URĀNA PLANĒTA

Send

Urāns, kurš savu vārdu ir saņēmis no grieķu debesu dieva, ir gāzes gigants un septītā planēta no mūsu Saules. Tā ir arī trešā lielākā planēta mūsu Saules sistēmā, ierindojoties aiz Jupitera un Saturna. Tāpat kā citiem gāzes milžiem, tai ir daudz pavadoņu, gredzenu sistēma, un to galvenokārt veido gāzes, kuras, domājams, ieskauj cietu serdi.

Lai gan to var redzēt ar neapbruņotu aci, saprašana, ka Urāns ir planēta, bija samērā nesena. Lai gan ir norādes, ka tā ir pamanīta vairākas reizes pēdējo divu tūkstošu gadu laikā, tikai 18. gadsimtā tā tika atzīta par to, kas tas bija. Kopš tā laika ir kļuvis zināms viss planētas mēness, gredzenu sistēma un noslēpumainā daba.

Atklāšana un nosaukšana:

Līdzīgi kā piecas klasiskās planētas - Merkūrs, Venēra, Marss, Jupiters un Saturns - arī Urāns ir redzams bez teleskopa palīdzības. Bet tā blāvuma un lēnās orbītas dēļ senie astronomi uzskatīja, ka tā ir zvaigzne. Agrāko zināmo novērojumu veica Hiparhoss, kurš to ierakstīja kā zvaigzni savā zvaigžņu katalogā 128 BC pirms mūsu ēras - novērojumi, kas vēlāk tika iekļauti Ptolemaja Almagest.

Agrākais noteiktais Urāna novērojums notika 1690. gadā, kad angļu astronoms Džons Flamsjeds - pirmais astronoms Karalis - to pamanīja vismaz sešas reizes un kataloģizēja kā zvaigzni (34 Tauri). Arī franču astronoms Pjērs Lemonjē to novēroja vismaz divpadsmit reizes no 1750. līdz 1769. gadam.

Tomēr sera Viljama Heršela novērojumi par Urānu 1781. gada 13. martā sāka tā identificēšanas procesu kā planētu. Tajā laikā viņš to ziņoja par komētas novērošanu, bet pēc tam iesaistījās novērojumu sērijās, izmantojot sava dizaina teleskopu, lai izmērītu tā stāvokli attiecībā pret zvaigznēm. Kad viņš par to ziņoja Karaliskajai biedrībai, viņš apgalvoja, ka tā ir komēta, taču netieši to salīdzināja ar planētu.

Pēc tam vairāki astronomi sāka izpētīt iespēju, ka Heršela “komēta” patiesībā bija planēta. To skaitā bija krievu astronoms Anderss Johans Leksels, kurš pirmais aprēķināja gandrīz apļveida orbītu, kā rezultātā viņš secināja, ka galu galā tā ir planēta. Berlīnes astronoms Johans Elerts Bode, “Apvienotās astronomijas biedrības” loceklis, tam piekrita pēc līdzīgiem novērojumiem tās orbītā.

Drīz vien Urāna kā planētas statuss kļuva par zinātnisku vienprātību, un līdz 1783. gadam Heršels pats to atzina Karaliskajai biedrībai. Atzīstot viņa atklājumu, Anglijas karalis Džordžs III piešķīra Heršelam ikgadēju stipendiju 200 sterliņu mārciņu apmērā ar nosacījumu, ka viņš pārcelsies uz Vindzoras salu, lai karaliskā ģimene varētu paskatīties caur saviem teleskopiem.

Par godu savam jaunajam patronam Viljams Heršels nolēma nosaukt savu atklājējury Georgijs Sidus (“George’s Star” vai “Georges Planet”). Ārpus Lielbritānijas šis vārds nebija populārs, un drīz tika ierosinātas alternatīvas. To skaitā bija franču astronoms Džeroms Lalande, kurš ierosināja to saukt Heršels par godu tās atklājumam, un zviedru astronoms Eriks Prosperins ierosināja vārdu Neptūns.

Johans Elerts Bode ierosināja vārdu Urāns, grieķu debesu dieva Ouranos latīņu valodas versiju. Šis vārds šķita piemērots, ņemot vērā, ka Saturns tika nosaukts pēc Jupitera mītiskā tēva, tāpēc šai jaunajai planētai vajadzētu būt nosauktai pēc Saturna mītiskā tēva. Galu galā Bodes ieteikums kļuva par visplašāk izmantoto un kļuva universāls līdz 1850. gadam.

Urāna lielums, masa un orbīta:

Ar vidējo rādiusu aptuveni 25 360 km, tilpumu 6,833 × 10¹³ km³, un masa ir 8,68 × 10²⁵ kg, Urāns ir aptuveni 4 reizes lielāks par Zemes izmēru un 63 reizes lielāks par tā tilpumu. Tomēr kā gāzes gigantam tā blīvums (1,27 g / cm2)³) ir ievērojami zemāks; tātad tas ir tikai 14,5 tikpat masīvs kā Zeme. Tā mazais blīvums nozīmē arī to, ka, lai arī tas ir trešais lielākais no gāzes gigantiem, tas ir vismazāk masīvs (atpaliek no Neptūna par 2,6 Zemes masām).

Arī Urāna attāluma no Saules atšķirības ir lielākas nekā jebkurai citai planētai (neskaitot punduru planētas vai plutoīdus). Būtībā gāzes giganta attālums no Saules svārstās no 18,28 AU (2,735,118,100 km) perifērijā līdz 20,09 AU (3,006,224,700 km) pie ateljona. Vidēji 3 miljardu km attālumā no Saules Urāns aizņem apmēram 84 gadus (vai 30 687 dienas), lai pabeigtu vienu Saules orbītu.

Urāna interjera rotācijas periods ir 17 stundas, 14 minūtes. Tāpat kā uz visām milzu planētām, arī augšējā atmosfērā rotācijas virzienā ir stiprs vējš. Dažos platuma grādos, piemēram, apmēram 60 grādus uz dienvidiem, atmosfēras redzamās iezīmes pārvietojas daudz ātrāk, pilnībā rotējot tikai 14 stundās.

Viena unikāla Urāna īpašība ir tā, ka tas rotē uz sāniem. Kamēr visas Saules sistēmas planētas zināmā mērā ir sagāztas uz asīm, Urāna aksiālais slīpums ir 98 °. Tas noved pie radikālajiem gadalaikiem, kurus piedzīvo planēta, nemaz nerunājot par neparastu dienas-nakts ciklu pie poliem. Pie ekvatora Urāns piedzīvo normālas dienas un naktis; bet pie stabiem katrs piedzīvo 42 Zemes gadus dienā, kam seko 42 gadi naktī.

Urāna sastāvs:

Urāna struktūras standarta modelis ir tāds, ka tas sastāv no trim slāņiem: akmeņaina (silikāta / dzelzs – niķeļa) serdes centrā, ledaina apvalka vidū un gāzveida ūdeņraža un hēlija ārējā apvalka. Līdzīgi kā Jupiters un Saturns, ūdeņradis un hēlijs veido lielāko daļu atmosfēras - aptuveni 83% un 15% -, bet tikai nelielu daļu no planētas kopējās masas (no 0,5 līdz 1,5 Zemes masām).

Trešais visbagātākais elements ir metāna ledus (CH⁴), kas veido 2,3% no tā sastāva un kas veido planētas akvamarīnu vai ciānvielu. Urāna stratosfērā ir atrodami arī dažādi ogļūdeņražu daudzumi, kas, domājams, rodas no metāna un ultravioletā starojuma izraisītas fotolīzes. Tajos ietilpst etāns (C₂H₆), acetilēns (C₂H₂), metilacetilēns (CH₃C₂H) un diacetilēns (C₂HC₂H).

Turklāt ar spektroskopijas palīdzību ir atklāts oglekļa monoksīds un oglekļa dioksīds Urāna augšējā atmosfērā, kā arī ledus mākoņi ar ūdens tvaikiem un citām gaistošām vielām, piemēram, amonjaks un sērūdeņradis. Tādēļ Urāns un Neptūns tiek uzskatīti par atšķirīgu milzu planētas klasi - pazīstami kā “Ledus milži”, jo tie galvenokārt sastāv no smagākām gaistošām vielām.

Ledus apvalks faktiski nav no ledus parastā nozīmē, bet gan no karsta un blīva šķidruma, kas sastāv no ūdens, amonjaka un citām gaistošām vielām. Šo šķidrumu, kam ir augsta elektriskā vadītspēja, dažreiz sauc par ūdens – amonjaka okeānu.

Urāna kodols ir salīdzinoši mazs, ar masu tikai 0,55 Zemes masas un rādiusu, kas ir mazāks par 20% no planētas kopējā izmēra. Mantija sastāv no tās lielās daļas ar aptuveni 13,4 Zemes masām, un augšējā atmosfēra ir salīdzinoši nebūtiska, tā sver apmēram 0,5 Zemes masas un sniedzas uz pēdējiem 20% no Urāna rādiusa.

Tiek lēsts, ka urāna serdes blīvums ir 9 g / cm³, ar spiedienu centrā 8 miljoni bāru (800 GPa) un temperatūru aptuveni 5000 K (kas ir salīdzināma ar Saules virsmu).

Urāna atmosfēra:

Tāpat kā Zeme, arī Urāna atmosfēra tiek sadalīta slāņos atkarībā no temperatūras un spiediena. Tāpat kā citiem gāzes milžiem, planētai nav stingras virsmas, un zinātnieki to definē kā reģionu, kurā atmosfēras spiediens pārsniedz vienu baru (spiediens, kas uz Zemes atrodams jūras līmenī). Par atmosfēru tiek uzskatīts arī viss, kas pieejams attālās uzrādes iespējām - kas ir aptuveni 300 km zem 1 bar līmeņa.

Izmantojot šos atsauces punktus, Urāna atmosfēru var sadalīt trīs slāņos. Pirmais ir troposfēra, kas atrodas starp augstumu -300 km zem virsmas un 50 km virs tā, kur spiediens svārstās no 100 līdz 0,1 bar (10 MPa līdz 10 kPa). Otrais slānis ir stratosfēra, kas sasniedz no 50 līdz 4000 km un rada spiedienu no 0,1 līdz 10^-10 josla (no 10 kPa līdz 10 µPa).

Troposfēra ir blīvākais slānis Urāna atmosfērā. Šeit temperatūra svārstās no 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) pie pamatnes (-300 km) līdz 53 K (-220 ° C / -364 ° F) 50 km attālumā, un augšējais reģions ir aukstākais Saules sistēmā. Tropopauzes reģions ir atbildīgs par lielāko Urāna siltuma infrasarkano starojumu, tādējādi nosakot tā efektīvo temperatūru 59,1 ± 0,3 K.

Troposfērā ir mākoņu slāņi - ūdens mākoņi ar zemāko spiedienu, virs tiem ir amonija hidrosulfīda mākoņi. Nākamie nāk amonjaka un sērūdeņraža mākoņi. Visbeidzot, virsū gulēja plāni metāna mākoņi.

Stratosfērā temperatūra svārstās no 53 K (-220 ° C / -364 ° F) augšējā līmenī līdz 800 līdz 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) termosfēras pamatnē, lielā mērā pateicoties apkurei, ko izraisa saules starojums. Stratosfērā ir etāna smogs, kas var veicināt planētas blāvo izskatu. Ir arī acetilēns un metāns, un šie miglājumi palīdz sildīt stratosfēru.

Ārējais slānis, termosfēra un korona, sniedzas no 4000 km līdz pat 50 000 km no virsmas. Šajā reģionā ir vienota temperatūra 800-850 (577 ° C / 1070 ° F), lai gan zinātnieki nav pārliecināti par iemeslu. Tā kā attālums līdz Urānam no Saules ir tik liels, siltuma daudzums no tā nav pietiekams, lai radītu tik augstu temperatūru.

Tāpat kā Jupiters un Saturns, arī Urāna laika apstākļi notiek līdzīgi, kad sistēmas tiek sadalītas joslās, kas griežas ap planētu un kuras virza iekšējais karstums, kas paceļas atmosfēras augšējā daļā. Rezultātā vējš Urānā var sasniegt pat 900 km / h (560 jūdzes stundā), radot milzīgas vētras, piemēram, tās, kuras 2012. gadā novēroja Habla kosmiskais teleskops. Līdzīgi kā Jupitera Lielajā sarkanajā vietā, šis “Tumšais plankums” bija milzis mākoņu virpulis, kas mērīja 1700 kilometrus ar 3000 kilometriem (1100 jūdzes ar 1900 jūdzēm).

Urāna pavadoņi:

Urānam ir 27 zināmi satelīti, kas tiek iedalīti lielāku pavadoņu, iekšējo pavadoņu un neregulāro pavadoņu kategorijās (līdzīgi kā citi gāzes giganti). Lielākie Urāna pavadoņi pēc lieluma ir Miranda, Ariel, Umbriel, Oberon un Titania. Šo pavadoņu diametrs un masa svārstās no 472 km un 6,7 × 10¹⁹ kg Mirandā līdz 1578 km un 3,5 × 10²¹ kg Titānijai. Katrs no šiem pavadoņiem ir īpaši tumšs, ar zemām saitēm un ģeometriskiem albedos. Ariels ir spilgtākais, kamēr Umbriels ir tumšākais.

Tiek uzskatīts, ka visi lielie Urāna pavadoņi ir izveidojušies akrācijas diskā, kas kādu laiku pastāvēja ap Urānu pēc tā veidošanās, vai arī radās lielās ietekmes dēļ, ko Urāns cieta agrīnā tās vēstures posmā. Katru no tiem veido aptuveni vienāds daudzums akmeņu un ledus, izņemot Mirandu, kas galvenokārt izgatavota no ledus.

Ledus komponentā var ietilpt amonjaks un oglekļa dioksīds, savukārt domājams, ka akmeņaino materiālu veido oglekļa materiāls, ieskaitot organiskos savienojumus (līdzīgus asteroīdiem un komētām). Tiek uzskatīts, ka viņu kompozīcijas ir diferencētas ar apledojušu mantiju, kas apņem akmeņainu kodolu.

Titānijas un Oberonas gadījumā tiek uzskatīts, ka pie kodola / mantijas robežas var būt šķidri ūdens okeāni. Viņu virsmas ir arī stipri sadragātas; bet katrā gadījumā endogēno pārklājumu atjaunošana ir izraisījusi to īpašību atjaunošanos. Šķiet, ka Arielai ir jaunākā virsma ar vismazākajiem trieciena krāteriem, kamēr Umbriel ir vecākā un krāterīgākā.

Lielākajiem Urāna pavadoņiem nav jūtamas atmosfēras. Arī orbītas ap Urānu dēļ viņi piedzīvo ārkārtīgus sezonas ciklus. Tā kā Urāns riņķo ap Sauli gandrīz no sāniem un lielie pavadoņi ap orbītas ekvatoriālo plakni riņķo, ziemeļu un dienvidu puslodes piedzīvo ilgstošus dienas un nakts periodus (42 gadus vienā reizē).

Kopš 2008. gada ir zināms, ka Urānam ir 13 iekšējie mēneši, kuru orbītas atrodas Mirandas iekšpusē. Tie ir secībā no planētas: Kordelija, Ophelia, Bianca, Cressida, Dedemona, Džuljeta, Portia, Rosalind, Cupid, Belinda, Perdita, Ripa un Mab. Saskaņā ar Urāna lielāko pavadoņu nosaukšanu visi ir nosaukti pēc Šekspīra lugas varoņiem.

Visi iekšējie mēneši ir cieši saistīti ar Urāna gredzenu sistēmu, kas, iespējams, radās viena vai vairāku mazu iekšējo mēnešu sadrumstalotības dēļ. Ripa 162 km attālumā ir lielākā no Urāna iekšējiem pavadoņiem un vienīgā, kuru to attēloja Voyager 2 jebkurā detaļā - kamēr Ripa un Mabs ir divi Urāna ārējie iekšējie pavadoņi.

Visi iekšējie mēneši ir tumši priekšmeti. Tie ir izgatavoti no ūdens ledus, kas piesārņots ar tumšu materiālu, kas, iespējams, ir organiski materiāli, kurus apstrādā Urāna starojums. Sistēma ir arī haotiska un acīmredzami nestabila. Datorsimulācijas lēš, ka nākamo 100 miljonu gadu laikā var notikt sadursmes, it īpaši starp Desdemona un Kressida vai Džuljeta.

Kopš 2005. gada Urānam ir arī zināmi deviņi neregulāri mēneši, kas to riņķo daudz lielākā attālumā nekā Oberons. Visi neregulārie pavadoņi, iespējams, ir sagūstīti objekti, kurus Urāns ieslodzīja drīz pēc tā veidošanās. Tie ir secībā no attāluma no Urāna: Fransisko, Kalibu, Stefano, Trincutio, Sycorax, Margaret, Prospero, Setebos un Ferdinard (kārtējo reizi nosaukti par rakstzīmēm Šekspīra lugas).

Urāna neregulāro pavadoņu izmērs ir no aptuveni 150 km (Sycorax) līdz 18 km (Trinculo). Izņemot Margaretu, viss Urāns riņķo apgriezti orbītā (tas nozīmē, ka viņi riņķo ap planētu tās griešanās pretējā virzienā).

Urāna gredzenu sistēma:

Tāpat kā Saturns un Jupiters, arī Urānam ir gredzenu sistēma. Tomēr šie gredzeni sastāv no ārkārtīgi tumšām daļiņām, kuru lielums variē no mikrometriem līdz metra daļai - tāpēc tie nav tikpat labi pamanāmi kā Saturna. Pašlaik ir zināmi trīspadsmit atšķirīgi gredzeni, spilgtākais ir epsilona gredzens. Šie gredzeni, izņemot divus ļoti šaurus, parasti ir dažu kilometru platumā.

Gredzeni, iespējams, ir diezgan jauni, un netiek uzskatīts, ka tie ir izveidojušies ar Urānu. Gredzenos esošā viela kādreiz varētu būt bijusi mēness (vai pavadoņu) daļa, kuru satricināja liela ātruma triecieni. No neskaitāmajiem gružu gabaliem, kas izveidojās šo triecienu rezultātā, tikai dažas daļiņas izdzīvoja stabilās zonās, kas atbilst pašreizējo gredzenu atrašanās vietai.

Agrākie zināmie gredzenu sistēmas novērojumi notika Džeimsa L. Elliota, Edvarda W. Dunhama un Džesikas Minkas 1977. gada 10. martā, izmantojot Kuipera gaisa novērošanas centru. Zvaigznes SAO 158687 (pazīstams arī kā HD 128598) okupācijas laikā viņi pamanīja piecus gredzenus, kas pastāv sistēmā ap planētu, un vēlāk tos novēroja vēl četrus.

Gredzeni tika tieši attēloti, kad Voyager 2 1986. gadā pagāja garām Urānam, un zonde spēja noteikt divus papildu vājus gredzenus - novēroto gredzenu skaitu palielinot līdz 11. 2005. gada decembrī Habla kosmiskais teleskops atklāja iepriekš nezināmu gredzenu pāri, to kopsummu palielinot līdz 13. Lielākais atrodas divreiz tālāk no Urāna nekā iepriekš zināmie gredzeni, tāpēc tos sauc par “ārējo” gredzenu sistēmu.

2006. gada aprīlī Keka observatorijas jauno gredzenu attēli parādīja ārējo gredzenu krāsas: ārējais ir zils, bet otrs - sarkans. Turpretī Urāna iekšējie gredzeni ir pelēki. Viena hipotēze attiecībā uz ārējā gredzena zilo krāsu ir tāda, ka tas sastāv no nelielām ūdens ledus daļiņām no Mab virsmas, kas ir pietiekami mazas, lai izkliedētu zilo gaismu.

Izpēte:

Jebkurš kosmosa kuģis Urānu ir apmeklējis tikai vienreiz: NASA Voyager 2 kosmosa zonde, kas 1986. gadā lidoja garām planētai. 1986. gada 24. janvārī plkst. Voyager 2 nobraukts 81 500 km attālumā no planētas virsmas, nosūtot atpakaļ vienīgos tuvplāna attēlus, kas jebkad uzņemti no Urāna. Voyager 2 pēc tam turpināja ciešu tikšanos ar Neptūnu 1989. gadā.

Iespēja nosūtīt Cassini Kosmosa kuģis no Saturna līdz Urānam tika novērtēts misijas pagarināšanas plānošanas posmā 2009. gadā. Tomēr tas nekad nebija piepildījies, jo tam būtu vajadzējuši apmēram divdesmit gadus. Cassini nokļūt Urāna sistēmā pēc izlidošanas no Saturna.

Runājot par turpmākajām misijām, ir iesniegti vairāki priekšlikumi. Piemēram, Urāna orbītu un zondi ieteica 2011. – 2013. Gada pārskatā par planētu zinātnes gadu desmitgadi. Šajā priekšlikumā bija paredzēts uzsākt laika posmu no 2020. līdz 2023. gadam un 13 gadu kruīzu uz Urānu. Pētījumā tika novērtēts un ieteica New Frontiers Uranus Orbiter, Lieta urāna orbiteram. Tomēr šī misija tiek uzskatīta par zemāku prioritāti nekā turpmākās misijas uz Marsu un Jovian sistēmu.

Apvienotās Karalistes Mullard kosmosa zinātnes laboratorijas zinātnieki ir ierosinājuši kopīgu NASA un ESA misiju uz Urānu, kas pazīstams kā Urāna ceļa meklētājs. Šī misija ietvers vidējas klases misijas sākšanu līdz 2022. gadam, un tiek lēsts, ka tās izmaksas ir 470 miljoni eiro (~ 525 miljoni USD).

Vēl viena misija uz Urānu, saukta Hershela orbitālais Urāna sistēmas izpēte (HORUS), projektēja Džona Hopkinsa universitātes Lietišķās fizikas laboratorija. Ierosinājums ir orbiteram ar kodolenerģētiku, kas pārvadā instrumentu komplektu, ieskaitot attēlveidošanas kameru, spektrometrus un magnetometru. Misija sāksies 2021. gada aprīlī un ieradīsies Urānā 17 gadus vēlāk.

2009. gadā planētu zinātnieku komanda no NASA Jet Propulsion Laboratory izstrādāja iespējamos ar saules enerģiju darbināmā Urāna orbīta dizainus. Vislabvēlīgākais šādas zondes palaišanas logs būtu 2018. gada augustā, ar ierašanos Urānā 2030. gada septembrī. Zinātnes paketē var ietilpt magnetometri, daļiņu detektori un, iespējams, attēlveidošanas kamera.

Pietiek pateikt, ka Urāns ir grūts mērķis, kad runa ir par izpēti, un tā attālums ir ļāvis to novērot, atzīstot to par to, kas agrāk bija problemātisks. Nākotnē, kad lielākā daļa no mūsu misijas būs vērsta uz Marsa, Eiropas un Zemes tuvojošos asteroīdu izpēti, misijas izredzes uz šo Saules sistēmas reģionu nešķiet ļoti ticamas.

Bet mainās budžeta vide, tāpat kā zinātniskās prioritātes. Un, ņemot vērā interesi par Kuipera jostas eksplodēšanu, pateicoties daudzu Trans-Neptūnijas priekšmetu atklāšanai pēdējos gados, ir pilnīgi iespējams, ka zinātnieki pieprasīs, lai tiktu uzstādīta misija ārpus saules sistēmas. Ja tas notiek, var būt iespējams, ka Urāns iziet zondi, izejot no tā, apkopojot informāciju un attēlus, lai palīdzētu uzlabot mūsu izpratni par šo “Ledus gigantu”.

Kosmosa žurnālā šeit ir daudz interesantu rakstu par Urānu. Mēs ceram, ka jūs atradīsit meklēto zemāk esošajā sarakstā: