 15–23cm. Suurema teleskoobiga vaadeldes on planeedi nähtav diameeter 25cm ja suurem, eristatavad võivad olla ka pilvekihid ja mõned suuremad kaaslased, ntTitania jaOberon.[41]
Uraani mass onMaa massist ligi 14,5 korda suurem, mis teeb temast kõige kergemahiidplaneedi. Planeedidiameeter on veidi suurem kui Neptuunil ja umbes neli korda suurem kui Maal. Uraanitihedus on 1,27 g/cm3, millega ta on planeetide hulgas eelviimasel kohal (Saturni ees).[4][6] Väike tihedus näitab, et planeedi sisemises struktuuris esineb märkimisväärsel hulgal erinevatest ainetest (metaan,ammoniaak,vesi) moodustunudjääd.[11] Uraani sisemuse kogumass pole täpselt teada, kuna erinevates arvutustes on kasutatud erinevaid mudeleid. Mass peaks jääma vahemikku 9,3–13,5 Maa massi.[11][42] Vesiniku ja heeliumi osakaal kogumassist on väike, moodustades 0,5–1,5 Maa massi. Ülejäänud osa planeedi massist moodustavadkivimid (0,3–0,7 Maa massi).[11]
Uraani sisemuse standardmudelis on kolm kihti: kivimitest (silikaadid/raud-nikkel) koosnev tuum tsentris, seda ümbritsev jäinevahevöö ja välimine kiht, mis koosneb vesinikust ja heeliumist.[11][43] Tuum on võrdlemisi väike, selle mass on ainult 0,55 Maa massi ja raadius moodustab alla 20% planeedi raadiusest. Vahevöö moodustab suurema osa planeedist, selle mass on ligi 13,4 Maa massi. Atmosfääri osa moodustab viimased 20% Uraani raadiusest ja umbes 0,5 Maa massi.[11][43] Tuuma tihedus onca 9 g/cm3.Rõhk on tsentris 8 miljonitbaari jatemperatuur umbes 5000kelvinit.[42][43] Jäine vahevöö ei koosne jääst selle sõna tavalises tähenduses, vaid kuumast ja tihedastvedelikust, mille hulka kuuluvad vesi, ammoniaak ja muud lenduvad ained.[11][43] Sellel vedelikul on väga suur elektrijuhtivus, mõnikord nimetatakse seda vee-ammoniaagi ookeaniks.[44] Jää domineerimine võrreldes gaasidega näitab, et Uraani ja Neptuuni valdav osa keemilisest koostisest erineb olulisel määral Jupiteri ja Saturni keemilisest koostisest. Vahevöös võib olla kaioonvee kiht, kus veemolekulid segunevad vesiniku jahapnikuioonide segusse ja veel sügavamalsuperioonvesi, kus hapnikkristalliseerub, kuid vesiniku ioonid liiguvad vabalt hapniku võres.[45]
Kuigi ülaltoodud mudel on standardne, pole see siiski ainulaadne ja esineb ka muid vaatlustulemusi rahuldavaid mudeleid. Näiteks kui jäises vahevöös on märkimisväärsel hulgal segunenud kivimeid ja vesinikku, siis jää kogumass on sisemuses väiksem ja vastavalt oleks kivimite ja vesiniku kogumass suurem. Praegusel ajal ei võimalda olemasolev andmete hulk teadlastel kindlaks teha, milline arvutusmudel on korrektne.[42] Vedeliku esinemine Uraani sisemises struktuuris näitab, et planeedil puudub tahke pind. Gaasiline atmosfäär muutub järk-järgult sisemisteks vedelikukihtideks.[11] Lihtsustamiseks on planeedi tinglikuks pinnaks võetud pöörlevlame sferoid punktis, kus atmosfääri rõhk on 1 bar (100 kPa). Selle ekvatoriaalne ja polaarraadius on vastavalt 25 559 ± 4 ja 24 973 ± 20km.[4] Seda pinda kasutatakse artiklis edaspidi kõrguste nullpunktina.
Uraani sisemine soojus on märkimisväärselt madalam kui teistel hiidplaneetidel, mis tähendab, et Uraanil on üsna madalsoojusvoog.[13][46] Siiani on selgusetu, miks see nii on. Neptuun, mis on ligilähedaselt Uraani-suurune ja sarnase keemilise koostisega, kiirgab Uraanist 2,61 korda rohkemsoojusenergiatkosmosesse kui Päikeselt vastu saab.[13] Uraanist eraldub aga vaid veidi ülemäärast soojust. Kogu Uraanist kiirguvinfrapunakiirguse osaspektris on vaid 1,06 ± 0,08 korda suurem kui atmosfääris absorbeeruvpäikesekiirgus.[7][47] Kogu Uraanist eralduv soojusvoog on 0,042 ± 0,047 W/m2, mis on madalam kui Maalt eralduv soojusvoog (0,075 W/m2).[47] Uraanitropopausis mõõdetud planeedi madalaim temperatuur oli 49 K (−224°C), mis teeb Uraanist Päikesesüsteemi kõige külmema planeedi.[7][47]
Selgitamaks nii madalate temperatuuride esinemist, on esitatud erinevaidhüpoteese. Neist ühe järgi kaotas Uraan oma soojuse suuretaevakehaga kokkupõrke tagajärjel, jättes tuumale vaid jääksoojuse.[48] Teise hüpoteesi järgi esineb Uraani ülemistes kihtides barjäär, mis takistab tuuma soojuse jõudmist pinnani.[11] Näiteks võibkonvektsioon toimuda erinevates kihtides, mis takistabsoojusjuhtivust ülespoole.[7][47]
Kuigi Uraanil puudub selgelt eristatav pind, on planeedi välimises osaskaugseire abil mõõdetavgaasiline vöönd, mida kutsutakseatmosfääriks.[7] Kaugseire abil on võimalik uurida umbes 300km sügavamale planeedi tinglikust pinnatasemest (rõhk 1 bar või 100 kPa), kus rõhk on 100 bar (10 MPa) jatemperatuur 320K (47°C).[49] Atmosfääri hõrekoroona ulatub tähelepanuväärselt rohkem kui kahe planeedi raadiuse jagu kaugemale tinglikust planeedi pinnast.[50] Uraani atmosfääri võib jaotada kolmeks osaks, kust puudubmesosfäär:[7]
troposfäär – vahemikus −300 kuni 50km, rõhk vahemikus 100 kuni 0,1 bar (10 MPa kuni 10 kPa);
stratosfäär – vahemikus 50 kuni 4000km, rõhk vahemikus 0,1 kuni 10–10 bar (10 kPa kuni 10 µPa);
Uraani atmosfääri koostis erineb ülejäänud planeedi keemilisest koostisest, koosnedes peamiseltdivesinikust jaheeliumist.[7] Heeliumimolaarne fraktsioon ehkaatomite hulk ühes gaasimolekulis on troposfääri ülaosas 0,15 ± 0,03,[9] mis vastab massiprotsendile 26 ± 5.[7][47] See suurus on väga lähedane heeliumi osatähtsusele varajase arengustaadiumi Päikeses (massiprotsentides 27,5 ± 1),[51] mis viitab sellele, et heeliumi pole planeedi tsentris naguJupiteril võiSaturnil.[7] Uraani atmosfääri kolmandaks oluliseks koostisosaks onmetaan (CH4).[7] Metaanis neeldub rohkestipäikesekiirguse kollast ja punast spektriosa, mistõttu peegelduvad tagasi sinised ja rohelised kiired. Seetõttu paistabki Uraan meile sinakasrohelisena.[52] Metaani molekulid moodustavad 2,3% atmosfäärist molaarse fraktsioonina allpool metaanipilve rõhuga 1,3 bar (130 kPa);süsiniku koguhulk metaanis on aga 20–30 korda suurem kui Päikeses.[7][8][53] Metaani mooliprotsent väheneb atmosfääri ülaosas, kuna seal esinevad ekstreemselt madalad temperatuurid, mis vähendavad küllastumise astet ja põhjustavad üleliigse metaani jäätumist.[54] Vähem lenduvate ühendite (ammoniaak,vesi,vesiniksulfiid) olemasolu kohta sügavamas atmosfääris on väga vähe teada. Arvatavalt on nende kogused samuti suuremad kui Päikeses.[7][55] Koos metaaniga on Uraani stratosfäärist leitud jälgisüsivesinikest, mis on arvatavalt tekkinudultraviolettkiirguse indutseeritudfotodissotsiatsiooni ajal.[56] Nende hulka kuuluvadetaan (CH3C2H),atsetüleen (C2H2),metüülatsetüleen (CH3C2H) jadiatsetüleen (C2HC2H).[54][57][58]Spektroskoopia abil on atmosfääri ülaosast leitud veel jälgiveeaurust,vingugaasist jasüsihappegaasist, mis on sinna sattunud sellistest välistest allikatest nagukosmiline tolm jakomeedid.[57][58][59]
Temperatuuri profiil Uraani troposfääris ja madalamas stratosfääris
Uraani troposfäär on atmosfääri kõige madalam ja tihedam osa ning seda iseloomustab temperatuuri vähenemine kõrguse kasvamisel.[7] Troposfääri põhjas kõrgusel −300km on temperatuur 320 K (47°C) ja 50km kõrgusel 53 K (−220°C).[49][53] Troposfääri kõige külmemas ülemises osas (tropopausis) varieerub temperatuur vahemikus 49–57 K (−224...−216°C), sõltudes planeedilaiuskraadist.[7][46] Tropopausi piirkond võtab enda kanda planeedi peamise osa infrapunakiirguse emissioonist, määrates seega Uraaniefektiivse temperatuuri 59,1 ± 0,3 K (−214,1 ± 0,3°C).[46][47] Troposfääris on arvatavalt keerukaspilvede struktuur; veepilved asuvad hüpoteetiliselt rõhu vahemikus 50–100 bar (5–10 MPa),ammooniumvesiniksulfiidi (NH4HS) pilved vahemikus 20–40 bar (2–4 MPa), ammoniaagi võivesiniksulfiidi pilved vahemikus 3–10 bar (0,3–1 MPa) ja lõpuks vahetult avastatud õhukesed metaanipilved vahemikus 1–2 bar (0,1–0,2 MPa).[7][8][49][60] Troposfäär on atmosfääri väga dünaamiline osa. Seal esinevad tugevad tuuled, eredad pilved ja aastaaegade vaheldumised, mida käsitletakse artiklis allpool.[13]
Uraani atmosfääri keskosas asub stratosfäär, kus temperatuur tõuseb koos kõrguse kasvamisega alates 53 K (−220°C) tropopausis kuni 800...850 K (527...577°C) termosfääri põhjas.[50] Stratosfääri soojenemist põhjustabultraviolettkiirguse absorbeerumine jainfrapunakiirguse eralduminemetaanist ja teistestsüsivesinikest,[61] mis moodustuvad selles atmosfääri osas metaanifotodissotsiatsiooni käigus.[56] Soojus liigub stratosfääri ka kuumast termosfäärist.[61] Süsivesinikud on koondunud küllaltki õhukesse kihti kõrgusel 100–300km, kus rõhk on 10–0,1 mbar (1000–10 kPa) ja temperatuur 75–170 K (−198...−103°C).[54][57] Kõige rohkem on süsivesinikest esindatud metaan,atsetüleen jaetaan, mooliprotsendiga vesinikku 10−5. Sellele on ligilähedanevingugaasi mooliprotsent nendel kõrgustel.[54][57][59] Raskematel süsivesinikel ja süsihappegaasil on mooliprotsent kolme suurusjärgu võrra väiksem.[57]Vee küllastusaste onca 7×10−9.[58] Etaan ja atsetüleen hakkavad stratosfääri madalamas ja külmemas piirkonnas ning tropopausis (allpool 10 mBar taset)kondenseeruma ja moodustuvadvine kihid,[56] mis võivad olla üheks Uraani ühtlase välimuse tekitajaks. Süsivesinike kontsentratsioon vinest ülalpool on märkimisväärselt madalam kui teistelhiidplaneetidel.[54][62]
Uraani atmosfääri äärmine kiht ontermosfäär jakoroona, millel on ühtlane temperatuur 800–850 K.[7][62] Nii kõrge temperatuuri allikad on teadmata, sest nii ultraviolettkiirgus kui ka virmaliste aktiivsus ei suuda sellist energiat toota. Kesinesoojusjuhtivus, mis on tekkinud süsivesinike puudumise tõttu, võib stratosfääris ülalpool 0,1 mBar taset samuti soojenemisele kaasa aidata.[50][62] Lisaksmolekulaarsele vesinikule, esineb termosfääris-koroonas palju vabu vesiniku aatomeid. Nende väike mass koos kõrgete temperatuuridega selgitavad, miks koroona ulatub nii kaugele kui 50 000km, see on umbes terve Uraani diameeter.[50][62] Selline koroona on Uraani ainulaadne tunnus.[62] Selle mõjude hulka kuulub Uraani orbiidil liikuvate väikeste osakeste endasse tõmbamine, mis põhjustab Uraani rõngastes oleva kosmilise tolmu puudujääki.[50] Uraani termosfäär koos stratosfääri ülaosaga vastab Uraaniionosfäärile.[53] Vaatlused näitavad, et ionosfäär paikneb kõrgusvahemikus 2000 – 10 000km.[53] Uraani ionosfäär on tihedam kui Saturnil või Neptuunil, mis võib olla tingitud madalast süsivesinike kontsentratsioonist stratosfääris.[62][63] Ionosfääri toidab peamiselt Päikese ultraviolettkiirgus, mille tihedus sõltub Päikese aktiivsusest.[64] Uraani virmaliste aktiivsus võrreldes Jupiteri ja Saturniga pole eriti märkimisväärne.[62][65]
Foto Uraani rõngastest, millest eredaim on ε-rõngasUraani rõngaste süsteem
Uraani keerulinerõngaste süsteem avastati 1977. aastal[66] Päikesesüsteemis järjekorras teisenaSaturni rõngaste järel. Rõngad koosnevad väga tumedatest osakestest, mille suurus varieerub mõnest mikromeetrist kuni mõnekümne meetrini.[12] Praegu tuntakse 13 eristatavat rõngast, neist eredaim on ε (epsilon) rõngas. Kõik rõngad peale kahe on väga kitsad – nende laius on tavaliselt mõni kilomeeter. Rõngad on tõenäoliselt planeedist nooremad; dünaamika kaalutlused näitavad, et nad ei tekkinud planeediga ühel ajal. Rõngaste materjal võib olla pärit ühelt (või mitmelt)kaaslaselt, mis purunes kokkupõrke tagajärjel. Paljudest kaaslase purunenud tükkidest jäid vaid vähesed stabiilsesse tsooni, moodustades tänapäevased rõngad.[67][68]
William Herschel kirjeldas võimalikku Uraani rõngast 1789. aastal, kuid praegusel ajal kaheldakse selle võimalikkuses, sest rõngad on küllaltki ähmased ja neid ei suudetud märgata järgneva paari sajandi jooksul. Siiski kirjeldas Herschel täpselt epsiloni rõnga suurust, selle nurka Maa suhtes, punakat värvust ja selle muutusi, kui Uraan tiirles ümber Päikese.[69][70]
10. märtsil 1977 avastati Uraani rõngaste süsteem transpordilennukis töötavaobservatooriumi (Kuiper Airborne) abil pooljuhuslikult. Astronoomide rühm planeeris uurida Uraani atmosfääri, kasutadestähe SAO 158687 jäämist planeedi varju. Vaatluste analüüsil märgati, et täht kadus viiel korral hetkeks vaateväljast enne, kui ta jäi täielikult planeedi varju. Sellest tulenevalt oletati, et Uraanil on vähemalt viie rõngaga oma rõngaste süsteem. Hiljem avastati veel neli rõngast.[71] Rõngastest saadi esimesed täpsemad fotod, kui planeedist möödus 1986. aastalVoyager 2. Kosmoseaparaadi abil avastati veel kaks ähmast rõngast, mis tegi rõngaste koguarvuks 11.[12]
2005. aasta detsembris avastatiHubble'i teleskoobi abil veel kaks rõngast. Suurim neist asub planeedist kaks korda kaugemal kui varem avastatud rõngad. Need uued rõngad asuvad planeedist nii kaugel, et nende eristamiseks kasutatakse mõistet "välimine rõngaste süsteem". Hubble'i kosmoseteleskoobi abil avastati veel kaks väikest planeedi kaaslast, millest üks (Mab) jagab oma orbiiti kõige kaugema rõngaga. Uute rõngastega kokku teatakse nüüdisajal 13 Uraani rõngast.[72] 2006. aasta aprillis tehtiKecki Observatooriumi fotode abil kindlaks uute rõngaste värvused: kaugeim on sinine ja eelviimane punane.[73][74] Välimise rõnga sinise värvuse põhjustajaks peetakse ühe hüpoteesi alusel rõngamaterjalis olevaid väga väikseid jäätükke, mis on pärit Mabi pinnalt.[73][75] Kontrastina on Uraani lähedased rõngad enamasti hallid.[73]
Uraani magnetväli Voyager 2 möödalennu ajal 1986. aastal. S ja N on magnetiline lõuna- ja põhjapoolus
Enne Voyager 2 möödalendu 1986. aastal polnud Uraanimagnetosfääri uuritud ja selle olemust ei tuntud.[76] Voyager 2 abil saadud andmed näitasid, et Uraanimagnetväli on üsna omapärane, kuna see ei pärine planeedi geomeetrilisest tsentrist ning on lisaks planeedi pöörlemistelje suhtes 59° nurga all.[76][77] Magnetilinedipool on nihkunud planeedi tsentrist lõunapooluse suunas kolmandiku planeedi raadiuse võrra.[76] Selline ebatavaline geomeetriline asend tekitab tugevalt mittesümmeetrilise magnetosfääri, kus magnetvälja tugevus võib lõunapoolkeral langeda kuni 0,1gausini (10µT) ja põhjapoolkeral tõusta kuni 1,1 gausini (110 µT). Keskmine magnetvälja tugevus planeedi tinglikul pinnal on 0,23 gaussi (23 µT).[76] Võrdluseks on Maa magnetväli mõlemal poolusel enam-vähem võrdne ja Maa "magnetiline ekvaator" on peaaegu paralleelne geograafiliseekvaatoriga.[77] Uraanidipoolmoment on 50 korda suurem kui Maa oma.[76][77] Sarnaselt Uraaniga on ka Neptuuni magnetväli nihkunud ja pöörlemistelje suhtes nurga all.[77] Ühe hüpoteesi järgi on "jäägigantide" (Uraan ja Neptuun) magnetväljad tekkinud suhteliselt madala sügavusega ookeanide (vesi-ammoniaak) liikumisel, erinevalt Maa-tüüpi planeetidest ja "gaasigigantidest" (Jupiter ja Saturn), kus magnetvälja tekitajaks on planeedi tuum.[44]
Vaatamata Uraani magnetosfääri kummalisele paiknemisele, on selle muud parameetrid sarnased ülejäänud planeetide magnetosfääride omadega: selle ees on päikesetuule lööklaineala umbes 23 Uraani raadiuse kaugusel, on olemasmagnetopaus 16 Uraani raadiuse kaugusel, täielikult väljakujunenud magnetvälja saba jaVan Alleni vööd.[76][77][78] Üldiselt erineb Uraani magnetosfäär Jupiteri omast ja sarnaneb pigem Saturni omaga.[76][77] Uraani magnetvälja saba jätab enda järel kosmosesse miljonite kilomeetrite pikkuse jälje, mis planeedi külgsuunalise pöörlemise tõttu on veninud spiraalikujuliseks.[76][79] Uraani magnetosfäär sisaldab laetud osakesi:prootoneid jaelektrone koos väikese koguse H2+ ioonidega.[77][78] Raskemaid ioone pole leitud. Paljud nendest osakestest on arvatavalt pärit kuumastkoroonast. Ioonide ja elektronide energiad võivad küündida vastavalt 4 ja 1,2megaelektronvoldini.[78] Madala energiaga (alla 1 keV) ioonide tihedus on magnetosfääri siseosasca 2cm−3.[80] Osakeste arvukust mõjutavad otseselt Uraani kaaslased, mis jätavad magnetosfääris liikudes maha märkimisväärsed tühimikud.[78] Osakeste vool on piisavalt kõrge, et põhjustada tumenemist või kaaslaste murendamist astronoomiliselt lühikese ajavahemiku jooksul (100 000 aastat).[78] See võib olla põhjuseks, miks Uraani kaaslased ja rõngad on ühtlaselt tumeda tooniga.[68] Uraanivirmalised on suhteliselt hästi välja kujunenud, neid on nähtud eredate kaartena ümber mõlemamagnetpooluse.[62] Võrreldes Jupiteriga on Uraani virmalised suhteliselt väikese osatähtsusega planeedi termosfäärienergiabilansis.[65]
Uraani lõunapoolkera ligilähedaselt loomulikes värvides (vasakul) ja lühikestellainepikkustel (paremal), kus on näha ähmasedpilvepiirid ja atmosfääri ulatus
Uraani atmosfäär onultraviolettkiirguse ja nähtavavalguselainepikkustel erakordselt ühtlane ja ilmetu, võrreldes teiste hiidplaneetidega.[13] Kui Voyager 2 möödus Uraanist 1986. aastal, registreeriti tervel planeedil kokku kümmepilve.[12][81] Selline pilvede vähesus on seotud planeedi madala sisemise soojusega, mis on väiksem kui teistel hiidplaneetidel. Uraani madalaim registreeritud temperatuur on 49 K (−224°C), mis teeb temast kõige külmema planeedi Päikesesüsteemis.[7][47]
1986. aastal leiti Voyager 2 abil, et nähtava Uraani lõunapoolkera võib jaotada kaheks regiooniks: ere polaarmüts ja tumedad ekvatoriaalsed vööndid.[12] Piir kahe regiooni vahel kulgeb ligilähedaselt mööda −45°laiuskraadi. Kitsas vöönd vahemikus −45...–50° on planeedi suurematest piirkondadest kõige heledam.[12][82] Seda kutsutakse lõunapoolseks "kraeks". Polaarmüts ja hele vöönd on arvatavalt tihedate metaanpilvede regioon, kus rõhk on vahemikus 1,3–2 bar.[83] Peale laiaulatusliku vöödilise struktuuri uuris Voyager 2 kokku kümmet väikest ja eredat pilve, millest enamik asus mõni kraad heledast vööndist põhja pool.[12] Kõikide teiste tunnuste järgi nägi Uraan 1986. aastal välja nagu dünaamiliselt surnud planeet. Kahjuks toimus Voyager 2 möödalend planeedi lõunapoolkera suve keskel, mistõttu ei olnud võimalik uurida põhjapoolkera. Alates21. sajandi algusest muutus põhjapoolkera nähtavaks ning seda uuritiHubble'i kosmoseteleskoobi jaKecki teleskoobi abil. Vaatluste tulemusel ei nähtud põhjapoolkeral heledat vööndit ega polaarmütsi.[82] Seega on Uraan asümmeetriline: hele polaarmüts on olemas lõunapoolusel, kuid puudub põhjapoolusel.[82] Kui 2007. aastal möödus Uraani võrdpäevsus, kadus lõunapoolne hele vöönd peaaegu täielikult ning samal ajal ilmus nõrk põhjapoolne hele vöönd 45° laiuskraadi lähedusse.[84]
Esimene märgatud tume laik Uraanil. Foto aastast 2006
1990. aastatel kasvas oluliselt uute eredate pilvede registreerimine, kuna kasutati järjest kõrgema resolutsiooniga kaameraid.[13] Enamik neist avastati põhjapoolkeral, kuna see muutus järjest rohkem nähtavaks.[13] Varasem arvamus, et eredaid pilvi on tumedamal planeedi poolkeral kergem avastada, ei olnud korrektne: uute avastatud pilvede hulk on olnud märkimisväärne.[85][86] Siiski on poolkerade pilvede tunnustes erinevusi. Põhjapoolkera pilved on väiksemad, kontrastsemad ja eredamad ning asuvad enamasti suurematel kõrgustel.[86] Pilvede eluiga sõltub tavaliselt nende suurusest. Mõned väiksemad pilved püsivad koos vaid mõne tunni, samal ajal on vähemalt üks lõunapoolkera pilvedest eksisteerinud Voyageri möödalennust alates.[13][81] Viimased vaatlused on näidanud, et Uraani pilvede tunnused on küllaltki sarnased Neptuuni pilvede omadega.[13] Näiteks märgati 2006. aastal Uraanil esmakordselt tumedat laiku, samal ajal on nood aga Neptuunil küllaltki tavalised.[87] Spekuleeritakse arvamusega, et Uraan muutub pärastpööripäeva Neptuuniga rohkem sarnaseks.[88]
Mitmete pilvetunnuste jälgimine võimaldas avastada laiuskraadidesuunalisedtuuled, mis puhuvad Uraani troposfääri ülaosas.[13] Ekvaatori piirkonnas puhuvad tuuled aga planeedi pöörlemisele vastupidises suunas. Nende kiirus on −100...–50m/s.[13][82] Tuule kiirused suurenevad ekvaatorist eemaldudes ja vaibuvad ±20° laiuskraadil, kus esinevad kõige madalamad troposfääri temperatuurid.[13][46] Poolustele lähenedes hakkavad tuuled puhuma planeedi pöörlemisega samas suunas ning suurenevad, saavutades maksimumi ±60° laiuskraadil ning vaibuvad seejärel poolustel.[13] −40° laiuskraadil on tuule kiirused vahemikus 150...200m/s. Kuna planeedi hele vöönd takistab pilvede jälgimist, pole selles regioonis võimalik tuule kiirust mõõta.[13] Kontrastina esinevad põhjapoolkera tugevaimad tuuled (kuni 240m/s) +50° laiuskraadi lähedal.[13][82][89]
2005. aasta foto Uraanist, kus on näha rõngad, hele vöönd ja ere pilv
Lühikese ajavahemiku jooksul 2004. aasta märtsist kuni maini ilmusid Uraani atmosfääri suured pilved, mis on omane rohkem Neptuunile.[86][90] Planeedi vaatlusel olid näha kestvad äikesetormid koos tuule kiirusega 229m/s (824km/h).[81] 23. augustil 2006 avastati Uraanil tume laik, mis andis astronoomidele rohkem infot planeedi atmosfääri aktiivsuse kohta.[87] Pole täpselt teada, mis põhjustas aktiivsuse kasvu, kuid ilmselt põhjustab Uraani pöörlemistelje ebatavaline nurk ekstreemseid ilmamuutusi aastaaegade vahetumisel.[88][91] Kliimamuutusi on aastaaegade vaheldumisel raske ennustada, kuna häid andmeid Uraani atmosfääri kohta on kogutud vähem kui 84 viimase aasta jooksul, mis vastab ühele Uraani aastale. Seetõttu on viimasel ajal tehtud mitmeid avastusi.
Uraani poole aasta (alates 1950)fotomeetria andmed näitasid regulaarseid muudatusi kahespektrijoone heleduses, kus maksimum saabuspäikeseseisaku ja miinimumvõrdpäevsuse ajal.[92] Samasugust regulaarset muutumist (maksimumiga päikeseseisaku ajal) märgati 1960. aastate alguses troposfääri põhjamikrolainete mõõtmisel.[93] Stratosfääri temperatuuri mõõtmised, mida alustati 1970. aastate alguses, näitasid samuti maksimaalseid suurusi 1986. aasta päikeseseisaku ajal.[61]
Eelmise põhjapoolkera päikeseseisaku ajal 1944. aastal oli Uraanil näha heleduse kasvu, mis lubab oletada, et põhjapoolus pole alati nii tume.[92] Sellest informatsioonist tuleneb, et nähtav poolus muutub heledamaks mõnda aega enne päikeseseisakut ja tumeneb pärast võrdpäevsust.[88] Nähtavate ja mikrolainete andmete detailne analüüs näitas, et perioodilised heleduse muutused pole täielikult sümmeetrilised päikeseseisakute ajal, mis toob omakorda välja muutused põhja-lõunasuunalisel kliima- jaalbeedomustril.[88] 1990. aastatel, kui Uraan kaugenes oma päikeseisakust, tehti teleskoobivaatlustega kindlaks, et lõunapooluse polaarmüts tumenes märgatavalt (v.a lõunapoolne ere vöönd).[83] Samal ajal toimus põhjapoolkeral oluline atmosfääri aktiivsuse kasv[81] seoses pilvede ja tugevate tuulte tekkimisega, toetades ootusi, et hakkab peatselt heledamaks muutuma.[86] See juhtuski 2007. aastal, kui planeedil möödus võrdpäevsus: kahvatu põhjapoolne "krae" muutus heledamaks ja lõunapoolne krae muutus peaaegu nähtamatuks. Laiuskraadide-suunalised tuuled jäid siiski veidi asümmeetriliseks, kuna põhjapoolkeral olid tuuled veidi nõrgemad kui lõunapoolkeral.[84]
Uraani kliima füüsikaliste muutuste toimimine pole siiski päris selge.[88] Suviste ja talviste päikeseseisakute läheduse ajal on Uraani poolkerad suunatud peaaegu otse Päikese poole või temast eemale. Päikesesuunalise poolkera helendamist põhjustab arvatavalt metaanipilvede lokaalne paksenemine ja vine kihid troposfääris. Ere vöönd −45° laiuskraadil on samuti ühenduses metaanipilvedega. Ülejäänud muutusi lõunapooluse piirkonnas võib selgitada muutustega madalamates pilvekihtides.[83] Planeedi mikrolaineteaatomispektri muutust põhjustab tõenäoliselt sügava troposfääri tsirkulatsioon, sest paksud pilved ja vine poolustel võivad takistadakonvektsiooni.[94]
Uraanil on avastatud 28 looduslikkukaaslast[95][96], mis on oma nimed saanudWilliam Shakespeare'i jaAlexander Pope'i teoste tegelaskujude järgi.[43][97] Uraani viis suuremat kuud onMiranda,Ariel,Umbriel,Titania jaOberon.[43] Uraani kaaslastemass on kõige väiksem hiidplaneetide hulgas. Näiteks viie suurema kaaslase kogumass jääb rohkem kui kahekordselt alla Neptuuni suurima kaaslaseTritoni massile.[6] Uraani kaaslastest on suurim Titania, mille raadius on ainult 788,9km, jäädes sellega Päikesesüsteemi planeetide kaaslaste seas kaheksandale kohale. Kaaslastel on suhteliselt madalalbeedo, mis on vahemikus 0,20 (Umbrielil) kuni 0,35 (Arielil).[12] Kuude materjal koosneb umbes 50%kivimitest ja 50%jääst. Jää võib sisaldadaammoniaaki jasüsinikdioksiidi.[68][98]
Kaaslastest paistab Ariel olevat noorim, sest tema pinnal on märgata kõige vähemkraatreid, Umbriel aga vanim.[12][68] Miranda pinnal on kuni 20km sügavusedmurrangud, kihilised astangud ja kaootiline variatsioon erineva vanuse ja tunnustegapinnaste kohta.[12] Miranda varasemat (kui kaaslase orbiit oli praegusestekstsentrilisem) geoloogilist aktiivsust põhjustas arvatavastiloodejõudude tekitatud energia.[99] Miranda pinnases esinevad ka suured munakujulised moodustised, mis on arvatavalt seotuddiapiiride tekkimisega.[100]
Esimesed kaks Uraani kaaslast (Titania ja Oberoni) avastasWilliam Herschel 11. jaanuaril 1787, kuus aastat pärast seda, kui ta oli avastanud Uraani.[101] Viimane kuu on avastatud 2023. aastal.[102]
Viimane Voyager 2 foto Uraanist, kui kosmosesond suundus Neptuuni poole
1986. aastal jõudis Uraani juurdeNASAkosmosesond Voyager 2, mille abil on siiani teostatud ainus planeedi uurimine lühikese vahemaa tagant. Samuti ei planeerita lähiajal uue missiooni alustamist. 1977. aastal startinud Voyager 2 jõudis 24. jaanuaril 1986 Uraani pilvepiirist 81 500km kaugusele, enne kui jätkas teekonda Neptuuni poole. Voyager 2 uuris Uraani atmosfääri struktuuri ja keemilist koostist,[53] kaasa arvatud planeedi unikaalset kliimat, mida põhjustab telje kaldenurk 97,77°. Sondi abil uuriti planeedi viit suurimat kaaslast ja avastati veel 10 uut looduslikku satelliiti. Samuti uuriti selle abilUraani rõngaid ja avastati kaks uut rõngast.[12][68][103]
Mitmed teadlasrühmad on teinud ettepaneku võtta ette uus uurimismissioon Uraani juurde.[104][105][106][107]
123456Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F. (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006".Celestial Mech. Dyn. Astr.90: 155–180.
↑"Uranus".www.eightplanetsfacts.com (inglise).Originaali arhiivikoopia seisuga 24.03.2016. Vaadatud 14.02.2016.
123Jacobson, 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.
123456789101112131415161718Lunine, Jonathan. I. (1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune".Annual Review of Astronomy and Astrophysics.31: 217–263.
123Lindal, G.F.; Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N. (1987). "The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2".J. Of Geophys. Res.92: 14, 987–15, 001.
12Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. (1987). "The helium abundance of Uranus from Voyager measurements".Journal of Geophysical Research.92: 15003–15010.DOI:10.1029/JA092iA13p15003.ISSN0148-0227.
↑William Herschel; 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.
12A. J. Lexell (1783). "Recherches sur la nouvelle planete, decouverte par M. Herschel & nominee Georgium Sidus".Acta Academia Scientarum Imperialis Petropolitanae (1): 303–329.
↑Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, S. 210, 1781; allikas Miner, lk 11.
↑J. L. E. Dreyer, (1912).The Scientific Papers of Sir William Herschel. Kd1. Royal Society and Royal Astronomical Society. Lk100.ISBN1843710226.{{cite book}}: CS1 hooldus: üleliigsed kirjavahemärgid (link)
1234567Pearl, J.C.; Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; Pirraglia, J.A. (1990). "The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data".Icarus.84: 12–28.
↑David Hawksett (2005). "Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?".Astronomy Now: 73.
12345Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey (2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy".Icarus.184: 634–637.
123Encrenaz, Therese (2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?".Planet. Space Sci.51: 89–103.
12Lockwood, G.W.; Jerzykiewicz, Mikołaj (2006). "Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004".Icarus.180: 442–452.
↑Klein, M.J.; Hofstadter, M.D. (2006). "Long-term variations in the microwave brightness temperature of the Uranus atmosphere".Icarus.184: 170–180.
↑Hofstadter, Mark D.; Butler, Bryan J. (2003). "Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus".Icarus.165: 168–180.
↑Sheppard, Scott S.; Jewitt, David; Kleyna, Jan (2006). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness".The Astronomical Journal.129: 518–525.arXiv:astro-ph/0410059.
↑Scott S. Sheppard."Uranus moons" (inglise). Vaadatud 13.04.2024.
↑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.
↑Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (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. Elsevier Science.85 (2): 394–443.
.svg)
.png)
