ურანი (სიმბოლო: ⛢) —მზიდან მეშვიდეპლანეტა დაშორების მიხედვით. ისრადიუსით მესამე, ხოლომასით მეოთხეამზის სისტემაში. ურანის შედგენილობანეპტუნისას ჰგავს, ხოლო ეს ორიპლანეტაგაზური გიგანტებისგან,იუპიტერისა დასატურნისგან განსხვავებულია, ამიტომაც ასტრონომები ურანსა და ნეპტუნს განცალკევებულ კატეგორიაში —„ყინულის გიგანტებში“ მოიხსენიებენ. მიუხედავად იმისა, რომ ურანისატმოსფეროწყალბადისა დაჰელიუმის ძირითადი შედგენილობით სატურნსა და იუპიტერს წააგავს, ის შეიცავს უფრო მეტ „ყინულს“, როგორებიცააამიაკი დამეთანი, სხვა ჰიდროკარბონებთან ერთად.[6] მისი ატმოსფერო ყველაზე ცივიამზის სისტემაშიტემპერატურით −224,2 °C. ურანის ატმოსფეროს რთულ ფენებიანი ღრუბლის სტრუქტურა აქვს და მეცნიერთა ვარაუდით, მის ძირეულ ღრუბლებში წყალია, ხოლო ყველაზე მაღალ ღრუბლებში —მეთანი.[6] ამის საპირისპიროდ, ურანის შიდა ნაწილები ძირითადად გაჯერებულია ყინულითა და ქვით.[7]
ურანი ერთადერთიპლანეტაა, რომლის სახელიცბერძნული მითოლოგიიდან მოდის და არარომაულიდან, განსხვავებით სხვა პლანეტებისა. მას ცის ბერძენი ღმერთის ლათინური ვერსიის, ურანის (Ouranos) სახელი ჰქვია. სხვა გიგანტი პლანეტების მსგავსად, ურანსაც აქვსრგოლების სისტემა,მაგნიტოსფერო და რამდენიმე თანამგზავრი. ურანისეულ სისტემას ამ პლანეტათა შორის უნიკალური კონფიგურაცია აქვს, რადგან მისიბრუნვის ღერძი თითქმის „მხარზეა წამოწოლილი“. აქედან გამომდინარე, მისი ჩრდილოეთ და სამხრეთ პოლუსები იქ არის, სადაც სხვა პლანეტების ეკვატორები.[8] 1986 წელს„ვოიაჯერ 1-ის“ მიერ გადაღებულ სურათებზე ხილულ სინათლეში ურანი თითქმის ნიშან-თვისებების გარეშე გამოჩნდა — ღრუბლების ჯგუფებისა და შტორმების გარეშე, რომლებიც სხვა გიგანტ პლანეტებთან ასოცირდება.[8] დამკვირვებლებმა დედამიწიდან შენიშნეს სეზონური ცვლილების ნიშნები და ამინდის გაზრდილი აქტიურობა, როდესაც ურანმაბუნიაობას მიაღწია. ურანზე ქარები 250 მ/წმ სიჩქარით ქრის.[9]
ისტორია
მიუხედავად იმისა, რომ ის ხუთი კლასიკურიპლანეტის მსგავსად შეუიარაღებელი თვალით ჩანს, უძველესი დამკვირვებლები პლანეტად არასოდეს აღიქვამდნენ მისი სიმკრთალისა და ნელი ორბიტის გამო.[10]1781 წლის13 მარტს სერ უილიამ ჰერშელმა ურანის აღმოჩენა გამოაცხადა და პირველად ისტორიაშიმზის სისტემის საზღვრები გააფართოვა. ურანი ასევე პირველი პლანეტა იყო, რომელიცტელესკოპით იქნა აღმოჩენილი.
აღმოჩენა
ურანი ხშირად შეინიშნებოდა, სანამ მას პლანეტად აღიქვამდნენ, მაგრამ უმეტესად იგივარსკვლავში ეშლებოდათ. სავარაუდოდ, ყველაზე ადრეული დაკვირვებაჰიპარქეს ეკუთვნის, რომელმაცძვ.წ. 128 წელს შესაძლოა ესპლანეტავარსკვლავად შეიტანა თავის კატალოგში, რომელიც მოგვიანებითპტოლემესალმაგესტს შეუერთდა.[11] უეჭველი ყველაზე ადრეული შემჩნევა კი1690 წელს მოხდა, როდესაცჯონ ფლემსტიდმა ის სულ ცოტა 6-ჯერ მაინც დაინახა და ის კატალოგში შეიტანა, როგორც 34Tauri.ფრანგმა ასტრონომმაპიერ ლემონიემ ურანი სულ ცოტა 12-ჯერ დააფიქსირა1750-სა და1769 წლებს შორის.[12]
სერ უილიამ ჰერშელმა ურანი დააფიქსირა1781 წლის13 მარტს თავისი სახლის ბაღში, რომელიც ნიუ კინგ სტრიტის 19 ნომერში იყო (ბათი,სომერსეტი,ინგლისი (ახლაჰერშელის ასტრონომიული მუზეუმი)),[13] მაგრამ თავიდან ის„კომეტად“ გამოაცხადა.[14] ჰერშელი „დაკავებული იყო უძრავი ვარსკვლავების პარალაქსის დაკვირვებების სერიით“[15] მის მიერ შექმნილი ტელესკოპითვე.
მან თავის ჟურნალში ჩაწერა:„ζ Tauri-სთან ახლოს მდებარე კვარტილში ნისლეულისებრივარსკვლავი ანკომეტა“.[16]17 მარტს, მან შენიშნა: „მე ვეძებდი კომეტას ან ნისლეულისებრ ვარსკვლავს და აღმოჩნდა, რომ იგი კომეტაა, რადგან მან შეიცვალა ადგილი“.[17] როდესაც მან თავისი აღმოჩენასამეფო საზოგადოებას წარუდგინა, გააგრძელა იმის მტკიცება, რომ მანკომეტა აღმოაჩინა, მაგრამ უყოყმანოდ შეადარა იგიპლანეტას:[18]
„სიმძლავრე, რითაც კომეტა დავინახე, იყო 227. ჩემი გამოცდილებიდან ვიცი, რომ უძრავი ვარსკვლავების დიამეტრები პროპორციულად არ დიდდება უფრო მაღალი სიმძლავრისას, როგორც პლანეტებისა; აქედან გამომდინარე, მე გამოვიყენე სიმძლავრე 460 და 932 და აღმოვაჩინე, რომ კომეტის დიამეტრი სიმძლავრე პროპორციულად იზრდებოდა, როგორც უნდა ყოფილიყო და რომ ვივარაუდე, ის არ იყო უძრავი ვარსკვლავი, ხოლო იმ ვარსკვლავების დიამეტრები, რომლებსაც შევადარე იგი, არ იყო გაზრდილი იმავე ფარდობაში. უფრო მეტიც, კომეტა, გადიდებული იმაზე მეტად, ვიდრე მისი სინათლე იძლევა საშუალებას, გამოჩნდა ნისლიანი და ცუდად გამოკვეთილი ამ უზარმაზარი სიმძლავრეებით, ხოლო ვარსკვლავები ინარჩუნებდა ამ სიკაშკაშესა და სიცხადეს, რომლიდანაც დავასკვენი, რომ ჩემი მრავალ ათასიანი დაკვირვებიდან გამოვიდოდა. გაგრძელებამ აჩვენა, რომ ჩემი ვარაუდი კარგად დამუშავებული იყო, ეს კი ამტკიცებს, რომ რასაც ბოლო ხანს დავაკვირდით, კომეტა იყო.“
(უილიამ ჰერშელი)
ჰერშელის მიერ გამოყენებული ტელესკოპის რეკონსტრუქცია, რომლითაც ურანი აღმოაჩინა.ბატი,სომერსეტი
„არ ვიცი, რა დავარქვა ამას. ეს უფრო წააგავს ჩვეულებრივ პლანეტას, რომელიც თითქმის წრიულ ორბიტაზე ბრუნავს მზის გარშემო, მაშინ როცა კომეტა ძალიან ექსცენტრიულ ელიფსზე ბრუნავს. მე არ შემინიშნავს მისი კომა ან კუდი.[19]“
მიუხედავად იმისა, რომ ჰერშელი აგრძელებდა მის მიერ აღმოჩენილი ობიექტის კომეტად აღქმას, სხვა ასტრონომები სხვაგვარად დაეჭვდნენ.რუსმა ასტრონომმაანდერს იუჰან ლექსელმა პირველმა გამოთვალა ახალი ობიექტის ორბიტა[20] და მისმა თითქმისწრიულობამ საშუალება მისცა, ევარაუდა, რომ ისპლანეტა იყო და არა კომეტა.ბერლინელმა ასტრონომმაიოჰან ელბერტ ბოდემ ჰერშელის აღმოჩენა აღწერა, როგორც „მოძრავივარსკვლავი, რომელიც აქამდე მიჩნეული იყო უცნობი პლანეტის მსგავს ობიექტად და ბრუნავდასატურნის ორბიტის გაღმა“.[21] ბოდემ დაასკვნა, რომ მისი თითქმის წრიული ორბიტა უფრო პლანეტობაზე მიანიშნებდა და არა კომეტობაზე.[22]
ეს ობიექტი მალე ყველამ აღიქვა ახალ პლანეტად.1783 წელს ჰერშელმა დაუდასტურა ეს ფაქტი სამეფო საზოგადოების პრეზიდენტჯოზეფ ბანკსს:„ევროპაში ყველაზე გამორჩეული ასტრონომების მიერ ჩატარებული დაკვირვებებით ჩანს, რომ ახალი ვარსკვლავი, რომლის აღმოჩენის პატივი 1781 წლის მარტში მხვდა, ჩვენიმზის სისტემის ძირითადი პლანეტაა.[23] ამ მიღწევისთვის მეფეჯორჯ III-მ ჰერშელს წლიური სტიპენდია £200 დაუნიშნა იმ პირობით, რომ ის უნდა ჩასულიყოვინდსორში, რათა სამეფო ოჯახს მისტელესკოპში გახედვის შანსი ჰქონოდა.[24]
სახელდება
მასკელაინმა ჰერშელს სთხოვა: „გაუკეთე ასტრონომიულ სამყაროს სიკეთე და დაარქვი სახელი შენს პლანეტას, რომელიც მთლიანად შენი საუკთრებაა [და] ძალიან დავალებულები ვართ შენი ამ აღმოჩენით“.[25] მასკელაინის მოთხოვნის საპასუხოდ, ჰერშელმა გადაწყვიტა ობიექტისთვისGeorgium Sidus (ჯორჯის ვარსკვლავი) ანჯორჯის პლანეტა დაერქმია თავისი ახალი მფარველის, მეფეჯორჯ III-ის პატივსაცემად.[26] მან ეს გადაწყვეტილება ჯოსეფ ბანკსთან მიწერილ წერილში ასე ახსნა:[23]
„უძველესი დროის ზღაპრულ ხანებში სახელები: მერკური, ვენერა, მარსი, იუპიტერი და სატურნი პლანეტებს ეწოდა მათი მთავარი გმირებისა და ღვთაებების პატივსაცემად. ახლანდელ უფრო ფილოსოფიურ ხანაში თითქმის მიუღებელი იქნება, იმავე მეთოდს მივმართოთ და ჩვენს ახალ ციურ სხეულს. ვუწოდოთ იუნონა, პალასი, აპოლო ან მინევრა. ნებისმიერი განსაკუთრებული მოვლენის ან შესანიშნავი შემთხვევის პირველი აღქმა უნდა იყოს მისი ქრონოლოგიური: თუ მომავალ ხანაში ვინმე იკითხავს, როდის აღმოაჩინეს ეს ბოლოს ნაპოვნი პლანეტა? ძალიან დამაკმაყოფილებელი პასუხი იქნებოდა, რომ გვეთქვა: „მეფე ჯორჯ III-ს მეფობის დროს“.“
ჰერშელის მიერ წამოყენებული სახელიდიდი ბრიტანეთის გარეთ არ იყო პოპულარული და მისი ალტერნატივები მალე შემოიღეს. ასტრონომჯერომ ლალანდი აზრით, აღმომჩენის პატივსაცემად, ამ ობიექტს ჰერშელი უნდა დარქმეოდა.[27] შვედმა ასტრონომმაერიკ პროსპერინმა წამოაყენა ახალი სახელი ნეპტუნი, რომელსაც მხარი მრავალმა ასტრონომმა დაუჭირა, რომელთაც მოსწონდათ ის იდეა, რომ აღნიშნავდნენბრიტანული სამეფო ფლოტის გამარჯვებებსამერიკული რევოლუციური ომის დროს ახალი პლანეტისნეპტუნ ჯორჯ III ანნეპტუნ დიდი ბრიტანეთის სახელის დარქმევით.[20] ბოდემ არჩია ურანი — ცის ბერძნული ღმერთის, ურანუსის ლათინიზირებული ვერსია. ბოდე ირწმუნებოდა, რომ რადგანაც სატურნი იყო იუპიტერის მამა, ახალ პლანეტას სატურნის მამის სახელი უნდა დარქმეოდა.[24][28][29]1789 წელს ბოდეს სამეფო აკადემიის კოლეგამმარტინ კლაპროთმა მის მიერ აღმოჩენილ ახალ ელემენტსურანი დაარქვა ბოდეს არჩევანის მხარდასაჭერად.[30] საბოლოოდ, ბოდეს შემოთავაზება ყველაზე ფართოდ გამოყენებადი გახდა და1850 წელს უნივერსალური გახდა, როდესაცGeorgium Sidus-ს ურანი ეწოდა.[28]
ურანს ორი ასტრონომიული სიმბოლო აქვს. პირველი, რომელიც ლალანდმა1784 წელს წამოაყენა, არის. ჰერშელთან გაგზავნილ წერილში ლალანდმა ის აღწერა, როგორც"un globe surmonté par la première lettre de votre nom" („ციური სხეული, რომელიც თქვენი გვარის პირველი ასოთია დაფარული“).[27] შემდგომი სიმბოლო,, არისმარსისა დამზის სიმბოლოების ჰიბრიდი, რადგან ურანი ბერძნულ მითოლოგიაში ცის ღმერთი იყო, რომელიც, მიჩნეული იყო, რომ მარსისა და მზის გაერთიანებული ძალებით დომინირებდა.[32]ჩინურ,იაპონურ,კორეულსა დავიეტნამურ ენებში მისი სახელი პირდაპირ ითარგმნება, როგორც „ცის მეფე ვარსკვლავი“ (天王星).[33]
ორბიტა და ბრუნვა
ურანიმზის გარშემო ერთ სრულ ბრუნს 84 წელიწადს ანდომებს. მზიდან მისი საშუალო მანძილი არის დაახლოებით 3 მილიარდი კილომეტრი (20აე).1998 წელს მცდარი ფერებით შედგენილიინფრაწითელთან მიახლოებულ დიაპაზონში გადაღებული ურანის სურათი, სადაც ღრუბელთა ჯგუფები, რგოლები და ბუნებრივი თანამზავრები ჩანს. ფოტოჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის NICMOS კამერამ გადაიღო.
ურანიმზის გარშემო ერთ სრულ ბრუნს 84 წელიწადს ანდომებს. მზიდან მისი საშუალო მანძილი არის დაახლოებით 3 მილიარდი კილომეტრი (20აე). ამ მანძილის ცვალებადობა ყველაპლანეტისაზე დიდია – 1,8 აე.[34]მზის სინათლის ინტენსივობა მანძილის კვადრატის პროპორციულად მცირდება: აქედან გამომდინარე, ურანზე, როდესაც ის 20-ჯერ შორს იმყოფება მზიდან, ვიდრედედამიწა, მზის სხივების ინტენსივობა დედამიწისაზე 400-ჯერ ნაკლებია.[35] მისი ორბიტალური ელემენტები პირველად1783 წელსპიერ-საიმონ ლაპლასმა გამოითვალა.[36] დროთა განმავლობაში ნაწინასწარმეტყველებსა და დაკვირვებულს შორის შეუსაბამობები გამოჩნდა.1841 წელსჯონ კოუჩ ადამსმა პირველად წამოაყენა იდეა, რომ ეს სხვადასხვაობა შესაძლებელია ყოფილიყო უხილავპლანეტასთანგრავიტაციული ურთიერთქმედების გამო.1845 წელსურბენ ლე ვერიემ თავისი მხრივ დაიწყო ურანის ორბიტის დამოუკიდებელი კვლევა.1846 წლის 23 სექტემბერსიოჰან გოტფრიდ გალემ დააფიქსირა ახალიპლანეტა თითქმის იმ პოზიციაზე, რომელიც ლე ვერიემ იწინასწარმეტყველა.[37] ამ პლანეტას კი მოგვიანებითნეპტუნი ეწოდა.
ურანის შიდა ნაწილების ბრუნვის პერიოდი არის 17 საათი და 14 წუთი საათის ისრის მიმართულებით. როგორც ყველაგიგანტი პლანეტა, მისი ზედა ატმოსფეროც განიცდის უძლიერეს ქარებს ბრუნვის მიმართულებით. ზოგიერთ განედზე, როგორიცაა 60 გრადუსი სამხრეთით, ატმოსფეროს ხილული ნიშნები ბევრად სწრაფად გადაადგილდება, რის შედეგადაც სრული ბრუნი 14 საათში სრულდება.
ღერძული დახრა
ურანის ღერძი 97,77°-ით არის დახრული, ამიტომ მისი ბრუნვის ღერძი თითქმის პარალელურია მზის სისტემის სიბრტყისა. ამის გამო ურანზე ისეთი სეზონური ცვლილებებია, როგორიც არც ერთ სხვა გიგანტ პლანეტებზე არ შეინიშნება. სხვა პლანეტები შესაძლებელია წარმოვიდგინოთ, რომ ბრუნავს, როგორც დახრილი ბზრიალა მზის სისტემის სიბრტყეზე, ხოლო ურანი ბრუნავს დახრილი მგორავი ბურთი. ურანის ნაბუნიობისას ერთ-ერთი პოლუსი მზისკენაა მიშვერილი, ხოლო მეორე — პირიქით. მხოლოდ ეკვატორის გარშემო არსებული ვიწრო ზოლი განიცდის სწრაფ დღე-ღამის ციკლს, მაგრამ მზე ჰორიზონტთან ჩადის, როგორც დედამიწის პოლუსების რეგიონებში. ურანის ორბიტის სხვა მხარეს პოლუსების მიმართულება მზისკენ შებრუნებულია. თითოეული პოლუსი დაახლოებით 42 წლიან განუწყვეტელ მზის სინათლეს იღებს, რომელსაც შემდგომ 42 წლიანი წყვდიადი მოჰყვება.[38] ბუნიაობის მოახლობებისას მზე მიეშვირება ურანის ეკვატორს, ეს კი ურანს დღე-ღამის ისეთ პერიოდს მისცემს, როგორებიც პლანეტების უმეტესობაზე დაიმზირება. ურანმა მის უკანასკნელ ნაბუნიობას 2007 წლის 7 დეკემბერს მიაღწია.[39][40]
ჩრდილოეთ ნახევარსფერო
წელიწადი
სამხრეთ ნახევარსფერო
ზამთრის ნაბუნიაობა
1902, 1986
ზაფხულის ნაბუნიაობა
გაზაფხულის ბუნიაობა
1923, 2007
შემოდგომის ბუნიაობა
ზაფხულის ნაბუნიაობა
1944, 2028
ზამთრის ნაბუნიაობა
შემოდგომის ბუნიაობა
1965, 2049
გაზაფხულის ბუნიაობა
ამ ღერძული დახრილობის ერთი შედეგი არის ის, რომ საშუალო ურანის წელიწადში მისი პოლარული რეგიონები ბევრად მეტენერგიას იღებსმზიდან, ვიდრე მისი ეკვატორული რეგიონები. ამის მიუხედავად, ურანი ეკვატორზე უფრო ცხელია, ვიდრე პოლუსებზე. ამის გამომწვევი მთავარი მიზეზი უცნობია. ურანის უჩვეულო ღერძული დახრის მიზეზიც დანამდვილებით არავინ იცის, მაგრამ ყველაზე მიღებული ვარაუდი არის ის, რომმზის სისტემისფორმირებისასდედამიწის ზომისპროტოპლანეტა შეეჯახა ურანს და გამოიწვია მისი გადახრა.[41] ურანის სამხრეთ პოლუსი მიმართული იყო თითქმის პირდაპირმზისკენ, როდესაც მან„ვოიაჯერ 2-მა“1986 წელს ჩაუფრინა. ამ პოლუსს „სამხრეთი“საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირის განმარტების მიხედვით დაერქვა, სახელდობრ იმით, რომპლანეტის ანთანამგზავრის ჩრდილოეთ პოლუსი არის ის პოლუსი, რომელიც მიმართულიამზის სისტემის უცვლელი სიბრტყის ზემოთ, მიუხედავად იმისა, თუ რა მიმართულებით ბრუნავსპლანეტა.[42][43] ზოგჯერ განსხვავებული კონვენცია გამოიყენება, რომლის მიხედვითაც სხეულის ჩრდილოეთ და სამხრეთ პოლუსები განისაზღვრებამარჯვენა ხელის წესის მიხედვით ბრუნვის მიმართულებასთან კავშირით.[44] ამ მეორე კოორდინატთა სისტემის მიხედვით, ურანის ჩრდილოეთ პოლუსი იყო ის, რომელიც 1986 წელსმზის სხივებმა გაანათა.
ხილვადობა
1995-დან2006 წლამდე ურანის ხილულივარსკვლავიერი სიდიდე მერყეობდა +5,6-სა და +5,9-ს შორის, ხოლო შეუიარაღებელი თვალის ხილვადობა +6,5-ია, ამიტომ ის რთულად შესამჩნევია.[45] მისიკუთხური დიამეტრი 3,4-3,7 არკწამია. შედარებისთვის,სატურნის არის 16-20 არკწამი, ხოლოიუპიტერისა — 32-45.[45] მიუხედავად ამისა, ურანი შეუიარაღებელი თვალით ჩანს ბნელ ცაზე და ადვილი დასანახია ბინოკლით ქალაქის პირობებშიც კი.[2] უფრო დიდი სამოყვარულოტელესკოპებით, რომელთა ობიექტივისდიამეტრი 15-23 სანტიმეტრია, ურანი მკრთალ ცისფერ დისკოდ ჩანს მკაფიოდისკოს დაბნელებით. უფრო დიდი ტელესკოპებით, 25 სანტიმენტრიანით ან უფრო დიდით, ღრუბლები და დიდი თანამგზავრებიც კი ჩანს, როგორებიცაატიტანია დაობერონი.[46]
შინაგანი სტრუქტურა
დედამიწისა და ურანის ზომების შედარებაურანის შინაგანი სტრუქტურის დიაგრამა
ურანი დაახლოებით 14,5დედამიწის მასისაა და 4გიგანტ პლანეტას შორის ყველაზე ნაკლებად მასიურია. მისიდიამეტრინეპტუნისაზე ოდნავ დიდია, ხოლოდედამიწისას 4-ჯერ აღემატება. მისისიმკვრივე 1,27 გ/სმ³-ია დასატურნის შემდეგ ყველაზე ნაკლებად მკვრივიპლანეტაა.[47][48] მისი სიმკვრივის ეს მნიშვნელობა მიუთითებს იმაზე, რომ ის ძირითადად სხვადასხვა ყინულებისაგან შედგება, როგორებიცაა:წყალი,ამიაკი დამეთანი.[7] ურანის შიდა ნაწილებში არსებული ყინულის მთლიანიმასა ზუსტად არაა ცნობილი, რადგან განსხვავებული რიცხვი მიიღება მოდელის ამორჩევისას: ის უნდა იყოს 9,3-13,5დედამიწის მასა.[7][49]წყალბადი დაჰელიუმი მთლიანის პატარა ნაწილს შეადგენს: 0,5-1,5 დედამიწის მასას.[7] არაყინულოვანი მასის (0,5-3,7 დედამიწის მასა) ნარჩენს კლდოვანი მატერია მოიცავს.[7]
ურანის სტრუქტურის სტანდარტული მოდელი არის ის, რომ იგი მოიცავს სამ ფენას: კლდოვან (სილიკატი/რკინა-ნიკელი) ბირთვს ცენტრში, ყინულოვან მანტიას შუაში და გაზურ მდგომარეობაში მყოფწყალბადის/ჰელიუმის გარსს.[7][50] ბირთვი შედარებით მცირეა. მისი მასა 0,55დედამიწის მასაა დარადიუსი ურანის რადიუსის 20%-ზე ნაკლებია. 13,4 დედამიწის მასის მქონე მანტია მის ძირითად მასას მოიცავს, ხოლო მისი ზედა ატმოსფერო შედარებით არასუბსტანციურია, რომელიც 0,5 დედამიწის მასას იწონის და ფართოვდება ურანის რადიუსის 20 %-ზე.[7][50] ურანის ბირთვის სიმკვრივე დაახლოებით 9 გ/სმ³-ია და მის ცენტრში არსებული წნევა 8 მილიონი ბარია (800გპა), ხოლოტემპერატურა დაახლოებით 5000ºK.[49][50] საყოველთაოდ მიღებულია, რომ ყინულის მანტია სინამდვილეში ყინულისაგან კი არა, არამედ ცხელი და მკვრივი სითხისგან შედგება, რომელიც მოიცავს წყალს, ამიაკს და სხვა აქროლად ნივთიერებებს.[7][50] ამ სითხეს, რომელსაც მაღალიელექტროგამტარობა აქვს, ზოგჯერ წყალი-ამიაკის ოკეანეს უწოდებენ.[51]
კალიფორნიის უნივერსიტეტში ჩატარებული კვლევის თანახმად, ურანის სიღრმეებში არსებულმა უკიდურესმაწნევამ დატემპერატურამ შესაძლოამეთანისმოლეკულები დაშალოს და ამის შედეგადნახშირბადისატომებიალმასის კრისტალებად კონდენსირდეს, რომლებიც მანტიას სეტყვასავით დააწვიმს.[52] „ძალიან მაღალი წნევის“ ექსპერიმენტმა ლორენს ლივმორის ეროვნულ ლაბორატორიაში აჩვენა, რომ მანტიის ძირში შესაძლოა თხევადი ალმასის ოკეანეა, სადაც მყარი „ალმას-ბერგები“ დაცურავს.[53][54]
ნეპტუნისა და ურანის ძირითადი შემადგენელი ნაწილებიიუპიტერისა დასატურნისაგან განსხვავებულია. მათში ყინული გაზებზე მეტია, აქედან გამომდინარე, მათ განცალკევებულ კლასიფიკაციაში,ყინულის გიგანტებში მოიხსენიებენ.
მიუხედავად იმისა, რომ ზემოთ განხილული მოდელი საკმაოდ სტანდარტულია, ის უნიკალური არ არის. სხვა მოდელებიც ემთხვევა ექსპერიმენტებს. მაგალითად, თუწყალბადის სუბსტანციური რაოდენობა და კლდოვანი მატერია შეერია ყინულის მანტიას, ინტერიერში არსებული ყინულების მთლიანიმასა უფრო მცირე იქნება და, შესაბამისად, კლდოვანი მატერიისა და წყალბადის მთლიანი მასა — უფრო მეტი. ამჟამად ხელმისაწვდომი მონაცემები არ იძლევა საშუალებას, რომ განისაზღვროს, რომელი მოდელია მართებული.[49] ურანის სითხის შინაგანი სტრუქტურა ნიშნავს, რომ მას მყარი ზედაპირი არ აქვს. გაზური ატმოსფერო თანდათანობით გადადის შინაგან თხევად ფენებში.[7] მოხერხებულობისთვის, მბრუნავი შეკუმშული სფეროიდი დაყენებული წერტილზე, რომელზეცატმოსფერული წნევა 1 ბარს (100კპა) უდრის, პირობითად მოხსენებულია „ზედაპირად“. მისი ეკვატორული და პოლარული რადიუსი 25 559 ± 4 და 24 973 ± 20 კილომეტრია, შესაბამისად.[47] ეს ზედაპირი მთელ სტატიაში იქნება გამოყენებული, როგორც ნულოვანი წერტილი სიმაღლისათვის.
შინაგანი სითბო
ურანის შიაგანი სითბო შესამჩნევად დაბალი ჩანს, ვიდრე სხვა გიგანტი პლანეტებისა. ასტრონომიული ტერმინებით, მას დაბალითერმული მიმოცვლა აქვს.[9][55] რატომ არის ურანის შინაგანიტემპერატურა ასეთი დაბალი, კვლავ გაურკვეველია.ნეპტუნი, რომელიც ურანის თითქმის ტყუპია ზომითა და შედგენილობით, ურანზე 2,61-ჯერ მეტმზისგან მიღებულ სითბოს ასხივებს.[9] ამის საპირისპიროდ, ურანი გადაჭარბებით თითქმის საერთოდ არ ასხივებს. ურანის მიერ გამოსხივებული მთლიანი სიმძლავრე შორეულინფრაწითელში (ე. ი. სითბო) არის დაახლოებით 1,06 ± 0,08 იმ ენერგიისა, რომელსაც მისი ატმოსფერო შთანთქავს.[6][56] ფაქტობრივად, ურანის თერმული მიმოცვლა სულ რაღაც 0.042 ± 0.047ვ/მ2-ია, რომელიც უფრო დაბალია, ვიდრედედამიწის შინაგანი თერმული მიმოცვლა — დაახლოებით 0,075 ვ/მ².[56] ყველაზე დაბალიტემპერატურა, რაც კი ურანისტროპოპაუზაში დაფიქსირებულა, არის 48 ºK (−224 °C), რის გამოც ურანიმზის სისტემაში ყველაზე ცივიპლანეტაა.[6][56]
ერთ-ერთი ჰიპოთეზის თანახმად, ურანმა ზემასიური შეჯახება გადაიტანა, რომელმაც მისი ძირითადი სითბოს უმეტესი ნაწილი გამოაგდო და დარჩა ბირთვი გამოლეული ტემპერატურით.[57] სხვა ჰიპოთეზის მიხედვით, ურანის ზედა ფენებში არსებობს ბარიერი, რომელიც ბირთვის სითბოს ზედაპირამდე მიღწევაში ხელს უშლის..[7] მაგალითად,კონვექცია შესაძლოა შედგენილობით განსხვავებულ ფენებში მოხდეს, რომელიც შეაჩერებს ამომავალი სითბოს გადაცემას.[6][56] შესაძლოაორმაგი დიფუზური კონვექცია არის შემზღუდველი ფაქტორი.[7]
ატმოსფერო
მიუხედავად იმისა, რომ ურანის შიდა ნაწილებში კარგად გამოკვეთილი მყარი ზედაპირი არ არის, ურანის გარე გაზური გარსი, რომელიც ხელმისაწვდომია დისტანციური მართვისთვის, ატმოსფერო ეწოდება.[6] დისტანციური მართვის შესაძლებლობა ვრცელდება დაახლოებით 300 კილომეტრს ქვემოთ 1 ბარის (100კპა) დონეზე, შესაბამისიწნევით დატემპერატურით: 100 ბარი (10 მპა) და 320ºK.[58] ატმოსფეროს გაუხშოებელი გვირგვინი შესანიშნავად იჭიმება ორ პლანეტურ რადიუსზე ნომინალური ზედაპირიდან, რომელიც განსაზღვრულია, რომ 1 ბარი წნევის ქვეშაა.[59] ურანის ატმოსფერო სამ ფენად იყოფა:ტროპოსფერო — -300-დან 50 კილომეტრამდე სიმაღლით და 100-დან 0,1 ბარამდე (10 მპა-10 კპა);სტრატოსფერო — 50-4000 კილომეტრის სიმაღლეზე მდებარე წნევით 0,1-სა და 10−10 (10 მპა და 10 µმპა); და ბოლოსთერმოსფერო/გვირგვინი — ეს უკანასკნელი 4000 კილომეტრიდან 50 000 კილომეტრამდე იჭიმება ზედაპირიდან.[6] ურანსმეზოსფერო არ აქვს.
შედგენილობა
ურანისატმოსფეროს შედგენილობა განსხვავებულია მისი ძირითადი შემადგენელი მასისაგან, რომელიც უმეტესად მხოლოდ მოლეკულურწყალბადსა დაჰელიუმს მოიცავს.[6] ჰელიუმის მოლური წილი, ესე იგი ჰელიუმისატომების რიცხვი გაზისმოლეკულაში, არის 0,15 ± 0,03 ზედატროპოსფეროში, რომელიც შეესაბამება მასის წილს 0,26 ± 0,05.[6][56] ეს მნიშვნელობა ახლოსაა პროტომზიური ჰელიუმის მასის წილთან, რომელიც შეადგენს 0,275 ± 0,01-ს,[60] რაც იმაზე მიუთითებს, რომ ჰელიუმი არ არსებობდა მის ცენტრში, როგორც ესგაზურ გიგანტებშია.[6] ურანის ატმოსფეროს სიუხვით მესამე შემაგენელი ნაწილი არისმეთანი (CH4).[6] მეთანი ფლობს შთანთქმის ჯგუფებს ხილულ და ინფრაწითელთან მიახლოებულ დიაპაზონში, რის გამოც ურანი ცისფერი ჩანს.[6] მეთანის მოლეკულები ატმოსფეროს 2,3 %-ს შეადგენს მოლური წილითმეთანის ღრუბლის ქვემოთ 1,3 ბარის (130კპა)წნევის დონეზე. ეს წარმოადგენსმზეში დაფიქსირებულ 20-30-ჯერ მეტნახშირბადს.[6][61][62] შერევის ფარდობა ბევრად დაბალია ზედა ატმოსფეროში, რისი წყალობითაც ძალიან დაბალიტემპერატურაა, რომელიც ამცირებს გაჟღენთის დონეს და იწვევს ზედმეტი მეთანის გაყინვას.[63] ისეთი აქროლადი ნარევების სიუხვე ატმოსფეროს სიღრმეებში, როგორებიცააამიაკი,წყალი დაწყალბადის სულფიდი, ნაკლებადაა ცნობილი. მათი შემცველობა ალბათ ბევრად მეტია, ვიდრემზეში.[6][64] მეთანთან ერთად სხვადასხვა ნახშირწყლების არსებობაც შეინიშნება ურანის სტრატოსფეროში, რომლებიც, მეცნიერთა ვარაუდით,მზისულტრაიისფერი გამოსხივების დახმარებით მეთანმა წარმოქმნა.[65] ესენია:ეთანი (C2H6),აცეტილინი (C2H2),მეთილაცეტილინი (CH3C2H) დადიაცეტილინი (C2HC2H).[63][66][67] სპექტროსკოპულმა დაკვირვებებმა ასევე გამოავლინა წყლის ორთქლის,ნახშირჟანგისა დანახშირორჟანგის არსებობა ზედა ატმოსფეროში, რომელთა წარმოქმნა შესაძლებელია მხოლოდ გარეშე წყაროდან, როგორიცააკომეტა.[66][67][68]
ტროპოსფერო
ტროპოსფერო ურანის ატმოსფეროს ყველაზე დაბალი და მკვრივი ნაწილია, რომელიც ხასიათდება სიმაღლესთან ერთად კლებადი ტემპერატურით.[6] ტემპერატურა ნომინალური ტროპოსფეროს ძირში -300 კილომეტრზე 320 ºK-დან 53 ºK-მდე ეცემა 50 კმ-ზე.[58][62] ტროპოსფეროს ყველაზე ცივ ზედა რეგიონში (ტროპოპაუზა) სინამდვილეში იცვლება 49-სა და 57 ºK-ს შორის. ეს დამოკიდებულია პლანეტურ განედზე.[6][55] ტროპოპაუზა პასუხისმგებელია ურანის თერმული გამოსხივების უმეტესობაზე.[55][56]
მიჩნეულია, რომ ტროფოსფეროს ღრუბლების ძალიან რთული სტრუქტურა აქვს. ჰიპოთეზის თანახმად, წყლის ღრუბლები მდებარეობს 50-100 ბარ წნევებს შორის,ამიაკის ჰიდროსულფიდის ღრუბლები — 20-40 ბარის, ამიაკის ანწყალბადის სულფიდის ღრუბლები — 3-10 ბარის, ხოლო საბოლოოდ პირდაპირ აღმოჩენილი თხელიმეთანის ღრუბლები — 1-2 ბარ წნევებს შორის.[6][58][61][69] ტროპოსფერო ატმოსფეროს დინამიკური ნაწილია, სადაც ძლიერ ქარები, კაშკაშა ღრუბლები და სეზონური ცვლილებები შეინიშნება.
ზედა ატმოსფერო
ურანის ატმოსფეროს შუა ფენა არის სტრატოსფერო, სადაცტემპერატურა ძირითადად იზრდება სიმაღლესთან ერთად ტროპოპაუზაში 53 ºK-დან 800-850 ºK-მდე თერმოსფეროს ფუძემდე.[59] სტრატოსფეროს გათბობასმეთანისა და სხვა ნახშირწყლების მიერ მზისულტრააისფერი დაინფრაწითელი გამოსხივების შთანთქმა იწვევს,[70] რომელიც წარმოქმნის ატმოსფეროს ამ ნაწილსმეთანისფოტოლიზის შედეგად.[65] სითბო ასევე ცხელი თერმოსფეროდანაც გაიცემა.[70] ნახშირწყლები იკავებს შედარებით ვიწრო ფენებს 100-300 კილომეტრ სიმაღლეებზე წნევით 10-0,1 მეგაბარით და ტემპერატურით 75-170 ºK.[63][66] ყველაზე უხვი ნახშირწყალი არისმეთანი,აცეტილინი დაეთანი წყალბადის შერევის ფარდობით 10−7.ნახშირჟანგისშერევის ფარდობა ამ სიმაღლეებზე იგივეა.[63][66][66][68] წყლის სიუხვის ფარდობა არის 7×10−9.[67] ეთანი და აცეტილინი სტრატოსფეროსა და ტროპოპაუზის (10 მეგაბარის დონის ქვემოთ) უფრო ცივ და დაბალ ნაწილებშიკონდენსირებისკენ მიისწრაფის, რის შედეგადაც წარმოიქმნება ნისლის ფენები,[65] რომლებიც შესაძლოა ნაწილობრივ ურანის რბილ გარეგნობაზე იყოს პასუხისმგებელი. ურანის სტრატოსფეროს ნახშირწყლების კონცენტრაცია შესამჩნევად დაბალია, ვიდრე სხვაგიგანტი პლანეტების სტრატოსფეროებში.[63][71]
ურანის ატმოსფეროს კიდურა ფენა არის თერმოსფერო და გვირგვინი, რომელთაც ერთგვაროვანიტემპერატურა 800 და 850 ºK აქვს.[6][71] ასეთი მაღალი დონის შენარჩუნებისთვის საჭირო წყარო გაურვეველია, რადგან არცმზისულტრაიისფერ გამოსხივებას, უკიდურეს ულტრაიისფერ გამოსხივებას, და არც ციალურ აქტივობებს არ შეუძლია წარმოქმნან ამ ტემპერატურებამდე მისაღწევი ენერგია. ამის მიზეზი შესაძლოა იყოს სუსტი გამაგრილებელი ეფექტურობა, რომელიც გამოწვეულია ნახშირწყლების ნაკლებობით სტრატოსფეროში 0,1 მეგაბარი წნევაზე ზემოთ.[59][71] მოლეკულურიწყალბადის გარდა, თერმოსფერო-გვირგვინი შეიცავს ძალიან ბევრ თავისუფალწყალბადისატომს. მათი საერთომასა მაღალტემპერატურასთან ერთად ხსნის, რატომ იჭიმება გვირგვინი ზედაპირიდან 50 000 კილომეტრზე.[59][71] ეს გადაჭიმული გვირგვინი ურანის უნიკალური ნიშანია.[71] მისი ეფექტები მოიცავს ურანის გარშემო არსებული პატარა ნაწილაკების „თრევას“, რომელიც იწვევს მტვრის გამოლევას ურანის რგოლებში.[59] ურანის თერმოსფერო, სტრატოსფეროს ზედა ნაწილთან ერთად, შეესაბამება ურანის იონოსფეროს.[62] დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ იონოსფერო 2000-10 000 კილომეტრამდე იკავებს.[62] ურანის იოსნოსფეროსატურნისაზე დანეპტუნისაზე მკვრივია, რომელიც შესაძლოა სტრატოსფეროში არსებული ნახშირწყლების დაბალი კონცენტრაციამ წარმოქმნა.[71][72] იონოსფერო ძირითადადმზის ულტრაიისფერი გამოსხივებით „იკვებება“ და მისი სიმკვრივე დამოკიდებულიამზის აქტიურობაზე.[73] ციალური აქტივობა შეუმჩნეველიასატურნისა დაიუპიტერის აქტივობასთან შედარებით.[71][74]
ურანის ატმოსფერო
ურანის ტროპოსფეროსა და ქვედა სტრატოსფეროს ტემპერატურული პროფილი. ასევე აღნიშნულია ღრუბლები და ნისლის ფენები.
ურანზე არსებული ქარების ზონური სიჩქარე. გამუქებულ ნაწილებზე ნაჩვენებია სამხრეთ საყელო და მისი მომავალი ჩრდილოეთ ორეული. წითელი მრუდი სიმეტრიულად მორგებულია მონაცემებს.
პლანეტური რგოლები
რგოლები უკიდურესად ბნელი ნაწილაკებისაგან შედგება, რომლებიც სხვადასხვა ზომისაა — დაწყებული მიკრომეტრებიდან, დამთავრებული მეტრის ნაწილებით.[8] ამჟამად 13 რგოლია ცნობილი. მათგან ყველაზე კაშკაშა ε რგოლია. ურანის ორი რგოლის გარდა, ყველა უკიდურესად ვიწროა — ჩვეულებრივ რამდენიმე კილომეტრის სიგანისა. ურანის რგოლები ალბათ საკმაოდ ახალგაზრდაა. მისი დინამიკის შესწავლა მიუთითებს, რომ ისინი ურანთან ერთად არ წარმოქმნილა. რგოლებში არსებული მატერია შესაძლოა ოდესღაც მთვარის (ან მთვარეების) ნაწილი იყო, რომელიც მაღალისიჩქარის შეჯახებებმა ნამსხვრევებად აქცია. ნარჩენების მრავალი ნაწილებიდან, რომლებიც წარმოიქმნა ამ შეჯახებების შედეგად, მხოლოდ მცირე რაოდენობის ნაწილაკები გადარჩა სტაბილური ზონების ზღვრულ რაოდენობაში, რომელიც შეესაბამება ამჟამინდელი რგოლების მდებარეობას.[75][76]
უილიამ ჰერშელმა ურანის გარშემო სავარაუდოდ არსებული რგოლები ჯერ კიდევ1789 წელს აღწერა. მისი ეს აღმოჩენა საეჭვოა, რადგან რგოლები საკმაოდ მკრთალია და მომდევნო ორ საუკუნეში არც ერთ სხვა დამკვირვებელს არ შეუნიშნავს. და მაინც, ჰერშელმა ზუსტად აღწერა ეფსილიონ რგოლის ზომა, მისი კუთხედედამიწის მიმართ, მისი წითელი ფერი და მისი ხილული ცვლილებები, როდესაც ისმზის გარშემო ბრუნავდა.[77][78] რგოლების სისტემა საბოლოოდ1977 წლის 10 მარტს აღმოაჩინესჯეიმზ ელიოტმა,ედუარდ დანჰემმა დადუგლას მინკმა კოიპერის საჰაერო ობსერვატორიის გამოყენებით. აღმოჩენა წინასწარ იყო დაგეგმილი: მათ დაგეგმეს, რომ გამოეყენებინათ ურანის ატმოსფეროს მიერვარსკვლავSAO 158687-ის დაბნელება, რის შემდეგაც მის ატმოსფეროს გამოიკვლევდნენ. როდესაც მათი დაკვირვებების ანალიზი გაკეთდა, მათ აღმოაჩინეს, რომვარსკვლავი მცირე ხნით გაუჩინარდა თვალთახედვიდან 5-ჯერ, სანამ ურანის უკან დაიმალებოდა. აქედან მათ დაასკვნეს, რომ ურანის გარშემო უნდა ყოფილიყო რგოლური სისტემა.[79] მოგვიანებით მათ 4 სხვა რგოლი აღმოაჩინეს.[79] ეს რგოლები პირდაპირ დაფიქსირდა, როდესაც„ვოიაჯერ 2-მა“ ჩაუფრინა ურანს1986 წელს.[8] „ვოიაჯერ 2-მა“ ასევე აღმოაჩინა 2 სხვა მკრთალი რგოლი, საერთო ჯამში კი რგოლთა რაოდენობამ 11-ს მიაღწია.[8]
2005 წლის დეკემბერშიჰაბლის კოსმოსურმა ტელესკოპმა აქამდე უცნობი ორი რგოლი აღმოაჩინა. უდიდესი ურანიდან მდებარეობს ორჯერ შორს, ვიდრე აქამდე ცნობილი რგოლები. ეს ახალი რგოლები ურანიდან ისე შორ მანძილზეა, რომ მათ „გარე“ რგოლური სისტემა ეწოდება. ჰაბლმა ასევე ორი მცირე თანამგზავრი შენიშნა, რომელთაგან ერთ-ერთი, სახელადმაბი, თავის ორბიტას ახლად აღმოჩენილ კიდურა რგოლთან იზიარებს. ამ ორი რგოლით ურანის რგოლების რაოდენობა 13 გახდა.[80]2006 წლის აპრილშიკეკის ობსერვატორიიდან ამ ახალი რგოლების ფოტოებმა უზრუნველყო გარე რგოლების ფერები: კიდურა ცისფერია, ხოლო მეორე — წითელი.[81][82] ერთი ჰიპოთეზა, რომელიც მიიჩნევს, რომ გარე რგოლის ფერი ცისფერია, არის ის, რომ იგი გაჯერებულია წყლის ყინულის ნაწილაკებით მაბის ზედაპირიდან, რომელიც იმდენად პატარაა, რომ ცისფერსინათლეს ფანტავს.[81] ამის საპირისპიროდ, ურანის შიდა რგოლები ნაცრისფერია.[81]
ურანის რგოლები
ანიმაცია, რომელზეც ასახულია ურანის რგოლების აღმოჩენა (ჩასართავად დააწკაპუნეთ ფოტოზე)
ურანს პლანეტური რგოლების რთული სისტემა აქვს, რომელიც აღმოჩენის მიხედვით მზის სისტემაში მეორე ასეთი სისტემა იყო სატურნის რგოლების შემდეგ.[75]
ურანის ციალი ეკვატორულ რგოლებთან ერთად, რომელიც ჰაბლის კოსმოსურმა ტელესკოპმა გადაიღო. იუპიტერისა და დედამიწის ციალისგან განსხვავებით, ურანის ციალი მისი პოლუსების წრფივი არაა, რადგან მას არარეგულარული მაგნიტური ველი აქვს.
მაგნიტოსფერო
1986 წელს„ვოიაჯერ 2-ის“ მიერ შესწავლილი ურანის მაგნიტური ველი.
„ვოიაჯერ 2-ის“ ვიზიტამდე ურანის ატმოსფეროზე არანაირი მონაცემები არ არსებობდა, ამიტომ მისი ბუნება გამოცანა რჩებოდა.1986 წლამდე ასტრონომები ვარაუდობნენ, რომ ურანისმაგნიტური ველიმზიური ქარის წრფივი უნდა ყოფილიყო, რადგან უსწორდება ურანის პოლუსებს, რომლებიც ეკლიპტიკაზე მდებარეობს.[83]
ვოიაჯერის დაკვირვებებმა ცხადყო, რომ ურანის მაგნიტური ველი უნიკალურია, რადგან ის არ წარმოიქმნება მისი გეომეტრიული ცენტრიდან და ბრუნვის ღერძის მიმართ 59°-ით არის დახრილი.[83][84] ფაქტობრივად,მაგნიტური დიპოლი ურანის ცენტრიდან წანაცვლებულია სამხრეთ მბრუნავი პოლუსისკენპლანეტის რადიუსის მესამედით.[83] ეს უჩვეულო გეომეტრია იწვევს მაგნიტოსფეროს მაღალ ასიმეტრიულობას, სადაც მაგნიტური ველის სიძლიერე სამხრეთ ნახევარსფეროს ზედაპირზე შესაძლოა 0,1გაუსი (10µT) იყოს, ხოლო ჩრდილოეთ ნახევარსფეროზე — 1,1 გაუსი (110 µT).[83] ზედაპირზე საშუალო ველი არის 0,23 გაუსი (23 µT).[83] შედარებისთვის,დედამიწის მაგნიტური ველი თითქმის იმავე სიძლიერისაა ორივე პოლუსზე და მისი „მაგნიტური ეკვატორი“ თითქმის პარალელურია მის გეოგრაფიულ ეკვატორთან.[84] ურანის დიპოლის მომენტი 50-ჯერ მძლავრია დედამიწისაზე.[83][84]ნეპტუნსაც გადანაცვლებული და დახრილი მაგნიტური ველი აქვს, რაც მეცნიერებს აძლევს ვარაუდის საფუძველს, რომ ესყინულის გიგანტების გავრცელებული თვისებაა.[84] ერთი ჰიპოთეზა არის ის, რომ, განსხვავებითგაზის გიგანტებისა დაკლდოვანი პლანეტებისგან, რომელთა მაგნიტური ველი წარმოიქმნება მათ ბირთვებში, ყინული გიგანტების მაგნიტური ველები წარმოიქმნება შედარებით არაღრმა რეგიონებში მოძრაობით, მაგალითადწყალი-ამიაკის ოკეანეში.[51] მაგნიტოსფეროს ფორმის სხვა შესაძლო ახსნა არის ის, რომ ურანის შიდა ნაწილებში თხევადიალმასის ოკეანე არსებობს, რომელიც მაგნიტურ ველს აკავებს.[85]
მისი უცნაური ფორმის მიუხედევად, სხვა მხრივ ურანის მაგნიტოსფერო სხვაპლანეტების მსგავსია: მას აქვსრკალისებრი დარტყმითი ტალღა დაახლოებით 23 ურანის რადიუსის მოშორებით, მაგნეტოპაუზა — 18 ურანის რადიუსით, სრულად განვითარებული მაგნეტოკუდი დარადიაციული სარტყელები.[83][84][86] საერთო ჯამში, ურანის მაგნიტოსფეროს სტრუქტურაიუპიტერისაგან განსხვავებულია დასატურნისას უფრო წააგავს.[83][84] ურანის მაგნეტოკუდი იშლება მის უკან სივრცეში მილიონობით კილომეტრზე და იხვევა მისი გვერდული მოძრაობით გრძელი კორძსაძრობის მსგავსად.[83][87]
ურანის მაგნიტოსფერო მოიცავს დამუხტულ ნაწილაკებს: ძირითადადპროტონებსა დაელექტრონებსH2+ იონების მცირე რაოდენობით.[84][86] უფრო მძიმეიონები არ აღმოუჩენიათ. ამ ნაწილაკების უმეტესობა ალბათ ცხელი ატმოსფერული გვირგვინიდან წარმოიქმნება.[86] იონებისა და ელექტრონების ენერგია შესაძლოა 4 და 1,2მეგაელექტრონვოლტი იყოს, შესაბამისად.[86] დაბალი ენერგიის (1 კილოელექტრონვოლტზე ქვემოთ) იონებისსიმკვრივე შიდა მაგნიტოსფეროში დაახლოებით 2 სმ−3-ია.[88] ნაწილაკების პოპულაციაზე დიდ გავლენას ურანის მთვარეები ახდენს, რომლებიც მაგნიტოსფეროს ასუფთვებს და შესამჩნევ ნაპრალებს ტოვებს.[86] ნაწილაკების ნაკადი საკმარისად მაღალია, რომ წარმოქმნას დამაბნელებელი ან კოსმოსური ამინდი თავიანთ ზედაპირებზე ასტრონომიულად სწრაფ დროში — 100 000 წელიწადში.[86] ეს შესაძლოა ურანის თანამგზავრებისა და რგოლების ერთგვაროვნად მუქი შეფერილობის გამომწვევი მიზეზი იყოს.[76] ურანს შედარებით კარგად განვითარებული ციალები აქვს, რომლებიც ორივე მაგნიტური პოლუსის გარშემო კაშკაშა რკალებად ჩანს.[71] იუპიტერისგან განსხვავებით, ურანის ციალები შეუმჩნეველია პლანეტური თერმოსფეროს ენერგიის ბალანსისთვის.[74]
კლიმატი
ურანის სამხრეთ ნახევარსფერო თითქმის ბუნებრივ ფერებში (მარცხნივ) და უფრო მოკლე ტალღის სიგრძეებში (მარჯვნივ), სადაც ასახულია მისი მკრთალი ღრუბლები და ატმოსფერული „კაპიუშონი“. ფოტოვოიაჯერ 2-მა გადაიღო.
ულტრაიისფერ დახილულ ტალღის სიგრძეში ურანის ატმოსფერო ზომიერია სხვაგიგანტიპლანეტების ატმოსფეროებთან შედარებით,ნეპტუნის ატმოსფეროსთანაც კი, რომელიც ძალიან წააგავს ურანისას.[9] როდესაც1986 წელს„ვოიაჯერ 2-მა“ ჩაუფრინა ურანს, მან დააფიქსირა ღრუბლის 10 მახასიათებელი მთლიანი პლანეტის მასშტაბით.[8][89] ამ მახასიათებლების ნაკლებობის ერთ-ერთი ახსნა არის ის, რომ ურანის შინაგანი სითბო შესამჩნევად დაბალია, ვიდრე სხვა გიგანტი პლანეტებისა. ყველაზე დაბალიტემპერატურა, რომელიც ურანის ტროპოპაუზაში დაფიქსირდა, არის 49ºK, რის გამოც ურანი ყველაზე ცივიპლანეტაამზის სისტემაში, ნეპტუნზე ცივიც კი.[6][56]
ზონური სტრუქტურა, ქარები და ღრუბლები
1986 წელს„ვოიაჯერ 2-მა“ აღმოაჩინა, რომ ურანის ხილული სამხრეთ ნახევარსფერო შესაძლოა ორ რეგიონად დაიყოს: კაშკაშა პოლარულ ქუდად და ბნელ ეკვატორულ ზონებად (იხილეთ ფიგურა მარჯვნივ).[8] მათი საზღვარი მდებარეობს −45° განედზე. ვიწრო ზონა, რომელიც მდებარეობს −45°-დან −50° განედურ ჯგუფზე, არის ყველაზე კაშკაშა დიდი მახასიათებელი მის ხილულ ზედაპირზე.[8][90] მას სამხრეთ „საყელო“ ეწოდება. ითვლება, რომ ქუდი და საყელო არისმეთანის ღრუბლების მკვრივი რეგიონი, რომელიც მოთავსებულია 1,3-2 ბარწნევებს შორს (იხ. ზემოთ).[91] გარდა დიდი მასშტაბის ზონური სტრუქტურისა, „ვოიაჯერ 2-მა“ დააფიქსირა 10 მცირე ზომის კაშკაშა ღრუბელი, რომელთა უმეტესობა რამდენიმე გრადუსით იყო დახრილი ჩრდილოეთისკენ საყელოდან.[8] სხვა ყველა მხრივ ურანი დინამიკურად მკვდარ პლანეტად ჩანდა 1986 წელს. სამწუხაროდ, „ვოიაჯერ 2“ ურანს სამხრეთ ზაფხულის დროს ეწვია და ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს დაკვირვება ვერ მოახერხა. XXI საუკუნის დასაწყისში, როდესაც ჩრდილოეთ პოლარული რეგიონი ხილული გახდა,ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპი დაკეკის ტელესკოპი თავდაპირველად არც საყელოს და არც პოლარულ ქუდს დააკვირდა ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში.[90] ამიტომ, როგორც აღმოჩნდა, ურანი ასიმეტრიული იყო: კაშკაშა სამხრეთ პოლუსზე და ერთგვაროვნად ბნელი სამხრეთ საყელოს ჩრდილოეთ რეგიონში.[90] 2007 წელს, როცა ურანმა მისი ნაბუინობა გაიარა, სამხრეთ საყელო თითქმის გაუჩინარდა, ხოლო მკრთალი ჩრდილოეთ საყელო 45° განედთან ახლოს გამოჩნდა.[92]
ურანზე შემჩნეული პირველი მუქი ლაქა. ფოტო ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის ACS (Advanced Camera for Surveys) მოწყობილობამ გადაიღო 2006 წელს.
1990-იან წლებში დაფიქსირებული კაშკაშა ღრუბლების მახასიათებლები საგრძნობლად გაიზარდა ნაწილობრივ იმის გამო, რომ ახალი მაღალი გარჩევადობის გადაღების ტექნიკა ხელმისაწვდომი გახდა.[9] უმეტესობა ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში აღმოაჩინეს, როდესაც ხილული გახდა.[9] ადრეული ახსნა — რომ კაშკაშა ღრუბლების იდენტიფიცირება უფრო ადვილია მის ბნელ ნაწილში, ხოლო სამხრეთ ნახევარსფეროში კაშკაშა საყელო ფარავს მათ — მცდარი აღმოჩნდა: მახასიათებლების ნამდვილი რაოდენობა ნამდვილად შესამჩნევად გაიზარდა.[93][94] მიუხედავად ამისა, თითოეული ნახევარსფეროს ღრუბლებს შორის არსებობს განსხვავებები. ჩრდილოეთ ღრუბლები უფრო პატარა, მახვილი და კაშკაშაა.[94] ისინი უფრო მაღლა მდებარეობს.[94] ღრუბლების სიცოცხლის ხანგრძლივობა რამდენიმე მნიშვნელობით იზომება. ზოგიერთი მცირე ღრუბელი საათობით „ცოცხლობს“, ხოლო სულ ცოტა ერთი სამხრეთ ღრუბელი შესაძლოა ვოიაჯერის ჩაფრენის შემდეგ დღესაც აქტიურია.[9][89] ბოლო დროინდელმა დაკვირვებებმა ცხადყო, რომ ღრუბლის მახასიათებლებს ბევრი საერთო აქვს ნეპტუნის ღრუბლებთან.[9] მაგალითად,ნეპტუნზე არსებული ბნელი ლაქები არასდროს შენიშნულა ურანზე2006 წლამდე. ეს ის წელია, როდესაც პირველი ასეთი მახასიათებელი, სახელად „ურანის ბნელი ლაქა“, დააფიქსირეს.[95] როგორც ჩანს, ურანი ნეპტუნის მსგავსი ხდება მისი ნაბუინობის სეზონისას.[96]
რამდენიმე ღრუბლის მახასიათებლის მონიტორინგის საშუალებით მოხერხდა ზონურიქარების განსაზღვრა, რომელიც ურანის ზედა ტროპოსფეროში უბერავს.[9] ეკვატორთან ქარები რეტროგრადულია, რაც ნიშნავს იმას, რომ ისინიპლანეტის მოძრაობის საპირისპირო მიმართულებით უბერავს. მათისიჩქარე −100-დან −50 მ/წმ-მდე მერყეობს.[9][90] ქარის სიჩქარე უფრო მეტია, რაც უფრო შორსაა ეკვატორიდან, ნულს კი ±20°განედზე აღწევს, სადაცტროპოსფეროს ტემპერატურული მინიმუმია მოთავსებული.[9][55] პოლუსებთან ახლოს ქარები წაინაცვლებს პროგრადული მიმართულებით, ანუ მიჰყვება ურანის ბრუნვას. ქარის სიჩქარე იზრდება და მაქსიმუმს ±60° განედზე აღწევს, სანამ ნულზე დაეცემა პოლუსებზე.[9] ქარის სიჩქარე ±40° განედზე 150-დან 200 მ/წმ-მდე მერყეობს. რადგანაც საყელო აბნელებს ყველა ღრუბელს ამ პარალელის ქვემოთ, სიჩქარეების გაზომვა მის და სამხრეთ პოლუსს შორის შეუძლებელია.[9] ამის საპირისპიროდ, ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში მაქსიმალური სიჩქარე 240 მ/წმ-ია და დაიმზირება +50° განედთან ახლოს.[9][90][97]
სეზონური ცვლილებები
ურანი 2005 წელს. ფოტოზე ჩანს რგოლები, სამხრეთ საყელო და კაშკაშა ღრუბელი ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში(ჰაბლის ფოტო)
2004 წლის მარტიდან მაისამდე ურანის ატმოსფეროში რამდენიმე დიდი ღრუბელი გამოჩნდა, რის გამოც მასნეპტუნის მსგავსი გარეგნობა ჰქონდა.[94][98] დაკვირვებებმა ცხადყო ქარის რეკორდული სიჩქარე — 229 მ/წმ (824 კმ/სთ) — ძლიერი ელჭექი, სახელად „ივლისის ფეიერვერკებიდან მეოთხე“.[89]2006 წლის 23 აგვისტოს„კოსმოსური მეცნიერების ინსტიტუტისა“ დავისკონსის უნივერსიტეტის მკვლევრებმა დააფიქსირეს მუქი ლაქა ურანის ზედაპირზე, ამან კი ასტრონომებს საშუალება მისცა, მეტი გაეგოთ ურანის ატმოსფერულ აქტივობაზე.[95] რატომ უნდა ხდებოდეს ეს უეცარი აღმავლობა, ჯერ სრულად არ არის შესწავლილი, მაგრამ, როგორც ჩანს, ურანის ექსტრემალურიღერძული დახრილობა წარმოქმნის ექსტრემალურ სეზონურ ცვლილებებს მის ამინდში.[40][96] ამ სეზონური ცვლილებების ზუსტად განსაზღვრა ძალიან რთულია, რადგან კარგი მონაცემები არსებობს ურანის ატმოსფეროზე 84 წელიწადზე (ურანისეული წელიწადი) მცირე ხანს. რამდენიმე აღმოჩენა გაკეთდა. ნახევარი ურანისეული წელიწადის განმავლობაში ფოტომეტრიამ აჩვენა რეგულარული ცვალებადობები სიკაშკაშეში ორ სპექტრულ ჯგუფში — მაქსიმუმი ხდებოდანაბუნიაობას და მინიმუმი —ბუნიაობისას.[99] მსგავსი პერიოდული ცვლილებები, მაქსიმუმი ნაბუინობისას, შეინიშნა1960-იან წლებში დაწყებულ ღრმატროპოსფეროსმიკროტალღურ გაზომვებში.[100]სტრატოსფეროს ტემპერატურის გაზომვებმა, რომელიც1970-იანებში დაიწყო, ასევე აჩვენა მაქსიმალური მნიშვნელობები1986 წლის ნაბუინობისას.[70][93]
არსებობს რამდენიმე მიზეზი იმისა, დავიჯეროთ, რომ ურანში ფიზიკური სეზონური ცვლილებები ხდება. მიუხედავად იმისა, რომ ცნობილია, ურანის სამხრეთ პოლარული რეგიონი კაშკაშაა, ჩრდილოეთ პოლუსი ძალიან მკრთალია, რომელიც ვერ ერგება სეზონური ცვლილების იმ მოდელს, რომელიც ზემოთაა აღწერილი.[96] წინა ნაბუინობისას,1944 წელს, ურანმა სიკაშკაშის მომატებული დონე, რაც იმის მაუწყებელია, რომ ჩრდილოეთ პოლუსი ყოველთვის ასეთი მკრთალი არ იყო.[99] ეს ინფორმაცია მანიშნებელია იმისა, რომ ხილული პოლუსი გაბრწყინდება გარკვეული დროის მანძილზე ნაბუინიაობამდე და დაბნელდება ბუნიაობისას.[96] ხილულ და მიკროტალღურ დიაპაზონში ჩატარებულმა დეტალურმა ანალიზებმა ცხადყო, რომ სიკაშკაშის პერიოდული ცვლილებები არ არის მთლიანად სიმეტრიული ნაბუნიაობისას, რომელიც ასევე მიუთითებს ცვლილებაზემერიდიანულალბედოს სტრუქტურაში.[96] საბოლოოდ1990-იანებში, როდესაც ურანი ნაბუნიაობიდან გამოვიდა,ჰაბლმა და მიწაზე არსებულმა ტელესკოპებმა აჩვენა, რომ სამხრეთ პოლარული ქუდი დაბნელდა შესამჩნევად (გარდა სამხრეთ საყელოსი, რომელიც კაშკაშა დარჩა),[91] ხოლო ჩრდილოეთ ნახევარსფერომ ზრდადი აქტიურობა აჩვენა,[89] როგორებიცაა ღრუბლების წარმონაქმნები და ძლიერი ქარები, რამაც გააძლიერა მოლოდინი, რომ ის მალე უნდა განათებულიყო.[94] ეს მართლაც მოხდა2007 წელს, როდესაც მან გაიარა ბუნიაობა: მკრთალი ჩრდილოეთ პოლარული საყელო გამოჩნდა, ხოლო სამხრეთ საყელო თითქმის უხილავი გახდა, თუმცა, ზონური ქარის მოხაზულობა ოდნავ ასიმეტრიული დარჩა და ჩრდილოეთ ქარები ნაწილობრივ ნელი იყო, ვიდრე სამხრეთისა.[92]
ფიზიკური ცვლილებების მექანიზმი ჯერ კიდევ არ არის ზუსტი.[96] ზაფხულისა და ზამთრის ნაბუნიაობისას ურანის ნახევარსფეროები მონაცვლეობით მიბრუნდება ან მზის კაშკაშა სხივებისკენ ან ღრმა კოსმოსისკენ. როგორც ვარაუდობენ,მზის შუქის მიერ განათებული ნახევარსფეროს სიკაშკაშე წარმოქმნება ადგილობრივიმეთანის ღრუბლების შესქელებებისა და თხელი ნისლის ფენებისაგან, რომელიც ტროპოსფეროშია მოთავსებული.[91] კაშკაშა საყელო −45° განედზე ასევე დაკავშირებულია მეთანის ღრუბლებთან.[91] სამხრეთ პოლარულ რეგიონში სხვა ცვლილებები შესაძლოა აღიწეროს დაბალი ღრუბლების ფენებში არსებული ცვლილებებით.[91] ურანიდან მიკროტალღური გამოსხივების ცვალებადობა სავარაუდოდ გამოწვეულია ღრმა ტროპოსფერულ ცირკულაციებში ცვლილებებით, რადგან სქელი პოლარული ღრუბლები და თხელი ნისლი შესაძლოა კონვექციას აჩერებს.[101] ახლა გაზაფხულისა და შემოდგომის ბუნიაობა მოდის ურანზე და დინამიკა იცვლელა, ამიტომ კონვექციის დაწყება უკვე შესაძლებელია.[89][101]
წარმოქმნა
მრავალი მეცნიერი ამტკიცებს, რომ სხვაობაყინულის გიგანტებსა დაგაზურ გიგანტებს შორის მათი წარმოქმნისას გაჩნდა.[102][103] მიჩნეულია, რომმზის სისტემა წარმოიქმნა გაზისა და მტვრის მბრუვანი გიგანტური ბურთისაგან, რომელსაც პრემზიური ნისლეული ეწოდება. ამ ნისლეულის გაზის უმეტესობა, რომელიც ძირითადადწყალბადი დაჰელიუმი იყო, წარმოქმნამზე, ხოლო მტვრის მარცხველი შეგროვდა ერთად და წარმოქმნა პირველიპროტოპლანეტები. ზოგიერთმაპლანეტამ ზრდასთან ერთად მოახერხა იმდენი მატერიის შეგროვებაგრავიტაციისთვის, რომ გააგრძელა ნისლეულის დარჩენილი გაზი შეერთება.[102][103] რაც უფრო მეტ გაზს იერთებდა, მით უფრო დიდი ხდებოდა; რაც უფრო დიდი ხდებოდა, უფრო მეტ გაზს იერთებდა მანამდე, სანამ კრიტიკულ წერტილს არ მიაღწევდა და მათი ზომა ექსპონენციალურად (მაჩვენებლიან) ზრდას არ დაიწყებდა. ყინულის გიგანტებს, რომლებსაც ნისლეულის გაზის რამდენიმედედამიწის მასა აქვს, ამ კრიტიკული წერტილისთვის არასოდეს მიუღწევია.[102][103][104] ბოლო დროინდელმა პლანეტების მიგრაციის სიმულაციებმა აჩვენა, რომ ორივე ყინულის გიგანტიმზესთან წარმოიქმნა იმაზე ახლოს, ვიდრე დღესაა, და წინ წაინაცვლა წარმოქმნის შემდეგ (ნიცის მოდელი).[102]
მთვარეები
ურანის დიდი მთვარეები ზრდადი მანძილით (მარცხნიდან მარჯვნივ) მათი შესაფერისი ფარდობითი ზომითა დაალბედოთი(ვოიაჯერ 2-ის ფოტოკოლაჟი)ურანის სისტემა (VLT-ს ფოტო)
ურანს 27 აღმოჩენილიბუნებრივი თანამგზავრი ჰყავს.[104] ამ თანამგზავრებსშექსპირისა დაალექსანდრე პოუპის ნაწარმოებების გმირების სახელები ჰქვია.[50][105] ხუთი მთავარი თანამგზავრია:მირანდა,არიელი,უმბრიელი,ტიტანია დაობერონი.[50] ურანის თანამგზავრული სისტემა ყველაზე ნაკლებად მასიურია 4 გიგანტპლანეტას შორის. მართლაც, 5 დიდი მთვარის საერთომასატრიტონის (ნეპტუნის უდიდესი მთვარე) მასის ნახევარზე ნაკლებია.[48] ურანის უდიდეს თანამგზავრის, ტიტანიასრადიუსი სულ რაღაც 788,9 კილომეტრია, ან, სხვანაირად რომ ვთქვათ,დედამიწისმთვარისდიამეტრის ნახევარზე ნაკლები, მაგრამრეაზე ოდნავ მეტი, რომელიცსატურნის სიდიდით მეორე თანამგზავრია. ამის გამო ტიტანია მასით მერვე მთვარეამზის სისტემაში. ურანის თანამგზავრებს შედარებით დაბალიალბედო აქვს: 0,20 უბრიელს და 0,35 არიელს (მწვანე სინათლეში).[8] ისინი ყინულისა და კლდის გაერთიანებაა, რომლებიც შედგება, უხეშად რომ ვთქვათ, 50 % ყინულისაგან და 50 % ქვისგან. ყინულში შესაძლოა შედისამიაკი დანახშირორჟანგი.[76][106]
ურანის თანამგზავრებს შორის არიელს ყველაზე ახალგაზრდა ზედაპირი აქვს რამდენიმე შეჯახების კრატერით, ხოლო უმბრიელის ყველაზე ხნიერია.[8][76] მირანდას ნაკლებ აქვს კანიონები, რომლებიც 20 კილომეტრი სიღრმისაა, ასევე საფეხურებიანი ფენები და ქაოტური ცვლილებები ზედაპირის ასაკსა და მახასიათებლებში.[8] მიჩნეულია, რომ მირანდას ადრინდელი გეოლოგიური აქტივობები მიქცევა-მოქცევის ძალით წარმოქმნილმა სითბობ წარმართა იმ დროს, როდესაც მისი ორბიტა დღევანდელზე ბევრადექსცენტრიული იყო ალბათ უმბრიელთან 3:1ორბიტალური რეზონანსის გამო.[107]აპველინგთან ასოცირებული გაფართოებადი პროცესები სავარაუდოდ არის მირანდას „იპოდრომის“ მსგავსი გვირგვინების წარმომქმნელი.[108][109] ამის მსგავსად, მიჩნეულია, რომ არიელს ოდესღაც ტიტანიასთან 4:1 რეზონანსი ჰქონდა.[110]
ურანს სულ ცოტა ერთი ისეთი ობიექტი ჰყავს, რომელსაცნალისებრი ორბიტა აქვს. იგი იკავებსმზე-ურანის L³ლაგრანჟის წერტილს —გრავიტაციულად არასტაბილური რეგიონი მისი ორბიტის 180º-ზე. ამ ობიექტს83982 კრანტორი ეწოდება.[111][112] კრანტორი მოძრაობს ურანის თანაორბიტალურ რეგიონში რთულ, დროებით ნალისებრ ორბიტაზე.2010 EU65 ასევე ნალისებრი ორბიტის ქონის კანდიდატია.[112]
კვლევა
„ვოიაჯერ 2-ის“ მიერ გადაღებული ნამგლისებრი ურანი.
1986 წელსნასას„ვოიაჯერ 2“ ესტუმრა ურანს. ეს ვიზიტი ურანის ერთადერთი გამოკვლევაა და მას შემდეგ მისი ახლო მანძილიდან კვლევა აღარასოდეს მომხდარა და სხვა ვიზიტებიც არ არის დაგეგმილი.1977 წელს გაშვებული ვოიაჯერი ურანს ყველაზე ახლოს1986 წლის 24 იანვარს ჩაუფრინა — 81 500 კილომეტრის დაშორებით, სანამ გზასნეპტუნისაკენ განაგრძობდა. „ვოიაჯერ 2-მა“ ურანის ატმოსფეროს ქიმიური შედგენილობა[62] და სტრუქტურა შეისწავლა მისი უნიკალური ამინდის ჩათვლით, რომელიც გამოწვეულია მისი 97,77°-იანი ღერძული დახრით. მან ურანის 5 ყველაზე დიდი მთვარის პირველი კვლევა ჩაატარა და 10 ახალიც აღმოაჩინა. ის დააკვირდა სისტემის 9 რგოლს და 2 ახალიც აღმოაჩინა.[8][76][113] ზონდმა ასევე შეისწავლა მაგნიტური ველი, მისი არარეგულარული სტრუქტურა, მისი დახრილობა და მისი უნიკალური კორძსაძრობისებრი მაგნეტოკუდი, რომელიც ურანის „მხარზე წამოწოლილი“ მიმართულებითაა გამოწვეული.[83]
„კასინის“ მისიის გაფართოების დაგეგმვის ფაზაში (2009 წელს) მეცნიერებმა განიხილეს ზონდის გაგზავნასატურნიდან ურანზე.[114] მას 20 წელიწადი დასჭირდებოდა სატურნიდან ურანის სისტემამდე მისაღწევად.[114]ურანის ორბიტერისა და ზონდის რეკომენდაცია 2013-2022 წლებისთვის„პლანეტური მეცნიერების დეკადალურმა კვლევამ“ გააკეთა, რომელიც2011 წელს გამოქვეყნდა. განცხადება ითვალისწინებს გაშვებას 2020-2023 წლებში და 13 წლიან კრუიზს ურანამდე.[115] ურანის ზონდმა შესაძლოა გამოიყენოს„პიონერ 13-ის“ მემკვიდრეობა და დაეშვას 1-5 ატმოსფეროზე.[115] ESA-მ გამოთვალა „საშუალო კლასის“ მისია, რომელსაცUranus Pathfinder ეწოდება.[116]New Frontiers Uranus Orbiter შეფასებული და რეკომენდირებული იქნა კვლევაში —The Case for Uranus Orbiter.[117] ასეთი მისია საქმეს აადვილებს, რომლითაც შესაძლებელია შედარებით დიდი მასის გაგზავნა სისტემაში — 1500 კგ-ზე მეტიატლას 521-ით და 12 წლიანი მოგზაურობა.[118]
კულტურაში
ასტროლოგიაშიპლანეტა ურანი () მართავსმერწყულის პლანეტას, რადგანაც ურანი ლურჯადაა შეფერილი და ელექტროობასთან ასოცირდება, ფერადი ელექტრული ლურჯი ასოცირდება მერწყულთან.[119]
↑2.02.12.22.32.42.52.62.7Williams, Dr. David R.. (January 31, 2005) Uranus Fact Sheet. NASA. დაარქივებულიაორიგინალიდან — 2011-08-11. ციტირების თარიღი: 2007-08-10.შეცდომა ციტირებაში Invalid<ref> tag; name "fact" defined multiple times with different content; $2
↑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.Bibcode:1781RSPT...71..492H.doi:10.1098/rstl.1781.0056.
↑Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, quoted inMiner, p. 8
↑Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23; quoted inMiner p. 8
↑RAS MSS Herschel W.2/1.2, 24, quoted inMiner p. 8
↑Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30; quoted inMiner p. 8
↑20.020.1Lexell, A. J. (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, p. 210, 1781, quoted inMiner, p. 11
↑RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20, quoted inMiner, p. 12
↑„Voyager at Uranus“.Nasa Jpl.7 (85): 400–268. 1986. დაარქივებულიაორიგინალიდან — თებერვალი 10, 2006. ციტირების თარიღი: იანვარი 3, 2015.
↑27.027.1Herschel, Francisca (1917). „The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus“.The Observatory. The Observatory.40: 306.Bibcode:1917Obs....40..306H.
↑Daugherty, Brian. Astronomy in Berlin. Brian Daugherty. დაარქივებულიაორიგინალიდან — ოქტომბერი 8, 2014. ციტირების თარიღი: May 24, 2007.
↑Finch, James. (2006) The Straight Scoop on Uranium. allchemicals.info: The online chemical resource. დაარქივებულიაორიგინალიდან — ოქტომბერი 18, 2012. ციტირების თარიღი: March 30, 2009.
↑„Uranus“.Oxford English Dictionary (2 ed.). 1989.
↑Planet symbols. NASA Solar System exploration. დაარქივებულიაორიგინალიდან — დეკემბერი 9, 2015. ციტირების თარიღი: August 4, 2007.
↑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
↑50.050.150.250.350.450.5Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). „Uranus: What Happened Here?“. In Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (ed.).Introduction to Planetary Science.Introduction to Planetary Science. Springer Netherlands. p. 369.doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_18.ISBN978-1-4020-5233-0.CS1-ის მხარდაჭერა: მრავალი სახელი: რედაქტორების სია (link)
↑Uranus. nineplanets.org. ციტირების თარიღი: July 3, 2007.
↑Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). „Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects“.Icarus.185: 258–273.Bibcode:2006Icar..185..258H.doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005.
↑ (1972)Parker, Derek and JuliaAquarius, Planetary Zodiac Library. New York: Mitchell Beazley/Ballantine Book, გვ. 14.
↑„Uranium“.The American Heritage Dictionary of the English Language (4th ed.). Houghton Mifflin Company. დაარქივებულიაორიგინალიდან — ივლისი 27, 2011. ციტირების თარიღი:April 20, 2010.
.svg)
![ურანს პლანეტური რგოლების რთული სისტემა აქვს, რომელიც აღმოჩენის მიხედვით მზის სისტემაში მეორე ასეთი სისტემა იყო სატურნის რგოლების შემდეგ.[75]](/mt/?noimg=&dark=on&url=https%3a%2f%2fka.wikipedia.org%2fwiki%2f%25E1%2583%25A4%25E1%2583%2590%25E1%2583%2598%25E1%2583%259A%25E1%2583%2598%3a%25E1%2583%25A3%25E1%2583%25A0%25E1%2583%2590%25E1%2583%259C%25E1%2583%2598%25E1%2583%25A1_%25E1%2583%25A0%25E1%2583%2592%25E1%2583%259D%25E1%2583%259A%25E1%2583%2594%25E1%2583%2591%25E1%2583%2598%25E1%2583%25A1_%25E1%2583%25A1%25E1%2583%25A5%25E1%2583%2594%25E1%2583%259B%25E1%2583%2590.jpg)
.jpg)
