Uranus (planeetta)

Uranus
Planeetta

Luonnollinen värikuva Voyager 2 :sta (1986)
Avaaminen
Löytäjä William Herschel
Löytöpaikka Bath , Iso- Britannia
avauspäivämäärä 13. maaliskuuta 1781
Havaitsemismenetelmä suora havainto
Orbitaaliset ominaisuudet
Aikakausi : J2000
Perihelion 2 748 938 461  km
18 375 518 63 AU
Aphelion 3 004 419 704  km
20 083 305 26  AU
Pääakseli  ( a ) 2 876 679 082  km
19 229 411 95 AU
Orbitaalin epäkeskisyys  ( e ) 0,044405586
sideerinen ajanjakso 30 685,4 Maan päivää tai
84,01 vuotta [1]
Synodinen kiertoaika 369,66 päivää [2]
Kiertonopeus  ( v ) 6,81 km/s [2]
Keskimääräinen poikkeama  ( M o ) 142,955717°
Kaltevuus  ( i ) 0,772556°
6,48°
suhteessa auringon päiväntasaajaan
Nouseva solmupituusaste  ( Ω ) 73,989821°
Periapsis - argumentti  ( ω ) 96,541318°
Kenen satelliitti Aurinko
satelliitteja 27
fyysiset ominaisuudet
polaarinen supistuminen 0,02293
Päiväntasaajan säde 25 559 km [3] [4]
Napainen säde 24 973 km [3] [4]
Keskisäde 25 362 ± 7 km [5]
Pinta-ala ( S ) 8,1156⋅10 9  km² [4] [6]
Volyymi ( V ) 6,833⋅10 13  km³ [4] [7]
Massa ( m ) 8,6813⋅10 25  kg [7]
14,54 Maa
Keskimääräinen tiheys  ( ρ ) 1,27 g/cm³ [2] [4]
Painovoiman kiihtyvyys päiväntasaajalla ( g ) 8,87 m/s² (  0,886 g )
Toinen pakonopeus  ( v 2 ) 21,3 km/s [2] [4]
Päiväntasaajan pyörimisnopeus 2,59 km/s
9 324 km/h
Kiertojakso  ( T ) 0,71833 päivää
17  h 14  min 24  s
Akselin kallistus 97,77° [3]
Oikea nousu pohjoisnapa ( α ) 17 h 9 min 15 s
257,311° [3]
Pohjoisnavan deklinaatio ( δ ) −15,175° [3]
Albedo 0,300 ( Bond )
0,51 ( geom. ) [2]
Näennäinen suuruus 5,9 [8]  - 5,32 [2]
Absoluuttinen suuruus -6.64
Kulman halkaisija 3,3"-4,1" [2]
Lämpötila
 
min. keskim. Max.
taso 1 bar
76K  [ 9]
0,1 baaria (tropopaussi)
49 K [10] (−224 °C) 53 K [10] (−220 °C) 57 K [10] (−216 °C)
Tunnelma
Yhdiste:
83±3 %Vety (H 2 )
15±3 %Helium
2,3 %Metaani
Jää: ammoniakki
vesi
hydrosulfidi ammoniakki
metaani
 Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa
Tietoja Wikidatasta  ?

Uranus  on aurinkokunnan planeetta , seitsemäs etäisyydellä Auringosta , kolmas halkaisijaltaan ja neljäs massaltaan. Sen löysi vuonna 1781 englantilainen tähtitieteilijä William Herschel , ja se nimettiin kreikkalaisen taivaanjumalan Uranuksen mukaan .

Uranuksesta tuli ensimmäinen nykyaikana ja kaukoputken avulla löydetty planeetta [11] . William Herschel löysi sen 13. maaliskuuta 1781 [12] , jolloin se laajensi aurinkokunnan rajoja ihmisen silmissä ensimmäistä kertaa antiikin jälkeen. Huolimatta siitä, että Uranus on joskus näkyvissä paljaalla silmällä, aiemmat havainnoijat luulivat sen himmeäksi tähdeksi [13] .

Toisin kuin kaasujättiläiset  - Saturnus ja Jupiter , jotka koostuvat pääasiassa vedystä ja heliumista , Uranuksen ja Neptunuksen kaltaisissa suolistoissa ei ole metallista vetyä , mutta sen korkean lämpötilan muunnelmissa on paljon jäätä . Tästä syystä asiantuntijat ovat tunnistaneet nämä kaksi planeettaa erilliseen " jääjättiläisten " -luokkaan. Uranuksen ilmakehän perusta on vety ja helium . Lisäksi siitä löydettiin jäämiä metaanista ja muista hiilivedyistä sekä jääpilviä, kiinteää ammoniakkia ja vetyä . Se on aurinkokunnan kylmin planeetan ilmakehä , jonka vähimmäislämpötila on 49 K (−224 ° C ). Uskotaan, että Uranuksella on monimutkainen kerroksinen pilvien rakenne, jossa vesi on pohjakerros ja metaani yläkerros [10] . Uranuksen suolet koostuvat pääasiassa jäästä ja kivistä .

Aivan kuten aurinkokunnan kaasujättiläisillä , Uranuksella on renkaiden järjestelmä ja magnetosfääri sekä lisäksi 27 satelliittia . Uranuksen suuntaus avaruudessa eroaa muista aurinkokunnan planeetoista - sen pyörimisakseli on ikään kuin "sen puolella" suhteessa tämän planeetan kiertokulkutasoon auringon ympäri. Tämän seurauksena planeetta käännetään Auringon puoleen vuorotellen pohjoisnavan kanssa, sitten etelään, sitten päiväntasaajaan ja sitten keskileveysasteisiin.

Vuonna 1986 amerikkalainen Voyager 2 -avaruusalus lähetti lähikuvia Uranuksesta Maahan. Niissä näkyy planeetta, joka on "ilmaisuton" näkyvällä spektrillä ilman pilvivyöhykkeitä ja ilmakehän myrskyjä, jotka ovat tyypillisiä muille jättimäisille planeetoille [14] . Tällä hetkellä maan päällä tehdyt havainnot ovat kuitenkin pystyneet havaitsemaan merkkejä vuodenaikojen muutoksista ja planeetan sääaktiivisuuden lisääntymisestä, joka johtuu Uranuksen lähestymisestä päiväntasaukseen. Tuulen nopeus Uranuksella voi nousta 250 m/s (900 km/h) [15] .

Planeetan löytö

Ihmiset ovat havainneet Uranusta ennen William Herschelia , mutta he erehtyvät yleensä tähdeksi . Varhaisimpia dokumentoituja todisteita tästä tosiasiasta tulisi pitää englantilaisen tähtitieteilijän John Flamsteedin muistiinpanoja. Hän havaitsi sen vähintään 6 kertaa vuonna 1690 ja rekisteröi sen tähdeksi 34 Härkä tähdistössä . Vuodesta 1750 vuoteen 1769 ranskalainen tähtitieteilijä Pierre Charles Le Monier havaitsi Uranuksen 12 kertaa [16] . Yhteensä Uranusta havaittiin 21 kertaa ennen vuotta 1781 [17] .

Löytön aikana Herschel osallistui tähtien parallaksin havaintoihin oman suunnittelemallaan kaukoputkella [18] , ja 13. maaliskuuta 1781 hän näki tämän planeetan ensimmäisen kerran talonsa puutarhasta osoitteessa 19 New King Street ( Bath , Somerset , UK ) [19] [20] ja tekee seuraavan merkinnän päiväkirjaansa [21] :

Kvartiilissa ζ Härkä vieressä... Tai sumuinen tähti tai ehkä komeetta.

Alkuperäinen teksti  (englanniksi)[ näytäpiilottaa] Kvartiilissa lähellä ζ Tauria … joko sumuinen tähti tai ehkä komeetta.

Maaliskuun 17. päivänä ilmestyi toinen merkintä lehdessä [21] :

Etsin komeetta tai sumutähteä ja se osoittautui komeetoksi, koska se vaihtoi sijaintia.

Alkuperäinen teksti  (englanniksi)[ näytäpiilottaa] Etsin komeetta tai sumuista tähteä ja huomasin, että se on komeetta, sillä se on vaihtanut paikkaansa.

22. maaliskuuta hänen kirjeensä Sir William Watsonille luettiin ensimmäistä kertaa Royal Societyssa [22] . Seurasi kolme muuta kirjettä (29. maaliskuuta, 5. huhtikuuta ja 26. huhtikuuta), joissa hän, jatkaen mainitsemistaan ​​löytäneensä komeetan , vertasi äskettäin löydettyä kohdetta planeetoihin [23] :

Ensimmäistä kertaa havaitsin tämän komeetan 227-kertaisella suurennuksella. Kokemukseni on, että tähtien halkaisija, toisin kuin planeettojen, ei muutu suhteellisesti käytettäessä linssejä, joilla on suurempi suurennusteho; joten käytin linssejä 460 ja 932 suurennuksella ja huomasin, että komeetan koko kasvoi suhteessa optisen suurennuksen tehon muutokseen, mikä viittaa siihen, että se ei ollut tähti, koska vertailuun otettujen tähtien koot eivät muuttuneet . Lisäksi suuremmalla suurennuksella kuin sen kirkkaus salli, komeetta muuttui epäselväksi, vaikeasti havaittavaksi, kun taas tähdet pysyivät kirkkaina ja kirkkaina - kuten tiesin tuhansista tekemistäni havainnoista. Toistuva havainto vahvisti oletukseni: se todella oli komeetta.

Alkuperäinen teksti  (englanniksi)[ näytäpiilottaa] Voima, joka minulla oli, kun näin komeetan ensimmäisen kerran, oli 227. Kokemuksesta tiedän, että kiinteiden tähtien halkaisijat eivät ole suhteellisesti suurentuneet suuremmilla voimilla, kuten planeetat ovat; siksi laitoin nyt tehot arvoihin 460 ja 932 ja huomasin, että komeetan halkaisija kasvoi suhteessa tehoon, kuten sen pitäisi olla, olettaen, että se ei ole kiinteä tähti, kun taas tähtien halkaisijat joita vertailin, niitä ei lisätty samassa suhteessa. Komeetta, joka oli suurentunut paljon enemmän kuin sen valo sallisi, vaikutti utuiselta ja huonosti määritellyltä näillä suurvoimilla, kun taas tähdet säilyttivät sen kiillon ja erottuvuuden, jonka tiesin monien tuhansien havaintojen perusteella säilyttävän. Jatko-osa on osoittanut, että olettamukseni olivat perusteltuja, ja tämä osoittautui viime aikoina havaitsemamme komeetoksi.

Huhtikuun 23. päivänä Herschel sai vastauksen tähtitieteilijältä Royal Nevil Maskelyneltä , joka kuulosti seuraavalta [24] :

En tiedä miksi kutsua sitä. Se voi olla joko tavallinen planeetta, joka pyörii Auringon ympäri lähes pyöreällä kiertoradalla, tai komeetta, joka liikkuu hyvin pitkänomaista ellipsiä pitkin. En ole vielä nähnyt päätä tai komeetan häntää.

Alkuperäinen teksti  (englanniksi)[ näytäpiilottaa] En tiedä miksi kutsua sitä. Se on yhtä todennäköisesti säännöllinen planeetta, joka liikkuu kiertoradalla, joka on lähes ympyrän muotoinen Auringon suhteen, kuin komeetta, joka liikkuu erittäin eksentrinen ellipsissä. En ole vielä nähnyt siinä mitään koomaa tai häntää.

Kun Herschel kuvaili vielä huolellisesti kohdetta komeetta, muut tähtitieteilijät epäilivät, että se oli jokin muu esine. Venäläinen tähtitieteilijä Andrei Ivanovich Leksel havaitsi, että etäisyys maasta esineeseen ylittää 18 kertaa etäisyyden maasta aurinkoon (astronominen yksikkö) ja totesi, että ei ole yhtään komeetta, jonka perihelion etäisyys olisi yli 4 tähtitieteellistä yksikköä. (tällä hetkellä tällaiset kohteet tunnetaan) [25] . Berliinin tähtitieteilijä Johann Bode kuvaili Herschelin löytämää kohdetta "liikkuvaksi tähdeksi, jota voidaan pitää planeetana ja joka kiertää Saturnuksen kiertoradan ulkopuolella" [26] ja päätteli, että tämä kiertorata on enemmän kuin planeetta kuin komeetta. [27] . Pian kävi ilmi, että esine oli todellakin planeetta. Vuonna 1783 Herschel itse ilmoitti tunnustavansa tämän tosiasian Royal Societyn presidentille Joseph Banksille [28] :

Euroopan merkittävimpien tähtitieteilijöiden havainnot ovat osoittaneet, että komeetta, josta minulla oli kunnia osoittaa heille maaliskuussa 1781, on planeetta aurinkokunnassamme .

Alkuperäinen teksti  (englanniksi)[ näytäpiilottaa] Euroopan merkittävimpien tähtitieteilijöiden havaintojen perusteella näyttää siltä, ​​että uusi tähti, jonka minulla oli kunnia osoittaa heille maaliskuussa 1781, on aurinkokuntamme primääriplaneetta.

Kuningas Yrjö III myönsi Herschelille palveluksistaan ​​200 punnan elinikäisen stipendin sillä ehdolla, että hän muuttaa Windsoriin , jotta kuninkaallinen perhe voisi katsoa hänen kaukoputkensa läpi [29] .

Otsikko

Nevil Maskelyne kirjoitti Herschelille kirjeen, jossa hän pyysi häntä tekemään palveluksen tähtitieteelliselle yhteisölle nimeämällä planeetan, jonka löytö johtui täysin tästä tähtitieteestä [30] . Herschel vastasi ehdottamalla planeetan nimeämistä "Georgium Sidus" (latinaksi "Yroksen tähti") tai planeetta George kuningas Yrjö III:n mukaan [31] . Hän perusteli päätöstään kirjeessään Joseph Banksille [28] :

Loistavassa antiikin aikana planeetat saivat nimet Merkurius, Venus, Mars, Jupiter ja Saturnus myyttisten sankareiden ja jumalien kunniaksi. Valaistun filosofisen aikanamme olisi outoa palata tähän perinteeseen ja kutsua äskettäin löydettyä taivaankappaletta Junoksi , Pallasiksi , Apolloksi tai Minervaksi . Kun keskustelemme mistä tahansa tapauksesta tai merkittävästä tapahtumasta, mietimme ensimmäisenä, milloin se tarkalleen tapahtui. Jos tulevaisuudessa ihmettelee, milloin tämä planeetta löydettiin, hyvä vastaus tähän kysymykseen olisi: "Yrjö III:n hallituskaudella."

Alkuperäinen teksti  (englanniksi)[ näytäpiilottaa] Muinaisten aikojen upeina aikoina Planeetoille annettiin nimityksiä Merkurius, Venus, Mars, Jupiter ja Saturnus niiden tärkeimpien sankareiden ja jumaluuksien nimiksi. Nykyisellä filosofisemmalla aikakaudella tuskin olisi sallittua turvautua samaan menetelmään ja kutsua sitä Junoksi, Pallasiksi, Apolloksi tai Minervaksi uudelle taivaanruumiillemme. Tietyn tapahtuman tai merkittävän tapahtuman ensimmäinen pohdiskelu näyttää olevan sen kronologia: jos jossain tulevassa aikakaudessa pitäisi kysyä, milloin tämä viimeksi löydetty planeetta löydettiin? Olisi erittäin tyydyttävä vastaus sanoa: "Kuningas Yrjö Kolmannen hallituskaudella."

Ranskalainen tähtitieteilijä Joseph Lalande ehdotti planeetan nimeämistä sen löytäjän kunniaksi - "Herschel" [32] . Muitakin nimiä on ehdotettu: esimerkiksi Cybele sen nimen jälkeen, joka antiikin mytologiassa oli Saturnuksen jumalan vaimo [17] . Saksalainen tähtitieteilijä Johann Bode oli ensimmäinen tiedemies, joka teki ehdotuksen planeetan nimeämisestä Uranukseksi kreikkalaisen panteonin taivaanjumalan kunniaksi. Hän motivoi tätä sillä tosiasialla, että "koska Saturnus oli Jupiterin isä, uusi planeetta pitäisi nimetä Saturnuksen isän mukaan" [29] [33] [34] . Uranuksen varhaisin virallinen nimi löytyy tieteellisestä työstä vuodelta 1823 , jo vuosi Herschelin kuoleman jälkeen [35] [36] . Entinen nimi "Georgium Sidus" tai "George" ei ollut enää yleinen, vaikka sitä oli käytetty Yhdistyneessä kuningaskunnassa lähes 70 vuotta [17] . Lopulta planeettaa alettiin kutsua Uranukseksi vasta sen jälkeen, kun His Majesty's Nautical Almanac -julkaisun kustantaja "HM Nautical Almanac Office" vuonna 1850 itse kiinnitti tämän nimen luetteloihinsa [33] .

Uranus on ainoa suuri planeetta, jonka nimi ei tule roomalaisesta vaan kreikkalaisesta mytologiasta . Adjektiivi, joka on johdettu sanasta "Uranus" on sana "Uranian". Uranuksen tähtitieteellinen symboli " " on yhdistelmä Marsin ja Auringon symboleista . Syynä tähän on se, että muinaisessa kreikkalaisessa mytologiassa Uranus-taivas on Auringon ja Marsin yhteisvoimassa [37] . Lalanden vuonna 1784 ehdottama astrologinen Uranuksen symboli Lalande itse selitti Herschelille lähettämässään kirjeessä seuraavasti [32] :

Tämä on maapallo, jonka päällä on nimesi ensimmäinen kirjain.

Alkuperäinen teksti  (fr.)[ näytäpiilottaa] un globe surmonté par la première lettre de votre nom [32] .

Kiinaksi , japaniksi , vietnamiksi ja koreaksi planeetan nimi on käännetty kirjaimellisesti "Taivaan kuninkaan tähti/planeetta" [38] [39] .

Rata ja kierto

Planeetan keskimääräinen etäisyys Auringosta on 19,1914 AU. (2,8 miljardia km). Uranuksen täydellinen kierros Auringon ympäri on 84 maavuotta . Uranuksen ja Maan välinen etäisyys vaihtelee 2,6 - 3,15 miljardia kilometriä [40] . Radan puolipääakseli on 19.229 AU. eli noin 3 miljardia kilometriä. Auringon säteilyn intensiteetti tällaisella etäisyydellä on 1/400 Maan kiertoradan arvosta [41] . Ranskalainen tähtitieteilijä Pierre-Simon Laplace [25] laski Uranuksen kiertoradan elementit ensimmäistä kertaa vuonna 1783 , mutta ajan myötä planeetan laskettujen ja havaittujen paikkojen epäjohdonmukaisuudet paljastettiin. Vuonna 1841 britti John Couch Adams ehdotti ensimmäisenä, että laskelmien virheet johtuivat löytämättömän planeetan gravitaatiovaikutuksesta. Vuonna 1845 ranskalainen matemaatikko Urbain Le Verrier aloitti itsenäisen työn laskeakseen Uranuksen kiertoradan elementtejä, ja 23. syyskuuta 1846 Johann Gottfried Galle löysi uuden planeetan, myöhemmin nimeltään Neptunus , melkein samasta paikasta, jonka Le Verrier ennusti. [42] . Uranuksen kiertoaika akselinsa ympäri on 17 tuntia 14 minuuttia. Kuitenkin, kuten muillakin jättiläisplaneetoilla, Uranuksen yläilmakehässä puhaltavat erittäin voimakkaat pyörimissuuntaiset tuulet, joiden nopeus on 240 m/s. Siten, lähellä 60° eteläistä leveyttä, jotkin näkyvät ilmakehän piirteet tekevät kiertoradan planeetan ympäri vain 14 tunnissa [43] .

Kallista pyörimisakselia

Uranuksen ekvatoriaalinen taso on kalteva kiertoradansa tasoon nähden 97,86 ° kulmassa - eli planeetta pyörii taaksepäin "makaa kyljellään hieman ylösalaisin". Tämä johtaa siihen, että vuodenaikojen vaihtelu tapahtuu täysin eri tavalla kuin muilla aurinkokunnan planeetoilla. Jos muita planeettoja voidaan verrata pyöriviin huippuihin, niin Uranus on enemmän kuin pyörivä pallo. Tällainen epänormaali pyöriminen selittyy yleensä Uranuksen törmäyksellä suuren planetesimaalin kanssa sen muodostumisen varhaisessa vaiheessa [44] . Päivänseisauksen hetkinä yksi planeetan napoista on suunnattu aurinkoon. Vain kapea kaistale päiväntasaajan lähellä kokee nopean päivän ja yön vaihtelun; samaan aikaan Aurinko sijaitsee siellä hyvin matalalla horisontin yläpuolella - kuten maan polaarisilla leveysasteilla. Puolen vuoden kuluttua (uraninen) tilanne muuttuu päinvastaiseksi: "napapäivä" tulee toiselle pallonpuoliskolle. Jokainen 42 Maan vuoden napa on pimeydessä - ja toinen 42 vuotta Auringon valossa [45] . Päiväntasauksen hetkinä Aurinko seisoo "edessä" Uranuksen päiväntasaajaa, mikä antaa saman päivän ja yön muutoksen kuin muilla planeetoilla. Seuraava Uranuksen päiväntasaus tapahtui 7. joulukuuta 2007 [46] [47] .

pohjoisella pallonpuoliskolla vuosi Eteläisellä pallonpuoliskolla
Talvipäivänseisaus 1902, 1986 Kesäpäivänseisaus
Kevätpäiväntasaus 1923, 2007 syyspäiväntasaus
Kesäpäivänseisaus 1944, 2028 Talvipäivänseisaus
syyspäiväntasaus 1965, 2049 Kevätpäiväntasaus

Tämän aksiaalisen kallistuksen ansiosta Uranuksen napa-alueet saavat enemmän energiaa auringosta vuoden aikana kuin päiväntasaajan alueet. Uranus on kuitenkin lämpimämpi päiväntasaajan alueilla kuin napa-alueilla. Mekanismi, joka aiheuttaa tällaisen energian uudelleenjaon, on edelleen tuntematon.

Selitykset Uranuksen pyörimisakselin epätavallisesta sijainnista ovat myös edelleen hypoteesien piirissä, vaikka yleisesti uskotaan, että aurinkokunnan muodostumisen aikana suunnilleen Maan kokoinen protoplaneetta törmäsi Uranukseen ja muutti akseliaan. kierto [48] . Monet tiedemiehet eivät ole samaa mieltä tämän hypoteesin kanssa, koska se ei voi selittää, miksi yhdelläkään Uranuksen kuista ei ole samaa kalteva kiertorata. Esitettiin hypoteesi, että planeetan pyörimisakselia ravisteli miljoonien vuosien aikana suuri satelliitti, joka myöhemmin katosi [49] .

Yhdysvaltalaisen Marylandin yliopiston tähtitieteilijät ovat ehdottaneet selitystä sille, miksi Uranus pyörii myötäpäivään akselinsa ympäri 98 asteen kulmassa. Syynä poikkeamaan voi olla jättimäisen rengasjärjestelmän olemassaolo menneisyydessä [50] .

Voyager 2 : n ensimmäisellä vierailulla Uranuksella vuonna 1986 Uranuksen etelänapa käännettiin kohti aurinkoa. Tätä napaa kutsutaan "eteläksi". Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton hyväksymän määritelmän mukaan etelänapa on se, joka sijaitsee tietyllä puolella aurinkokunnan tasoa (riippumatta planeetan pyörimissuunnasta) [51] [52] . Joskus käytetään toista sopimusta, jonka mukaan pohjoisen suunta määräytyy pyörimissuunnan perusteella oikean käden säännön [53] mukaan . Tämän määritelmän mukaan vuonna 1986 valaistu napa ei ole etelä, vaan pohjoinen. Tähtitieteilijä Patrick Moore kommentoi tätä ongelmaa seuraavalla ytimekkäällä tavalla: "Valitse mikä tahansa" [54] .

Näkyvyys

Vuodesta 1995 vuoteen 2006 Uranuksen näennäinen magnitudi vaihteli +5,6 m ja +5,9 m välillä , eli planeetta oli nähtävissä paljain silmin kykyjensä rajalla (noin +6,0 m ) [8] . Planeetan kulmahalkaisija oli 3,4-3,7 kaarisekuntia (vertailun vuoksi: Saturnus: 16-20 kaarisekuntia, Jupiter: 32-45 kaarisekuntia [8] ). Kirkkaalla tummalla taivaalla oppositiossa oleva Uranus näkyy paljaalla silmällä, ja kiikareilla se voidaan havaita jopa kaupunkialueilla [55] . Suurissa amatööriteleskoopeissa, joiden linssin halkaisija on 15–23 cm, Uranus näkyy vaaleansinisenä kiekkona, jonka reunaa kohti on selkeä tummuminen. Suuremmissa kaukoputkessa, joiden linssin halkaisija on yli 25 cm, voidaan erottaa pilvet ja nähdä suuria satelliitteja ( Titania ja Oberon ) [56] .

Fyysiset ominaisuudet

Sisäinen rakenne

Uranus on aurinkokunnan jättiläisplaneetoista pienin, se on 14,5 kertaa raskaampi kuin Maa ja ylittää sen kooltaan noin 4 kertaa. Uranuksen tiheys , 1,27 g/cm 3 , asettaa sen toiseksi Saturnuksen jälkeen aurinkokunnan vähiten tiheiden planeettojen joukossa [57] . Huolimatta siitä, että Uranuksen säde on hieman suurempi kuin Neptunuksen säde , sen massa on hieman pienempi [3] , mikä todistaa sen hypoteesin puolesta, että se koostuu pääasiassa erilaisista jäästä - vedestä, ammoniakista ja metaanista [9] . Niiden massa vaihtelee eri arvioiden mukaan välillä 9,3-13,5 Maan massaa [9] [58] . Vety ja helium muodostavat vain pienen osan kokonaismassasta (0,5–1,5 Maan massaa [9] ); jäljelle jäävä osa (0,5-3,7 Maan massaa [9] ) putoaa kiville (jonkien uskotaan muodostavan planeetan ytimen).

Uranuksen standardimalli olettaa, että Uranus koostuu kolmesta osasta: keskellä - kiviydin, keskellä - jääkuori, ulkopuolella - vety-helium-ilmakehä [9] [59] . Ydin on suhteellisen pieni, sen massa on noin 0,55–3,7 Maan massaa ja sen säde on 20 % koko planeetan massasta. Vaippa (jää) muodostaa suurimman osan planeettasta (60% kokonaissäteestä, jopa 13,5 Maan massaa). Ilmakehä, jonka massa on vain 0,5 Maan massaa (tai muiden arvioiden mukaan 1,5 Maan massaa), ulottuu yli 20 % Uranuksen säteestä [9] [59] . Uranuksen keskustassa tiheyden tulisi nousta arvoon 9 g/cm3 , paineen tulisi saavuttaa 8 miljoonaa baaria (800 GPa ) 5000 K:n lämpötilassa [58] [59] . Jääkuori ei itse asiassa ole jäätä sanan yleisesti hyväksytyssä merkityksessä, koska se koostuu kuumasta ja tiheästä nesteestä, joka on veden , ammoniakin ja metaanin seos [9] [59] . Tätä erittäin sähköä johtavaa nestettä kutsutaan joskus "vesiammoniakkimereksi" [60] . Uranuksen ja Neptunuksen koostumus eroaa hyvin paljon Jupiterin ja Saturnuksen koostumuksesta johtuen kaasuja hallitsevista "jääistä", mikä oikeuttaa Uranuksen ja Neptunuksen sijoittamisen jääjättiläisten luokkaan .

Vaikka yllä kuvattu malli on yleisin, se ei ole ainoa. Havaintojen perusteella voidaan rakentaa myös muita malleja - esimerkiksi jos jäävaippaan sekoittuu merkittävä määrä vetyä ja kiviainesta, jään kokonaismassa on pienempi ja vastaavasti vedyn ja kiven kokonaismassa. kiviaines on korkeampi [58] . Tällä hetkellä käytettävissä olevien tietojen perusteella emme pysty määrittämään, mikä malli on oikea. Nestemäinen sisärakenne tarkoittaa, että Uranuksella ei ole kiinteää pintaa, koska kaasumainen ilmakehä muuttuu sulavasti nestemäisiksi kerroksiksi [9] . Mukavuuden vuoksi päätettiin kuitenkin ottaa ehdollisesti "pintaksi" litteä kierrospallo, jossa paine on 1 bar. Tämän litteän sferoidin ekvatoriaal- ja napasäteet ovat 25559 ± 4 ja 24973 ± 20 km. Artikkelissa tätä arvoa pidetään nollalukemana Uranuksen korkeusasteikolla [3] .

Sisäinen lämpö

Uranuksen sisäinen lämpö on paljon pienempi kuin muiden aurinkokunnan jättiläisplaneettojen [61] [62] . Planeetan lämpövirta on hyvin pieni, eikä syytä tähän tällä hetkellä tunneta. Neptunus, kooltaan ja koostumukseltaan Uranuksen kaltainen, säteilee 2,61 kertaa enemmän lämpöenergiaa avaruuteen kuin se vastaanottaa Auringosta [62] . Uranuksella taas on hyvin vähän, jos ollenkaan, ylimääräistä lämpösäteilyä. Uranuksesta tuleva lämpövirta on 0,042-0,047  W /m 2 ja tämä arvo on pienempi kuin Maan (~0,075  W /m 2 ) [63] . Kauko-infrapunamittaukset ovat osoittaneet, että Uranus lähettää vain 1,06 ± 0,08 (98-114 %) Auringosta saamastaan ​​energiasta [10] [63] . Uranuksen tropopaussin alin lämpötila on 49 K (−224 °C), mikä tekee planeettasta kylmimmän aurinkokunnan planeetoista – jopa kylmemmän kuin Neptunus [10] [63] .

On olemassa kaksi hypoteesia, jotka yrittävät selittää tätä ilmiötä. Ensimmäinen näistä väittää, että protoplaneetan väitetty törmäys Uranuksen kanssa aurinkokunnan muodostumisen aikana, joka aiheutti sen pyörimisakselin suuren kallistuksen, johti alun perin saatavilla olevan lämmön haihtumiseen [64] . Toinen hypoteesi sanoo, että Uranuksen ylemmissä kerroksissa on tietty kerros, joka estää ytimestä tulevaa lämpöä pääsemästä ylempiin kerroksiin [9] . Esimerkiksi jos vierekkäiset kerrokset ovat koostumukseltaan erilaisia, konvektiivinen lämmönsiirto ytimestä ylöspäin voi olla vaikeaa [10] [63] .

Planeetan liiallisen lämpösäteilyn puuttuminen vaikeuttaa sen sisäpuolen lämpötilan määrittämistä, mutta jos oletetaan, että lämpötilaolosuhteet Uranuksen sisällä ovat lähellä muille jättimäisille planeetoille ominaisia, nestemäisen veden olemassaolo on mahdollista siellä ja siksi Uranus voi olla aurinkokunnan planeettojen joukossa, missä elämän olemassaolo on mahdollista [65] .

Uranuksen renkaat

Uranuksella on heikosti ilmentynyt rengasjärjestelmä, joka koostuu erittäin tummista hiukkasista, joiden halkaisija on mikrometreistä metrin murto-osaan [14] . Tämä on toinen aurinkokunnassa löydetty rengasjärjestelmä (ensimmäinen oli Saturnuksen rengasjärjestelmä ) [66] . Tällä hetkellä Uranuksella tunnetaan 13 rengasta, joista kirkkain on ε (epsilon) rengas. Uranuksen renkaat ovat todennäköisesti hyvin nuoria - tämän osoittavat niiden väliset aukot sekä erot niiden läpinäkyvyydessä. Tämä viittaa siihen, että renkaat eivät muodostuneet planeetan kanssa. Ehkä aiemmin renkaat olivat yksi Uranuksen satelliiteista, jotka romahtivat joko törmäyksessä tietyn taivaankappaleen kanssa tai vuorovesivoimien vaikutuksesta [66] [67] .

Vuonna 1789 William Herschel väitti nähneensä renkaat, mutta tämä raportti näyttää epäilyttävältä, koska kukaan muu tähtitieteilijä ei voinut havaita niitä vielä kahteen vuosisataan sen jälkeen. Amerikkalaiset tiedemiehet James L. Eliot ( James L. Elliot ), Edward W. Dunham ( Edward W. Dunham ) ja Douglas J. Mink ( Douglas J ) vahvistivat rengasjärjestelmän olemassaolon Uranuksessa virallisesti vasta 10. maaliskuuta 1977 Mink ), käyttämällä Kuiperin observatoriota . Löytö tehtiin vahingossa – joukko löytöjä aikoi tehdä havaintoja Uranuksen ilmakehästä peittäessään tähti SAO 158687 Uranuksella . Kuitenkin analysoimalla saatuja tietoja he havaitsivat tähden heikkenemisen jo ennen kuin Uranus peitti sen, ja tämä tapahtui useita kertoja peräkkäin. Tuloksena löydettiin 9 Uranuksen rengasta [68] . Kun Voyager 2 -avaruusalus saapui Uranuksen läheisyyteen, pystyttiin havaitsemaan 2 rengasta lisää, mikä nosti tunnettujen renkaiden kokonaismäärän 11:een [14] . Joulukuussa 2005 Hubble-avaruusteleskooppi mahdollisti 2 muuta ennen tuntematonta rengasta. Ne ovat kaksi kertaa kauempana toisistaan ​​kuin aiemmin löydetyt renkaat, ja siksi niitä kutsutaan usein "Uranuksen ulkorengasjärjestelmäksi". Renkaiden lisäksi Hubble auttoi myös löytämään kaksi aiemmin tuntematonta pientä satelliittia, joista toinen ( Mab ) kiertää ulointa rengasta. Kaksi viimeistä rengasta mukaan lukien Uranuksen renkaiden kokonaismäärä on 13 [69] . Huhtikuussa 2006 Havaijilla sijaitsevan Keck-observatorion uusista renkaista ottamat kuvat mahdollistivat ulkorenkaiden värien erottamisen. Toinen niistä oli punainen ja toinen (uloin) sininen [70] [71] . Ulkorenkaan sinisen värin uskotaan johtuvan siitä, että se koostuu pienistä vesijäähiukkasista Mab:n pinnalta [70] [72] . Planeetan sisärenkaat näyttävät harmailta [70] .

Uranuksen löytäjän William Herschelin teoksissa ensimmäinen maininta renkaista löytyy 22. helmikuuta 1789 päivätystä merkinnästä . Havaintojen muistiinpanoissa hän huomautti, että hän ehdotti renkaiden esiintymistä Uranuksessa [73] . Herschel epäili myös niiden punaista väriä (joka vahvistettiin vuonna 2006 Keckin observatorion havainnot toiseksi viimeisestä renkaasta). Herschelin muistiinpanot päätyivät Journal of the Royal Society -lehteen vuonna 1797. Myöhemmin, lähes kahteen vuosisataan - vuodesta 1797 vuoteen 1979 - sormuksia ei kuitenkaan mainittu kirjallisuudessa ollenkaan, mikä tietysti antaa oikeuden epäillä tiedemiehen virhettä [74] . Riittävän tarkat kuvaukset siitä, mitä Herschel näkivät, eivät kuitenkaan antaneet syytä jättää huomiotta hänen havaintojaan [70] .

Kun maa ylittää Uranuksen renkaiden tason, ne näkyvät reunassa. Tämä tapahtui esimerkiksi vuosina 2007–2008 [ 75] .

Magnetosfääri

Uranuksen magneettikentän mittauksia ei ollut tehty ennen Voyager 2 -tutkimusta. Ennen kuin ajoneuvo saapui Uranuksen kiertoradalle vuonna 1986, sen oletettiin noudattavan aurinkotuulen suuntaa . Tässä tapauksessa geomagneettisten napojen tulee olla yhteneväisiä maantieteellisten napojen kanssa, jotka sijaitsevat ekliptiikan tasossa [76] . Voyager 2 -mittaukset mahdollistivat hyvin spesifisen magneettikentän havaitsemisen Uranuksen lähellä, joka ei ole suunnattu planeetan geometrisesta keskustasta ja on kallistettu 59 astetta pyörimisakseliin nähden [76] [77] . Itse asiassa magneettinen dipoli on siirtynyt planeetan keskustasta etelänavalle noin 1/3 planeetan säteestä [76] . Tämä epätavallinen geometria johtaa erittäin epäsymmetriseen magneettikenttään, jossa pintavoimakkuus eteläisellä pallonpuoliskolla voi olla jopa 0,1 gaussia , kun taas pohjoisella pallonpuoliskolla se voi olla jopa 1,1 gaussia [76] . Planeetalla tämä luku on keskimäärin 0,23 gaussia [76] (vertailun vuoksi: Maan magneettikenttä on sama molemmilla pallonpuoliskoilla ja magneettinen ekvaattori vastaa suunnilleen "fyysistä päiväntasaajaa" [77] ). Uranuksen dipolimomentti ylittää Maan dipolimomentin 50 kertaa [76] [77] . Uranuksen lisäksi samanlainen siirtynyt ja "kallistuva" magneettikenttä havaitaan myös Neptunuksessa [77]  - tässä suhteessa oletetaan, että tällainen konfiguraatio on ominaista jääjättiläisille. Eräs teoria selittää tämän ilmiön sillä, että maanpäällisten planeettojen ja muiden jättiläisplaneettojen magneettikenttä syntyy keskiytimessä, kun taas "jääjättiläisten" magneettikenttä muodostuu suhteellisen matalissa syvyyksissä: esimerkiksi valtameressä. nestemäistä ammoniakkia, ohuessa konvektiivisessa kuoressa, joka ympäröi nestemäistä sisäosaa, jolla on vakaa kerrosrakenne [60] [78] .

Magnetosfäärin yleisen rakenteen suhteen Uranus on kuitenkin samanlainen kuin muut aurinkokunnan planeetat. On jousishokki, joka sijaitsee 23 Uranus-säteen etäisyydellä Uranuksesta, ja magnetopaussi (18 Uranus-säteen etäisyydellä). On kehitetty magneettisia häntä- ja säteilyvöitä [76] [77] [79] . Kaiken kaikkiaan Uranus eroaa Jupiterista magnetosfäärin rakenteeltaan ja muistuttaa enemmän Saturnusta [76] [77] . Uranuksen magneettipyrstö ulottuu planeetan takana miljoonia kilometrejä, ja planeetan pyöriminen taittaa häntäpyöreäksi [76] [80] . Uranuksen magnetosfääri sisältää varautuneita hiukkasia: protoneja , elektroneja ja pienen määrän H2 + -ioneja [77] [79] . Tutkimuksen aikana ei löytynyt raskaampia ioneja. Monet näistä hiukkasista ovat varmasti peräisin Uranuksen kuumasta termosfääristä [79] . Ionien ja elektronien energiat voivat olla 4 ja 1,2 megaelektronivolttia (MeV) [79] . Matalaenergisten ionien (eli ionien, joiden energia on alle 0,001 MeV) tiheys sisäisessä magnetosfäärissä on noin 2 ionia kuutiosenttimetriä kohden [81] . Uranuksen magnetosfäärissä tärkeä rooli on sen satelliiteilla, jotka muodostavat suuria onteloita magneettikenttään [79] . Hiukkasvirta on riittävän suuri tummentaakseen kuiden pinnan noin 100 000 vuoden aikana [79] . Tämä saattaa olla syy Uranuksen renkaiden satelliittien ja hiukkasten tummaan väritykseen [67] . Uranuksella on hyvin kehittyneet revontulet, jotka näkyvät kirkkaina kaareina molempien napojen ympärillä [82] . Toisin kuin Jupiterilla, Uranuksella revontulet eivät kuitenkaan ole merkittäviä termosfäärin energiatasapainolle [83] .

Ilmasto

Tunnelma

Vaikka Uranuksella ei ole kiinteää pintaa sanan tavallisessa merkityksessä, kaasukuoren kaukaisinta osaa kutsutaan yleensä sen ilmakehänksi [10] . Uskotaan, että Uranuksen ilmakehä alkaa 300 km:n etäisyydeltä ulkokerroksesta paineessa 100 bar ja lämpötilassa 320 K [84] . "Ilmakehän korona" ulottuu etäisyydelle, joka on kaksi kertaa säde "pinnasta" 1 baarin paineella [85] . Ilmakehä voidaan jakaa ehdollisesti kolmeen osaan: troposfääri (-300-50 km; paine 100-0,1 bar), stratosfääri (50-4000 km; paine 0,1-10 -10 bar) ja termosfääri / ilmakehän korona (4000 ) -50 000 km pinnasta) [10] . Uranuksella ei ole mesosfääriä .

Ilmakehän koostumus

Uranuksen ilmakehän koostumus eroaa huomattavasti muun planeetan koostumuksesta johtuen korkeasta heliumin ja molekyylivetypitoisuudesta [10] . Heliumin mooliosuus (eli heliumatomien lukumäärän suhde kaikkien atomien ja molekyylien lukumäärään) ylemmässä troposfäärissä on 0,15 ± 0,03 ja vastaa massaosuutta 0,26 ± 0,05 [10] [63] [86] . Tämä arvo on hyvin lähellä heliumin prototähtien massaosuutta (0,275 ± 0,01) [87] . Helium ei sijaitse planeetan keskellä, mikä on tyypillistä muille kaasujättiläisille [10] . Uranuksen ilmakehän kolmas komponentti on metaani (CH 4 ) [10] . Metaanilla on selvästi näkyvät absorptiokaistat näkyvässä ja lähi-infrapunaspektrissä. Se on 2,3 % molekyylien lukumäärästä mitattuna (painetasolla 1,3 bar) [10] [88] [89] . Tämä suhde pienenee merkittävästi korkeuden kasvaessa, koska erittäin alhaiset lämpötilat saavat metaanin "jäätymään pois" [90] . Metaanin läsnäolo, joka absorboi valoa spektrin punaisessa osassa, antaa planeetalle sen vihreänsinisen värin [91] . Vähemmän haihtuvien yhdisteiden, kuten ammoniakin, veden ja rikkivedyn, esiintyminen syvässä ilmakehässä on huonosti tunnettu [10] [92] . Lisäksi Uranuksen ylemmistä kerroksista on löydetty jäämiä etaanista (C 2 H 6 ), metyyliasetyleenistä (CH 3 C 2 H) ja diasetyleenistä (C 2 HC 2 H) [90] [93] [94] . Näiden hiilivetyjen uskotaan olevan auringon ultraviolettisäteilyn aiheuttaman metaanin fotolyysin tuotteita [95] . Spektroskopiassa löydettiin myös jälkiä vesihöyrystä , hiilimonoksidista ja hiilidioksidista . Todennäköisesti ne putoavat Uranukselle ulkoisista lähteistä (esimerkiksi ohittavista komeetoista ) [93] [94] [96] .

Troposfääri

Troposfäärille  , ilmakehän alimmalle ja tiheimmälle osalle, on ominaista lämpötilan lasku korkeuden myötä [10] . Lämpötila laskee troposfäärin pohjalla (300 km:n syvyydessä) olevasta 320 K:stä 50 km:n korkeudessa olevaan 53 K:een [84] [89] . Troposfäärin ylimmän osan lämpötila (tropopaussi) vaihtelee 57-49 K leveysasteesta riippuen [10] [61] . Tropopaussi on vastuussa suurimmasta osasta planeetan infrapunasäteilystä (spektrin kaukaisessa infrapunaosassa) ja mahdollistaa planeetan tehollisen lämpötilan määrittämisen (59,1 ± 0,3 K) [61] [63] . Troposfäärillä on monimutkainen rakenne: oletettavasti vesipilvien paine voi olla 50-100 bar, ammoniumhydrosulfidipilvet - välillä 20-40 bar, ammoniakki- ja rikkivetypilvet - välillä 3- 10 bar. Metaanipilvet voivat sijaita 1-2 baarin välillä [10] [84] [88] [97] . Troposfääri on erittäin dynaaminen osa ilmakehää, jossa vuodenaikojen vaihtelut, pilvet ja voimakkaat tuulet näkyvät selvästi [62] .

Yläilmapiiri

Tropopaussin jälkeen alkaa stratosfääri , jossa lämpötila ei laske, vaan päinvastoin nousee korkeuden myötä: tropopaussin 53 K:sta 800–850 K (520 °C) [ 98] pääosassa tropopaussia. termosfääri [85] . Stratosfäärin lämpeneminen johtuu auringon infrapuna- ja ultraviolettisäteilyn imeytymisestä metaaniin ja muihin metaanin fotolyysin seurauksena muodostuviin hiilivetyihin [90] [95] . Lisäksi stratosfääriä lämmittää myös termosfääri [82] [99] . Hiilivedyillä on suhteellisen matala kerros 100–280 km alueella 10–0,1 millibaaria ja lämpötilarajat 75–170 K [90] . Yleisimmät hiilivedyt - asetyleeni ja etaani  - tällä alueella ovat 10 -7 suhteessa vetyyn , jonka pitoisuus on tässä lähellä metaanin ja hiilimonoksidin pitoisuutta [90] [93] [96] . Raskaampien hiilivetyjen, hiilidioksidin ja vesihöyryn osalta tämä suhde on kolme suuruusluokkaa pienempi [93] . Etaani ja asetyleeni tiivistyvät kylmemmässä, alemmassa stratosfäärissä ja tropopaussissa muodostaen sumua [95] . Hiilivetyjen pitoisuus näiden sumujen yläpuolella on kuitenkin paljon pienempi kuin muilla jättiläisplaneetoilla [90] [82] .

Ilmakehän kaukaisimpien osien pinnasta, termosfäärissä ja koronassa, lämpötila on 800–850 K [10] [82] , mutta syyt tähän lämpötilaan ovat edelleen epäselviä. Auringon ultraviolettisäteily (ei lähi- eikä kaukainen ultraviolettispektri) eivätkä revontulet eivät pysty tarjoamaan tarvittavaa energiaa (vaikka ylemmän stratosfäärin hiilivetyjen puuttumisesta johtuva huono jäähdytystehokkuus saattaa vaikuttaa [85] [82] ). Molekulaarisen vedyn lisäksi termosfääri sisältää suuren määrän vapaita vetyatomeja. Niiden pieni massa ja korkea lämpötila voivat auttaa selittämään, miksi termosfääri ulottuu yli 50 000 km (kaksi planeetan sädettä) [85] [82] . Tämä laajennettu korona on Uranuksen ainutlaatuinen piirre [82] . Hän on syynä sen renkaiden alhaiseen pölypitoisuuteen [85] . Uranuksen termosfääri ja stratosfäärin ylempi kerros muodostavat ionosfäärin [89] , joka sijaitsee 2000–10000 km:n korkeudessa [89] . Uranuksen ionosfääri on tiheämpi kuin Saturnuksen ja Neptunuksen, mikä johtuu mahdollisesti ylemmän stratosfäärin alhaisesta hiilivetypitoisuudesta [82] [100] . Ionosfääriä ylläpitää pääasiassa auringon ultraviolettisäteily ja sen tiheys riippuu auringon aktiivisuudesta [101] . Revontulet eivät ole täällä yhtä yleisiä ja merkittäviä kuin Jupiterilla ja Saturnuksella [82] [83] .

Uranuksen ilmakehä on epätavallisen rauhallinen verrattuna muiden jättiläisplaneettojen ilmakehoihin, jopa verrattuna Neptunukseen, joka on samanlainen kuin Uranus sekä koostumukseltaan että kooltaan [62] . Kun Voyager 2 lähestyi Urania, tämän planeetan näkyvässä osassa nähtiin vain 10 pilvivyöhykettä [14] [102] . Tällainen ilmakehän tyyneys selittyy erittäin alhaisella sisäisellä lämmöllä. Se on paljon pienempi kuin muut jättiläisplaneetat. Uranuksen tropopaussin alin lämpötila on 49 K (−224 °C), mikä tekee planeettasta kylmimmän aurinkokunnan planeetoista – jopa kylmemmän verrattuna auringosta kauempana olevaan Neptunukseen ja Plutoon [10] [63 ] ] .

Ilmakehän muodostumia, pilviä ja tuulia

Voyager 2:n vuonna 1986 ottamat kuvat osoittivat, että Uranuksen näkyvä eteläinen pallonpuolisko voidaan jakaa kahteen alueeseen: kirkkaaseen "napahuppuun" ja vähemmän kirkkaisiin päiväntasaajan vyöhykkeisiin [14] . Nämä vyöhykkeet rajoittuvat leveysasteella −45°. Kapea kaista -45° ja -50° välillä, jota kutsutaan eteläiseksi "renkaaksi", on puolipallon ja yleisesti näkyvän pinnan näkyvin piirre [14] [103] . "Kuvun" ja renkaan uskotaan olevan 1,3 - 2 baarin painealueella ja ne ovat tiheitä metaanipilviä [104] .

Voyager 2 lähestyi Urania "eteläisen napakesän" aikana eikä pystynyt korjaamaan napapiiriä. Kuitenkin 2000- luvun alussa , kun Uranuksen pohjoista pallonpuoliskoa tarkkailtiin Hubble-avaruusteleskoopin ja Keck-observatorion kaukoputkien kautta , planeetan tältä osalta ei löytynyt "huppua" tai "rengasta" [103] . . Siten havaittiin toinen epäsymmetria Uranuksen rakenteessa, erityisen kirkas lähellä etelänapaa ja tasaisen tumma "eteläisen renkaan" pohjoispuolella [103] .

Ilmakehän laajamittaisen nauharakenteen lisäksi Voyager 2 havaitsi 10 pientä kirkasta pilviä, joista suurin osa havaittiin useiden asteiden etäisyydellä "etelärenkaasta" pohjoiseen [14] ; kaikissa muissa suhteissa Uranus näytti olevan "dynaamisesti kuollut" planeetta. Kuitenkin 1990-luvulla tallennettujen kirkkaiden pilvien määrä lisääntyi merkittävästi, ja suurin osa niistä löydettiin planeetan pohjoiselta pallonpuoliskolta, joka tuolloin tuli näkyviin [62] . Ensimmäistä selitystä tälle (kevyet pilvet ovat helpompi nähdä pohjoisella pallonpuoliskolla kuin kirkkaammalla eteläisellä pallonpuoliskolla) ei ole vahvistettu. Kahden pallonpuoliskon pilvien rakenteessa on eroja [105] : pohjoiset pilvet ovat pienempiä, kirkkaampia ja selkeämpiä [106] . Ilmeisesti ne sijaitsevat korkeammalla [106] . Pilvien elinikä on hyvin erilainen - jotkin havaituista pilvistä eivät kestäneet edes muutamaa tuntia, kun taas ainakin yksi eteläisistä pilvistä säilyi siitä hetkestä, kun Voyager 2 lensi lähellä Uranusta [62] [102] . Viimeaikaiset Neptunuksen ja Uranuksen havainnot ovat osoittaneet, että näiden planeettojen pilvien välillä on monia yhtäläisyyksiä [62] . Vaikka sää Uranuksella on rauhallisempi, niin siinä havaittiin "tummia pisteitä" (ilmakehän pyörteitä), samoin kuin Neptunuksessa - vuonna 2006 havaittiin ensimmäistä kertaa pyörre ja kuvattiin sen ilmakehässä [107] .

Erilaisten pilvien seuranta mahdollisti Uranuksen ylätroposfäärissä puhaltavien vyöhyketuulien määrittämisen [62] . Päiväntasaajalla tuulet ovat takautuvat eli ne puhaltavat planeetan pyörimiseen nähden vastakkaiseen suuntaan ja niiden nopeudet (koska ne liikkuvat pyörimissuuntaan nähden) ovat −100 ja −50 m/ s [62] [103] . Tuulen nopeudet ovat yleensä nollassa etäisyyden kasvaessa päiväntasaajasta ± 20°:n leveysasteelle, jossa tuulta ei juuri ole. Tuulet alkavat puhaltaa planeetan pyörimissuuntaan aina napoihin asti [62] . Tuulen nopeudet alkavat kasvaa ja saavuttavat maksiminsa leveysasteilla ±60° ja putoavat lähes nollaan navoissa [62] . Tuulen nopeus leveysasteella -40° on 150-200 m/s ja jatkohavaintoja haittaa "Etelärengas", joka peittää kirkkaudellaan pilvet eikä salli tuulen nopeuden laskemista lähempänä etelää. napa. Planeetalla havaittu enimmäistuulen nopeus mitattiin pohjoisella pallonpuoliskolla leveysasteella +50° ja se on yli 240 m/s [62] [103] [108] .

Kausivaihtelut

Lyhyen ajanjakson aikana maaliskuusta toukokuuhun 2004 Uranuksen ilmakehässä havaittiin aktiivisempaa pilvien muodostumista, aivan kuten Neptunuksen [106] [109] . Havainnot tallentivat tuulen nopeuksiksi jopa 229 m/s (824 km/h) ja jatkuvan ukkosmyrskyn , jota kutsutaan "heinäkuun neljännen ilotulitukseksi" [102] . 23. elokuuta 2006 Institute for Space Research (Boulder, Colorado , USA ) ja Wisconsinin yliopisto havaitsivat tumman täplän Uranuksen pinnalla, mikä mahdollisti tiedon laajentamisen vuodenaikojen vaihtelusta tällä planeetalla [107 ] . Miksi tällaista aktiivisuuden kasvua tapahtuu, ei tarkasti tiedetä - ehkä Uranuksen akselin "äärimmäinen" kallistus johtaa "äärimmäisiin" vuodenaikojen muutoksiin [47] [110] . Uranuksen kausivaihteluiden määrittäminen on vain ajan kysymys, koska ensimmäiset laadulliset tiedot sen ilmakehästä saatiin alle 84 vuotta sitten ("Uranin vuosi" kestää 84 Maan vuotta). Fotometria , joka aloitettiin noin puoli uraanivuotta sitten (1950-luvulla), osoitti planeetan kirkkauden vaihteluja kahdella alueella: maksimit liittyivät päivänseisauksiin ja minimit päiväntasausten aikaan [111] . Samanlainen jaksollinen vaihtelu havaittiin johtuen troposfäärin mikroaaltomittauksista , jotka aloitettiin 1960-luvulla [112] . Stratosfäärin lämpötilamittaukset, jotka ilmestyivät 1970-luvulla, mahdollistivat myös maksimien tunnistamisen päivänseisauksen aikana (erityisesti vuonna 1986 ) [99] . Suurin osa näistä muutoksista johtuu oletettavasti planeetan epäsymmetriasta [105] .

Tutkimukset osoittavat kuitenkin, että Uranuksen kausivaihtelut eivät aina riipu edellä mainituista tekijöistä [110] . Edellisen "pohjoisen päivänseisauksen" aikana vuonna 1944 Uranuksen kirkkaus lisääntyi pohjoisella pallonpuoliskolla, mikä osoitti, että se ei aina ollut himmeä [111] . Päivänseisauksen aikana aurinkoa kohti oleva näkyvä napa kirkastuu ja päiväntasauksen jälkeen pimenee nopeasti [110] . Visuaalisten ja mikroaaltomittausten yksityiskohtainen analyysi on osoittanut, että kirkkauden kasvu ei aina tapahdu päivänseisauksen aikana. Myös meridiaanialbedossa on muutoksia [ 110] . Lopulta 1990-luvulla, kun Uranus poistui päivänseisauksesta Hubble -avaruusteleskoopin ansiosta , oli mahdollista huomata, että eteläinen pallonpuolisko alkoi selvästi tummua ja pohjoinen pallonpuolisko alkoi kirkastua [104] , tuulen nopeudet lisääntyivät siinä ja pilviä oli enemmän [102 ] , mutta taipumus selkeytyi [106] . Kausivaihteluiden mekanismia ei vieläkään ymmärretä hyvin [110] . Kesä- ja talvipäivänseisauksen aikoihin Uranuksen molemmat pallonpuoliskot ovat joko auringonvalossa tai ulkoavaruuden pimeyden alla. Auringon valaisemien alueiden selkeytymisen uskotaan johtuvan sumun ja metaanipilvien paikallisesta tihentymisestä troposfäärissä [104] . Kirkas rengas -45° leveysasteella liittyy myös metaanipilviin [104] . Muut muutokset etelänapa-alueella voivat johtua muutoksista alemmissa kerroksissa. Planeetan mikroaaltosäteilyn intensiteetin vaihtelut johtuvat todennäköisimmin troposfäärin syvän kierron muutoksista, koska paksut napapilvet ja sumut voivat häiritä konvektiota [113] . Syyspäiväntasauksen lähestyessä liikkeellepaneva voima muuttuu ja konvektio voi tapahtua uudelleen [102] [113] .

Uranuksen muodostuminen

On monia argumentteja sen tosiasian puolesta, että erot jää- ja kaasujättiläisten välillä saivat alkunsa aurinkokunnan muodostumisen aikana [114] [115] . Aurinkokunnan uskotaan muodostuneen jättiläismäisestä pyörivästä kaasu- ja pölypallosta, joka tunnetaan protosolaarisumuna . Sitten pallo tiivistyi ja muodostui kiekko , jonka keskellä oli aurinko [114] [115] . Suurin osa vedystä ja heliumista meni auringon muodostumiseen. Ja pölyhiukkaset alkoivat kerääntyä yhteen muodostaen myöhemmin protoplaneettoja [114] [115] . Kun planeetat kasvoivat, jotkut niistä saivat tarpeeksi vahvan gravitaatiokentän keskittääkseen jäännöskaasun ympärilleen. Ne lisäsivät kaasua, kunnes saavuttivat rajan, ja kasvoivat eksponentiaalisesti. Jääjättiläiset sen sijaan onnistuivat ottamaan vastaan ​​huomattavasti vähemmän kaasua - vain muutaman Maan massan. Siten niiden massa ei saavuttanut tätä rajaa [114] [115] [116] . Nykyaikaisilla aurinkokunnan muodostumista koskevilla teorioilla on vaikeuksia selittää Uranuksen ja Neptunuksen muodostumista. Nämä planeetat ovat liian suuria etäisyyteen nähden Auringosta. Ehkä ne olivat aikaisemmin lähempänä Aurinkoa, mutta muuttivat sitten kiertoradansa jollain tapaa [114] . Uudet planeettamallinnusmenetelmät osoittavat kuitenkin, että Uranus ja Neptunus ovat todellakin saattaneet muodostua nykyiselle paikalleen, joten niiden todelliset koot näiden mallien mukaan eivät ole esteenä aurinkokunnan alkuperän teorialle [115] .

Satelliitit

Uranin järjestelmästä on löydetty 27 luonnollista satelliittia [116] . Niiden nimet on valittu William Shakespearen ja Alexander Popen teosten hahmojen nimistä [59] [117] . On olemassa viisi suurinta satelliittia: Miranda , Ariel , Umbriel , Titania ja Oberon [59] . Uranuksen satelliittijärjestelmä on vähiten massiivinen kaasujättiläisten satelliittijärjestelmistä. Edes kaikkien näiden viiden satelliitin kokonaismassa ei ole puoltakaan Neptunuksen satelliitin Tritonin massasta [57] . Uranuksen suurimman, Titanian kuista, säde on vain 788,9 km, mikä on alle puolet Maan kuun säteestä , vaikkakin enemmän kuin Rhean , Saturnuksen  toiseksi suurimman satelliitin, säde . Kaikilla kuiilla on suhteellisen alhainen albedo  - Umbrielin 0,20:sta Arielin 0,35:een [14] . Uranuksen kuut koostuvat jäästä ja kivestä suhteessa noin 50:50. Jää voi sisältää ammoniakkia ja hiilidioksidia [67] [118] . Satelliiteista Arielilla on ilmeisesti nuorin pinta: sillä on vähiten kraattereita. Umbrielin pinta on kraatteroitumisasteesta päätellen mitä todennäköisimmin vanhin [14] [67] . Mirandassa on jopa 20 kilometriä syviä kanjoneita , terasseja ja kaoottinen maisema [14] . Eräs teorioista selittää tämän sillä, että kerran Miranda törmäsi tiettyyn taivaankappaleeseen ja hajosi, minkä jälkeen painovoimat "kokosivat" sen uudelleen [67] [119] .

Uranuksen tutkimus

Löytöjen aikajana

päivämäärä Avaaminen Löytäjä(t)
13. maaliskuuta 1781 Uranus William Herschel
11. tammikuuta 1787 Titania ja Oberon William Herschel
22. helmikuuta 1789 Herschel mainitsee Uranuksen renkaat William Herschel
24. lokakuuta 1851 Ariel ja Umbriel William Lassell
16. helmikuuta 1948 Miranda Kuiper
10. maaliskuuta 1979 Uranusrengasjärjestelmä tutkijaryhmä löysi
30. joulukuuta 1985 Pakkaus Sinnot ja Voyager 2
3. tammikuuta 1986 Julia ja Portia Sinnot ja Voyager 2
9. tammikuuta 1986 Cressida Sinnot ja Voyager 2
13. tammikuuta 1986 Desdemona , Rosalind ja Belinda Sinnot ja Voyager 2
20. tammikuuta 1986 Cordelia ja Ophelia Terril ja Voyager 2
23. tammikuuta 1986 bianca Smith ja Voyager 2
6. syyskuuta 1997 Caliban ja Sycorax tutkijaryhmä löysi
18. toukokuuta 1999 Perdita Karkoshka ja Voyager 2 -asema ( otettu 18.1.1986)
18. heinäkuuta 1999 Setebos , Stefano ja Prospero tutkijaryhmä löysi
13. elokuuta 2001 Trinculo , Ferdinand ja Francisco tutkijaryhmä löysi
25. elokuuta 2003 Mab ja Cupid Showalter ja Leeser
29. elokuuta 2003 margarita Sheppard ja Jewitt
23. elokuuta 2006 Uranuksen tumma piste Avaruusteleskooppi. Hubble ja tutkijaryhmä

Automaattisten planeettojenvälisten asemien tutkimus

Vuonna 1986 NASA :n Voyager 2 -avaruusalus ylitti Uranuksen kiertoradan ohilentorataa pitkin ja ohitti 81 500 km planeetan pinnasta. Tämä on ainoa vierailu Uranuksen läheisyydessä astronautiikan historiassa. Voyager 2 laukaistiin vuonna 1977 , ennen kuin se lensi Uranuksen ohi, se tutki Jupiteria ja Saturnusta (ja myöhemmin Neptunusta). Avaruusalus tutki Uranuksen ilmakehän rakennetta ja koostumusta [89] , löysi 10 uutta satelliittia, tutki 97,77°:n aksiaalisen kallistuksen aiheuttamia ainutlaatuisia sääolosuhteita ja tutki rengasjärjestelmää [14] [120] . Lisäksi tutkittiin magneettikenttää ja magnetosfäärin rakennetta ja erityisesti poikittaiskiertoliikkeen aiheuttamaa "magneettista häntää". 2 uutta rengasta löydettiin ja 5 suurinta satelliittia kuvattiin [14] [67] . Kiinan avaruusjärjestö suunnittelee käynnistävänsä vuonna 2030 Tianwen-4- operaation , jonka yhtenä tehtävänä on tutkia Uranusta ohilentoradalta [121] .

Kulttuurissa

Jo 3 vuotta löydön jälkeen Uranuksesta tuli satiirisen pamfletin näyttämö [122] . Sittemmin Stanley Weinbaum , Ramsey Campbell , Larry Niven [123] , Sergei Pavlov , Georgi Gurevich ja muut ovat sisällyttäneet hänet sci-fi-teostensa tarinaan [124] . Uranus valittiin tapahtumapaikaksi elokuvalle Matka seitsemännelle planeetalle [124] sekä valituille jaksoille sarjoista Space Patrol [125] ja The Daleks Master Plan (jakso tv-sarjasta Doctor Who ) [126] . Planeetta mainitaan myös useissa sarjakuvissa , animeissa ja tietokonepeleissä.

Astrologiassa Uranusta (symboli - ) pidetään Vesimies - merkin hallitsijana [127] . Katso Uranus astrologiassa .

Muistiinpanot

  1. ↑ Seligman, Courtney Rotation Period ja Day Length . Haettu 13. elokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Williams, Dr. David R. Uranus - tietolehti . NASA (31. tammikuuta 2005). Haettu 10. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B.A.; A'hearn, M.F.; et ai. IAU/IAGWorking Groupin raportti kartografisista koordinaateista ja rotaatioelementeistä: 2006  //  Celestial Mech. Dyn. Astr. : päiväkirja. - 2007. - Voi. 90 . - s. 155-180 . - doi : 10.1007/s10569-007-9072-y . Arkistoitu 19. toukokuuta 2019.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Viittaa 1 baarin ilmanpaineen tasoon
  5. ↑ IAU:n kartografisia koordinaatteja ja rotaatioelementtejä käsittelevän työryhmän raportti: 2009, sivu 23 . Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 18. huhtikuuta 2021.
  6. ↑ Munsell, Kirk NASA: Aurinkokunnan tutkimus: Planeetat: Uranus: Faktat ja luvut . NASA (14. toukokuuta 2007). Haettu 13. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  7. ↑ 12 Williams , Dr. David R. Uranus - tietolehti . NASA (31. tammikuuta 2005). Haettu 13. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  8. ↑ 1 2 3 Fred Espenak. Kahdentoista vuoden planetaarinen efemeridi: 1995-2006 (linkki ei saatavilla) . NASA (2005). Haettu 14. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 5. joulukuuta 2012. 
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. Uranuksen ja Neptunuksen vertaileva malli  // Planeetta. Space Sci.. - 1995. - T. 43 , nro 12 . - S. 1517-1522 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Lunine, Jonathan I.  Uranuksen ja Neptunuksen ilmapiirit  // Astronomy and Astrophysicsin vuosikatsaus. - Annual Reviews , 1993. - Voi. 31 . - s. 217-263 . - doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.001245 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  11. ↑ MIRA Online Education Program, Uranus-osio (linkkiä ei ole saatavilla) . Montereyn tähtitieteen tutkimusinstituutti . Haettu 27. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  12. ↑ Kravchuk P. A. Luonnonkirjat . - L . : Erudit, 1993. - 216 s. - 60 000 kappaletta.  — ISBN 5-7707-2044-1 .
  13. ↑ MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program (linkkiä ei ole saatavilla) . Montereyn tähtitieteen tutkimusinstituutti . Haettu 27. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  14. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Smith, BA; Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et ai. Voyager 2 Uranian järjestelmässä: Imaging Science Results  (englanniksi)  // Science : Journal. - 1986. - Voi. 233 . - s. 97-102 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  15. ↑ Sromovski, LA; Fry, P. M. Uranuksen pilviominaisuuksien dynamiikka . SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. doi : 10.1016/j.icarus.2005.07.022 . Haettu 18. tammikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  16. ↑ Dunkerson, Duane Uranium Detection, kuvaus (downlink) . thespaceguy.com. Haettu 17. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  17. ↑ 1 2 3 Elkins-Tanton LT Uranus, Neptunus, Pluto ja ulompi aurinkokunta. - New York: Chelsea House, 2006. - s. 5. - (Aurinkokunta). - ISBN 0-8160-5197-6 .
  18. ↑ Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, lainattu julkaisussa Ellis D. Miner, Uranus: The Planet, Rings and Satellites, New York, John Wiley and Sons, 1998 s. kahdeksan
  19. ↑ Bathin kaupungin kulttuuriperintö . Haettu 29. syyskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  20. ↑ William Herschel. Kertomus komeetta, kirjoittanut Mr. Herschel, FRS; Kommunikoi Dr. Watson, Jun. of Bath, FR S  (englanti)  // Philosophical Transactions of the Royal Society of London : Journal. — Voi. 71 . - s. 492-501 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  21. ↑ 1 2 Sir William Herschelin tieteelliset paperit / Kerätty ja toimitettu Royal Societyn ja The Royal Astronomical Societyn yhteisen komitean johdolla. - Lontoo, 1912. - Voi. 1. - P. xxviii-xxx. — 597 s. ( Toinen linkki )
  22. ↑ Simon Schaffer. Uranus and the Establishment of Herschel's Astronomy  (englanniksi)  // Journal for the History of Astronomy. - 1981. - Voi. 12 . - s. 13 . — .
  23. ↑ Journal of the Royal Society ja Royal Astronomical Society 1, 30; lainattu julkaisussa Miner s. kahdeksan
  24. ↑ RAS MSS Herschel W1/13.M, 14 lainattu julkaisussa Miner s. kahdeksan
  25. ↑ 12 George Forbes . History of Astronomy (linkki ei saatavilla) (1909). Haettu 7. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 7. marraskuuta 2015.  
  26. ↑ Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, s. 210, 1781, lainattu julkaisussa Miner s. yksitoista
  27. ↑ Miner s. yksitoista
  28. ↑ 1 2 Sir William Herschelin tieteelliset paperit / Kerätty ja toimitettu Royal Societyn ja The Royal Astronomical Societyn yhteisen komitean johdolla. - Lontoo, 1912. - Voi. 1. - s. 100. - 597 s. ( Toinen linkki )
  29. ↑ 1 2 Miner s. 12
  30. ↑ RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20, lainattu julkaisussa Miner s. 12
  31. ↑ Voyager at Uranus  // NASA JPL. - 1986. - T. 7 , nro 85 . - S. 400-268 . Arkistoitu alkuperäisestä 10. helmikuuta 2006.
  32. ↑ 1 2 3 Francesca Herschel. Symbolin H+o merkitys planeetalle Uranus . Observatorio (1917). Haettu 5. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  33. ↑ 12 Mark Littmann . Planets Beyond: Ulkoisen aurinkokunnan löytäminen . - 2004. - s  . 10 -11. - ISBN 0-486-43602-0 .
  34. ↑ Daugherty, Brian Astronomy in Berlin (linkki ei saatavilla) . Brian Daugherty. Haettu 24. toukokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  35. ↑ Kyselytulokset ADS-tietokannasta . Smithsonian/NASA Astrophysics Data System (ADS). Haettu 24. toukokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  36. ↑ Friedrich Magnus Schwerd. Opposition des Uranus 1821  (englanniksi)  // Astronomische Nachrichten . - Wiley-VCH . — Voi. 1 . - s. 18-21 .
  37. ↑ Planeettasymbolit (downlink) . NASAn aurinkokunnan tutkimus . Haettu 4. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  38. ↑ Sailormoon ehdot ja tiedot (linkki ei ole käytettävissä) . Sailor Senshi -sivu. Haettu 5. maaliskuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  39. ↑ Asian Astronomy 101  // Hamilton Amateur Astronomers. - 1997. - lokakuu ( osa 4 , nro 11 ). Arkistoitu alkuperäisestä 18. lokakuuta 2012.
  40. ↑ Uranuksen ja Maan vertailu . Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 22. tammikuuta 2019.
  41. ↑ Seuraava pysäkki Uranus (linkki ei saatavilla) (1986). Haettu 9. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  42. ↑ JJ O'Connor ja E. F. Robertson. Planeettojen matemaattinen löytö (1996). Haettu 13. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  43. ↑ Peter J. Gierasch ja Philip D. Nicholson. Uranus (linkki ei saatavilla) . NASA World Book (2004). Haettu 9. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  44. ↑ Elkins-Tanton LT Uranus, Neptunus, Pluto ja ulompi aurinkokunta. - New York: Chelsea House, 2006. - P. 9. - (Aurinkokunta). - ISBN 0-8160-5197-6 .
  45. ↑ Lawrence Sromovski. Hubble vangitsee harvinaisen, ohikiitävän varjon Uranukselta (linkki ei käytettävissä) . Wisconsin Madisonin yliopisto (2006). Haettu 9. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 20. heinäkuuta 2011. 
  46. ↑ Hammel, Heidi B. (5. syyskuuta 2006). Uranus lähestyy päiväntasausta. (PDF) . Raportti vuoden 2006 Pasadena Workshopista . Arkistoitu alkuperäisestä (PDF) 25.02.2009 . Haettu 2007-11-05 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje )
  47. ↑ 1 2 Hubble löytää tumman pilven Uranuksen ilmakehästä . Science Daily. Haettu 16. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  48. ↑ Jay T. Bergstralh, Ellis Miner, Mildred Matthews. Uranus. - 1991. - s. 485-486.
  49. ↑ Totta. Ru Tiede ja tekniikka. . Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 6. lokakuuta 2013.
  50. ↑ Uranuksen päämysteeri paljastuu . Lenta.ru . Haettu 13. maaliskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 16. maaliskuuta 2020.
  51. ↑ IAU/IAG-työryhmän raportti planeettojen ja satelliittien kartografisista koordinaateista ja pyörimiselementeistä: 2000 . IAU (2000). Haettu 13. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  52. ↑ Kartografiset standardit (PDF)  (linkki ei saatavilla) . NASA . Haettu 13. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  53. ↑ MASL:ssa käytetyt koordinaattikehykset (linkki ei ole käytettävissä) (2003). Haettu 13. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 15. elokuuta 2001. 
  54. ↑ Moore, Patrick. Tarkkailemassa vihreää jättiläistä  // Sky at Night Magazine. - 2006. - S. 47 . Arkistoitu alkuperäisestä 5. toukokuuta 2008.
  55. ↑ NASAn Uranus-tietolehti . Haettu 13. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  56. ↑ Gary T. Nowak. Uranus: The Threshold Planet of 2006 (linkki ei saatavilla) (2006). Haettu 14. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  57. ↑ 1 2 Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. Uranuksen ja sen tärkeimpien satelliittien massat Voyager-seurantatiedoista ja maapohjaisista Uraani-satelliittitiedoista  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1992. - Voi. 103 , no. 6 . - P. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  58. ↑ 1 2 3 Podolak, M.; Podolak, J. I.; Marley, M. S. Uranuksen ja Neptunuksen satunnaisten mallien lisätutkimukset   // Planeetta . space sci. : päiväkirja. - 2000. - Voi. 48 . - s. 143-151 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  59. ↑ 1 2 3 4 5 6 Faure, Gunter & Mensing, Teresa (2007), Uranus: Mitä täällä tapahtui? , Introduction to Planetary Science , Springer Netherlands , DOI 10.1007/978-1-4020-5544-7_18  .
  60. ↑ 1 2 Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. Vesi-ammoniakki-ionimeri Uranuksella ja Neptunuksella?  // Geofysiikan tutkimuksen tiivistelmät. - 2006. - T. 8 . - S. 05179 . Arkistoitu alkuperäisestä 18. syyskuuta 2019.
  61. ↑ 1 2 3 Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F. M.; et ai. Uraanijärjestelmän infrapunahavainnot   // Tiede . - 1986. - Voi. 233 . - s. 70-74 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  62. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. Uranuksen pilviominaisuuksien dynamiikka   // Icarus . — Elsevier , 2005. — Voi. 179 . - s. 459-483 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.07.022 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  63. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R.A.; Pirraglia, J. A. Uranuksen albedo, tehokas lämpötila ja energiatase Voyager IRIS -tiedoista määritettynä  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1990. - Voi. 84 . - s. 12-28 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90155-3 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  64. ↑ David Hawksett. Aurinkokunnan kymmenen mysteeriä: Miksi Uranus on niin kylmä? (englanniksi)  // Astronomy Now : Journal. - 2005. - s. 73 .
  65. ↑ Elkins-Tanton LT Uranus, Neptunus, Pluto ja ulompi aurinkokunta. - New York: Chelsea House, 2006. - P. 18-20. - (Aurinkokunta). - ISBN 0-8160-5197-6 .
  66. ↑ 1 2 Esposito, LW Planeettarenkaat  // Raportteja fysiikan edistymisestä. - 2002. - T. 65 . - S. 1741-1783 .
  67. ↑ 1 2 3 4 5 6 Voyager Uranus Science Summary (linkki ei saatavilla) . NASA/JPL (1988). Haettu 9. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  68. ↑ JL Elliot, E. Dunham & D. Mink. Uranuksen renkaat . Cornellin yliopisto (1977). Haettu 9. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  69. ↑ NASAn Hubble löytää uusia renkaita ja kuita Uranuksen ympäriltä . Hubblesite (2005). Haettu 9. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  70. ↑ 1 2 3 4 dePater, Imke; Hammel, Heidi B.; Gibbard, Seran G.; Showalter Mark R. Uranuksen uudet pölyvyöt: kaksi rengasta, punainen rengas, sininen rengas  (englanniksi)  // Science : Journal. - 2006. - Voi. 312 . - s. 92-94 . - doi : 10.1126/tiede.1125110 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  71. ↑ Sanders, Robert Sininen rengas löydetty Uranuksen ympäriltä . UC Berkeley News (6. huhtikuuta 2006). Haettu 3. lokakuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  72. ↑ Stephen Battersby. Sininen Uranuksen rengas yhdistetty kimaltelevaan jäähän . New Scientist Space (2006). Haettu 9. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  73. ↑ Uranusrenkaita "nähdettiin 1700-luvulla" . BBC News (19. huhtikuuta 2007). Haettu 19. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 3. elokuuta 2012.
  74. ↑ Löysikö William Herschel Uranuksen renkaat 1700-luvulla? (linkki ei saatavilla) . Physorg.com (2007). Haettu 20. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  75. ↑ Imke de Pater, HB Hammel, Mark R. Showalter, Marcos A. Van Dam. Uranuksen renkaiden pimeä puoli  (englanniksi)  // Tiede . - 2007. - Voi. 317 . - P. 1888-1890 . - .
  76. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et ai. Uranuksen magneettikentät   // Tiede . - 1986. - Voi. 233 . - s. 85-89 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  77. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Russell, CT Planetary Magnetospheres  // Rep. Prog. Phys.. - 1993. - T. 56 . - S. 687-732 .
  78. ↑ Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy. Konvektioaluegeometria Uranuksen ja Neptunuksen epätavallisten magneettikenttien syynä  (englanniksi)  // Letters to Nature : Journal. - 2004. - Voi. 428 . - s. 151-153 . - doi : 10.1038/luonto02376 . Arkistoitu alkuperäisestä 7. elokuuta 2007.
  79. ↑ 1 2 3 4 5 6 Krimigis, SM; Armstrong, T. P.; Axford, W.I.; et ai. Uranuksen magnetosfääri: kuuma plasma ja säteilyympäristö  (englanniksi)  // Science : Journal. - 1986. - Voi. 233 . - s. 97-102 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  80. ↑ Voyager: Uranus: Magnetosphere (linkki ei saatavilla) . NASA (2003). Haettu 13. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  81. ↑ Bridge, H. S.; Belcher, JW; Coppi, B.; et ai. Plasmahavainnot lähellä Uranusta: Voyager 2:n ensimmäiset tulokset  //  Science : Journal. - 1986. - Voi. 233 . - s. 89-93 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  82. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. Uranuksen ja Neptunuksen ultraviolettihavainnot  // Planeetta. Space Sci .. - 1999. - T. 47 . - S. 1119-1139 . Arkistoitu alkuperäisestä 21. helmikuuta 2008.
  83. ↑ 1 2 Lam, Hoanh An; Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et ai. Uranuksen H 3 + -päästön vaihtelu  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1997. - Voi. 474 . - P.L73-L76 . - doi : 10.1086/310424 .
  84. ↑ 1 2 3 dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. Mahdollinen mikroaaltoabsorptio H2S - kaasulla Uranuksen ja Neptunuksen ilmakehässä  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1991. - Voi. 91 . - s. 220-233 . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90020-T . Arkistoitu alkuperäisestä 6. kesäkuuta 2011.
  85. ↑ 1 2 3 4 5 Herbert, Floyd; Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et ai. Uranuksen yläilmakehä: Voyager 2:n havaitsemat EUV:n peitot  //  J. of Geophys. Res. : päiväkirja. - 1987. - Voi. 92 . - P. 15093-15109 . Arkistoitu alkuperäisestä 6. kesäkuuta 2011.
  86. ↑ B. Conrath et ai. Uranuksen heliumin runsaus Voyager-mittauksista  //  Journal of Geophysical Research : päiväkirja. - 1987. - Voi. 92 . - P. 15003-15010 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  87. ↑ Lodders, Katharin. Aurinkokunnan runsaudet ja elementtien kondensaatiolämpötilat  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2003. - Voi. 591 . - s. 1220-1247 . - doi : 10.1086/375492 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  88. ↑ 1 2 Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; et ai. Uranuksen ilmakehä: Voyager 2:n radiookkultaatiomittausten tulokset  //  J. of Geophys. Res. : päiväkirja. - 1987. - Voi. 92 . - P. 14987-15001 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  89. ↑ 1 2 3 4 5 Tyler, J. L.; Sweetnam, D. N.; Anderson, J. D.; et ai. Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings and Satellites  (englanniksi)  // Science : Journal. - 1986. - Voi. 233 . - s. 79-84 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  90. ↑ 1 2 3 4 5 6 Bishop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; ja Romani, P. Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1990. - Voi. 88 . - s. 448-463 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90094-P . Arkistoitu alkuperäisestä 18. syyskuuta 2019.
  91. ↑ Elkins-Tanton LT Uranus, Neptunus, Pluto ja ulompi aurinkokunta. - New York: Chelsea House, 2006. - s. 13. - (Aurinkokunta). - ISBN 0-8160-5197-6 .
  92. ↑ dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. Uranius Deep Atmosphere Revealed  (englanniksi)  // Icarus . - Elsevier , 1989. - Voi. 82 , nro. 12 . - s. 288-313 . - doi : 10.1016/0019-1035(89)90040-7 . Arkistoitu alkuperäisestä 6. kesäkuuta 2011.
  93. ↑ 1 2 3 4 Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et ai. Uusien hiilivetyjen havaitseminen Uranuksen ilmakehässä infrapunaspektroskopialla  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Voi. 184 . - s. 634-637 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.006 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  94. ↑ 1 2 Encrenaz, Therese. ISO-havainnot jättiläisplaneetoista ja Titanista: mitä olemme oppineet?  (englanniksi)  // Planeetta. space sci. : päiväkirja. - 2003. - Voi. 51 . - s. 89-103 . - doi : 10.1016/S0032-0633(02)00145-9 . Arkistoitu alkuperäisestä 21. helmikuuta 2008.
  95. ↑ 1 2 3 Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F. Uranuksen ilmakehän fotokemia  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1989. - Voi. 346 . - s. 495-508 . - doi : 10.1086/168031 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  96. ↑ 1 2 Encrenaz, Th.; Lellouch, E.; Drossart, P. Ensimmäinen CO:n havaitseminen Uranuksessa  // Astronomy & Astrophysics. - 2004. - T. 413 . - C. L5-L9 . - doi : 10.1051/0004-6361:20034637 . Arkistoitu alkuperäisestä 23. syyskuuta 2011.
  97. ↑ Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-san. Kytketyt pilvet ja jättiläisplaneettojen kemia – tapaus moniluottimelle  //  Space Sci. Rev. : päiväkirja. - 2005. - Voi. 116 . - s. 121-136 . - doi : 10.1007/s11214-005-1951-5 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  98. ↑ Uranus-planeetta . Haettu 21. lokakuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 5. joulukuuta 2016.
  99. ↑ 1 2 Young, Leslie A.; Bosch, Amanda S.; Buie, Marc; et ai. Uranus päivänseisauksen jälkeen: Tuloksia vuoden 1998 6. marraskuuta okkultaatiosta  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2001. - Voi. 153 . - s. 236-247 . - doi : 10.1006/icar.2001.6698 . Arkistoitu alkuperäisestä 10. lokakuuta 2019.
  100. ↑ Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T.R.; et ai. H 2 -kvadrupoli ja H 3 + -päästö Uranuksesta: Uranin termosfääri, ionosfääri ja Aurora  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1999. - Voi. 524 . - s. 1059-1023 . - doi : 10.1086/307838 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  101. ↑ Encrenaz, Th.; Drossart, P.; Orton, G.; et ai. H 3 + : n pyörimislämpötila ja kolonnitiheys Uranuksessa  (englanniksi)  // Planetary and Space Sciences: Journal. - 2003. - Voi. 51 . - P. 1013-1016 . - doi : 10.1016/S0032-0633(03)00132-6 . Arkistoitu alkuperäisestä 29. lokakuuta 2015.
  102. ↑ 1 2 3 4 5 Emily Lakdawalla . Ei enää tylsää: "Ilotulitus" ja muita yllätyksiä Uranuksessa adaptiivisen optiikan kautta (linkki ei saatavilla) . The Planetary Society (2004). Haettu 13. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 19. heinäkuuta 2011. 
  103. ↑ 1 2 3 4 5 Hammel, HB; de Pater, I.; Gibbard, S.; et ai. Uranus vuonna 2003: Vyöhyketuulet, vyöhykerakenne ja erilliset piirteet  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2005. — Voi. 175 . - s. 534-545 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.11.012 . Arkistoitu alkuperäisestä 25. lokakuuta 2007.
  104. ↑ 1 2 3 4 Rages, K.A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. Todisteet ajallisesta muutoksesta Uranuksen etelänavalla   // Icarus . — Elsevier , 2004. — Voi. 172 . - s. 548-554 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.07.009 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  105. ↑ 1 2 Karkoschka, Erich. Uranuksen ilmeinen kausivaihtelu 25 HST-suodattimessa  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2001. - Voi. 151 . - s. 84-92 . - doi : 10.1006/icar.2001.6599 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  106. ↑ 1 2 3 4 Hammel, H. B.; de Pater, I.; Gibbard, S. G.; et ai. Uusi pilvitoiminta Uranuksella vuonna 2004: Ensimmäinen eteläisen piirteen havaitseminen 2,2 µm:ssä  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2005. — Voi. 175 . - s. 284-288 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.11.016 .  (linkki ei saatavilla)
  107. ↑ 1 2 Sromovsky, L.; Fry, P.; Hammel, H.; Rages, K. Hubble löytää tumman pilven Uranuksen ilmakehästä (pdf). physorg.com. Haettu 22. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  108. ↑ Hammel, HB; Rages, K.; Lockwood, GW; et ai. Uranuksen  tuulien uusia mittauksia  // Icarus . - Elsevier , 2001. - Voi. 153 . - s. 229-235 . - doi : 10.1006/icar.2001.6689 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  109. ↑ Devitt, Terry Keck zoomaa Uranuksen oudolle säälle (linkki ei saatavilla) . Wisconsin-Madisonin yliopisto (2004). Haettu 24. joulukuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  110. ↑ 1 2 3 4 5 Hammel, H. B.; Lockwood, G. W. Pitkän aikavälin ilmakehän vaihtelu Uranuksella ja Neptunuksella  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2007. — Voi. 186 . - s. 291-301 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.08.027 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  111. ↑ 12 Lockwood, G.W .; Jerzykiewicz, Mikołaj. Uranuksen ja Neptunuksen fotometrinen vaihtelu, 1950–2004  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Voi. 180 . - s. 442-452 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.09.009 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  112. ↑ Klein, M.J.; Hofstadter, M. D. Uranuksen ilmakehän mikroaaltojen kirkkauslämpötilan pitkäaikaiset vaihtelut  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 2006. - Voi. 184 . - s. 170-180 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.012 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  113. ↑ 1 2 Hofstadter, Mark D.; Butler, Bryan J. Kausivaihtelu Uranuksen syvässä ilmakehässä   // Icarus . - Elsevier , 2003. - Voi. 165 . - s. 168-180 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00174-X . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  114. ↑ 1 2 3 4 5 Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. Uranuksen ja Neptunuksen muodostuminen aurinkokunnan Jupiter-Saturnuksen alueella  //  Nature : Journal. - 1999. - Voi. 402 . - s. 635-638 . - doi : 10.1038/45185 . Arkistoitu 21. toukokuuta 2019.
  115. ↑ 1 2 3 4 5 Brunini, Adrian; Fernandez, Julio A. Uranuksen ja Neptunuksen accretion numeeriset simulaatiot   // Plan . space sci. : päiväkirja. - 1999. - Voi. 47 . - s. 591-605 . - doi : 10.1016/S0032-0633(98)00140-8 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  116. ↑ 1 2 Sheppard, Scott S.; Jewitt, David ; Kleina, tammikuu Erittäin syvä tutkimus Uranuksen epäsäännöllisistä satelliiteista: täydellisyyden rajat  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 129 . - s. 518-525 . - doi : 10.1086/426329 . Arkistoitu 15. maaliskuuta 2020.
  117. ↑ Uranus (downlink) . nineplanets.org. Haettu 3. heinäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011. 
  118. ↑ Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Keskikokoisten ulkoplaneettasatelliittien ja suurten transneptunisten objektien pinnanalaiset valtameret ja syvät sisätilat  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Voi. 185 . - s. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
  119. ↑ Marzari, F.; Dotto, E.; Davis, D. R.; et ai. Mirandan hajoamisen ja uudelleen kertymisen mallintaminen   // Astron . Astrofia. : päiväkirja. - 1998. - Voi. 333 . - s. 1082-1091 . - doi : 10.1051/0004-6361:20010803 . Arkistoitu alkuperäisestä 8. maaliskuuta 2008.
  120. ↑ Voyager: The Interstellar Mission: Uranus . JPL (2004). Haettu 9. kesäkuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2011.
  121. ↑ Kiina haluaa tutkia Uranusta ja Jupiteria kahdella avaruusaluksella yhdellä raketilla . space.com. Haettu 24. syyskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 23. syyskuuta 2022.
  122. ↑ Everett Franklin Bleiler, Richard J. Bleiler. Tieteiskirjallisuus: Varhaiset vuodet . - Kent State University Press, 1990. - S. 776. - 998 s. — ISBN 9780873384162 . Arkistoitu 22. joulukuuta 2018 Wayback Machineen
  123. ↑ Brian Stableford . Uranus // Tiedefakta ja tieteisfiktio. Tietosanakirja . - Routledge, Taylor & Francis Group, 2006. - S.  540-541 . — 758 s. — ISBN 0-415-97460-7.
  124. ↑ 1 2 Pavel Gremlev. Jääjättiläiset. Uranus ja Neptunus fiktiossa . - M . : Fantasiamaailma, 2011. - Nro 93 . Arkistoitu alkuperäisestä 6. lokakuuta 2014.
  125. ↑ Charles S. Lassen. Majuri Chuckin avaruuspartioradion jaksoloki  // Space Patrol: Missions of Daring in the Name Early Television. - s. 405. - ISBN 9780786419111 . Arkistoitu alkuperäisestä 22. joulukuuta 2018.
  126. ↑ Lance Parkin. Doctor Who: universumin historia. - Doctor Who Books, 1996. - 273 s. — ISBN 9780426204718 .
  127. ↑ Kirjasto. New York: Mitchell Beazley / Ballantine Book. 1972.s. neljätoista.

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Temaattiset sivustot
Sanakirjat ja tietosanakirjat
 Uranus
Uranuksen kuut Planeetta Uranus
OminaisuudetUranuksen renkaat
Avaaminen
Tutkimus
Uranuksen troijalaiset2011 QF99
muu
 Uranuksen kuut
Listaus ryhmissä kiertoradan puolipääakselin nousevassa järjestyksessä
Sisäiset satelliitit
Suuret satelliitit
Epäsäännölliset satelliitit
SormuksetUranuksen renkaat
 Uranuksen tutkimus avaruusaluksilla
LentäminenVoyager 2 (1986)
Suunnitellut tehtävätUranus Orbiter and Probe (2031)
Katso myösUranuksen tutkimus
Lihavointi tarkoittaa aktiivisia AMC:itä