Исследования Урана

Исследования Урана
Уран Уран
Уран
Фотография Урана с аппарата «Вояджер-2».
Сведения об открытии
Дата открытия 13 марта 1781
Первооткрыватель Уильям Гершель
Место открытия Бат, Великобритания
Способ открытия прямое наблюдение
Орбитальные характеристики
Афелий 3,00362×109 км
20,08330526 а.е.
Перигелий 2,74130×109 км
18,37551863 а.е.
Большая полуось 2,87246×109 км
19,22941195 а.е.
Орбитальный эксцентриситет 0,0457
Сидерический период 30 799,095 дней
Синодический период 369,66 дней[1]
Орбитальная скорость 6,81 км/с[1]
Средняя аномалия 142,955717°
Наклонение 0,772556°
6,48°
относительно солнечного экватора
Долгота восходящего узла 73,989821°
Аргумент перицентра 96,541318°
Число спутников 27
Физические характеристики
Сжатие 0,02293
Экваториальный радиус 25 559 км[2][3]
Полярный радиус 24 973 км[2][3]
Площадь поверхности 8,1156×109 км²[3][4]
Объём 6,833×1013 км³[1][3]
Масса 8,6832×1025 кг[5]
Средняя плотность 1,27 г/см³[3][1]
Ускорение свободного падения на экваторе 8,87 м/с² (0,886 g)
Вторая космическая скорость 21,3 км/c[3][1]
Скорость вращения (на экваторе) 2,59 км/с
9 324 км/ч
Период вращения 0,71833 дней
17 ч 14 мин 24 с
Наклон оси вращения 97,77°[2]
Прямое восхождение на северном полюсе 17 ч 9 мин 15 с
257,311°[2]
Склонение на северном полюсе −15,175°[2]
Альбедо 0,300 (Бонд)
0,51 (геом.)[1]
Температура поверхности мин сред макс
уровень 1 бара 76 K[6]
0,1 бара (тропопауза) 49 К[7] 53 К[7] 57 К[7]
Видимая звёздная величина 5,9[8] — 5,32[1]
Угловой размер 3,3"—4,1"[1]
Атмосфера
Состав атмосферы
83±3 % Водород (H2)
15±3 % Гелий
2,3 % Метан
Лёд: аммиачный
водяной
гидросульфидно-аммиачный
метановый

Ура́н — седьмая по удалённости от Солнца, третья по диаметру и четвёртая по массе планета Солнечной системы. Была открыта в 1781 году английским астрономом Уильямом Гершелем и названа в честь греческого бога неба Урана, отца Кроноса (в римской мифологии Сатурна) и, соответственно, деда Зевса.

Уран стал первой планетой, обнаруженной в Новое время и при помощи телескопа[9]. Об открытии Урана |Уильям Гершель объявил 13 марта 1781 года, тем самым впервые со времён античности расширив границы Солнечной системы в глазах человека. Несмотря на то, что порой Уран различим невооружённым глазом, ранние наблюдатели никогда не признавали Уран за планету из-за его тусклости и медленного движения по орбите.[10]

В отличие от газовых гигантов — Сатурна и Юпитера, состоящих в основном из водорода и гелия, в недрах Урана и схожего с ним Нептуна отсутствует металлический водород, но зато много высокотемпературных модификаций льда — по этой причине специалисты выделили эти две планеты в отдельную категорию «ледяных гигантов». Основу атмосферы Урана составляют водород и гелий. Кроме того, в ней обнаружены следы метана и других углеводородов, а также облака изо льда, твёрдого аммиака и водорода. Это самая холодная планетарная атмосфера Солнечной системы с минимальной температурой в 49 К (−224 °C). Полагают, что Уран имеет сложную слоистую структуру облаков, где вода составляет нижний слой, а метан — верхний.[7] В отличие от Нептуна, поверхность Урана состоит в основном изо льдов и скал.

Так же, как и у других газовых гигантов Солнечной системы, у Урана имеется система колец и магнитосфера, а кроме того, 27 спутников. Ориентация Урана в пространстве отличается от остальных планет Солнечной системы — его ось вращения лежит как бы «на боку» относительно плоскости обращения этой планеты вокруг Солнца. Вследствие этого планета бывает обращена к Солнцу попеременно то северным полюсом, то южным, то экватором, то средними широтами.

В 1986 году американский космический аппарат «Вояджер-2» передал на Землю снимки Урана с близкого расстояния. На них видна «невыразительная» в видимом спектре планета без облачных полос и атмосферных штормов, характерных для других планет-гигантов.[11] Однако в настоящее время наземными наблюдениями удалось различить признаки сезонных изменений и увеличения погодной активности на планете, вызванных приближением Урана к точке своего равноденствия. Скорость ветров на Уране может достигать 240 м/с.

Содержание

Открытие планеты

Люди наблюдали Уран ещё и до Уильяма Гершеля, но обычно принимали его за звезду. Наиболее ранним задокументированным свидетельством этого факта следует считать записи английского астронома Джона Флемстида, который наблюдал его в 1690 году, по крайней мере, 6 раз, и зарегистрировал как звезду 34 в созвездии Тельца. С 1750 по 1769 год французский астроном Пьер Шарль ле Моньер наблюдал Уран 12 раз[12]. Всего Уран до 1781 года наблюдался 21 раз[13].

Во время открытия Гершель участвовал в проекте наблюдений параллакса звёзд, используя телескоп своей собственной конструкции[14], и 13 марта 1781 года впервые увидел эту планету из сада своего дома № 19 на Нью Кинг стрит (город Бат, графство Сомерсет в Великобритании)[15][16], но сообщил о ней лишь через полтора месяца — 26 апреля, причём как о «комете».

13 марта он сделал следующую запись в своём журнале[17]:

В квартиле [18] рядом с ζ Тельца… Или туманная звезда, или, возможно, комета.

17 марта в журнале появилась другая запись[19]:

Я искал комету или туманную звезду, и оказалось, что это комета, поскольку она поменяла положение.

Вслед за этим он представил своё открытие Королевскому обществу, продолжая упоминать о том, что он обнаружил комету, но сравнивая вновь открытый объект с планетами:[20].

В первый раз я наблюдал эту комету с увеличением в 227 раз. Мой опыт показывает, что диаметр звёзд, в отличие от планет, не изменяется пропорционально при использовании линз с большей силой увеличения; поэтому я использовал линзы с увеличением 460 и 932, и обнаружил, что размер кометы увеличивался пропорционально изменению силы оптического увеличения, давая повод предположить, что это не звезда, так как размеры взятых для сравнения звёзд не изменялись. Более того, при увеличении, превосходящем по силе её яркость, комета становилась размытой, плохо различимой, тогда как остальные звезды были яркими и чёткими — так, как я и предположил на основании проведённых мной тысяч наблюдений. Повторное наблюдение подтвердило мои предположения: это действительно была комета.

Гершель уведомил Королевское общество, и 23 апреля получил ответ от королевского астронома Невиля Маскелайна, который звучал следующим образом:[21]

Я не знаю, как это назвать. Это может быть как обычной планетой, вращающейся вокруг Солнца по почти круговой орбите, так и кометой, движущейся по очень вытянутому эллипсу. Я пока не заметил ни головы, ни кометного хвоста.

В то время как Гершель ещё продолжал осторожно описывать объект как комету, другие астрономы заподозрили, что это какой-то другой обьект. Российский астроном Андрей Иванович Лексель установил, что расстояние от Земли до объекта превышает расстояние от Земли до Солнца(астрономическую единицу) в 18 раз и отметил, что ни у одной кометы нет перигелия более 4 астрономических единиц (в настоящее время такие объекты известны)[22]. Берлинский астроном Иоганн Боде описал объект, открытый Гершелем, как «движущуюся звезду, которую можно считать подобной планете, обращающуюся по кругу вне орбиты Сатурна»[23], и сделал вывод, что эта орбита более похожа на планетарную, нежели чем на кометную[24]. Вскоре стало очевидным, что объект действительно является планетой. В 1783 году Гершель сам сообщил о признании этого факта президенту Королевского общества Джозефу Бенксу[25]:

Наблюдения самых выдающихся астрономов Европы доказали, что комета, которую я имел честь указать им в марте 1781 года, является планетой нашей Солнечной системы.

За свои заслуги Гершель был награждён королём Георгом III пожизненной стипендией в 200 фунтов стерлингов, при условии, что он переедет в Виндзор, дабы у королевской семьи была возможность посмотреть в его телескопы.[26]

Название

Уильям Гершель — первооткрыватель Урана

Невиль Маскелайн написал Гершелю письмо, в котором попросил его сделать одолжение астрономическому сообществу и дать название планете, открытие которой — целиком заслуга этого астронома[27]. В ответ Гершель предложил назвать планету «Georgium Sidus» (с латыни «Звезда Георга»), или планетой Георга в честь короля Георга III[28]. Своё решение он мотивировал в письме к Джозефу Бенксу:[25]:

В великолепной древности планетам давали имена Меркурия, Венеры, Марса, Юпитера и Сатурна в честь мифических героев и божеств. В наше просвещённое философское время было бы странно вернуться к этой традиции и назвать недавно открытое небесное тело Юноной, Палладой, Аполлоном или Минервой. При обсуждении любого происшествия или примечательного события первым делом мы рассматриваем, когда именно оно произошло. Если в будущем кто-то задастся вопросом, когда была обнаружена эта планета, хорошим ответом на этот вопрос было бы: «В царствование Георга III».

Французский астроном Жозеф Лаланд предложил назвать планету в честь её первооткрывателя — «Гершелем»[29]. Предлагались и другие названия: например, Кибела, по имени, которое в античной мифологии носила жена бога Сатурна[13]. Немецкий астроном Иоганн Боде первым из учёных выдвинул предложение именовать планету Ураном, в честь бога неба из греческого пантеона. Он мотивировал это тем, что «так как Сатурн был отцом Юпитера, то новую планету следует назвать в честь отца Сатурна»[26][30][31]. Наиболее раннее официальное именование планеты Ураном встречается в научной работе 1823 года, уже через год после смерти Гершеля[32][33]. Прежнее название «Georgium Sidus» или «Георг» встречалось уже нечасто, хотя в Великобритании оно и использовалось в течение почти 70 лет[13]. Окончательно же Ураном планета стала называться только после того, как издательство Морского альманаха Его Величества «HM Nautical Almanac Office» в 1850 году само закрепило это название в своих списках[30].

Уран — единственная планета, название которой происходит не из римской, а греческой мифологии. Прилагательным производным от «Урана» считается слово «уранианский». Астрономический символ «», обозначающий Уран, является гибридом символов Марса и Солнца. Причиной этого называется то, что в древнегреческой мифологии Уран-небо находится в объединённой власти Солнца и Марса[34]. Астрологический символ Урана , предложенный Лаландом в 1784 году, сам Лаланд объяснял в письме к Гершелю следующим образом[29]:

Это земной шар, увенчанный первой буквой Вашего имени.

В китайском, японском, вьетнамском и корейском языках название планеты переводится буквально как «Звезда/Планета Небесного Царя»[35][36].

Орбита и вращение

Уран — его кольца и спутники

Период полного обращения Урана вокруг Солнца составляет 84 земных года. Большая полуось орбиты равна 19,229 а.е., или около 3 млрд км. Интенсивность солнечного излучения на таком расстоянии составляет 1/400 от значения на орбите Земли[37]. Впервые орбитальные элементы Урана были вычислены в 1783 году французским астрономом Пьером Симоном Лапласом[22], однако со временем у них были выявлены несоответствия с наблюдаемым движением планеты. В 1841 году британец Джон Кауч Адамс первым предположил, что ошибки в расчётах вызваны гравитационным воздействием ещё не открытой планеты. В 1845 году французский математик Урбен Леверье начал независимую работу по вычислению элементов орбиты Урана, а 23 сентября 1846 года Иоганн Готфрид Галле обнаружил новую планету, позже названную Нептуном — почти в том же положении, в каком её предсказывал Леверье[38]. Период вращения Урана вокруг своей оси составляет 17 часов 24 минуты. Однако, как и на других планетах-гигантах, в верхних слоях атмосферы Урана дуют очень сильные ветры в направлении вращения, достигающие скорости 240 м/c. Таким образом, вблизи 30 градусов южной широты некоторые части атмосферы делают оборот вокруг планеты всего за 14 часов[39].

Наклон оси вращения

Плоскость экватора Урана наклонена к плоскости его орбиты под углом 97,86° — то есть планета вращается, «лёжа на боку». Это даёт полностью отличный от других планет Солнечной системы процесс смены времён года. Если другие планеты можно сравнить с вращающимися волчками, то Уран больше похож на катящийся шар. В качестве причины такого аномального вращения обычно называется столкновение Урана с другим планетезималем на раннем этапе его формирования[40]. В моменты солнцестояний один из полюсов планеты оказывается направленным на Солнце. Только узкая полоска около экватора испытывает быструю смену дня и ночи; при этом Солнце в это время расположено очень низко над горизонтом — как в земных полярных широтах. Через полгода ситуация меняется на противоположную: «полярный день» наступает в другом полушарии. Каждый полюс 42 земных года находится в темноте — и ещё 42 года под светом Солнца[41]. В моменты равноденствия Солнце стоит «перед» экватором Урана, что даёт почти тот же цикл день/ночь, что и на других планетах. Очередное равноденствие на Уране наступило 7 декабря 2007 года[42][43].

Северное полушарие Год Южное полушарие
Зимнее солнцестояние 1902, 1986 Летнее солнцестояние
Весеннее равноденствие 1923, 2007 Осеннее равноденствие
Летнее солнцестояние 1944, 2028 Зимнее солнцестояние
Осеннее равноденствие 1965, 2049 Весеннее равноденствие

Благодаря такому наклону оси, в течение года полярные области Урана получают больше энергии от Солнца, чем экваториальные. Однако Уран «теплее» в экваториальных районах, чем в полярных областях. Механизм процесса, вызывающего такое перераспределение энергии, пока остаётся неизвестным. Причина необычного положения оси вращения Урана также остаётся пока что в области гипотез, хотя обычно принято считать, что во время формирования Солнечной системы протопланета размером примерно с Землю врезалась в Уран и изменила его ось вращения[44]. Во время первого посещения Урана Вояджером-2 в 1986 году южный полюс Урана был обращён к Солнцу. Обозначение этого полюса как «южный» установлено Международным астрономическим союзом, руководствовавшемся при этом тем, что северный полюс должен быть выше плоскости Солнечной системы[45][46]. Однако есть соглашение, согласно которому при упоминании Урана пользуются «правилом правой руки», когда речь заходит о его полюсах[47]. По такому методу, Вояджер-2 в 1986 году «видел» не южный, а северный полюс планеты. Астроном Патрик Мур прокомментировал эту проблему следующим лаконичным образом: «Выбирайте любой»[48].

Видимость

С 1995 по 2006 год видимая звёздная величина Урана колебалась между +5,6 и +5,9, то есть планета была видна невооружённым глазом на пределе его возможностей (предел видимости невооружённым глазом равен +6.0[8]). Угловой диаметр планеты был в промежутке между 3,4 и 3,7 угловыми секундами (для сравнения: Сатурн: 16-20 угловых секунд, Юпитер: 32-45 угловых секунд[8]). Уран виден невооруженным глазом в противостоянии на чистом небе в тёмное время суток, и его можно наблюдать даже в городских условиях с биноклем[4]. В большие любительские телескопы с диаметром объектива от 15 до 23 см Уран виден как бледно-голубой диск с явно выраженным потемнением к краю. В более крупные телескопы с диаметром объектива более 25 см можно различить облака и увидеть крупные спутники (Титанию и Оберон)[49].

Физические характеристики

Внутренняя структура

размеры Урана и Земли в сравнении

Уран тяжелее Земли в 14,5 раз, что делает его наименее массивной из планет-гигантов Солнечной системы. Плотность Урана, равная 1,270 г/см³, ставит его на второе место после Сатурна по наименьшей плотности среди планет Солнечной системы[5]. Несмотря на то, что радиус Урана немного больше радиуса Нептуна, его масса несколько меньше[2], что свидетельствует в пользу гипотезы, согласно которой он состоит в основном из различных льдов — водного, аммиачного и метанового[6]. Их масса, по разным оценкам, составляет от 9,3 до 13,5 земных масс[6][50]. Водород и гелий составляют лишь малую часть от общей массы (между 0,5 и 1,5 земных масс[6]); оставшаяся доля (0,5 — 3,7 земных масс[6]) приходится на горные породы (которые, как полагают, составляют ядро планеты).

Стандартная модель Урана предполагает, что Уран состоит из трёх частей: в центре каменное ядро, в середине ледяная оболочка и снаружи водородно-гелиевая атмосфера[6][51]. Ядро является относительно маленьким, с массой приблизительно от 0,55 до 3,7 земных масс и с радиусом в 20 % от радиуса всей планеты. Мантия (льды) составляет бо́льшую часть планеты (60 % от общего радиуса, до 13,5 земных масс). Атмосфера при массе, составляющей всего 0,5 земных масс (или, по другим оценкам, 1,5 земной массы), простирается на 20 % радиуса Урана.[6][51]. В центре Урана плотность должна повышаться до 9 г/см³. Давление на границе ядра и мантии должно достигать 8 млн бар (800 ГПа) при температуре в 5000 К[50][51]. Ледяная оболочка фактически не является ледяной в общепринятом смысле этого слова, так как состоит из горячей и плотной жидкости, являющейся смесью воды, аммиака и метана[6][51]. Эту жидкость, обладающую высокой электропроводностью, иногда называют «океаном водного аммиака»[52]. Состав Урана и Нептуна сильно отличается от состава Юпитера и Сатурна благодаря «льдам» преобладающим над газами, оправдывая помещение Урана и Нептуна в категорию ледяных гигантов.

Несмотря на то, что описанная выше модель наиболее распространена, она не является единственной. На основании наблюдений можно также построить и другие модели — например, в случае если существенное количество водородного и скального материала смешивается в ледяной мантии, то общая масса льдов будет ниже, и соответственно, полная масса водорода и скального материала — выше[50]. В настоящее время доступные данные не позволяют определить, какая модель правильней. Жидкая внутренняя структура означает, что у Урана нет никакой твёрдой поверхности, так как газообразная атмосфера плавно переходит в жидкие слои[6]. Однако, ради удобства за «поверхность» было решено условно принять сплющенный сфероид вращения, где давление равно 1 бару. Экваториальный и полярный радиус этого сплющенного сфероида составляют 25 559 ± 4 и 24 973 ± 20 км. Далее в статье эта величина и будет приниматься за нулевой отсчёт для шкалы высот Урана[2].

Внутренняя температура

Температура Урана значительно ниже температуры других планет-гигантов Солнечной системы[53][54]. Тепловое излучение планеты очень низкое, и причина этого в настоящее время остаётся неизвестной. Нептун, схожий с Ураном размерами и составом, излучает в космос в 2,61 раза больше тепловой энергии, чем получает от Солнца[54]. У Урана же этот показатель равен 0,042 ± 0,047 Вт/м², и эта величина меньше той, которую выделяет земное ядро (~0,075 Вт/м²)[55]. Измерения в дальней инфракрасной части спектра показали, что Уран излучает лишь 1,06 ± 0,08 % энергии от той, что получает от Солнца (то есть избыточная теплота крайне мала, почти отсутствует)[7][55]. Самая низкая температура, зарегистрированная в тропопаузе Урана, составляет 49 К, что делает планету самой холодной из всех планет Солнечной системы — даже более холодной, чем Нептун[7][55].

Существуют две гипотезы, пытающиеся объяснить этот феномен. Первая из них утверждает, что протопланета, предположительно столкнувшаяся с Ураном во время формирования Солнечной системы и вызвавшая большой наклон его оси вращения, также «унесла» с собой и часть исходной температуры, оставив планету с уже заранее исчерпанными запасами тепла[56]. Вторая теория гласит, что в атмосфере Урана имеется некая прослойка, препятствующая тому, чтобы тепло от ядра достигало верхних слоёв и выходило за пределы атмосферы в тех же количествах, в каких поступило в атмосферу[6]. Например, такая конвекция может иметь место в том случае, когда рядом расположены два различных по составу слоя, которые и могут препятствовать восходящим «потокам» тепла от ядра[7][55].

Отсутствие избыточного теплового излучения планеты значительно затрудняет определение температуры её недр, однако если предположить, что температурные условия внутри Урана близки к характерным для других планет-гигантов, то там возможно существование жидкой воды и, следовательно, Уран может входить в число планет Солнечной системы, где возможно существование жизни[57].

Атмосфера

Основная статья: Атмосфера Урана

Хотя Уран и не имеет твёрдой поверхности в привычном понимании этого слова, наиболее удалённую часть газообразной оболочки принято называть его атмосферой[7]. Полагают, что атмосфера Урана начинается на расстоянии в 300 км от внешнего слоя при давлении в 100 бар и температуре в 320 K[58]. «Атмосферная корона» простирается на расстояние, в 2 раза превышающее радиус от «поверхности» с давлением в 1 бар[59]. Атмосферу условно можно разделить на 3 части: тропосфера (-300 км — 50 км; давление составляет 100 — 0,1 бар), стратосфера (50 — 4000 км; давление составляет 0,1 — 10-10 бар) и термосфера/атмосферная корона (4000 — 50000 км от поверхности)[7]. Мезосфера у Урана отсутствует.

Состав

Состав атмосферы Урана заметно отличается от остального состава планеты благодаря высокому содержанию молекулярного водорода и гелия[7]. Молярная доля гелия (то есть, отношение количества атомов гелия к количеству молекул водорода/гелия) в верхнем слое атмосферы соответствует массовой фракции 0,26 ± 0,05  %[7] [60][55]. Это значение очень близко к протозвёздной гелиевой массовой фракции (0,275 ± 0,01 %)[61]. Гелий не локализован в центре планеты, что характерно для других газовых гигантов[7]. Третья составляющая атмосферы Урана — метан (CH4)[7]. Метан обладает хорошо видимыми полосами поглощения в видимом и ближнем инфракрасном спектре. Молекулы метана составляют 2,3 % от общей массовой фракции на уровне давления в 1,3 бара[7][62][63]. Это соотношение значительно снижается при повышении высоты из-за чрезвычайно низкой температуры, что заставляет метан «вымерзать»[64]. Присутствие метана, поглощающего свет красной части спектра, придаёт планете её зелёно-голубой цвет[65]. Распространённости менее летучих соединений, таких, как аммиак, вода и сероводород, в глубине атмосферы известны плохо[7][66]. Кроме того, в верхних слоях Урана обнаружены следы этана (C2H6), метилацетилена (CH3C2H) и диацетилена (C2HC2H)[64][67][68]. Эти углеводороды, как предполагают, являются продуктом фотолиза метана солнечной ультрафиолетовой радиацией[69]. Спектроскопия также обнаружила следы водяного пара, угарного и углекислого газов. Вероятно, они попадают на Уран из внешних источников (например, из пролетающих мимо комет)[67][68][70].

Тропосфера

График зависимости давления от температуры на Уране

Тропосфера — самая нижняя и самая плотная часть атмосферы — характеризуется уменьшением температур с высотой[7]. Температура падает от 320 К в самом начале тропосферы (на глубине в 300 км) до 53 К на высоте в 50 км[63][58]. Температура в самой верхней части тропосферы (тропопаузе) варьирует от 57 до 49 К в зависимости от широты[7][53]. Тропопауза ответственна за большую часть инфракрасного излучения (в дальней инфракрасной части спектра) планеты, и позволяет определить эффективную температуру планеты (59,1 ± 0,3 K)[53][55]. Тропосфера обладает сложным строением: предположительно, водные облака могут находиться в промежутке давления от 50 до 100 бар, облака гидросульфида аммония — в диапазоне 20-40 бар, облака аммиака и сульфида водорода — в диапазоне 3-10 бар. Метановые же облака могут быть расположены в промежутке между 1 и 2 барами[7][62][58][71]. Тропосфера — очень динамичная часть атмосферы, и в ней хорошо видны сезонные изменения, облака и сильные ветры[54].

Верхняя часть атмосферы

После тропопаузы начинается стратосфера, где температура не понижается, а, наоборот, увеличивается с высотой: с 53 К в тропопаузе — до 800—850 К в основной части термосферы [59]. Нагревание стратосферы вызвано поглощением солнечной инфракрасной и ультрафиолетовой радиации метаном и другими углеводородами, образующимися благодаря фотолизу метана[64][69]. Кроме того, стратосфера нагревается также и термосферой[72][73]. Углеводороды занимают относительно низкий слой от 100 до 280 км в промежутке от 10 — до 0,1 миллибар и температурные границы между 75 и 170 К[64]. Наиболее распространенные углеводороды — ацетилен и этан — составляют в этой области 10-7 относительно водорода, который по концентрации схож здесь с метаном и угарным газом[64][67][70]. У более тяжёлых углеводородов, углекислого газа и водяного пара это отношение ещё на три порядка ниже[67]. Этан и ацетилен имеют свойство уплотняться в более холодной и низкой части стратосферы и тропопаузе, формируя туманы[69]. Однако концентрация углеводородов выше этих туманов значительно меньше, чем на других планетах-гигантах[64][72]. Наиболее удалённая от поверхности часть атмосферы — термосфера/корона — имеет температуру в 800—850 К (как и стратосфера)[7][72], но причины такой температуры пока не поддаются анализу. Ни солнечная ультрафиолетовая радиация (ни ближняя, ни дальняя часть ультрафиолетового спектра), ни полярные сияния не могут обеспечить нужную энергию. Хотя низкая эффективность охлаждения из-за отсутствия углеводородов в верхней части стратосферы может вносить свой вклад[59][72]. В дополнение к молекулярному водороду, термосфера содержит большое количество свободных водородных атомов. Их маленькая молекулярная масса и большая температура могут помочь объяснить, почему термосфера простирается на 50 000 км или, говоря иначе, на два планетарных радиуса[59][72]. Эта расширенная термосфера/корона является уникальной особенностью планеты[72]. Именно она является причиной уменьшения пылевых частиц в кольцах Урана [59]. Термосфера Урана и верхний слой стратосферы образуют ионосферу[63], которая занимает высоту от 2000 до 10000 км[63]. Ионосфера Урана более плотная, чем у Сатурна и Нептуна, по причине отсутствия в верхней стратосфере концентрации углеводородов[72][74]. Ионосфера, главным образом, поддерживается солнечной ультрафиолетовой радиацией и целиком зависит от солнечной активности[75]. Полярные сияния не являются здесь такими же частыми и существенными, как на Юпитере и Сатурне[72][76].

Кольца Урана

Основная статья: Кольца Урана
Внутренние кольца Урана. Яркое внешнее кольцо — кольцо ε, восемь других колец тоже видны
Схема Колец Урана

У Урана есть слабо выраженная система колец, состоящая из частиц диаметром от нескольких миллиметров до 10 метров[11]. Это — вторая кольцевая система, обнаруженная в Солнечной системе (первой была система колец Сатурна)[77]. На данный момент у Урана известно 13 колец, самым ярким из которых является кольцо ε (эпсилон). Кольца Урана, вероятно, весьма молоды — на это указывают промежутки между ними, а также различия в их прозрачности. Это говорит о том, что кольца не были сформированы вместе с планетой. Возможно, ранее кольца были одним из спутников Урана, который разрушился либо при столкновении с неким небесным телом, либо под действием приливообразующих сил[77][78].

В 1789 году Уильям Гершель утверждал, что видел кольца, однако этот факт выглядит сомнительным, поскольку ещё в течение двух веков после открытия другие астрономы не могли их обнаружить. Кольцевая система Урана была подтверждена официально лишь 10 марта 1977 года американскими учёными Джеймсом Л. Элиотом (James L. Elliot), Эдвардом В. Данхэмом (Edward W. Dunham) и Дугласом Дж. Минком (Douglas J. Mink), использовавшими бортовую обсерваторию Койпера. Открытие было сделано случайно — группа первооткрывателей планировала провести наблюдения атмосферы Урана при покрытии Ураном звезды CAO 158687. Однако, анализируя полученную после проведённых наблюдений информацию, они обнаружили покрытие звезды ещё до её покрытия Ураном, причём произошло это несколько раз подряд. В результате исследований было открыто 9 колец Урана[79]. Когда в окрестности Урана прибыл космический аппарат Вояджер-2, при помощи бортовой оптики удалось обнаружить ещё 2 кольца, тем самым увеличив общее число известных колец до 11[11]. В декабре 2005 года космический телескоп «Хаббл» позволил открыть ещё 2 ранее неизвестных кольца. Они были удалены на расстояние в два раза большее, чем ранее открытые кольца — и поэтому их ещё часто называют «внешней системой колец Урана». Кроме колец, «Хаббл» также помог открыть два ранее неизвестных небольших спутника, один из которых (Маб) разделяет свою орбиту с самым внешним кольцом. Последние два кольца доводят общее количество колец Урана до 13[80]. В апреле 2006 года изображения новых колец, полученные обсерваторией Кек на Гавайских островах, позволили различить цвета внешних колец. Одно из них было красным, а другое (самое внешнее) — синим[81][82]. Предполагают, что синий цвет внешнего кольца обусловлен тем, что он состоит из мелких частиц водяного льда с поверхности Маб[81][83]. Внутренние кольца планеты выглядят серыми[81].

В работах первооткрывателя Урана Уильяма Гершеля первое упоминание о кольцах встречается в его записи от 22 февраля 1789 года. В своих примечаниях к наблюдениям он отметил, что предпологает у Урана наличие колец[84]. Гершель также заподозрил наличие в них красного цвета (что и было подтверждено в 2006 году наблюдениями обсерватории Кек в случае предпоследнего кольца). Примечания Гершеля попали в Журнал Королевского общества в 1797 году. Однако впоследствии, на протяжении почти двух столетий с 1797 по 1979 год, кольца в литературе не упоминаются вовсе, что, конечно, даёт право подозревать ошибку учёного[85]. Тем не менее, достаточно точные описания увиденного Гершелем не дают повода просто так сбрасывать со счетов его наблюдения[81].

При наблюдениях с Земли можно заметить, что иногда кольца Урана своей плоскостью повёрнуты в сторону наблюдателя. В 2007-2008 годах кольца были обращены к наблюдателю ребром.

Магнитосфера Урана

Магнитосфера Урана, исследованная Вояджером-2 в 1986 году.

До начала исследований с помощью Вояджера-2 никаких измерений магнитного поля Урана не проводилось. Перед прибытием аппарата к орбите Урана в 1986 году предполагалось, что оно будет соответствовать направлению солнечного ветра. В этом случае геомагнитные полюса должны были бы совпадать с географическими, которые лежат в плоскости эклиптики[86]. Измерения Вояджера-2 позволили обнаружить у Урана весьма специфическое магнитное поле, которое не направлено из геометрического центра планеты, и наклонено на 59 градусов относительно оси вращения[86][87]. Фактически, магнитный диполь смещён от центра планеты к южному полюсу примерно на 1/3 от радиуса планеты[86]. Эта необычная геометрия приводит к очень асимметричному магнитному полю, где напряжённость на поверхности в южном полушарии может составлять 0,1 Гаусса, тогда как в северном полушарии может достигать 1,1 Гаусса[86]. В среднем по планете этот показатель равен 0,23 Гауссам[86] (для сравнения, магнитное поле Земли одинаково в обоих полушариях, и «магнитный экватор» фактически соответствует «физическому экватору»[87]). Дипольный момент Урана превосходит Земной в 50 раз[86][87]. Кроме Урана, аналогичное смещённое и «накренившееся» магнитное поле также наблюдается и у Нептуна[87] — в связи с этим предполагают, что такая конфигурация является характерной для ледяных гигантов. Одна из теорий объясняет данный феномен тем обстоятельством, что магнитное поле у планет земной группы и других планет-гигантов генерируется в центральном ядре, а магнитное поле у «ледяных гигантов» формируется на относительно малых глубинах: например, в океане жидкого аммиака, в тонкой конвективной оболочке, окружающей жидкую внутреннюю часть, имеющую стабильную слоистую структуру[52][88].

Тем не менее, общее строение магнитосферы Урана имеет схожую структуру с другими планетами Солнечной системы. Головная ударная волна простирается на 23 планетарных радиуса — перед магнитопаузой, простирающейся на 18 радиусов Урана. Имеются развитые магнитный хвост и радиационные пояса[86][87][89]. В этом отношении Уран больше напоминает Сатурн, но отличается от Юпитера[86][87]. Магнитный хвост Урана тянется за планетой на миллионы километров, и поперечным вращением планеты искривлён «в штопор»[86][90]. Магнитосфера Урана содержит заряженные частицы: протоны, электроны и небольшое количество H2+ ионов[87][89]. Никаких более тяжёлых ионов в ходе исследований обнаружено не было. Бо́льшая часть этих частиц наверняка происходит из горячей термосферы Урана[89]. Энергии ионов и электронов могут достигать 4 и 1,2 мега-электрон-вольт (мЭв)[89]. Плотность низкоэнергетических ионов (то есть ионов с энергией менее 100 эВ) во внутренней магнитосфере — около 2 ионов на кубический сантиметр.[91] Важную роль в магнитосфере Урана играют его спутники, образующие большие полости в магнитном поле[89]. Поток частиц достаточно высок, чтобы вызвать затемнение поверхности или изменения в пространственном наклоне лун в течении 100 000 лет[89]. Это может быть причиной постепенного «потемнения» спутников и колец Урана[78]. На Уране хорошо развиты полярные сияния, которые видны как яркие дуги вокруг обоих полярных полюсов[72]. Однако, в отличие от Юпитера, на Уране полярные сияния не значимы для энергетического баланса планетарной термосферы[76].

Климат

Основная статья: Атмосфера Урана
Изображение в естественном цвете (слева) и в более дальних частях видимого спектра (справа), позволяющие различить облачные полосы и атмосферный «капюшон» (снимок Вояджера-2)

Атмосфера Урана — необычно спокойная по сравнению с атмосферами других планет-гигантов, даже по сравнению с Нептуном, который схож с Ураном и по составу, и по размерам[54]. Когда «Вояджер-2» приблизился к Урану, то удалось заметить всего 10 полосок облаков в видимой части этой планеты[11][92]. Такое спокойствие в атмосфере может быть объяснено чрезвычайно низкой внутренней температурой. Она гораздо ниже, чем у других планет-гигантов. Самая низкая температура, зарегистрированная в тропопаузе Урана, составляет 49 К (-224 °C), что делает планету самой холодной среди планет Солнечной системы — даже холоднее по сравнению с более удалёнными от Солнца Нептуном и Плутоном[7][55].

Атмосферные образования, облака и ветра

Основная статья: Тёмное пятно Урана
Зональные скорости облаков на Уране

Снимки, сделанные «Вояджером-2» в 1986 году, показали, что видимое южное полушарие Урана можно поделить на две области: яркий «полярный капюшон» и менее яркие экваториальные зоны[11]. Эти зоны граничат на широте −45°. Узкая полоса в промежутке между −45° и −50°, именуемая южным «кольцом», является самой заметной особенностью полушария и видимой поверхности вообще[11][93]. «Капюшон» и кольцо, как полагают, расположены в интервале давления от 1,3 до 2 бар и являются плотными облаками метана[94].

К сожалению, «Вояджер-2» приблизился к Урану во время «Южного полярного лета» и не смог зафиксировать северный полярный круг. Однако в начале XXI столетия, когда северное полушарие Урана удалось рассмотреть через космический телескоп «Хаббл» и телескопы обсерватории имени В. М. Кека, никакого «капюшона» или «кольца» в этой части планеты обнаружено не было[93]. Таким образом, была отмечена очередная асимметрия в строении Урана, особенно яркого близ южного полюса и равномерно тёмного в областях к северу от «южного кольца»[93].

Помимо общей атмосферной структуры планеты, «Вояджер-2» также отметил 10 маленьких ярких облачков, большая часть которых была отмечена в области нескольких градусов севернее «южного кольца»[11]; во всех иных отношениях Уран напоминал «динамически мёртвую» планету. Однако в 1990-х годах число зарегистрированных ярких облаков значительно выросло, причём бо́льшая их часть была обнаружена в северном полушарии планеты, которое в это время стало видимым[54]. Возможно, это объясняется тем, что яркие облака легче заметить в северном полушарии, нежели в более ярком южном[54]. В структуре облаков двух полушарий имеются различия[95]: северные облака менее крупные, более яркие и более вытянутые[96]. Судя по всему, они расположены на большей высоте[96]. Время жизни облаков бывает самое разное — некоторые из замеченных облаков не просуществовали и нескольких часов, в то время как минимум одно из южных сохранилось с момента пролёта около Урана «Вояджера-2»[54][92]. Недавние наблюдения Нептуна и Урана показали, что между облаками этих планет есть и много схожего[54]. Хотя погода на Уране более спокойная, на нём, так же, как и на Нептуне, были отмечены «тёмные пятна» (атмосферные вихри) — в 2006 году впервые в его атмосфере был замечен и сфотографирован вихрь[97].

Первый атмосферный вихрь, замеченный на Уране. Снимок получен «Хабблом»

Отслеживание различных облаков позволило определить зональные ветры, дующие в верхней тропосфере Урана[54]. На экваторе ветры являются ретроградными, то есть дуют в обратном по отношению к вращению планеты направлении, и их скорости (так как движение обратно вращению) составляют −100 и −50 м/с [54][93]. Скорости ветров стремятся к нулю с увеличением расстояния от экватора вплоть до широты ± 20°, где ветра почти нет. Ветра начинают дуть в направлении вращения планеты вплоть до полюсов[54]. Скорости ветров начинают расти, достигая своего максимума в широтах ±60°, и падая практически до нуля на полюсах[54]. Скорость ветра на широте в −40° колеблется от 150 до 200 м/с, а дальше наблюдениям мешает «Южное кольцо», своей яркостью затеняющее облака, и не позволяющее вычислить скорость ветра ближе к южному полюсу. Максимальная же скорость ветра, замеченная на планете, была зарегистрирована на северном полушарии на широте +50° и равняется более чем 240 м/с.[54][93][98]

Сезонные изменения

Уран. 2005 год. Видно «южное кольцо» и яркое облачко на севере

В течение короткого периода с марта по май 2004 года в атмосфере Урана было замечено более активное появление облаков, почти как на Нептуне[96][99]. Наблюдения зарегистрировали скорость ветра до 229 м/с (824 км/ч) и постоянную грозу, названную «фейерверком четвёртого июля»[92]. 23 августа 2006 года Институт исследования космического пространства (Боулдер, штат Колорадо, США) и Университет Висконсина наблюдали тёмное пятно на поверхности Урана, что позволило расширить знания о смене времён года на этой планете[97]. Почему происходит такое повышение активности, точно неизвестно — возможно, «экстремальный» наклон оси Урана приводит к «экстремальным» же сменам сезонов[43][100]. Определение сезонных вариаций Урана остаётся лишь делом времени, ведь первые качественные сведения о его атмосфере были получены менее чем 84 года назад («уранианский год» длится 84 земных года). Фотометрия, начатая примерно половину уранианского года назад (в 1950-е годы), показала вариации яркости планеты в двух диапазонах: с максимумами, приходящимися на периоды солнцестояний, и минимумами во время равноденствий[101]. Подобная периодическая вариация была отмечена благодаря микроволновым измерениям тропосферы, начатым в 1960-е годы[102]. Стратосферные температурные измерения, появившиеся в 1970-е, также позволили выявить максимумы во время солнцестояний (в частности, в 1986 году)[73]. Большинство этих изменений предположительно происходит из-за асимметрии планеты[95].

Тем не менее, как показывают исследования, сезонные изменения на Уране не всегда зависят от факторов, указанных выше.[100]. В период своего предыдущего «северного солнцестояния» в 1944 году у Урана поднялся уровень яркости в области северного полушария — это показало, что оно не всегда было тусклым[101]. Видимый, обращённый к Солнцу полюс, во время солнцестояния набирает яркость и после равноденствия стремительно темнеет[100]. Детальный анализ визуальных и микроволновых измерений показал, что увеличение яркости не всегда происходит во время солнцестояния. Также происходят изменения в меридианном альбедо[100]. Наконец, в 1990-е годы, когда Уран покинул точку солнцестояния, благодаря космическому телескопу «Хаббл» удалось заметить, что южное полушарие начало заметно темнеть, а северное — становиться ярче[94], в нём увеличивалась скорость ветров и становилось больше облаков[92], но прослеживалась тенденция к прояснению[96]. Механизм, управляющий сезонными изменениями, всё ещё недостаточно изучен[100]. Около летних и зимних солнцестояний оба полушария Урана находятся либо под солнечным светом, либо под тьмой открытого космоса. Прояснения освещённых солнцем участков, как предполагают, происходят из-за локального утолщения тумана и облаков метана в слоях тропосферы[94]. Яркое кольцо на широте в −45° также связано с облаками метана[94]. Другие изменения в южной полярной области могут объясняться изменениями в более низких слоях. Вариации изменения интенсивности микроволнового излучения с планеты, по всей видимости, вызваны изменениями в глубинной тропосферной циркуляции, потому что толстые полярные облака и туманы могут помешать конвекции[103]. Когда близится день осеннего равноденствия, движущиеся силы изменяются, и конвекция может произойти снова[92][103].

Формирование Урана

Основная статья: Небулярная гипотеза

Имеется много аргументов в пользу того, что отличия между ледяными и газовыми гигантами зародились ещё при формировании Солнечной системы[104][105]. Как полагают, Солнечная система сформировалась из гигантского вращающегося шара, состоящего из газа и пыли, и известного как Протосолнечная туманность. Потом шар уплотнился, и сформировался диск с Солнцем в центре[104][105]. Бо́льшая часть водорода с гелием пошла на формирование Солнца. А частицы пыли стали собираться вместе, чтобы впоследствии сформировать протопланеты[104][105]. Поскольку планеты увеличивались в размерах, некоторые из них обзавелись достаточно сильным магнитным полем, позволившим им сконцентрировать вокруг себя остаточный газ. Они продолжали набирать газ до тех пор, пока не достигали предела, и дальше их размеры увеличивались по экспоненте. Ледяным же гигантам удалось «получить» значительно меньше газа — по массе полученный ими газ только в несколько раз превосходил массу Земли. Таким образом, их масса не достигала этого предела[104][105][106]. Современные теории формирования Солнечной системы имеют некоторые трудности в объяснениях формирования Урана и Нептуна. Эти планеты слишком крупные для расстояния, на котором они находятся от Солнца. Возможно, ранее они были ближе к Солнцу, но потом каким-то образом поменяли орбиты[104]. Впрочем, новые методы планетарного моделирования показывают, что Уран и Нептун действительно могли сформироваться на своём теперешнем месте, и, таким образом, их настоящие размеры согласно этим моделям не являются помехой в теории происхождения Солнечной системы.[105]

Спутники Урана

Основная статья: Спутники Урана
Наиболее крупные спутники Урана

В системе Урана открыто 27 естественных спутников[106]. Названия для них выбраны по именам персонажей произведений Уильяма Шекспира и Александра Поупа[51][107]. Можно выделить пять основных самых крупных спутников: это Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания и Оберон [51]. Спутниковая система Урана наименее массивна среди спутниковых систем газовых гигантов. Даже объединённая масса всех этих пяти спутников не составит и половины массы Тритона, спутника Нептуна [5]. Наибольший из спутников Урана, Титания, имеет радиус всего в 788,9 км, что менее половины радиуса земной Луны, хотя и больше, чем у Реи — второго по величине спутника Сатурна. У всех лун относительно низкие альбедо — от 0,20 у Умбриэля до 0,25 у Ариэля[11]. Луны Урана — это скопления льда и горных пород в соотношении примерно 50 на 50. Лёд может включать в себя аммиак и углекислый газ[78][108]. Среди спутников у Ариэля, судя по всему, самая молодая поверхность с наименьшим количеством кратеров. Поверхность Умбриэля, судя по степени кратерированности, скорее всего, самая старая[11][78]. На Миранде имеются каньоны до 20 километров глубиной, террасы и хаотичный ландшафт[11]. Одна из теорий объясняет это тем, что когда-то Миранда столкнулась с неким небесным телом и развалилась на части, хотя потом «собралась» силами притяжения снова[78][109].

Исследование Урана

Хронология открытий

Дата Открытие Первооткрыватель(и)
13 марта 1781 Уран Уильям Гершель
11 января 1787 Титания и Оберон Уильям Гершель
22 февраля 1789 Гершель упоминает о кольцах Урана Уильям Гершель?
24 октября 1851 Ариэль и Умбриэль Уильям Лассел
16 февраля 1948 Миранда Койпер
10 марта 1979 Система колец Урана открыта группой исследователей
30 декабря 1985 Пак Синнот и станция «Вояджер-2»
3 января 1986 Джульета и Порция Синнот и станция «Вояджер-2»
9 января 1986 Крессида Синнот и станция «Вояджер-2»
13 января 1986 Дездемона, Розалинда и Белинда Синнот и станция «Вояджер-2»
18 января 1986 Пердита Каркошка и станция «Вояджер-2»
20 января 1986 Корделия и Офелия Террил и Вояджер-2
23 января 1986 Бианка Смит и станция «Вояджер-2»
6 сентября 1997 Калибан и Сикоракса открыт группой
18 июля 1999 Сетебос, Стефано и Просперо открыт группой исследователей
13 августа 2001 Тринкуло, Фердинанд и Франциско открыт группой исследователей
25 августа 2003 Маб и Купидон Шоуолтер и Лизёр
29 августа 2003 Маргарита Шепард, Джюит
23 августа 2006 Тёмное пятно Урана Космический телескоп им. Хаббла и группа исследователей
Дата Открытие Первооткрыватель(и)

Исследование автоматическими межпланетными станциями

Фото Урана, сделанное «Вояджером-2» во время «отбытия» к Нептуну

В 1986 году космический аппарат НАСА «Вояджер-2» по пролётной траектории пересёк орбиту Урана и прошёл в 81 500 км от поверхности планеты. Это единственное в истории космонавтики посещение окрестностей Урана. «Вояджер-2» стартовал в 1977 году, до пролёта мимо Урана провел исследования Юпитера и Сатурна (а позднее — и Нептуна). Аппарат провёл изучение структуры и состава атмосферы Урана[63], обнаружил 10 новых спутников, изучил уникальные погодные условия, вызванные осевым креном в 97,77°, и исследовал кольцевую систему[11][110]. Также было исследовано магнитное поле и строение магнитосферы, и, в особенности, «магнитного хвоста», вызванного поперечным вращением. Было обнаружено 2 новых кольца и сфотографированы 5 самых крупных лун[11][78]. Без сомнений, этому полёту «Вояджера-2» мы обязаны большинством новых открытий и современных знаний об Уране. В настоящее время отправка межпланетных станций для дальнейшего исследования Урана не планируется.

См. также

Примечания

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 Williams, Dr. David R. Uranus Fact Sheet. NASA (January 31, 2005). Проверено 10 августа 2007.
  2. 1 2 3 4 5 6 7 Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al. (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mech. Dyn. Astr. 90: 155–180. DOI:10.1007/s10569-007-9072-y.
  3. 1 2 3 4 5 6 Refers to the level of 1 bar atmospheric pressure
  4. 1 2 Munsell, Kirk NASA: Solar System Exploration: Planets: Uranus: Facts & Figures. NASA (May 14, 2007). Проверено 13 августа 2007.
  5. 1 2 3 Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P. (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal 103 (6): 2068–2078. DOI:10.1086/116211.
  6. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). "Comparative model of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 43 (12): 1517–1522.
  7. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Lunine, Jonathan. I. (1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.
  8. 1 2 3 Fred Espenak Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006. NASA (2005). Проверено 14 июня 2007.
  9. Образовательная интернет программа MIRA, раздел об Уране. Monterey Institute for Research in Astronomy. Проверено 27 августа 2007.
  10. MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program. Monterey Institute for Research in Astronomy. Проверено 27 августа 2007.
  11. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et al. (1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science 233: 97-102.
  12. Dunkerson, Duane Уран-обнаружение,описание. thespaceguy.com. Проверено 17 апреля 2007.
  13. 1 2 3 Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 5. — (The Solar System).
  14. Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, quoted in Ellis D. Miner, Uranus: The Planet, Rings and Satellites, New York, John Wiley and Sons, 1998 p. 8
  15. Культурное наследие города Бат. Проверено 29 сентября 2007.
  16. William Herschel. "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: 492–501.
  17. Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23; quoted in Miner p. 8
  18. (в пределах 90 градусов дуги от этой звезды)
  19. RAS MSS Herschel W.2/1.2, 24, quoted in Miner p. 8
  20. Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30; quoted in Miner p. 8
  21. RAS MSS Herschel W1/13.M, 14 quoted in Miner p. 8
  22. 1 2 George Forbes History of Astronomy (1909). Проверено 7 августа 2007.
  23. Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781, quoted in Miner p. 11
  24. Miner p. 11
  25. 1 2 The Scientific Papers of Sir William Herschel. — Royal Society and Royal Astronomical Society, 1912. — С. 100.
  26. 1 2 Miner p. 12
  27. RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20, quoted in Miner p. 12
  28. (1986) "Voyager at Uranus". NASA JPL 7 (85): 400–268.
  29. 1 2 3 Francesca Herschel The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus. The Observatory (1917). Проверено 5 августа 2007.
  30. 1 2 Mark Littmann Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. — Courier Dover Publications, 2004. — С. pp. 10–11. — ISBN ISBN 0-486-43602-0
  31. Daugherty, Brian Astronomy in Berlin. Brian Daugherty. Проверено 24 мая 2007.
  32. Query Results from the ADS Database. Smithsonian/NASA Astrophysics Data System (ADS). Проверено 24 мая 2007.
  33. Friedrich Magnus Schwerd. "Opposition des Uranus 1821". Astronomische Nachrichten 1: 18–21.
  34. Planet symbols. NASA Solar System exploration. Проверено 4 августа 2007.
  35. Sailormoon Terms and Information. The Sailor Senshi Page. Проверено 5 марта 2006.
  36. (October 1997) "Asian Astronomy 101". Hamilton Amateur Astronomers 4 (11). Проверено 2007-08-05.
  37. Next Stop Uranus (1986). Проверено 9 июня 2007.
  38. J J O'Connor and E F Robertson Mathematical discovery of planets (1996). Проверено 13 июня 2007.
  39. Peter J. Gierasch and Philip D. Nicholson Uranus. NASA World Book (2004). Проверено 9 июня 2007.
  40. Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 9. — (The Solar System).
  41. Lawrence Sromovsky Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus. University of Wisconsin Madison (2006). Проверено 9 июня 2007.
  42. Hammel, Heidi B. (September 5, 2006). "Uranus nears Equinox.". A report from the 2006 Pasadena Workshop. 
  43. 1 2 Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus. Science Daily. Проверено 16 апреля 2007.
  44. Uranus. — 1991. — С. 485–486.
  45. Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000. IAU (2000). Проверено 13 июня 2007.
  46. Cartographic Standards (PDF). NASA. Проверено 13 июня 2007.
  47. Coordinate Frames Used in MASL (2003). Проверено 13 июня 2007.
  48. Moore, Patrick (September). "Observing the green giant". Sky at Night Magazine: 47.
  49. Gary T. Nowak Uranus: the Threshold Planet of 2006 (2006). Проверено 14 июня 2007.
  50. 1 2 3 Podolak, M.; Podolak, J.I.; Marley, M.S. (2000). "Further investigations of random models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 48: 143–151.
  51. 1 2 3 4 5 6 Faure, Gunter & Teresa Mensing (2007), "Uranus: What Happened Here?", in Faure, Gunter; Mensing, Teresa M., Introduction to Planetary Science, Springer Netherlands, DOI 10.1007/978-1-4020-5544-7_18
  52. 1 2 Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (pdf). Geophysical Research Abstracts 8: 05179.
  53. 1 2 3 Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F.M.; et al. (1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science 233: 70–74.
  54. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Sromovsky, L.A.; Fry, P.M. (2005). "Dynamics of cloud features on Uranus". Icarus 179: 459-483. DOI:10.1016/j.icarus.2005.07.022.
  55. 1 2 3 4 5 6 7 Pearl, J.C.; Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A. (1990). "The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data". Icarus 84: 12-28. DOI:10.1016/0019-1035(90)90155-3.
  56. David Hawksett (August). "Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?". Astronomy Now: 73.
  57. Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 18—20. — (The Solar System).
  58. 1 2 3 dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1991). "Possible Microwave Absorption in by H2S gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres" (PDF). Icarus 91: 220-233. DOI:10.1016/0019-1035(91)90020-T.
  59. 1 2 3 4 5 Herbert, Floyd; Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et al. (1987). "The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2" (PDF). J. of Geophys. Res. 92: 15,093-15,109.
  60. B. Conrath et al.. "The helium abundance of Uranus from Voyager measurements". Journal of Geophysical Research 92: 15003-15010.
  61. Lodders, Katharin (2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements". The Astrophysical Journal 591: 1220–1247. DOI:10.1086/375492.
  62. 1 2 Lindal, G.F.; Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; et al. (1987). "The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2". J. of Geophys. Res. 92: 14,987-15,001.
  63. 1 2 3 4 5 Tyler, J.L.; Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et al. (1986). "Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites". Science 233: 79–84.
  64. 1 2 3 4 5 6 Bishop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P. (1990). "Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere" (PDF). Icarus 88: 448–463. DOI:10.1016/0019-1035(90)90094-P.
  65. Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 13. — (The Solar System).
  66. dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1989). "Uranius Deep Atmosphere Revealed" (PDF). Icarus 82 (12): 288–313. DOI:10.1016/0019-1035(89)90040-7.
  67. 1 2 3 4 Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al. (2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy". Icarus 184: 634–637. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.006.
  68. 1 2 Encrenaz, Therese (2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planet. Space Sci. 51: 89–103. DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9.
  69. 1 2 3 Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F. (1989). "Photochemistry of the Atmosphere of Uranus". The Astrophysical Journal 346: 495–508. DOI:10.1086/168031.
  70. 1 2 Encrenaz, Th.; Lellouch, E.; Drossart, P. (2004). "First detection of CO in Uranus" (PDF). Astronomy&Astrophysics 413: L5–L9. DOI:10.1051/0004-6361:20034637. Проверено 2007-08-05.
  71. Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). "Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — a Case for Multiprobes". Space Sci. Rev. 116: 121–136. DOI:10.1007/s11214-005-1951-5.
  72. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (1999). "Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 47: 1119–1139.
  73. 1 2 Young, Leslie A.; Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et al. (2001). "Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation" (PDF). Icarus 153: 236–247. DOI:10.1006/icar.2001.6698.
  74. Trafton, L.M.; Miller, S.; Geballe, T.R.; et al. (1999). "H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora". The Astrophysical Journal 524: 1059–1023. DOI:10.1086/307838.
  75. Encrenaz, Th.; Drossart, P.; Orton, G.; et.al (2003). "The rotational temperature and column density of H+3 in Uranus" (PDF). Planetary and Space Sciences 51: 1013–1016. DOI:10.1016/S0032-0633(03)00132-6.
  76. 1 2 Lam, Hoanh An; Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et.al (1997). "Variation in the H+3 emission from Uranus". The Astrophysical Journal 474: L73-L76. DOI:10.1086/310424.
  77. 1 2 Esposito, L. W. (2002). "Planetary rings" (pdf). Reports On Progress In Physics 65: 1741–1783.
  78. 1 2 3 4 5 6 Voyager Uranus Science Summary. NASA/JPL (1988). Проверено 9 июня 2007.
  79. J. L. Elliot, E. Dunham & D. Mink The rings of Uranus. Cornell University (1977). Проверено 9 июня 2007.
  80. NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus. Hubblesite (2005). Проверено 9 июня 2007.
  81. 1 2 3 4 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: 92-94. DOI:10.1126/science.1125110.
  82. Sanders, Robert Blue ring discovered around Uranus. UC Berkeley News (2006-04-06). Проверено 3 октября 2006.
  83. Stephen Battersby Blue ring of Uranus linked to sparkling ice. NewScientistSpace (2006). Проверено 9 июня 2007.
  84. Uranus rings 'were seen in 1700s', BBC News (19 апреля2007). Проверено 2007-04-19.
  85. Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century?. Physorg.com (2007). Проверено 20 июня 2007.
  86. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science 233: 85-89.
  87. 1 2 3 4 5 6 7 Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres" (pdf). Rep. Prog. Phys. 56: 687-732.
  88. Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy (2004). "Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields" (PDF). Letters to Nature 428: 151–153. DOI:10.1038/nature02376. Проверено 2007-08-05.
  89. 1 2 3 4 5 6 Krimigis, S.M.; Armstrong, T.P.; Axford, W.I.; et al. (1986). "The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment". Science 233: 97-102.
  90. Voyager: Uranus: Magnetosphere. NASA (2003). Проверено 13 июня 2007.
  91. Bridge, H.S.; Belcher, J.W.; Coppi, B.; et al. (1986). "Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2". Science 233: 89-93.
  92. 1 2 3 4 5 Emily Lakdawalla No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics. The Planetary Society (2004). Проверено 13 июня 2007.
  93. 1 2 3 4 5 Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.; et al. (2005). "Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features" (pdf). Icarus 175: 534-545. DOI:10.1016/j.icarus.2004.11.012.
  94. 1 2 3 4 Rages, K.A.; Hammel, H.B.; Friedson, A.J. (2004). "Evidence for temporal change at Uranus’ south pole". Icarus 172: 548–554. DOI:10.1016/j.icarus.2004.07.009.
  95. 1 2 Karkoschka, Erich (2001). "Uranus’ Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters". Icarus 151: 84–92. DOI:10.1006/icar.2001.6599.
  96. 1 2 3 4 Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.G.; et al. (2005). "New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a southern feature at 2.2 µm" (pdf) 175: 284–288. DOI:10.1016/j.icarus.2004.11.016.
  97. 1 2 Sromovsky, L.; Fry, P.;Hammel, H.;Rages, K Hubble Discovers a Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus (pdf). physorg.com. Проверено 22 августа 2007.
  98. Hammel, H.B.; Rages, K.; Lockwood, G.W.; et.al. (2001). "New Measurements of the Winds of Uranus". Icarus 153: 229–235. DOI:10.1006/icar.2001.6689.
  99. Devitt, Terry Keck zooms in on the weird weather of Uranus. University of Wisconsin-Madison (2004). Проверено 24 декабря 2006.
  100. 1 2 3 4 5 Hammel, H.B.; Lockwood, G.W. (2007). "Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune". Icarus 186: 291–301. DOI:10.1016/j.icarus.2006.08.027.
  101. 1 2 Lockwood, G.W.; Jerzykiewicz, Mikołaj (2006). "Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004". Icarus 180: 442–452. DOI:10.1016/j.icarus.2005.09.009.
  102. Klein, M.J.; Hofstadter, M.D. (2006). "Long-term variations in the microwave brightness temperature of the Uranus atmosphere". Icarus 184: 170–180. DOI:10.1016/j.icarus.2006.04.012.
  103. 1 2 Hofstadter, Mark D.; and Butler, Bryan J. (2003). "Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus". Icarus 165: 168–180. DOI:10.1016/S0019-1035(03)00174-X.
  104. 1 2 3 4 5 Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (1999). "The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System" (pdf). Nature 402: 635-638. DOI:10.1038/45185.
  105. 1 2 3 4 5 Brunini, Adrian; Fernandez, Julio A. (1999). "Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune". Plan. Space Sci. 47: 591-605. DOI:10.1016/S0032-0633(98)00140-8.
  106. 1 2 Sheppard, Scott S.; Jewitt, David; Kleyna, Jan (2006). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness" (PDF). The Astronomical Journal 129: 518-525. DOI:10.1086/426329.
  107. Uranus. nineplanets.org. Проверено 3 июля 2007.
  108. 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. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.005.
  109. Marzari, F.; Dotto, E.; Davis, D.R; et al. (1998). "Modelling the disruption and reaccumulation of Miranda" (pdf). Astron. Astrophys. 333: 1082-1091. DOI:10.1051/0004-6361:20010803.
  110. Voyager: The Interstellar Mission: Uranus. JPL (2004). Проверено 9 июня 2007.

Ссылки

Русскоязычные ссылки

в Новостях

Англоязычные ссылки

Рекомендуемые статьи из arXiv.org

Сайты

В новостях



Wikimedia Foundation. 2010.

Игры ⚽ Поможем написать реферат

Полезное


Смотреть что такое "Исследования Урана" в других словарях:

  • Кольца Урана — Схема колец и орбит спутников Урана Кольца Урана  система колец, окружающих Уран. Она занимает промежуточное по сложности положение межд …   Википедия

  • АРХЕОЛОГИЯ. МЕТОДЫ И ПРИЕМЫ ИССЛЕДОВАНИЯ — Археологи по существу подобны детективам, занятым воссозданием и постижением жизни людей прошлых эпох; поэтому неудивительно, что для извлечения информации из материальных следов, оставленных древними людьми, они используют самые разнообразные… …   Энциклопедия Кольера

  • История исследования Солнечной системы — Здесь представлена история исследования Солнечной системы в хронологическом порядке запуска космических аппаратов. Список включает: Все космические аппараты, покинувшие орбиту Земли с целью исследования Солнечной системы (или же запущенные с этой …   Википедия

  • Пак (спутник Урана) — Пак Сведения об открытии Дата открытия 30 декабря 1985 Первооткрыватель С. Синнот / «Вояджер 2» Орбитальные характеристики Эпоха: 1986 01 19 Большая полуось 86 004,444 ± 0,064 км[1] Эксцентриситет …   Википедия

  • Оберон (спутник Урана) — Оберон спутник Урана Снимок «Вояджера 2» История открытия Первооткрыватель Уильям Гершель Дата открытия 1787 Орбитальные характ …   Википедия

  • Корделия (спутник Урана) — Существует также астероид под названием 2758 Корделия. Корделия Сведения об открытии Дата открытия 20 января 1986 Первооткрыватель Р. Террил / «Вояджер 2» Орбитальные характеристики Большая полуось 49 751,722 ± 0,149 км[1] Эксцентриситет …   Википедия

  • Офелия (спутник Урана) — Существует также астероид под названием 171 Офелия. Офелия Сведения об открытии Дата открытия 20 января 1986 Первооткрыватель Р. Террил / «Вояджер 2» Орбитальные характеристики Большая полуось 53 763,390 ± 0,847 км[1] Эксцентриситет …   Википедия

  • Бьянка (спутник Урана) — Существует также астероид под названием 218 Бианка. Бианка Сведения об открытии Дата открытия 23 января 1986 Первооткрыватель Б. Смит / «Вояджер 2» Орбитальные характеристики Большая полуось 59 165,550 ± 0,045 км[1] Эксцентриситет …   Википедия

  • Умбриэль (спутник Урана) — Умбриэль спутник планеты Уран. Открыт Уильямом Ласселом в 1851 г. Назван в честь персонажа (гнома) поэмы А. Поупа «Похищение локона». Умбриэль (фото Вояджера) диаметр 1170 км; масса 1,17x1021 кг; плотность 1,52 г/см3; расстояние от Урана 266 тыс …   Википедия

  • Крессида (спутник Урана) — Существует также астероид под названием 548 Крессида. Крессида Сведения об открытии Дата открытия 9 января 1986 Первооткрыватель С. Синнот / «Вояджер 2» Орбитальные характеристики Большая полуось 61 766,730 ± 0,046 км[1] Э …   Википедия


Поделиться ссылкой на выделенное

Прямая ссылка:
Нажмите правой клавишей мыши и выберите «Копировать ссылку»