WikiPortallus: Uran (planeta)

Uran – siódma w kolejności od Słońca planeta Układu Słonecznego. Jest także trzecią największą i czwartą najmasywniejszą planetą naszego systemu. Należy do grupy gazowych olbrzymów. Nazwa planety pochodzi od greckiego boga Uranosa. Stanowi to wyjątek, gdyż wszystkie pozostałe planety noszą imiona bóstw rzymskich. Symbolami Urana są ♅ (Unicode U+2645, w astrologii) oraz

(w astronomii). Posiada 27 odkrytych księżyców.

edytuj Odkrycie i nazwanie Urana

W starożytności Uran nie był znany. Został odkryty przez Williama Herschela w 1781 roku. Planeta była wcześniej wielokrotnie obserwowana, ale za każdym razem uznawano ją za gwiazdę. Pierwsze udokumentowane obserwacje planety pochodzą z 1690 roku, kiedy to John Flamsteed skatalogował ją jako 34 Tauri. Flamsteed obserwował Uran jeszcze dwukrotnie, w 1712 i 1715. James Bradley dokonał obserwacji w latach 1748, 1750 i 1753, zaś Tobias Mayer w 1756. Pierre Lemonnier obserwował Uran cztery razy w 1750, dwa razy w 1768, sześciokrotnie w 1769 i po raz ostatni w roku 1771. Ten francuski astronom padł ofiarą własnej niefrasobliwości - zapiski jego obserwacji znaleziono później na papierowej torbie używanej do przechowywania proszku do włosów.

Gdy Sir William Herschel dostrzegł Uran 13 marca 1781 roku uznał go za kometę, a swoje odkrycie ogłosił 26 kwietnia 1781: Account of a Comet, By Mr. Herschel, F. R. S.; Communicated by Dr. Watson, Jun. of Bath, F. R. S., Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Volume 71, pp. 492-501. Herschel początkowo nazwał obiekt Georgium Sidus (Gwiazda Jerzego), licząc na względy ze strony króla angielskiego Jerzego III. Gdy okazało się, że obiekt jest planetą, Herschel zmienił nazwę na Georgian Planet. Mimo że nazwa ta nie mogła być zaakceptowana nigdzie poza Wielką Brytanią, pomysł Herschela niespodziewanie zaowocował otrzymaniem dożywotniej pensji ze skarbu Korony.

W 1784 r. Jérôme Lalande zaproponował, aby planetę nazwać Herschel, stworzył też jej symbol. Jego propozycja została przyjęta przez francuskich astronomów. Erik Prosperin z Uppsali zasugerował nazwy Astraea, Cybele i Neptun (później nadano je dwóm planetoidom i ósmej planecie). Anders Lexell z St. Petersburga wahał się między Neptunem Jerzego II i Neptunem Wielkiej Brytanii. Daniel Bernoulli z Berlina proponował nazwy Hypercronius i Transaturnis, Georg Lichtenberg z Göttingen, optował za nazwą Austräa. Proponowano również imię Minerwa.

Ostatecznie Johann Bode, redaktor niemieckiego rocznika Berliner Astronomisches Jahrbuch, poparł nazwę Uranus (Uran) – od greckiego boga Uranosa, syna Gai. Maximilian Hell umocnił tę nazwę, używając jej w pierwszych, wydanych w Wiedniu, efemerydach.

Pierwsze egzemplarze Monthly Notices of the Royal Astronomical Society z 1827 roku pokazują, że nazwa Uran (Uranus) była już wcześniej powszechnie przyjętym terminem, nawet wśród Brytyjczyków, a nazwę Georgium Sidus stosowali tylko nieliczni Anglicy. Ostatnim punktem oporu było HM Nautical Almanac Office, które przyjęło nazwę "Uran" dopiero w 1850 roku.

edytuj Charakterystyka fizyczna

Do niedawna uważano, że wszystkie planety klasyfikowane jako gazowe olbrzymy zbudowane są podobnie, jednak badania za pomocą sond kosmicznych dowiodły, że budowa i skład chemiczny Urana w dużej mierze odróżniają go od Jowisza i Saturna. Przede wszystkim Uran zawiera stosunkowo mało wodoru - 15% masy, i tylko niewielką domieszkę helu (pierwiastki te są głównymi składnikami większych planet). Jego masa wynosi około 14 mas Ziemi. Jest najlżejszą spośród planet gazowych. Ma dużo chłodniejsze jądro niż pozostałe planety gazowe i wypromieniowuje w przestrzeń bardzo niewiele ciepła.

edytuj Budowa wewnętrzna

W centrum Urana znajduje się prawdopodobnie niewielkie skaliste jądro, skupiające ok. 24% masy planety. Otacza je gruba warstwa płaszcza złożonego z lodu, zestalonego amoniaku i metanu (65% masy). Pozostałe 11% masy stanowi płynno-gazowa powłoka powierzchniowa, przechodząca stopniowo w atmosferę, składającą się w 83% z wodoru i w 15% z helu, a na mniejszych wysokościach także z metanu (2%) i amoniaku, formujących często obłoki.

Charakterystyczną turkusową barwę nadaje Uranowi domieszka metanu znajdującego się w atmosferze, który pochłania czerwony kolor.

edytuj Nachylenie osi

Nachylenie płaszczyzny równika do płaszczyzny orbity wynosi około 90°. Taka konfiguracja daje złudzenie toczenia się planety podczas ruchu wokół Słońca. Przez połowę okresu orbitalnego Urana, wynoszącego 84 lata ziemskie, jeden z jego biegunów, wystawiony jest na działanie promieni słonecznych, podczas gdy drugi tkwi w ciemnościach.

Podczas przelotu sondy Voyager 2 w 1986 roku, "południowy" biegun Urana był zwrócony niemal dokładnie w stronę Słońca. Należy zaznaczyć, że kwestia oznaczania tego bieguna jako południowy jest dyskusyjna. Wynika to z faktu, że równik Urana może zostać opisany jako nachylony pod kątem 97,9° lub też jako nachylony pod kątem 82,1°, tyle że w drugim przypadku planeta wiruje w kierunku wstecznym. Obydwa opisy są tożsame, powodują jednak zamianę biegunów miejscami.

Konsekwencją ustawienia osi niemal w płaszczyźnie obiegu, jest znaczna dysproporcja w ilości otrzymywanej energii słonecznej na różnych szerokościach geograficznych. Paradoksalnie różnica temperatur między równikiem a biegunem wynosi tylko kilka stopni. Mechanizm występującego tu przepływu ciepła pozostaje nieznany.

Nieznana jest również przyczyna specyficznej orientacji osi Urana. Najbardziej prawdopodobna hipoteza głosi, że w okresie formowania Układu Słonecznego zderzył się on z wielkim planetozymalem, czego skutkiem była zmiana orbity planety i być może także jej struktury.

Najnowsze obserwacje wskazują na to, że zmianie pór roku na planecie towarzyszą gwałtowne procesy pogodowe. Podczas przelotu, Voyager 2 sfotografował w atmosferze niewielkie, blade obłoki, natomiast aktualne zdjęcia wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a ukazują wyraźne pasma chmur.

edytuj Magnetosfera

Pole magnetyczne Urana jest trzy razy silniejsze niż Ziemskie. Środek pola magnetycznego nie pokrywa się z centrum planety, a linie pola nachylone są kątem 59° względem osi rotacji. Pole magnetyczne Neptuna jest podobnie przemieszczone, mimo całkowicie odmiennych parametrów orbity i osi planety. Sugeruje to, że cecha ta nie ma związku ze specyficznym nachyleniem osi Urana do orbity. Wirujący, cylindryczny ogon magnetyczny rozciąga się na co najmniej 10 milionów kilometrów poza planetę, a dzięki ruchowi rotacyjnemu Urana jest skręcony w kształt przypominający korkociąg.

Źródłem pola magnetycznego Urana jest prawdopodobnie znajdujący się pod wysokim ciśnieniem i przewodzący elektryczność ocean wody i amoniaku oddzielający jądro i atmosferę planety.

edytuj Strefy klimatyczne na Uranie

W zasadzie powierzchnie każdej planety można podzielić na pięć podstawowych stref klimatycznych. Pierwsza to strefa tropikalna, obejmująca obszary bliskie równika planety, na które Słońce lub inna gwiazda dzienna świeci czasem prostopadle, w których może się ono znajdować w zenicie. Strefa tropikalna rozciąga się po obu stronach równika Aż do szerokości równej nachyleniu osi planety do kierunku prostopadłego z płaszczyzną orbity. Dwie inne strefy klimatyczne to strefy polarne, w których Słońce przez pewien okres w lecie w ogóle nie zachodzi, a kiedy indziej w zimie w ogóle nie wschodzi. Rozciągają się one od biegunów, aż do równoleżnika o szerokości równej 90° odjąć wartość nachylenia osi planety. Pomiędzy strefami polarnymi a tropikalną znajdują się jeszcze dwie strefy umiarkowane. Równoleżniki oddzielające strefy polarne od umiarkowanych nazywają się kołami podbiegunowymi, równoleżniki ograniczające strefę tropikalną – zwrotnikami. Im większe jest nachylenie osi planety, tym mniejsze są strefy polarne i tropikalna. Gdyby równik planety pokrywał się ściśle z płaszczyzną orbity, strefa tropikalna ograniczała by się do geometrycznego okręgu, strefy polarne do dwóch punktów – biegunów. Co dzień na równiku Słońce przechodziłoby przez zenit, a na biegunach stale krążyłoby po horyzoncie. Przy prostopadłym ustawieniu osi nie było by pór roku. Nachylenie osi niektórych planet Układu Słonecznego jest prawie prostopadłe. Na przykład nachylenie osi Jowisza wynosi 86°54´ a Merkurego jest bliskie 90°. Prawie cale powierzchnie tych planet należą do stref umiarkowanych, co przy niewielkich zmianach temperatury sezonowej wywołanymi porami roku (a raczej ich brakiem) decyduje o nie zmiennym klimacie. Nachylenie osi innych planet wynosi przeważnie 60°-80° (Ziemia 66°34´). Im większe jest nachylenie osi planety, tym większy obszar zajmują strefy polarne i tropikalna. Przy nachyleniu 45 stopni, koła podbiegunowe pokrywałyby się ze zwrotnikami i na takiej planecie byłyby tylko trzy strefy: dwie polarne i jedna tropikalna. Kierunek obrotu planety jest dla jej klimatu obojętny. Jeśli nachylenie jest większe od 45 stopni to strefy umiarkowane zanikają a strefy polarne nachodzą na strefę tropikalną. Nachylenie osi obrotu może być bardzo małe i skutkiem tego prawie cała powierzchnia planety należy do strefy tropikalnej i jednocześnie do strefy polarnej. Takie właśnie zjawisko występuje na Uranie, którego oś obrotu jest nachylona do płaszczyzny jego orbity zaledwie pod kątem 8 stopni. Na skutek tego powstaje tam paradoksalna sytuacja: koła podbiegunowe leżą blisko równika a zwrotniki zaledwie o kilka stopni od biegunów. Osobliwy jest więc rozkład stref klimatycznych na Uranie. Przypuszcza się, że podobne zjawisko występuje tez na Plutonie. Mamy więc tam dwie strefy ściśle polarne, jedną wąską strefę ściśle tropikalną i dwie obszerne strefy łączące właściwości zarówno stref polarnych, jak i strefy tropikalnej. Nad strefami biegunowymi Słońce przez pół roku nie zachodzi i przez drugie pół roku nie wschodzi. Pojawia się ono nad zachodnim horyzontem, wznosi się coraz wyżej, przechodzi przez zenit i wreszcie wolno zachodzi pod wschodnim horyzontem. Osobliwie przedstawia się również ruch Słońca nad obszarami umiarkowanymi. Niekiedy świeci ono tuż przy tamtejszym biegunie niebieskim, zataczając wokół niego niewielkie koło, podobnie jak Gwiazda Polarna na ziemskim niebie. Innym znów razem tarcza słoneczna przechodzi przez zenit, w miarę jednak upływu czasu świeci coraz bliżej horyzontu i wreszcie przestaje w ogóle wschodzić przez pół roku. Na tej półkuli Urana, na której w danym czasie panuje lato, Słońce przez pół roku nie zachodzi. W tym samym czasie jednak na przeciwnej półkuli planety panuje zima i noc polarna, trwająca także pół roku. Należy pamiętać przy tym, że rok na Uranie trwa aż 84 lata, a zatem jedno półrocze ciągnie się tam przez 42 lata ziemskie. Zrozumiałe jest, że Uran z uwagi na wielką odległość od Słońca otrzymuje dużo mniej energii cieplnej niż Ziemia. Średnica tarczy słonecznej na tamtejszym firmamencie jest bardzo mała, mierzy bowiem zaledwie niecałe dwie minuty kątowe. Wygląda więc prawie jak zwykły punkt, który jednak świeci 1200 razy jaśniej niż Księżyc w pełni na ziemskim niebie.

edytuj Badania Urana

Jedyną jak dotychczas sondą, która odwiedziła Urana był wystrzelony przez NASA w 1977 roku Voyager 2. Największe zbliżenie z planetą nastąpiło 24 stycznia 1986. Sonda dostarczyła zdjęcia jednorodnej błękitnej kuli, z powodu których wielu astronomów określiło Urana jako planetę "nudną i niezmienną". Planetę obserwowano również za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a.

edytuj Wygląd nieba na Uranie

Wyobraźmy sobie, że znajdujemy się w chwili obecnej na Uranie… Zapomnijmy na chwilę, że Uran jest jedną z wielkich planet i nie ma prawdopodobnie twardej powierzchni, jak na przykład Ziemia i że jego atmosfera jest wypełniona gęstymi obłokami i zastanówmy się, jak wyglądałoby oglądanie stąd sklepienia nieba: byłby to widok dziwny, że szkoda by nie przyjrzeć mu się dokładniej. Północny biegun świata na Uranie, wokół którego wiruje tamtejszy firmament, leży w gwiazdozbiorze Byka. Wygląd poszczególnych znanych gwiazdozbiorów były na Uranie taki sam jak na Ziemi, ponieważ odległość 2719 milionów km (różnica średnich odległości od Słońca Urana i Ziemi) nie odgrywa w tym przypadku żadnej roli, natomiast pozorny obrót sfery niebieskiej odbywał by się tu nie ze wschodu na zachód jak u nas, ale z zachodu na wschód. Mimo że wygląd gwiazdozbiorów byłby tu taki sam jak u nas, a gwiazdy wcale nie wydawałyby się bliższe, to jednak teleskop połączony z dokładnym przyrządem pomiarowym od razu ujawnił by różnice: trygonometryczne paralaksy gwiazd można by stąd mierzyć dziewiętnaście razy dokładniej niż z Ziemi; gwiazda Centauri wykazywałaby paralaksę 14”,6 zamiast 0”,76. Jednak widok na Układ Słoneczny byłby stąd znacznie gorszy niż z Ziemi. Merkurego, Wenus, naszej Ziemi i Marsa ze względu na ich bliskie sąsiedztwo Słońca, nie można by było zobaczyć gołym okiem; podobnie Jowisza można by obserwować tylko z trudnością, ponieważ wyglądałby jak słaba gwiazdka 5m, oddalająca się najwyżej 16 stopni od Słońca i dlatego obserwowana tylko jako gwiazda wieczorna lub poranna. Znacznie lepiej widać by było stąd Saturna, który może się tu oddalać od Słońca aż o 33 stopnie i jest obiektem 4m. Neptuna można by obserwować w pobliżu opozycji jako gwiazdkę 5 i to nieprzerwanie przez wiele lat, choć potem nie widzielibyśmy go przez pełne 150 lat! Z bieguna Urana, w czasie gdy panuje tam zima, moglibyśmy nie dostrzec ani jednego ciała naszego układu planetarnego przez ponad 40 lat. Z Urana nie dostrzeglibyśmy ani jednej komety, nawet z tak zwanej rodziny komet Urana, ponieważ w tak dużych odległościach od Słońca komety nie rozwijają jeszcze ogonów, a ich głowy maja zbyt małą jasność, by można je było dostrzec gołym okiem. Nużącą jednostajność tutejszego nieba ożywiałoby tylko pięć księżyców Urana widocznych stąd gołym okiem w postaci tarcz o różnej wielkości, na których moglibyśmy dostrzec plamy i fazy, takie jak obserwujemy w przypadku naszego Księżyca. Największym i najjaśniejszym wydawałby się nam stąd Ariel a po nim następowałyby Miranda, Tytania, Umbriel, Oberon. Księżyce te często zaćmiewałyby Słonce i same były by zaćmiewane przez planetę, jednak po upływie jednej serii zaćmień, na jej powtórzenie musielibyśmy czekać aż 40 lat. Jak wyglądałoby Słońce? Ponieważ jego pozorna średnica byłaby równa 1’40”, wydawałoby się nam, że jest to zwykły punkt, o dużej jasności, 1200 razy jaśniejszy niż u nas Księżyc w pełni, tak iż niezbyt długo moglibyśmy mu się przyglądać. Mimo że rozmiary Słońca byłyby tu zredukowane do punktu i tak swą jasnością przewyższałoby ono 300 milionów razy najjaśniejszą gwiazdę na niebie - Syriusza. Jak następowałyby zmiany pór dnia i roku? Okres obiegu Urana jest równy 84 lata ziemskie, poszczególne pory roku trwałyby więc średni 21 lat, a dokładna ich długość zależy od szerokości uranograficznej. Z położenia osi obrotu Urana wynika, że średnia wysokość Słońca na biegunach w okresie przesilenia jest 82 i że w ciągu tutejszego dnia (około 11 godzin) Słońce obiegnie biegun świata po kole o średnicy 16. Wyobraźmy sobie, że znajdujemy się na Uranie w szerokości +50stopni (co odpowiada naszym szerokością geograficznym). Z tego miejsca w chwili przesilenia Słońce widzielibyśmy w południe na wysokości 48 stopni nad horyzontem, a o północy 32 stopnie nad horyzontem. Podczas przesilenia zimowego byłoby na odwrót. Słońce w południe wznosiłoby się na wysokość 32° a o północy na wysokość 48°! W rozważanych szerokościach przez ćwierć wieku trwa nieprzerwanie dzień lub noc.

edytuj Widoczność

Jasność Urana waha się pomiędzy 5,4 a 6,0 magnitudo, tak więc przy bardzo dobrych warunkach, planetę można zobaczyć gołym okiem, choć wygląda wówczas jak słaba gwiazda. Bardzo łatwo można ją za to dostrzec przez lornetkę bądź mały teleskop. Średnica kątowa Urana na niebie wynosi tylko 4", zatem nawet przez największe instrumenty naziemne nie da się wyróżnić żadnych szczegółów na jego tarczy. Planeta znajduje się w odległości około 19,2 j.a. co powoduje, że jej ruch względem gwiazd jest bardzo powolny. W ciągu roku przemieszcza się na tle gwiazd zaledwie o 4 do 5°, dlatego Urana można znaleźć w tym samym gwiazdozbiorze nawet przez kilka kolejnych lat.

edytuj Warunki do obserwacji Urana

edytuj Pierścienie

Uran posiada bardzo cienkie i słabo widoczne pierścienie, których bezpośrednio nie da się zaobserwować z Ziemi. Odkrycia dokonano przy pomocy teleskopu zamontowanego na samolocie. 10 marca 1977 roku James L. Elliot, Edward W. Dunkan i Douglas J. Mink z Kuiper Airborne Observatory zamierzali wykorzystać zakrycie przez Uran jasnej gwiazdy do badań nad atmosferą planety. Jednak ku swemu zdziwieniu zobaczyli, że gwiazda pięciokrotnie ciemnieje i znów się rozjaśnia zanim nasunął się na nią brzeg atmosfery Urana. Jedynym wyjaśnieniem mogła być absorpcja światła przez wcześniej niezauważony system pierścieni.

Fakt ten został potwierdzony w 1986 r. przez sondę Voyager 2, która je sfotografowała. W 2003 roku obserwcje teleskopu Hubble'a pozwoliły odkryć jeszcze dwa szerokie, zewnętrzne pierścienie.

edytuj Księżyce