Uranüs
1986 yılında Voyager 2 tarafından özelliksiz bir disk olarak fotoğraflandı |
|||||||||||||
KEŞİF | |||||||||||||
Tarafından keşfedildi | William Herschel | ||||||||||||
Keşif tarihi | 13 Mart 1781 | ||||||||||||
Tanımları | |||||||||||||
Sıfatlar | Uranüssel | ||||||||||||
Yörünge özellikleri [7] [a] | |||||||||||||
Epoch J2000 | |||||||||||||
afel | 20.11 AU (3 008 gm ) |
||||||||||||
Günberi | 18.33 AU (2 742 Gm ) |
||||||||||||
Yarı büyük eksen |
19.2184 AU (2.875,04 Gm ) |
||||||||||||
dış merkezlilik | 0,046 381 | ||||||||||||
Yörünge dönemi |
|
||||||||||||
Sinodik dönem |
369.66 gün [5] | ||||||||||||
Ortalama yörünge hızı |
6,80 km / s [5] | ||||||||||||
Ortalama anomali |
142.238 600 ° | ||||||||||||
Eğim | 0.773 ° için ekliptik 6.48 ° güneş ‘in ekvator 1.02 ° sabit düzlem [6] |
||||||||||||
Yükselen düğümün boylamı |
74,006 ° | ||||||||||||
Perihelion tartışması |
96.998 857 ° | ||||||||||||
Bilinen uydular | 27 | ||||||||||||
FİZİKSEL ÖZELLİKLER | |||||||||||||
Ortalama yarıçap |
25.362 ± 7 km [8] [b] | ||||||||||||
Ekvatoral yarıçap |
25.559 ± 4 km 4.007 Dünya [8] [b] |
||||||||||||
Kutup yarıçapı |
24.973 ± 20 km 3.929 Dünya [8] [b] |
||||||||||||
düzleşme | 0.0229 ± 0.0008 | ||||||||||||
daire çevresi | 159.354,1 km [3] | ||||||||||||
Yüzey alanı |
8.1156 × 10 9 km 2 [3] [b] 15.91 Dünya |
||||||||||||
Ses | 6.833 × 10 13 km 3 [5] [b] 63.086 Dünya |
||||||||||||
kitle | (8.6810 ± 0.0013) × 10 25 kg 14.536 Toprak [9] GM =5.793.939 ± 13 km 3 / s 2 |
||||||||||||
Ortalama yoğunluk |
1.27 g / cc 3 : [5] [d] | ||||||||||||
Yüzey Yerçekimi |
8,69 m / s 2 [5] [b] 0,866 g |
||||||||||||
Eylemsizlik faktörü momenti |
0.23 [10] (tahmin) | ||||||||||||
Kaçış hızı |
21,3 km / s [5] [b] | ||||||||||||
Yıldız dönme süresi |
.70.718 33 d ( geriye doğru ) 17 sa 14 dk 24 sn [8] |
||||||||||||
Ekvatoral dönüş hızı |
2,59 km / s 9.320 km / s |
||||||||||||
Eksenel eğim |
97,77 ° (yörüngeye) [5] | ||||||||||||
Kuzey kutbu sağ yükseliş |
17 sa 9 m 15 s 257.311 ° [8] |
||||||||||||
Kuzey kutbu sapması |
.115.175 ° [8] | ||||||||||||
aklık | 0.300 ( Bond ) [11] 0.488 ( geom. ) [12] |
||||||||||||
|
|||||||||||||
Görünen büyüklük |
5,38 [15] ila 6,03 [15] | ||||||||||||
Açısal çap |
3,3 ″ ila 4,1 ″ [5] | ||||||||||||
Atmosfer [14] [17] [18] [e] | |||||||||||||
Ölçek yüksekliği |
27,7 km [5] | ||||||||||||
Hacimce kompozisyon | (1,3 barın altında) Gazlar :
Buzlar :
|
Uranüs (Latince adından Uranüs Yunan tanrısı için Οὐρανός ) Güneşe uzaklık olarak yedinci gezegendir. Güneş Sistemi’ndeki üçüncü en büyük gezegen yarıçapına ve dördüncü en büyük gezegen kütlesine sahiptir . Uranüs, bileşimde Neptün’e benzerdir ve her ikisi de daha büyük gaz devleri Jüpiter ve Satürn’den farklı dökme kimyasal bileşimlere sahiptir . Bu nedenle, bilim adamları Uranüs ve Neptün’ü genellikle gaz devlerinden ayırmak için ” buz devleri ” olarak sınıflandırırlar. Uranüs’ün atmosferi, Jupiter’in ve Satürn’ün hidrojen ve helyum atmosferi gibidir, ancak diğer hidrokarbonların izleri ile birlikte su, amonyak ve metan gibi daha fazla ” buz ” içermektedir . [14] Minimum 49 K (−224 ° C; −371 ° F) sıcaklıkla Güneş Sistemi’ndeki en soğuk gezegen atmosferine sahiptir ve en düşük bulutları oluşturduğu düşünülen su ile karmaşık, katmanlı bir bulut yapısına sahiptir ve en üstteki bulut katmanını metandır. [14] Uranüs’ün içi çoğunlukla buzul ve kayalardan oluşur. [13]
Diğer dev gezegenler gibi, Uranüs’ün de bir halka sistemi, manyetosferi ve çok sayıda uydusu vardır. Uranian sistemi benzersiz bir konfigürasyona sahiptir, çünkü dönme ekseni neredeyse güneş yörüngesinin düzlemine yana doğru eğiktir. Bu nedenle kuzey ve güney kutupları, diğer gezegenlerin çoğunun ekvatorlarına sahip olduğu yerde yatmaktadır. [19] 1986’da Voyager 2’den alınan görüntüler , diğer dev gezegenlerle ilişkili bulut bantları veya fırtınalar olmadan Uranüs’ü görünür ışıkta neredeyse özelliksiz bir gezegen olarak göstermiştir. [19] Voyager 2 gezegeninde tek uzay aracı olmaya devam etmektedir. [20] Uranüs 2007’de ekinoksuna yaklaşırken Dünya’dan gözlemler mevsimsel değişim ve artan hava aktivitesi göstermiştir. Rüzgar hızları saniyede 250 metreye (900 km / s; 560 mil / saat) ulaşmaktadır. [21]
Uranüs, adı doğrudan Yunan mitolojisindeki bir figür olan gökyüzü tanrısının adı olan Ouranos Latinleşmiş versiyonundan türetilen tek gezegendir.
TARİH
Uranüs, diğer gezegenler gibi Uranüs çıplak gözle görülebilir, ama bunun nedeni onun bulanıklığı ve yavaş yörüngesinden dolayı antik gözlemciler tarafından bir gezegen olarak kabul edilmedi. [22]
Sir William Herschel ilk olarak 13 Mart 1781’de Uranüs’ü gözlemleyerek bir gezegen olarak keşfine öncülük etti.
KEŞİF
|
Uranüs, bir gezegen olarak tanınmasından önce birçok kez gözlemlenmişti, ancak genellikle bir yıldızla karıştırıldı. Muhtemelen bilinen en eski gözlem yoluyla MÖ 128 yılında Hipparchos tarafından Batlamyusun kataloğuna yıldız olarak kaydedilmesiydi.[23] En erken kesin nişan, John Flamsteed’in en az altı kez gözlemlediği ve 34 Tauri olarak katalogladığı 1690’da gerçekleşti . Fransız astronom Pierre Charles Le Monnier , 1750 ve 1769 arasında Uranüs en az oniki kez gözlemlendi [24] dört ardışık gece dahildir.
Sir William Herschel Uranüs’ü 13 Mart 1781’de Bath, Somerset , İngiltere’de (şimdi Herschel Astronomi Müzesi ) 19 Yeni King Caddesi’ndeki evinin bahçesinden [25] gözlemlemiş ve ilk olarak (26 Nisan 1781’de) kuyruklu yıldız olarak tabınlanıştı . [26] Bir teleskopla Herschel “sabit yıldızların paralaksı üzerine bir dizi gözlem yaptığı sırada bu keşfi yapmıştı. [27]
Herschel yeni nesnesini bir kuyruklu yıldız olarak tanımlamaya devam etmesine rağmen, diğer gökbilimciler başka türlü şüphelenmeye başlamışlardı. Rusya’da çalışan Fin-İsveçli gökbilimci Anders Johan Lexell , yeni nesnenin yörüngesini hesaplayan ilk kişi oldu. [31] Neredeyse dairesel yörüngesi onu kuyrukluyıldızdan ziyade bir gezegen olduğu sonucuna götürdü. Berlin gökbilimcisi Johann Elert Bode , Herschel’in keşfini “Satürn yörüngesinin ötesinde dolaşan, şimdiye kadar bilinmeyen gezegen benzeri bir nesne olarak kabul edilebilecek hareketli bir yıldız” olarak nitelendirdi. [32] Bode yakın dairesel yörüngesinin bir kuyruklu yıldızdan çok bir gezegene benzediği sonucuna vardı. [33]
Nesne yakında evrensel olarak yeni bir gezegen olarak kabul edildi. 1783 yılında Herschel bunu Kraliyet Cemiyeti başkanı Joseph Banks’a kabul etti : “Avrupa’daki en seçkin Gökbilimcilerin gözlemiyle, Mart 1781’de onlara işaret etmekten onur duyduğum yeni yıldızın Birincil Gezegen olduğu anlaşılıyor. Güneş sistemimiz.” [34] Başarısının farkında olarak, Kral III.George , Kraliyet Ailesi’nin teleskoplarından (2019’da 24.000 £) eşdeğer olabilmesi için Windsor’a taşınması şartıyla Herschel’e yıllık 200 sterlin verdi . [35] [36]
İSİM
Uranüs’ün adı gökyüzünün antik Yunan tanrısını başvuran Uranüs ( Eski Yunan : Οὐρανός , babası) Cronus ( Satürn arasında) ve dedesi Zeus ( Jüpiter Latince olmuştur), Uranüs . [1] Adı doğrudan Yunan mitolojisinin bir figüründen türetilen tek gezegendir. Uranüs’ün sıfat şekli “Uranian” dır. [37] ismi kaydedin Uranüs içinde tercih edilen astronomlardan olan / jʊərə N ə s / YOOR-ə-nəs,[2], Latin olarak ilk hecelerin stresleUranüsaksine,, ikinci ve hece a stres ile uzun bir iki kabul edilebilir olarak kabul edilir olsa da. [f]
Gezegenin keşfinden yaklaşık 70 yıl sonrasına kadar isim üzerinde fikir birliğine varılamadı. Çıkarılması sonrasında orijinal tartışmalar sırasında, Maskelyne astronomik dünyayı [Faver yapmak” Herschel istedi sic bu kadar çok keşfedilmesi için size yükümlüdür senin tamamen kendi gezegenin, [ve] bir isim vermek] “. [39] Maskelyne’nin isteğine yanıt olarak Herschel , yeni patronu Kral George III’ün onuruna nesneye Georgium Sidus (George’un Yıldızı) veya “Gürcü Gezegeni” adını vermeye karar verdi . [40]
Herschel’in önerilen adı İngiltere dışında popüler değildi ve yakında alternatifler önerildi. Gökbilimci Jérôme Lalande , keşfinin onuruna Herschel olarak adlandırılmasını önerdi. [41]
Mart 1782’de yapılan bir incelemede Bode , Yunan gökyüzü tanrısı Ouranos’un Latinleşmiş versiyonu olan Uranüs’ü önerdi . [42] Bode, adın diğer gezegenlerden farklı olarak öne çıkmamak için mitolojiye uyması gerektiğini ve Uranüs’ün Titanların ilk neslinin babası olarak uygun bir isim olduğunu savundu. [42] Ayrıca, Satürn’ün Jüpiter’in babası olduğu gibi, yeni gezegenin de Satürn’ün babası olarak adlandırılması gerektiğinden, adın zarafetinin olduğunu kaydetti . [36] [42] [43] [44] 1789’da Bode Kraliyet Akademisi meslektaşı Martin Klaproth , Bode’nin seçimini desteklemek için yeni keşfedilen element uranyumunu seçti . [45] Sonuçta, Bode öneri en yaygın olarak kullanılan oldu ve ne zaman 1850 yılında evrensel hale HM Denizcilik Almanak Ofisi , nihai gizleme, kullanmaktan anahtarlamalı Georgium sidus için Uranüs . [43]
Uranüs’ün iki astronomik sembolü vardır. İlk teklif edilen ♅, [g] 1784 yılında Lalande tarafından önerildi. Lalande, Herschel’e yazdığı bir mektupta “un globe surmonté par la première lettre de votre nom” (” soyadın”). [41] Daha sonraki bir öneri, ⛢, [h] Mars ve Güneş için sembollerin bir melezidir, çünkü Uranüs Yunan mitolojisinde Gökyüzü idi, ki bu Güneş ve Mars’ın birleşik güçlerinin hakim olduğu düşünülüyordu. [46]
YÖRÜNGE VE DÖNÜŞ
Uranüs’ün iç dönme süresi 17 saat, 14 dakikadır. Tüm dev gezegenlerde olduğu gibi, üst atmosferi dönme yönünde güçlü rüzgarlar yaşar. Yaklaşık 60 derece güney gibi bazı enlemlerde, atmosferin görünür özellikleri çok daha hızlı hareket eder ve 14 saat gibi kısa bir sürede tam dönüş yapar. [58]
EKSENEL DEĞİM
Uranüs 7 Aralık 2007’de en son ekinoksuna ulaştı. [60] [61]
Kuzey yarımküre | Yıl | Güney Yarımküre |
Kış gündönümü | 1902, 1986 | Yaz gündönümü |
ilkbahar gündönümü | 1923, 2007 | Sonbahar ekinoksu |
Yaz gündönümü | 1944, 2028 | Kış gündönümü |
Sonbahar ekinoksu | 1965, 2049 | ilkbahar gündönümü |
Bu eksen yöneliminin bir sonucu, Uran yıl boyunca ortalama olarak Uranüs’ün kutup bölgelerinin Güneş’ten ekvatoral bölgelerinden daha büyük bir enerji girdisi almasıdır. Bununla birlikte, Uranüs ekvatorunda kutuplarından daha sıcaktır. Buna neden olan temel mekanizma bilinmemektedir. Uranüs’ün olağandışı eksenel eğiminin nedeni de kesin olarak bilinmemektedir, ancak olağan spekülasyonlar, Güneş Sisteminin oluşumu sırasında, Uranüs ile çarpışan çarpık yönelime neden olan Dünya çapında bir protoplanettir. [62] Durham Üniversitesi’nden Jacob Kegerreis tarafından yapılan araştırma, eğimin Dünya’dan 3 ila 4 milyar yıl önce gezegene çarpmasından daha büyük bir kayadan kaynaklandığını gösteriyor. [63] Uranüs’ün güney kutbu Voyager 2’nin 1986’da uçuşu sırasında neredeyse doğrudan Güneş’e işaret etti. Bu kutbun “güney” olarak etiketlenmesi, halihazırda Uluslararası Astronomi Birliği tarafından onaylanan tanımı , yani bir gezegenin kuzey kutbunu veya uydu, gezegenin dönme yönüne bakılmaksızın, Güneş Sisteminin değişmez düzleminin yukarısına işaret eden kutuptur . [64] [65] Bazen vücudun kuzey ve güney kutuplarının dönme yönüne göre sağ kurala göre tanımlandığı farklı bir kural kullanılır. [66]
GÖRÜNÜRLÜK
Uranüs’ün ortalama görünür büyüklüğü 5,68’dir ve standart sapma 0,17 iken, uçlar 5,38 ve +6,03’tür. [15] Bu parlaklık aralığı çıplak gözle görülebilirlik sınırına yakındır . Değişkenliğin çoğu Güneş’ten aydınlatılan ve Dünya’dan izlenen gezegensel enlemlere bağlıdır. [67] Bu açısal çapı Satürn için 16 ila 20 Yay saniyesi ve Jüpiter 32 45 yay saniyesi ile karşılaştırıldığında 3.4 ila 3.7 Arksaniye vardır. [68] muhalefet anda, Uranüs karanlık gökyüzünde çıplak gözle görülebilir ve hatta dürbün ile kentsel koşullarında kolay bir hedef haline gelir. [5]Objektif çapı 15 ila 23 cm arasında olan daha büyük amatör teleskoplarda Uranüs, belirgin uzuv kararan soluk mavi bir disk olarak görünür . 25 cm veya daha geniş bir teleskopla bulut desenlerinin yanı sıra Titania ve Oberon gibi daha büyük uydular da görülebilir. [69]
FİZİKSEL ÖZELLİKLER
İÇ YAPI
|
Uranüs’ün kütlesi Dünya’nın kabaca 14.5 katıdır, bu da onu dev gezegenlerin en az masif yapar. Çapı Dünya’nın kabaca dört katı olan Neptün’ün kinden biraz daha büyüktür. 1.27 Ortaya çıkan yoğunluğu g / cm 3 Satürn sonra ikinci en düşük yoğunluk gezegen Uranüs yapar. [8] [9] Bu değer, öncelikle su, amonyak ve metan gibi çeşitli buzlardan yapıldığını gösterir. [13] Uranüs’ün iç kısmındaki toplam buz kütlesi tam olarak bilinmemektedir, çünkü seçilen modele bağlı olarak farklı figürler ortaya çıkmaktadır; 9.3 ila 13.5 Dünya kütleleri arasında olmalıdır. [13] [70] Hidrojen ve helyum , 0,5 ila 1,5 Dünya kütlesi arasında toplamın sadece küçük bir kısmını oluşturur.[13] Buz olmayan kütlenin geri kalanı (0.5 ila 3.7 Dünya kütlesi) kayalık malzeme ile açıklanmaktadır . [13]
Uranüs’ün yapısının standart modeli, üç katmandan oluşmasıdır: merkezde kayalık ( silikat / demir-nikel ) bir çekirdek, ortada buzlu bir manto ve bir dış gaz hidrojen / helyum zarfı. [13] [71] Çekirdek nispeten küçüktür, kütlesi sadece 0.55 Dünya kütlesi ve yarıçapı Uranüs’ün% 20’sinden azdır; manto, yaklaşık 13.4 Dünya kütlesi ile kütlesini içerir ve üst atmosfer, yaklaşık 0.5 Dünya kütlesi ağırlığında ve Uranüs yarıçapının son% 20’si kadar uzanan nispeten anlamsızdır. [13] [71] Uranüs’ün çekirdek yoğunluğu yaklaşık 9 g / cm 3 a, basınç8 milyon bar (800 GPa ) ve yaklaşık 5000 K sıcaklıkta . [70] [71] Buz mantosu aslında geleneksel anlamda buzdan değil, su, amonyak ve diğer uçuculardan oluşan sıcak ve yoğun bir sıvıdan oluşur. [13] [71] Yüksek elektrik iletkenliğine sahip olan bu sıvıya bazen su amonyak okyanusu denir. [72]
Uranüs’ün içindeki aşırı basınç ve sıcaklık, metan moleküllerini parçalayabilir, karbon atomları manto gibi dolu taşlar boyunca yağan elmas kristallerine yoğunlaşır. [73] [74] [75] Lawrence Livermore Ulusal Laboratuvarı’nda yapılan çok yüksek basınçlı deneyler , mantonun tabanının, kayan katı ‘elmas-bergs’ ile sıvı bir elmas okyanusu içerebileceğini düşündürmektedir. [76] [77] Bilim adamları ayrıca Uranüs’te, Jüpiter , Satürn ve Neptün’de de katı elmas yağışlarının meydana geldiğine inanıyorlar . [78] [79]
Uranüs ve Neptün’ün toplu bileşimleri Jüpiter ve Satürn’ünkinden farklıdır , buzlar gazların üzerinde hakimdir, bu nedenle buz devleri olarak ayrı sınıflandırılmalarını haklı çıkarırlar . Su moleküllerinin bir hidrojen ve oksijen iyonları çorbasına dönüştüğü ve oksijenin kristalleştiği, ancak hidrojen iyonlarının oksijen kafesi içinde serbestçe hareket ettiği süperiyonik suyun daha derin olduğu bir iyonik su tabakası olabilir . [80]
Yukarıda ele alınan model makul bir standart olmasına rağmen, benzersiz değildir; diğer modeller de gözlemleri tatmin eder. Örneğin, buz mantosunda önemli miktarda hidrojen ve kayalık malzeme karıştırılırsa, iç kısımdaki toplam buz kütlesi daha düşük olacak ve buna bağlı olarak toplam kaya ve hidrojen kütlesi daha yüksek olacaktır. Halihazırda mevcut olan veriler hangi modelin doğru olduğunun bilimsel olarak belirlenmesine izin vermez. [70] Uranüs’ün sıvı iç yapısı katı bir yüzeye sahip olmadığı anlamına gelir. Gaz halindeki atmosfer yavaş yavaş iç sıvı katmanlarına geçer. [13] Kolaylık olması açısından, döner bir oblate sferoidatmosfer basıncının 1 bara (100 kPa) eşit olduğu noktada şartlı olarak bir “yüzey” olarak tanımlanır. Ekvator ve kutup yarıçapları sırasıyla 25.559 ± 4 km (15.881.6 ± 2.5 mi) ve 24.973 ± 20 km’dir (15.518 ± 12 mi). [8] Bu yüzey bu madde boyunca rakım için sıfır noktası olarak kullanılmıştır.
DAHİLİ ISI
Uranüs’ün iç ısısı diğer dev gezegenlerinkinden belirgin şekilde daha düşük görünür; astronomik olarak, düşük bir termal akıya sahiptir . [21] [81] Uranüs’ün iç sıcaklığının neden bu kadar düşük olduğu hala anlaşılamamıştır. Güneş’ten gelen aldıkça boyut ve bileşim içinde Uranüs yakın ikiz Neptün, boşluğa kadar enerji olarak 2.61 kez yayar [21] , ancak Uranüs hiç görülmüyor fazla ısı yapar. Spektrumun uzak kızılötesi (yani ısı) kısmında Uranüs tarafından yayılan toplam güçAtmosferinde emilen güneş enerjisinin 1.06 ± 0.08 katı . [14] [82] Uranüs’ün ısı akışı sadece0.042 ± 0.047 W / m 2 Earth iç ısı akısı ile ilgili daha düşüktür ,0.075 W / m 2. [82] Uranüs kaydedilen en düşük hava sıcaklığı tropopause Uranüs Güneş Sistemde soğuk gezegen yapım; 49 K (-371,5 ° F -224,2 ° C). [14] [82]
Bu tutarsızlık için hipotezlerden biri, Uranüs’ün aşırı kütleli bir çarpma tertibatı tarafından vurulduğu ve bu da ilkel ısısının çoğunu dışarı atmasına neden olduğunda, tükenmiş bir çekirdek sıcaklığına bırakıldığını düşündürmektedir. [83] Bu etki hipotezi, gezegenin eksenel eğimini açıklama girişimlerinde de kullanılmaktadır. Başka bir hipotez, Uranüs’ün üst katmanlarında, çekirdeğin ısısının yüzeye ulaşmasını engelleyen bir tür bariyer olduğudur. [13] Örneğin, konveksiyon yukarı inhibe edebilir bileşim açısından farklı katmanlar, bir dizi yer alabilir ısı taşınmasını; [14] [82] belki de çift yaygın konveksiyon sınırlayıcı bir faktördür. [13]
ATMOSFER
KOMPOZİSYON
Uranüs atmosferinin bileşimi, esas olarak moleküler hidrojen ve helyumdan oluşan kütlesinden farklıdır . [14] Helyum molar fraksiyonu , yani gaz molekülü başına helyum atomu sayısı,Kütle fraksiyonuna karşılık gelen üst troposferde 0.15 ± 0.03 [18] 0.26 ± 0.05 . [14] [82] Bu değer, protosolar helyum kütle oranına yakın0.275 ± 0.01 , [87] helyumun gaz devlerinde olduğu gibi merkezine yerleşmediğini gösterir. [14] Uranüs atmosferinin üçüncü en bol bileşen (metan , CH4 ). [14] metan belirgin olan absorpsiyon bantları olarak görünür ve yakın kızılötesi Uranüs verme (IR), akuamarin veya cam göbeği renkli. [14] Metan molekülleri, 1,3 bar (130 kPa) basınç seviyesinde metan bulut güvertesinin altındaki molar kesri ile atmosferin% 2,3’ünü oluşturur; Bu, Güneş’te bulunan karbon bolluğunun yaklaşık 20 ila 30 katını temsil eder.[14] [17] [88] Karışım oranı [i] aşırı düşük sıcaklığı nedeniyle üst atmosferde çok daha düşüktür, bu da doygunluk seviyesini düşürür ve fazla metanın donmasına neden olur. [89] Derin atmosferdeamonyak, su ve hidrojen sülfür gibi daha az uçucu bileşiklerin bolluğubilinmemektedir. Muhtemelen güneş değerlerinden daha yüksektir. [14] [90] Metan ile birlikte, güneş ultraviyole (UV) radyasyonununneden olduğu fotoliz ilemetandan üretildiği düşünülen Uranüs stratosferindeeser miktarda çeşitli hidrokarbonlar bulunur. [91]Bunlar arasında etan ( Cı-2, H6 ), asetilen (Cı-2 , H2 ), Metil ( CH3 Cı-2 , H ) ve diacetylene ( Cı-2 HC2 H ). [89] [92] [93] Spektroskopi, üst atmosferde sadece toz ve kuyrukluyıldızların içeriye girmesi gibi bir dış kaynaktan kaynaklanabilen su buharı, karbon monoksit ve karbondioksit izlerini de o taya çıkarmıştır . [92][93] [94]
TROPOSFER
Troposfer, atmosferin en düşük ve en yoğun kısmıdır ve sıcaklık ile irtifada bir azalma ile karakterizedir. [14] Sıcaklık nominal troposferin dibinde yaklaşık 320 K’den (47 ° C; 116 ° F) −300 km’de 53 ila 53 K (−220 ° C; −364 ° F) düşer. [85] [88] Troposferin ( tropopoz ) en soğuk üst bölgesindeki sıcaklıklar , gezegene bağlı olarak aslında 49 ila 57 K (−224 ve −216 ° C; −371 ve 357 ° F) arasında değişmektedir. enlem. [14] [81] Tropopoz bölgesi, Uranüs’ün termal uzak kızılötesi emisyonlarının büyük çoğunluğundan sorumludur , böylece etkin sıcaklığını belirlemektedir.59.1 ± 0.3 K (−214.1 ± 0.3 ° C; −353.3 ± 0.5 ° F). [81] [82]
Troposferin oldukça karmaşık bir bulut yapısına sahip olduğu düşünülmektedir; su bulutlarının 50 ila 100 bar (5 ila 10 MPa) basınç aralığında, 20 ila 40 bar (2 ila 4 MPa) amonyum hidrosülfür bulutları, 3 ila 10 arasında amonyak veya hidrojen sülfür bulutlarında yattığı varsayılmaktadır. bar (0.3 ve 1 MPa) ve son olarak 1 ila 2 bar (0.1 ila 0.2 MPa) arasında ince metan bulutlarını doğrudan saptadı. [14] [17] [85] [95] Troposfer atmosferin dinamik bir parçası olup kuvvetli rüzgarlar, parlak bulutlar ve mevsimsel değişiklikler göstermektedir. [21]
ÜST ATMOSFER
Uran atmosferinin en dış tabakası, 800 ila 850 K civarında homojen bir sıcaklığa sahip olan termosfer ve koronadır. [14] [98] Bu kadar yüksek bir seviyeyi korumak için gerekli olan ısı kaynakları ne güneş UV’si nede auroral aktivitesi, bu sıcaklık muhafaza edilmesi için gerekli enerji sağlar. Stratosferde 0.1 mBar basınç seviyesinin üzerinde hidrokarbon eksikliğinden kaynaklanan zayıf soğutma verimliliği de katkıda bulunabilir. [86] [98] Termosfer-korona moleküler hidrojene ek olarak birçok serbest hidrojen atomu içerir. Küçük kütleleri ve yüksek sıcaklıkları, koronanın neden yüzeyinden 50.000 km’ye (31.000 mi) veya iki Uran yarıçapına kadar uzandığını açıklar. [86] [98] Bu genişletilmiş korona, Uranüs’ün eşsiz bir özelliğidir. [98] Bu etkiler dahil sürükle Uranüs halkalardaki bir toz, genel tükenmesi neden Uranüs etrafında dönen küçük parçacıklar üzerinde. [86] Uran termosferi, stratosferin üst kısmı ile birlikte , Uranüs’ün iyonosferine karşılık gelir . [88] Gözlemler iyonosferin 2.000 ila 10.000 km (1.200 ila 6.200 mi) rakımları işgal ettiğini göstermektedir. [88] Uran iyonosferi, stratosferdeki düşük hidrokarbon konsantrasyonundan kaynaklanabilecek Satürn veya Neptüninkinden daha yoğundur. [98] [99]İyonosfer esas olarak güneş UV radyasyonu ile sürdürülür ve yoğunluğu güneş aktivitesine bağlıdır. [100] AURORA L Jüpiter ve Satürn kıyasla aktivitesi önemsizdir. [98] [101]
-
Uranian troposferin ve alt stratosferin sıcaklık profili. Bulut ve pus katmanları da belirtilir.
-
Uranüs üzerinde bölgesel rüzgar hızları. Gölgeli alanlar güney yakayı ve gelecekteki kuzey muadilini gösterir. Kırmızı eğri verilere simetrik bir uyum sağlar.
MANYETOSFER
Voyager 2’nin gelmesinden önce, Uranian manyetosferinin hiçbir ölçümü yapılmadı, bu yüzden doğası bir sır olarak kaldı. 1986’dan önce, bilim adamları Uranüs’ün manyetik alanının güneş rüzgarı ile uyumlu olmasını beklemişlerdi , çünkü daha sonra Uranüs’ün ekliptikte bulunan kutuplarıyla hizalanacaktır . [102]
Voyager ‘ kendi geometrik merkezinden gelmeyen iki manyetik alanın özel olduğu gözlemleri Uranüs ortaya ve dönme ekseninden ° 59 de eğik olduğu için. [102] [103] Manyetik dipol, Uranüs’ün merkezinden, gezegen yarıçapının üçte biri kadar güney dönme kutbuna kaydırılır. [102] Bu olağandışı geometri, güney yarımküredeki yüzeydeki manyetik alan gücünün 0,1 gauss (10 µT ) kadar düşük olabileceği gibi, oldukça asimetrik bir manyetosfer ile sonuçlanırken , kuzey yarımkürede 1,1 gauss kadar yüksek olabilir (110 uT). [102] Yüzeydeki ortalama alan 0.23 gauss (23 uT) ‘dır.[102] Voyager 2 verilerinin 2017’dekiçalışmaları,bu asimetrinin Uranüs manyetosferinin bir Uranian günü güneş rüzgârına bağlanmasına ve gezegeni Güneş parçacıklarına açmasına neden olduğunu göstermektedir. [104] kıyasla, dünyanın manyetik alanı iki kutup kabaca güçlü gibidir, ve “manyetik ekvator” kabaca coğrafi ekvator ile paraleldir. [103] Uranüs’ün dipol momenti Dünya’nınkinden 50 kat daha fazladır. [102] [103] Neptün benzer şekilde yer değiştirmiş ve eğilmiş bir manyetik alana sahiptir, bu da bunun buz devlerinin ortak bir özelliği olabileceğini düşündürmektedir. [103]Bir hipotez, çekirdeklerinde üretilen karasal ve gaz devlerinin manyetik alanlarının aksine, buz devlerinin manyetik alanlarının, örneğin su-amonyak okyanusunda nispeten sığ derinliklerde hareketle üretilmesidir. [72] [105] Manyetosferin hizalanması için bir başka olası açıklama, Uranüs’ün iç kısmında manyetik alanı caydıracak sıvı elmas okyanuslarının olmasıdır. [76]
Meraklı hizalamasına rağmen, diğer açılardan Uranian manyetosferi diğer gezegenlerinki gibi: önündeki yaklaşık 23 Uran yarıçapında bir yay şoku , 18 Uran yarıçapında bir manyetopause , tamamen gelişmiş bir manyetotail ve radyasyon kemerleri var . [102] [103] [106] Genel olarak, Uranüs manyetosferinin yapısı Jüpiter’inkinden farklı ve Satürn’ünkine daha çok benziyor. [102] [103] Uranüs’ün manyetotail arkasından milyonlarca kilometre uzaya gidiyor ve uzun bir tirbuşona yana doğru dönmesiyle bükülüyor. [102] [107]
Uranüs manyetosfer içerir yüklü parçacıkların başlıca: proton ve elektronlar küçük bir miktarı ile, H 2 + iyonları. [103] [106] Daha ağır iyonlar tespit edilmedi. Bu parçacıkların çoğu muhtemelen termosferden türemiştir. [106] iyonu ve elektron enerjisi 4 ve 1.2 kadar yüksek olabilir megaelectronvolts sırasıyla. [106] (1 altında düşük enerji yoğunluğu kiloelectronvolt iç magnetosferlerinde iyonlar) yaklaşık 2 cm bir -3 . [108]Parçacık popülasyonu, manyetosferden geçen ve gözle görülür boşluklar bırakan Uranyalı aylardan güçlü bir şekilde etkilenir. [106] parçacık akı neden kararmasına veya etmek için yeterli olan alan hava koşullarına 100,000 yıllık bir astronomik hızlı bir zaman ölçeği üzerindeki yüzeylerin. [106] Bu, Uranya uydularında ve halkalarında eşit derecede koyu renklenmenin nedeni olabilir. [109] Uranüs, her iki manyetik kutup çevresinde parlak ark olarak görülen nispeten iyi gelişmiş auroralara sahiptir. [98] Jüpiter en aksine, Uranüs’ün aurorae planet termosfer enerji dengesi için önemsiz olduğu görülüyor. [101]
İKLİM
Ultraviyole ve görünür dalga boylarında, Uranüs’ün atmosferi, diğer dev gezegenlere kıyasla, aksi takdirde yakından benzediği Neptün’e göre yumuşaktır. [21] zaman Voyager 2 1986’da Uranüs tarafından uçtu on toplam gözlenen bulut tüm gezegen boyunca sahiptir . [19] [110] Bu özellik kıtlığı için önerilen bir açıklama, Uranüs’ün iç ısısının diğer dev gezegenlerinkinden belirgin şekilde daha düşük görünmesidir. Uranüs tropopozunda kaydedilen en düşük sıcaklık 49 K (−224 ° C; −371 ° F) olup Uranüs’ü Güneş Sistemindeki en soğuk gezegen yapar. [14] [82]
ŞERİTLİ YAPI,RÜZGARLAR VE BULUTLAR
1986’da Voyager 2 , Uranüs’ün görünür güney yarımküresinin iki bölgeye ayrılabileceğini buldu: parlak bir polar kapak ve koyu ekvatoral bantlar. [19] Sınırları yaklaşık −45 ° enlemdedir . Enlem aralığını −45 ila −50 ° arasında tutan dar bir bant, görünür yüzeyinde en parlak büyük özelliktir. [19] [111] Buna güney “yaka” denir. Kapak ve yakanın, 1.3 ila 2 bar basınç aralığında yer alan yoğun bir metan bulutları bölgesi olduğu düşünülmektedir. [112] Büyük ölçekli şeritli yapının yanı sıra Voyager 2, çoğu yakasından birkaç derece kuzeyde uzanan on küçük parlak bulut gözlemledi. [19 ]Uranüs, 1986’da dinamik olarak ölü bir gezegen gibi görünüyordu. Voyager 2, Uranüs’ün güney yazının zirvesine geldi ve kuzey yarımküreyi gözlemleyemedi. Kuzey kutup bölgesinin ortaya çıktığı 21. yüzyılın başında, Hubble Uzay Teleskobu (HST) ve Keck teleskopu başlangıçta kuzey yarımkürede ne bir yaka ne de bir kutup kapağı gözlemledi. [111] Uranüs asimetrik görünüyordu: güney kutbunun yakınında parlak ve güney yakanın kuzeyindeki muntazam karanlık. [111] 2007 yılında, Uranüs ekinoksunu geçtiğinde, güney yaka neredeyse ortadan kayboldu ve 45 ° enlemin yakınında hafif bir kuzey yaka ortaya çıktı . [113]
Çok sayıda bulut özelliğinin izlenmesi , Uranüs’ün üst troposferinde üflenen bölgesel rüzgarların belirlenmesine izin verdi . [21] Ekvator rüzgarlarında retrograd, yani gezegensel dönüşün ters yönünde esdikleri anlamına gelir. Hızları 60360 ila 80180 km / s’dir (20220 ila −110 mph). [21] [111] Rüzgar hızları ekvatordan uzaklıkla artar ve troposferin sıcaklık minimumunun bulunduğu sıfır ± 20 ° enlem değerine yakın sıfır değerlerine ulaşır. [21] [81] Kutuplara daha yakın olan rüzgarlar, Uranüs’ün dönüşüyle akan bir ilerleme yönüne doğru kayar. Direklerde sıfıra düşmeden önce rüzgar hızları ± 60 ° enlemde maksimuma ulaşmaya devam ediyor. [21]−40 ° enlemdeki rüzgar hızları 540 ila 720 km / sa (340 ila 450 mil / sa) arasında değişir. Yaka, paralelin altındaki tüm bulutları gizlediğinden, güney kutbu ile güney kutbu arasındaki hızların ölçülmesi imkansızdır. [21] Buna karşılık, kuzey yarımkürede + 50 ° enlemin yakınında 860 km / s (540 mph) hıza kadar çıkan maksimum hızlar gözlemlenir. [21] [111] [118]
MEVSİMSEL DEĞİŞİM
Mart-Mayıs 2004 arasında kısa bir süre için, Uranya atmosferinde büyük bulutlar ortaya çıktı ve Neptün benzeri bir görünüm kazandı. [115] [119] Gözlemler, 820 km / s (510 mil / saat) rekor kıran rüzgar hızlarını ve “Dört Temmuz havai fişek” olarak anılan sürekli fırtınayı içeriyordu. [110] Ağustos 2006’da 23 günü Uzay Bilimleri Enstitüsü (Boulder, Colorado) ve Wisconsin Üniversitesi araştırıcıları bilimcilere Uranüs atmosferik aktivite daha fazla bilgi verecektir, Uranüs’ün yüzeyinde bir karanlık nokta gözlemledi. [116] Faaliyetteki bu ani yükselişin neden tam olarak bilinmediği, ancak Uranüs’ün aşırı eksenel eğiminin hava koşullarında aşırı mevsimsel değişikliklere yol açtığı görülüyor. [61] [117] Bu mevsimsel varyasyonun doğasını belirlemek zordur çünkü Uranüs’ün atmosferi hakkında iyi veriler 84 yıldan daha az ya da bir tam Uranian yılı boyunca var olmuştur. Yarım Uran yıl boyunca fotometri (1950’lerden itibaren) iki spektral bantta parlaklıkta düzenli varyasyon gösterdi, maksimumlar gündönümünde meydana geldi ve ekinokslarda meydana gelen minima. [120] 1960’larda başlayan derin troposferin mikrodalga ölçümlerinde, gündönümünde azami olan benzer bir periyodik varyasyon kaydedilmiştir. [121] 1970’lerde başlayan stratosferik sıcaklık ölçümleri de 1986 gündönümü yakınında maksimum değerler göstermiştir. [97]Bu değişkenliğin çoğunun, izleme geometrisindeki değişiklikler nedeniyle oluştuğu düşünülmektedir. [114]
Uranüs’te fiziksel mevsimsel değişikliklerin gerçekleştiğine dair bazı göstergeler var. Uranüs’ün parlak bir güney kutup bölgesine sahip olduğu bilinmesine rağmen, kuzey kutbu oldukça loştur, bu da yukarıda özetlenen mevsimsel değişiklik modeliyle uyumsuzdur. [117] 1944’teki önceki kuzey gündönümü sırasında, Uranüs yüksek parlaklık seviyeleri sergiledi, bu da kuzey kutbunun her zaman çok loş olmadığını gösteriyor. [120] Bu bilgi görünür kutbun gündönümünden bir süre önce parladığını ve ekinokstan sonra karardığını gösterir. [117] görünür ve mikrodalga verilerinin detaylı analizi parlaklık dönemsel değişiklikler aynı zamanda bir değişikliği gösterir solstices etrafında tamamen simetrik olmadığı ortaya boylam albedo desenleri. [117] Uranüs uzaklıkta gündönümünden, Hubble ve yer teleskoplardan hareket güney kutup kapak (parlak olan Güney bileziğin dışında) belirgin bir şekilde karanlık olduğunu ortaya koyduğu gibi, 1990’larda, [112] kuzey yarımkürede göstermiştir, oysa artan faaliyeti , [110] bulut oluşumları ve daha güçlü rüzgarlar gibi, yakında aydınlanması beklentilerini destekliyor. [115] Bu gerçekten 2007’de bir ekinoks geçtiğinde oldu: zayıf bir kuzey kutup yaka ortaya çıktı ve güney yaka neredeyse görünmez hale geldi, ancak bölgesel rüzgar profili biraz asimetrik kalmasına rağmen, kuzey rüzgarları güneyden biraz daha yavaştı. [113]
Bu fiziksel değişikliklerin mekanizması hala net değildir. [117] Yaz ve kış gündönümü yakınında, Uranüs’ün yarım küreleri dönüşümlü olarak Güneş ışınlarının tam parıltısında ya da derin uzaya bakmaktadır. Güneşli yarımkürenin parlaklaşmasının, troposferde bulunan metan bulutlarının ve pus tabakalarının lokal kalınlaşmasından kaynaklandığı düşünülmektedir. [112] −45 ° enlemdeki parlak yaka da metan bulutlarıyla bağlantılıdır. [112] Güney kutup bölgesindeki diğer değişiklikler, alt bulut katmanlarındaki değişikliklerle açıklanabilir. [112] Mikrodalga emisyonunun Uranüs’ten kaynaklanması muhtemelen derin troposferik dolaşımdaki değişikliklerden kaynaklanmaktadır, çünkü kalın kutup bulutları ve pus konveksiyonu engelleyebilir. [122] Şimdi ilkbahar ve sonbahar ekinoksları Uranüs’e geldiğine göre, dinamikler değişiyor ve konveksiyon tekrar meydana gelebilir. [110] [122]
FORMASYON
Birçoğu, buz devleri ile gaz devleri arasındaki farkların oluşumlarına kadar uzandığını iddia ediyor. [123] [124] Güneş Sistemi’nin, kutupsal bulutsu olarak bilinen dev bir dönen gaz ve toz topundan oluştuğu varsayılmaktadır. Bulutsunun gazının, özellikle hidrojen ve helyumun çoğu, Güneş’i oluşturdu ve toz taneleri, ilk protoplanetleri oluşturmak için toplandı. Gezegenler büyüdükçe, bazıları sonunda yerçekimlerinin bulutsunun artık gazına tutunması için yeterli madde topladı. [123] [124]Ne kadar gaz tuttuklarında, o kadar büyürler; büyüdükçe, kritik bir noktaya ulaşılana kadar daha fazla gaz tuttular ve boyutları katlanarak artmaya başladı. Sadece birkaç Dünya kütlesi bulutsu gazı olan buz devleri bu kritik noktaya asla ulaşmadı. [123] [124] [125] Gezegensel göçün son simülasyonları, her iki buz devinin de Güneş’e şu anki konumlarından daha yakın oluştuğunu ve oluşumdan sonra dışarı doğru hareket ettiğini öne sürdü ( Nice modeli ). [123]
UYDULAR
Uranüs’ün bilinen 27 doğal uydusu vardır . [125] Bu uyduların isimleri, Shakespeare ve Alexander Pope eserlerinde karakterler seçilmiştir . [71] [126] Beş ana uydu Miranda , Ariel , Umbriel , Titania ve Oberon’dur . [71] Uranya uydu sistemi, dev gezegenlerinkiler arasında en az masif olanıdır; beş ana uydunun birleşik kütlesi, sadece Triton’un ( Neptün’ün en büyük ayı ) yarısından daha az olacaktır. [9] Uranüs’ün uydularının en büyüğü Titania, sadece 788.9 km (490.2 mi) yarıçapa veya Ay’ın yarısından daha azına sahiptir, ancak Satürn’ün en büyük ikinci uydusu olan Rhea’dan biraz daha fazla olan Titania’yı sekizinci en büyük hale getiriyor Güneş sisteminde ay . Uranüs uyduları nispeten düşük albedolara sahiptir; Umbriel için 0.20 ila Ariel için 0.35 (yeşil ışıkta) arasında değişmektedir. [19] Kabaca% 50 buz ve% 50 kayadan oluşan buz-kaya holdingleridir. Buz, amonyak ve karbondioksit içerebilir. [109] [127]
Uranyalı uydular arasında Ariel, en az etkili kraterlere ve Umbriel’in en eski yüzeyine sahip gibi görünüyor. [19] [109] Miranda’nın 20 km (12 mil) derinliğinde, hatalı katmanları, yüzey çağlarında ve özelliklerinde kaotik bir varyasyon vardır. [19] Miranda geçmiş jeolojik aktivitesi tarafından tahrik edilmiş düşünülmektedir gelgit ısıtma 1: yörüngesi şu anda daha fazla eksantrik olduğunda muhtemelen eski 3 sonucu, bir seferde yörünge rezonans Umbriel ile. [128] Gerilmeli yüzeye çıkışı ile ilişkili işlemler diyapirler Miranda ‘racetrack’ gibi olası kökenli güneştacına. [129] [130] Ariel’in bir zamanlar Titania ile 4: 1 rezonansta tutulduğu düşünülüyor. [131]
Uranüs, Güneş- Uranüs L 3 Lagrange noktasını işgal eden en az bir at nalı yörüngesine sahiptir – yörüngesinde 180 ° ‘de yerçekimi ile dengesiz bir bölge olan 83982 Crantor . [132] [133] Vinç, karmaşık, geçici bir at nalı yörüngesinde Uranüs’ün ko-orbital bölgesinde hareket eder. 2010 EU 65 aynı zamanda umut vaat eden bir Uranüs at nalı kurtarıcı adayıdır. [133]
GEZEGEN HALKALARI
Uran halkaları, mikrometreden bir metrenin bir kısmına kadar değişen çok karanlık parçacıklardan oluşur. [19] Halen 13 ayrı halka bilinmektedir, en parlakı ε halkadır. Uranüs’ün iki halkası hariç hepsi son derece dardır – genellikle birkaç kilometre genişliğindedir. Halkalar muhtemelen oldukça genç; dinamik düşünceler Uranüs ile oluşmadıklarını göstermektedir. Halkalardaki madde bir zamanlar yüksek hızlı etkilerle parçalanan bir ayın (veya ayların) bir parçası olabilir. Bu etkilerin bir sonucu olarak oluşan çok sayıda döküntüden, mevcut halkaların konumlarına karşılık gelen kararlı bölgelerde sadece birkaç parçacık hayatta kaldı. [109] [134]
William Herschel 1789’da Uranüs çevresinde olası bir yüzüğü tarif etti. Bu görüş genellikle şüpheli olarak kabul edilir, çünkü halkalar oldukça zayıftır ve sonraki iki yüzyılda diğer gözlemciler tarafından hiçbiri not edilmemiştir. Yine de Herschel, epsilon halkasının boyutunu, Dünya’ya göre açısını, kırmızı rengini ve Uranüs Güneş’in etrafında dolaşırken görünen değişikliklerini doğru bir şekilde anlattı. [135] [136] Halka sistemi, 10 Mart 1977’de James L. Elliot , Edward W. Dunham ve Jessica Mink tarafından Kuiper Havadan Gözlemevi kullanılarak kesin olarak keşfedildi . Keşif tesadüfî idi; okulu kullanmayı planladılarUranüs’ün atmosferini incelemek için SAO 158687 yıldızının (HD 128598 olarak da bilinir) . Gözlemleri incelendiğinde, yıldızın Uranüs’ün arkasında hem kaybolmadan önce hem de sonra beş kez kısa bir süre kaybolduğunu keşfettiler. Uranüs çevresinde bir halka sistemi olması gerektiği sonucuna vardılar. [137] Daha sonra dört ek halkalar algıladı. [137] Voyager 2 1986’da Uranüs’ü geçtiğinde halkalar doğrudan görüntülendi. [19] Voyager 2 ayrıca toplam ek on bir sayıya ulaşan iki ek zayıf halka keşfetti. [19]
Aralık 2005’te Hubble Uzay Teleskobu önceden bilinmeyen bir çift halka tespit etti. En büyüğü Uranüs’ten daha önce bilinen halkalardan iki kat daha uzakta bulunur. Bu yeni halkalar Uranüs’ten o kadar uzaktır ki, bunlara “dış” halka sistemi denir. Hubble ayrıca biri Mab’in yörüngesini yeni keşfedilen en dıştaki halka ile paylaşan iki küçük uydu gördü . Yeni halkalar toplam Uranian halka sayısını 13’e getiriyor. [138] Nisan 2006’da, Keck Gözlemevi’nden yeni halkaların görüntüleri dış halkaların renklerini verdi: en dıştaki mavi ve diğeri kırmızı. [139] [140] Dış halkanın mavi rengiyle ilgili bir hipotez, Mab’in yüzeyinden mavi ışığı saçacak kadar küçük olan küçük su buzu parçacıklarından oluşmasıdır. [139] [141] Buna karşılık, Uranüs’ün iç halkaları gri görünür. [139]
-
1977’deki keşif okulu hakkında animasyon. (Başlamak için üzerine tıklayın)
-
Uranüs, Satürn’den sonra Güneş Sisteminde keşfedilen ikinci sistem olan karmaşık bir gezegen halka sistemine sahiptir . [134]
-
Hubble teleskobu tarafından görüntülenen ekvator halkalarına karşı Uranüs’ün auroraları. Dünya ve Jüpiter’in auroralarından farklı olarak, Uranüs’ünkiler, manyetik alanı nedeniyle kutuplarıyla aynı çizgide değildir.
KEŞİF
Voyager 1 incelenmesi çünkü Uranüs ziyaret edemedi Satürn uydusu Titan öncelik olarak kabul edildi. Bu yörünge Voyager 1’i ekliptik düzleminden çıkardıve gezegen bilim misyonunu sona erdirdi. [143] : 118
Cassini uzay aracını Satürn’den Uranüs’e gönderme olasılığı 2009 yılında bir görev uzantısı planlama aşamasında değerlendirildi, ancak sonuçta Satürn atmosferinde yok edilmesi lehine reddedildi. [144] Satürn’den ayrıldıktan sonra Uranya sistemine ulaşmak yaklaşık yirmi yıl alacaktı. [144] 2011 yılında yayınlanan 2013-2022 Gezegen Bilimi Decadal Araştırması tarafından bir Uranüs yörüngesi ve soruşturması önerilmiştir ; öneri 2020-2023 döneminde lansmanı ve 13 yıllık Uranüs’e yolculuk yapmayı öngörüyor. [145] Uranüs giriş probu, Pioneer Venus Multiprobe mirasını kullanabilir ve 1-5 atmosfere inebilir. [145]ESA, Uranüs Pathfinder adlı “orta sınıf” bir misyonu değerlendirdi . [146] Yeni Bir Sınır Uranüs Yörüngesi, Uranüs Yörüngesi Örneği adlı çalışmada değerlendirilmiş ve önerilmiştir . [147] Böyle bir göreve Atlas 521 ve 12 yıllık bir yolculukla 1500 kg’ın üzerinde nispeten büyük bir kütlenin sisteme gönderilme kolaylığı yardımcı olur . [148]
KÜLTÜRDE
Astrolojide, gezegen Uranüs ( ) iktidardaki gezegendir Kova . Uranüs camgöbeği ve Uranüs elektrikle ilişkili olduğundan, camgöbeğine yakın olan elektrik mavisi rengi Kova burcuyla ilişkilendirilir [149]
Kimyasal element uranyum Alman kimyager tarafından 1789 yılında keşfedilen, Martin Heinrich Klaproth , yeni keşfedilen gezegen Uranüs adı verildi. [150]
“Uranüs, Büyücü ” Gustav Holst’un orkestra takımı The Planets’te 1914-1916 arasında yazılmış bir harekettir .
Operasyon Uranüs , Kızıl Ordu tarafından Stalingrad’ı geri almak için II . Dünya Savaşı’ndaki başarılı askeri operasyon oldu ve Wehrmacht’a karşı kara savaşında dönüm noktasını işaret etti .
John Keats’in ” Chapman’ın Homer’a İlk Bakışı” nda “Sonra göklerin izleyicisini sevdiğimi hissettim / Yeni bir gezegen ken’sine yüzdüğünde”, Herschel’in Uranüs’ü keşfine bir referans. [151]
NOTLAR
KAYNAKÇA
|