Уран (планета)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Уран  Uranus symbol.svg
Uranus.jpg
Фотографія Урана з апарату «Вояджер-2».
Відкриття
Відкривач Вільям Гершель
Дата відкриття 13 березня 1781
Велика піввісь 2 876 679 082 км
19,229 411 95 а.о.
Перигелій 2 748 938 461 км
18,375 518 63 а.о.
Афелій 3 004 419 704 км
20,083 305 26 а.о.
Ексцентриситет 0,044 405 586
Орбітальний період 84,323 326 років
42 718 днів Урана[2]
Синодичний період 369,66 днів[3]
Середня орбітальна швидкість 6,81 км/с[3]
Середня аномалія 142,955 717°
Нахил орбіти 0,772 556° до екліптики
6,48° до екватора Сонця
1,02° до незмінної площини[4]
Кутова відстань 3.3"-4.1"[3]
Довгота висхідного вузла 73,989 821°
Довгота перицентру 96,541 318°
Супутники 27
Фізичні характеристики
Екваторіальний радіус 25 559 ± 4 км
4,007 Землі[5][c]
Полярний радіус 24 973 ± 20 км
3,929 Землі
Сплюснутість 0,0229 ± 0,0008[b]
Площа поверхні 8,1156×109 км²
15,91 Землі
Об'єм 6,833×1013 км³
63,086 Землі
Маса (8,6810 ± 0.0013) ×1025 кг
14,536 мас Землі
Середня густина 1270 кг/м³
Прискорення вільного падіння
на поверхні
8,69 м/с2
0,886 g
Друга космічна швидкість 21,3 км/с
Період обертання 0,71833 доби
17 год 14 хв 24 с
Екваторіальна швидкість обертання 2,59 км/с
Нахил осі 97,77°

Commons-logo.svg Уран у Вікісховищі

Ура́н — сьома від Сонця велика планета Сонячної системи, належить до планет-гігантів. Третя за діаметром та четверта за масою планета Сонячної системи. Відкрита 1781 року англійським астрономом Вільямом Гершелем. Планета названа ім'ям античного божества Урана, уособлення неба та піднебесного простору. Уран був батьком Кроноса (або Сатурна — у римському пантеоні).

Уран став першою планетою, відкритою у Новий час і за допомогою телескопа. Про відкриття Урана Вільям Гершель повідомив 13 березня 1781 року, тим самим вперше з часів античності розширив межі Сонячної системи. Хоча деколи Уран помітний неозброєним оком, ранні спостерігачі ніколи не визнавали Уран за планету через його тьмяність та повільний рух орбітою.

На відміну від інших газових гігантів — Сатурна та Юпітера, що складаються в основному з водню і гелію — в надрах Урана та схожого з ним Нептуна, відсутній металевий водень. Проте у них є багато високотемпературних модифікацій льоду — з цієї причини фахівці виділили ці дві планети в окрему категорію «крижаних гігантів». Втім, на відміну від Нептуна, надра Урана складаються в основному з льодів і гірських порід. Основу атмосфери Урана складають водень та гелій. Крім того, в ній виявлені сліди метану та інших вуглеводнів, а також хмари з льоду, твердого аміаку і водню. Уран має найхолоднішу планетарну атмосферу у Сонячній системі з мінімальною температурою 49 К (-224 °C). Вважається, що Уран має складну шарувату структуру хмар, де вода складає нижній шар, а метан — верхній.

Як й інші газові гіганти Сонячної системи, Уран має систему кілець та магнітосферу. Крім того, навколо нього обертаються 27 супутників. Орієнтація Урана в просторі відрізняється від інших планет Сонячної системи — його вісь обертання лежить ніби на боці відносно площини обертання навколо Сонця. Внаслідок цього планета буває оберненою до Сонця то північним полюсом, то південним, то екватором, то середніми широтами.

1986 року американський космічний апарат «Вояджер-2» передав на Землю знімки Урана, які він зробив, пролітаючи на відстані 81 500 кілометрів від планети. На них видно невиразну у видимому спектрі планету без хмар та атмосферних штормів, характерних для інших планет-гігантів. Проте наразі наземними спостереженнями вдалося вирізнити ознаки сезонних змін та збільшення погодної активності на планеті, викликаних наближенням Урана до точки свого рівнодення. Швидкість вітрів на Урані може сягати 240 м/с.

Історія відкриття Урана[ред.ред. код]

Протягом багатьох сторіч астрономи Землі знали тільки п'ять «блукаючих зірок» — планет. Англійський астроном Вільям Гершель, який взявся до реалізації грандіозної програми упорядкування повного систематичного каталога зоряного неба, 13 березня 1781 року помітив поблизу однієї із зірок сузір'я Близнят цікавий об'єкт, що, очевидно, не був зіркою: його видимі розміри змінювалися залежно від збільшення телескопа, а найголовніше — змінювалося його розташування на небі. Гершель спочатку вирішив, що відкрив нову комету (його доповідь на засіданні Королівського товариства 26 квітня 1781 року так і називався — «Повідомлення про комету»), але від кометної гіпотези незабаром довелося відмовитися. На подяку Георгу III, який призначив Гершеля королівським астрономом, він запропонував назвати планету «Георгієвою зіркою», проте, щоб не порушувати традиційного зв'язку з міфологією, було ухвалено назву «Уран».

Перші нечисленні спостереження ще не дозволяли досить точно визначити параметри орбіти нової планети, але, по-перше, кількість цих спостережень (зокрема, у Росії, Франції і Німеччині) швидко збільшувалося, а по-друге, уважне дослідження каталогів минулих спостережень дозволило переконатися, що планета неодноразово фіксувалася і раніше, але її вважали зіркою, що також помітно збільшувало число спостережень.

Протягом 30 років після відкриття Урана гострота інтересу до нього то падала, то зростала. Справа в тому, що підвищення точності спостережень виявило загадкові аномалії в русі планети: він то «відставав» від розрахункового, то починав «випереджати» його. Теоретичне пояснення цих аномалій призвело до нового відкриття — відкриття Нептуна.

Рух, розміри, маса[ред.ред. код]

Уран рухається навколо Сонця майже круговою орбітою (ексцентриситет 0,047), середня відстань від Сонця у 19 разів більша, ніж у Землі, і становить 2871 млн км. Площина орбіти нахилена до екліптики під кутом 0,8°. Один оберт навколо Сонця Уран здійснює за 84,01 земного року. Період власного обертання Урана становить приблизно 17 годин. Неточність визначення значення цього періоду обумовлена декількома причинами, із яких основними є дві: газова поверхня планети не обертається як єдине ціле і, крім того, на поверхні Урана не виявлено помітних локальних неоднорідностей, що допомогли б уточнити тривалість доби на планеті.

Обертання Урана має низку відмітних рис: вісь його обертання майже горизонтальна (нахилена під кутом 98° до площини орбіти), а напрямок обертання зворотний напрямку обертання навколо Сонця (з усіх інших планет зворотний напрямок обертання спостерігається тільки у Венери).

Уран належить до числа планет-гігантів: його екваторіальний радіус (25600 км) майже в чотири рази більший, а маса (8,7·1025 кг) — у 14,6 разів більша, ніж у Землі. Середня густина Урана (1,26 г/см³) у 4,38 рази менша, ніж густина Землі. Порівняно мала густина типова для планет-гігантів: у процесі формування з газово-пилової протопланетної хмари найлегші компоненти (водень та гелій) стали для них основним «будівельним матеріалом», тимчасом як планети земної групи значною мірою їх втратили і тому мають помітно більшу частку важчих елементів.

Склад і внутрішня будова[ред.ред. код]

Подібно до інших планет-гігантів, Атмосфера планети Урана складається в основному з водню, гелію та метану, хоча їхні частки дещо нижчі в порівнянні з Юпітером і Сатурном.

Теоретична модель будови Урана така: його поверхневий шар є газорідкою оболонкою, під якою знаходиться крижана мантія (суміш водяного й аміачного льоду), а ще глибше — ядро з твердих порід. Маса мантії та ядра становить приблизно 85-90% усієї маси Урана. Зона твердої речовини сягає 3/4 радіуса планети.

Температура в центрі Урана — близько 10 000 °C, тиск 7-8 млн атмосфер. На межі ядра тиск приблизно на два порядки нижчий.

Ефективна температура, визначена за тепловим випромінюванням з поверхні планети, становить близько 55 К.

Внутрішня будова[ред.ред. код]

Співставлення розмірів Землі та Урана
Внутрішня будова Урана

Уран важчий за Землю в 14,5 разів, що робить його найменш масивним з планет-гігантів Сонячної системи. Густина Урана, рівна 1,270 г/см³, ставить його на друге місце після Сатурна за найменшою густиною серед планет Сонячної системи[6]. Попри те, що радіус Урана трохи більше радіуса Нептуна, його маса дещо менше[5], що свідчить на користь гіпотези, згідно з якою він складається в основному з різних льодів — водного, аміачного і метанового[7]. Їхня маса, за різними оцінками, становить від 9,3 до 13,5 земних мас[7][8]. Водень і гелій складають лише малу частину від загальної маси (між 0,5 і 1,5 земних мас[7]); інша частка (0,5—3,7 земних мас[7]) припадає на гірські породи (які, як вважають, становлять ядро планети).

Стандартна модель Урана припускає, що Уран складається з трьох частин: у центрі — кам'яне ядро, в середині — крижана оболонка, зовні — воднево-гелієва атмосфера[7][9]. Ядро є відносно маленьким, з масою приблизно від 0,55 до 3,7 земних мас і з радіусом в 20 % від радіуса всієї планети. Мантія (льоди) складає велику частину планети (60 % від загального радіуса, до 13,5 земних мас). Атмосфера при масі, що становить всього 0,5 земних мас (або, за іншими оцінками, 1,5 земної маси), простягається на 20 % радіуса Урана[7][9]. У центрі Урана густина повинна підвищуватися до 9 г/см³. Тиск на межі ядра і мантії має досягати 8 млн бар (800 ГПа) при температурі в 5000 К[8][9]. Крижана оболонка фактично не є крижаною в загальноприйнятому розумінні цього слова, тому що складається з гарячої та щільної рідини, що є сумішшю води, аміаку й метану[7][9].

Цю рідину, що має високу електропровідність, іноді називають «океаном водного аміаку»[10]. Склад Урана і Нептуна сильно відрізняється від складу Юпітера і Сатурна завдяки «кригам», що переважають над газами, виправдовуючи віднесення Урана і Нептуна до категорії крижаних гігантів.

Попри те, що описана вище модель найбільш поширена, вона не є єдиною. На підставі спостережень можна також побудувати і інші моделі — наприклад, у випадку якщо істотна кількість водневого і скельного матеріалу змішується в крижаній мантії, загальна маса льодів буде нижчою, і відповідно, повна маса водню і скельного матеріалу — вище[8]. В даний час доступні дані не дозволяють визначити, яка модель правильніша. Рідка внутрішня структура означає, що в Урана немає ніякої твердої поверхні, оскільки газоподібна атмосфера плавно переходить у рідкі шари[7]. Проте, для зручності за «поверхню» було вирішено умовно прийняти сплющений сфероїд обертання, де тиск дорівнює 1 бару. Екваторіальний і полярний радіус цього сплющеного сфероїда становлять 25 559 ± 4 і 24 973 ± 20 км. Далі в статті ця величина і буде прийматися за нульовий відлік для шкали висот Урана[5].

Внутрішнє тепло[ред.ред. код]

Внутрішнє тепло Урана значно менше, ніж в інших планет-гігантів Сонячної системи[11][12]. Тепловий потік планети дуже низький, і причина цього наразі невідома. Нептун, схожий на Уран за розмірами і складом, випромінює в космос у 2,61 разів більше теплової енергії, ніж отримує від Сонця[12]. В Урана ж надлишок теплового випромінювання дуже малий, якщо взагалі є. Тепловий потік від Урана дорівнює 0,042—0,047 Вт/м², і ця величина менша, ніж у Землі (~0,075 Вт/м²)[13]. Вимірювання в дальній інфрачервоній частині спектра показали, що Уран випромінює лише 1,06 ± 0,08 % енергії від тієї, що отримує від Сонця[14][13]. Найнижча температура, зареєстрована в тропопаузі Урана, становить 49 К (–224 °C), що робить планету найхолоднішою з усіх планет Сонячної системи — навіть холоднішою, ніж Нептун[14][13].

Існує дві гіпотези, що намагаються пояснити цей феномен. Перша з них стверджує, що ймовірне зіткнення протопланети з Ураном під час формування Сонячної системи, яке викликало великий нахил його осі обертання, призвело до розсіювання наявного тепла[15]. Згідно з другою гіпотезою, у верхніх шарах Урана є деякий прошарок, що перешкоджає тому, щоб тепло від ядра досягало верхніх шарів[7]. Наприклад, якщо сусідні шари мають різний склад, конвективний перенос тепла від ядра вгору може бути ускладненим[14][13].

Відсутність надлишкового теплового випромінювання планети значно ускладнює визначення температури її надр, однак якщо припустити, що температурні умови всередині Урана близькі до характерних для інших планет-гігантів, то там можливе існування рідкої води і, отже, Уран може належати до планет Сонячної системи, на яких можливе існування життя[16].

Атмосфера[ред.ред. код]

Хоча Уран і не має твердої поверхні в звичному розумінні цього слова, найвіддаленішу частину газоподібної оболонки прийнято називати його атмосферою[14]. Вважають, що атмосфера Урана починається на відстані 300 км від зовнішнього шару при тиску 100 бар і температурі 320 K[17]. «Атмосферна корона» простягається на відстань, що у 2 рази перевищує радіус від «поверхні» з тиском 1 бар[18]. Атмосферу умовно можна розділити на 3 частини: тропосфера (-300 км — 50 км; тиск становить 100 — 0,1 бар), стратосфера (50—4000 км; тиск становить 0,1 — 10-10 бар) і термосфера/атмосферна корона (4000—50 000 км від поверхні)[14]. Мезосфера в Урана відсутня.

Склад[ред.ред. код]

Склад атмосфери Урана помітно відрізняється від складу інших частин планети завдяки високому вмісту гелію та молекулярного водню[14]. Молярна частка гелію (тобто відношення кількості атомів гелію до кількості всіх атомів і молекул) у верхній тропосфері дорівнює 0,15 ± 0,03 і відповідає масовій частці 0,26 ± 0,05[14][13][19]. Це значення дуже близьке до протозоряної масової частки гелію (0,275 ± 0,01)[20]. Гелій не локалізований у центрі планети, що характерно для інших газових гігантів[14]. Третя складова атмосфери Урана — метан (CH4)[14]. Метан має добре видимі смуги поглинання у видимому та ближньому інфрачервоному спектрі. Він складає 2,3 % за кількістю молекул (на рівні тиску 1,3 бара)[14][21][22]. Це співвідношення значно знижується з висотою через те, що надзвичайно низька температура змушує метан «вимерзати»[23]. Наявність метану, що поглинає колір червоної частини спектру, надає планеті її зелено-блакитного кольору[24]. Поширеність менш летких сполук, таких як аміак, вода та сірководень, в глибині атмосфери відома погано[14][25]. Крім того, у верхніх шарах Урана виявлені сліди етану (C2H6), метилацетилену (CH3C2H) та діацетилену[ru] (C2HC2H)[23][26][27]. Ці вуглеводні, мабуть, є продуктом фотолізу метану сонячною ультрафіолетовою радіацією[28]. Спектроскопія також виявила сліди водяної пари, чадного та вуглекислого газів. Ймовірно, вони потрапляють на Уран із зовнішніх джерел (наприклад, із комет, що пролітають поряд)[26][27][29].

Тропосфера[ред.ред. код]

Графік залежності тиску від температури на Урані.

Тропосфера — найнижча і найщільніша частина атмосфери — характеризується зменшенням температур із висотою[14]. Температура падає від 320 К в самому низу тропосфери (на глибині 300 км) до 53 К на висоті 50 км[17][22]. Температура у найвищій частині тропосфери (тропопаузі) змінюється між 57 і 49 К залежно від широти[14][11]. Більша частина інфрачервоного випромінювання (у дальній інфрачервоній частині спектра) планети припадає на тропопаузу та дозволяє визначити ефективну температуру планети (59,1 ± 0,3 K)[11][13]. Тропосфера має складну будову: ймовірно, водні хмари можуть розташовуватися у проміжку тиску від 50 до 100 бар, хмари гідросульфіду амонію — в діапазоні 20—40 бар, хмари аміаку та сірководню — в діапазоні 3—10 бар. Метанові ж хмари можуть розташовуватися в проміжку між 1 і 2 барами[14][17][21][30]. Тропосфера — дуже динамічна частина атмосфери, і в ній добре видно сезонні зміни, хмари та сильні вітри[12].

Верхня частина атмосфери[ред.ред. код]

Після тропопаузи починається стратосфера, де температура не знижується, а, навпаки, збільшується з висотою: з 53 К у тропопаузі до 800—850 К (520 °C)[31] в основній частині термосфери[18]. Нагрівання стратосфери викликане поглинанням сонячної інфрачервоної та ультрафіолетової радіації метаном та іншими вуглеводнями, що утворюються завдяки фотолізу метану[23][28]. Крім цього, стратосфера нагрівається також і термосферою[32][33]. Вуглеводні займають відносно низький шар від 100 до 280 км у проміжку від 10 до 0,1 мілібар і температурні межі між 75 і 170 К[23]. Найпоширеніші вуглеводні — ацетилен і етан — становлять у цій області 10−7 відносно водню, концентрація якого тут близька до концентрації метану та чадного газу[23][26][29]. У важчих вуглеводнів, вуглекислого газу та водяної пари це відношення ще на три порядки нижче[26]. Етан і ацетилен конденсуються у холоднішій та нижчій частині стратосфери і тропопаузі, формуючи тумани[28]. Однак концентрація вуглеводнів вище цих туманів значно менша, ніж на інших планетах-гігантах[23][32].

Найбільш віддалені від поверхні частини атмосфери — термосфера і корона — мають температуру 800—850 К[14][32], але причини такої температури ще не зрозумілі. Ні сонячна ультрафіолетова радіація (ні ближня, ні дальня частина ультрафіолетового спектра), ні полярні сяйва не можуть забезпечити потрібну енергію (хоча низька ефективність охолодження через відсутність вуглеводнів у верхній частині стратосфери може вносити свій вклад[18][32]). Крім молекулярного водню, термосфера містить велику кількість вільних водневих атомів. Їх маленька маса і велика температура можуть допомогти пояснити, чому термосфера простягається на 50 000 км (на два планетарних радіуса)[18][32]. Ця протяжна корона — унікальна особливість Урана[32]. Саме вона є причиною низького вмісту пилу в його кільцях[18]. Термосфера Урана та верхній шар стратосфери утворюють іоносферу[22], яка розташовується на висотах від 2000 до 10 000 км[22]. Іоносфера Урана щільніша, ніж у Сатурна та Нептуна, можливо, через низьку концентрацію вуглеводнів у верхній стратосфері[32][34]. Іоносфера підтримується переважно сонячною ультрафіолетовою радіацією і її густина залежить від сонячної активності[35]. Полярні сяйва тут не настільки часті та суттєві, як на Юпітері та Сатурні[32][36].

Зображення у природних кольорах (ліворуч) і на коротших хвилях (праворуч), що дозволяють розрізнити смуги хмар і атмосферний «капюшон» (знімок «Вояджера-2»)

Атмосфера Урана — незвично спокійна у порівнянні з атмосферами інших планет-гігантів, навіть в порівнянні з Нептуном, який схожий з Ураном як за складом, так і за розміром[12]. Коли «Вояджер-2» наблизився до Урана, то вдалося зафіксувати всього 10 смуг хмар у видимій частині планети[37][38]. Така спокійна атмосфера може бути пояснена надзвичайно низькою внутрішньою температурою. Вона набагато нижча, ніж у інших планет-гігантів. Найнижча температура, зареєстрована в тропопаузі Урана, становить 49 К (-224 °C), що робить планету найхолоднішою серед планет Сонячної системи — вона навіть холодніша у порівнянні з більш віддаленими від Сонця Нептуном та Плутоном[14][13].

Кільця Урана[ред.ред. код]

Докладніше: Кільця Урана
Внутрішні кільця Урана. Яскраве зовнішнє кільце — кільце ε, також видно вісім інших кілець
Схема кілець Урана

Уран має слабко виражену систему кілець, що складається з дуже темних частинок діаметром від мікрометрів до часток метра[37]. Це — друга кільцева система, виявлена у Сонячній системі (першою була система кілець Сатурна)[39]. Наразі в Урана відомо 13 кілець, найяскравішим з яких є кільце ε (епсилон). Кільця Урана, ймовірно, досить молоді — на це вказують проміжки між ними, а також різниця у їх прозорості. Це вказує на те, що кільця сформувалися не разом із планетою. Можливо, раніше кільця були одним із супутників Урана, який зруйнувався або при зіткненні з деяким небесним тілом, або під дією припливних сил[39][40].

1789 року Вільям Гершель стверджував, що бачив кільця, однак це повідомлення видається сумнівним, оскільки ще протягом двох століть після цього інші астрономи не могли їх виявити. Наявність системи кілець в Урана була підтверджена офіційно лише 10 березня 1977 року американськими вченими Джеймсом Л. Еліотом (англ. James L. Elliot), Едвардом В. Данемом (англ. Edward W. Dunham) і Дагласом Дж. Мінком (англ. Douglas J. Mink), що використовували бортову обсерваторію Койпера[ru]. Відкриття було зроблено випадково — група першовідкривачів планувала виконати спостереження атмосфери Урана при покритті Ураном зорі SAO 158687[ru]. Однак, аналізуючи отриману інформацію, вони виявили ослаблення зорі ще до її покриття Ураном, причому це відбулося кілька разів підряд. В результаті було відкрито 9 кілець Урана[41]. Коли в околиці Урана прибув космічний апарат «Вояджер-2», з допомогою бортової оптики вдалося виявити ще 2 кільця, тим самим збільшивши загальну кількість відомих кілець до 11[37]. У грудні 2005 року космічний телескоп «Габбл» дозволив відкрити ще 2 раніше невідомих кільця. Вони розташовані у два рази далі, ніж відкриті раніше кільця, і тому їх ще часто називають «зовнішньою системою кілець Урана». Крім кілець, «Габбл» також допоміг відкрити два раніше невідомих невеликих супутника, орбіта одного з яких (Меб) збігається з найдальшим кільцем. З врахуванням останніх двох кілець загальна кількість кілець Урана дорівнює 13[42]. У квітні 2006 року зображення нових кілець, отримані обсерваторією Кека на Гавайських островах, дозволили розрізнити кольори зовнішніх кілець. Одне з них було червоним, а інше (найбільш зовнішнє) — синім[43][44]. Вважається, що синій колір зовнішнього кільця викликаний тим, що воно складається з дрібних частинок водяного льоду з поверхні Меб[43][45]. Внутрішні кільця планети виглядають сірими[43].

У роботах першовідкривача Урана Вільяма Гершеля перша згадка про кільця зустрічається в записі від 22 лютого 1789 року. У примітках до спостережень він відмітив, що передбачає в Урана наявність кілець[46]. Гершель також запідозрив їхній червоний колір (що було підтверджено 2006 року спостереженнями обсерваторії Кека для передостаннього кільця). Примітки Гершеля потрапили до Журналу Королівського товариства 1797 року. Однак згодом, протягом майже двох століть — з 1797 по 1979 рік, — кільця в літературі не згадуються взагалі, що, звичайно, дає право підозрювати помилку вченого[47]. Тим не менш, достатньо точні описи побаченого Гершелем не дають приводу просто так відкидати його спостереження[43].

Коли Земля перетинає площину кілець Урана, їх видно з ребра. Таке було, наприклад, у 2007—2008 роках[48].

Магнітосфера[ред.ред. код]

До початку досліджень за допомогою Вояджера-2 жодні вимірювання магнітного поля Урана не проводилися. Перед прибуттям апарату до орбіти Урана в 1986 році передбачалося, що воно буде відповідати напрямку сонячного вітру, геомагнітні полюси мали б збігатися з географічними, які лежать у площині екліптики. Вимірювання Вояджера-2 дали змогу виявити в Урана специфічне магнітне поле, яке не збігалося з геометричним центром планети, і нахилене на 59 градусів щодо осі обертання, магнітний диполь зміщений від центру планети до південного полюса приблизно на 1/3 від радіуса планети. Ця незвичайна геометрія призводить до дуже асиметричного магнітного поля, де напруженість на поверхні в південній півкулі може становити 0,1 Гауса, тоді як в північній півкулі може досягати 1,1 Гаусса. У середньому по планеті цей показник дорівнює 0,23 Гауса. Дипольний момент Урана перевершує Земний у 50 разів. Крім Урану, аналогічне зміщене магнітне поле спостерігається і в Нептуна — у зв'язку з цим припускають, що така конфігурація є характерною для крижаних гігантів. Одна з теорій пояснює цей феномен так, що магнітне поле в планет земної групи й інших планет-гігантів генерується в центральному ядрі, магнітне поле у «крижаних гігантів» формується на відносно малих глибинах: наприклад, в океані рідкого аміаку, у тонкій конвективній оболонці, навколишній рідкій внутрішній частині, що має стабільну шарувату структуру.

Клімат[ред.ред. код]

Атмосферні утворення, хмари та вітри[ред.ред. код]

Докладніше: Темна пляма Урана
Зональні швидкості хмар на Урані

Знімки, зроблені «Вояджером-2» 1986 року, показали, що видиму південну півкулю Урана можна поділити на дві області: яскравий «полярний капюшон» і менш яскраві екваторіальні зони[37]. Ці зони межують на широті −45°. Вузька смуга в проміжку між −45° і −50°, яка називається південним «кільцем», є найпомітнішою особливістю півкулі та видимої поверхні взагалі[37][49]. «Капюшон» і кільце, ймовірно, розташовані в інтервалі тиску від 1,3 до 2 бар і є щільними хмарами метану[50].

На жаль, «Вояджер-2» наблизився до Урана під час «південного полярного літа» і не зміг зафіксувати північне полярне коло. Однак на початку XXI століття, коли північну півкулю Урана вдалося роздивитися через космічний телескоп «Габбл» і телескопи обсерваторії Кека, ніякого «капюшона» чи «кільця» в цій частині планети виявлено не було[49]. Таким чином, була відмічена чергова асиметрія в будові Урана, особливо яскравої поблизу південного полюса і рівномірно темної в областях на північ від «південного кільця»[49].

Крім великомасштабної смугастої структури атмосфери, «Вояджер-2» відмітив 10 маленьких яскравих хмар, більша частина яких була відмічена в області кількох градусів на північ від «південного кільця»[37]; у всіх інших відношеннях Уран виглядав «динамічно мертвою» планетою. Однак у 1990-х роках кількість зареєстрованих яскравих хмар значно збільшилася, причому більша їх частина була виявлена у північній півкулі планети, яка в цей час стала видимою[12]. Перше пояснення цього (світлі хмари легше помітити у північній півкулі, ніж у яскравішій південній) не підтвердилося. В структурі хмар обох півкуль є відмінності[51]: північні хмари менші, яскравіші та чіткіші[52]. Судячи з усього, вони розташовані на більшій висоті[52]. Час життя хмар буває різним — деякі з помічених хмар не проіснували і кількох годин, в той час як мінімум одна з південних збереглася з моменту прольоту біля Урана «Вояджера-2»[12][38]. Нещодавні спостереження Нептуна й Урана показали, що між хмарами цих планет є і багато схожого[12]. Хоча погода на Урані спокійніша, на ньому, так само як і на Нептуні, були відмічені «темні плями» (атмосферні вихори) — 2006 року вперше в його атмосфері було помічено та сфотографовано вихор[53].

Перший атмосферний вихор, помічений на Урані. Знімок отриманий «Габблом»

Відстежування різних хмар дозволило визначити зональні вітри, що дмуть у верхній тропосфері Урана[12]. На екваторі вітри є ретроградними, тобто дмуть у протилежному відносно обертання планети напрямку, і їхні швидкості (оскільки рух протилежний до обертання) становлять −100 і −50 м/с[12][49]. Швидкості вітрів прямують до нуля зі збільшенням відстані від екватора аж до широти ±20°, де вітру майже немає. Вітри починають дути в напрямку обертання планети аж до полюсів[12]. Швидкості вітрів починають рости, досягаючи свого максимуму в широтах ±60° і падаючи практично до нуля на полюсах[12]. Швидкість вітру на широті −40° коливається від 150 до 200 м/с, а далі спостереженням заважає «південне кільце», яке своєю яскравістю затінює хмари і не дозволяє обчислити швидкість вітру ближче до південного полюса. Максимальна швидкість вітру, помічена на планеті, була зареєстрована у північній півкулі на широті +50° і дорівнює понад 240 м/с[12][49][54].

Сезонні зміни[ред.ред. код]

Уран. 2005 рік. Видно «південне кільце» і яскраву хмару на півночі

Протягом короткого періоду з березня по травень 2004 року в атмосфері Урана було помічено активнішу появу хмар, майже як на Нептуні[52][55]. Спостереження зареєстрували швидкість вітру до 229 м/с (824 км/год) і постійну грозу, названу «феєрверком четвертого липня»[38]. 23 серпня 2006 року Інститут дослідження космічного простору (Боулдер, штат Колорадо, США) та Університет Вісконсина спостерігали темну пляму на поверхні Урана, що дозволило розширити знання про зміну пір року на цій планеті[53]. Чому відбувається таке підвищення активності, точно невідомо — можливо, «екстремальний» нахил осі Урана призводить до «екстремальних» змін сезонів[56][57]. Визначення сезонних варіацій Урана залишається лише справою часу, адже перші якісні відомості про його атмосферу були отримані менше ніж 84 роки тому (рік на Урані триває 84 земних років). Фотометрія, що почалася близько половини ураніанського року тому (в 1950-ті роки), показала варіації яскравості планети у двох діапазонах: з максимумами, що припадають на періоди сонцестоянь, і мінімумами під час рівнодень[58]. Така періодична варіація була відмічена завдяки мікрохвильовим вимірюванням тропосфери, що почалися у 1960-ті роки[59]. Стратосферні температурні вимірювання, що з'явилися в 1970-ті, також дозволили виявити максимуми під час сонцестоянь (зокрема, 1986 року)[33]. Більшість цих змін, ймовірно, відбувається через асиметрію планети[51].

Тим не менш, як показують дослідження, сезонні зміни на Урані не завжди залежать від зазначених вище факторів[57]. В період свого попереднього «північного сонцестояння» 1944 року в Урана піднявся рівень яскравості в області північної півкулі — це показало, що вона не завжди була тьмяною[58]. Видимий, повернутий до Сонця полюс під час сонцестояння набирає яскравість і після рівнодення стрімко темніє[57]. Детальний аналіз візуальних і мікрохвильових вимірювань показав, що збільшення яскравості не завжди відбувається під час сонцестояння. Також відбуваються зміни в меридіанному альбедо[57]. Нарешті, в 1990-ті роки, коли Уран покинув точку сонцестояння, завдяки космічному телескопу «Габбл» вдалося помітити, що південна півкуля почала помітно темніти, а північна — ставати яскравішою[50], в ній збільшувалася швидкість вітрів і ставало більше хмар[38], але простежувалася тенденція до прояснення[52]. Механізм, що керує сезонними змінами, все ще недостатньо вивчений[57]. Біля літніх і зимових сонцестоянь обидві півкулі Урана перебувають або під сонячним світлом, або в темряві відкритого космосу. Прояснення освітлених сонцем ділянок, мабуть, відбуваються через локальне потовщення туману і хмар метану в шарах тропосфери[50]. Яскраве кільце на широті −45° також пов'язане з хмарами метану[50]. Інші зміни у південній полярній області можуть пояснюватися змінами в нижчих шарах. Варіації зміни інтенсивності мікрохвильового випромінювання з планети, ймовірно, викликані змінами в глибинній тропосферній циркуляції, тому що товсті полярні хмари й тумани можуть перешкоджати конвекції[60]. Коли наближається день осіннього рівнодення, рушійні сили змінюються, і конвекція може відбуватися знову[38][60].

Формування Урана[ред.ред. код]

Багато аргументів свідчать про те, що відмінності між крижаними і газовими гігантами були обумовлені при формуванні Сонячної системи[61][62]. Як вважають, Сонячна система сформувалася з гігантської кулі з газу і пилу, так званої протосонячної туманності, яка оберталась. Поступово куля ставала щільнішою, сформувався диск з Сонцем в центрі[61][62]. Більша частина водню та гелію пішла на формування Сонця. Частинки пилу стали збиратися разом, щоб згодом сформувати протопланети[61][62]. Оскільки планети збільшувалися в розмірах, у деяких з них утворилися досить сильні магнітні поля, які дозволили їм почати концентрувати навколо себе залишковий газ. Чим більше газу, вони отримували, тим більше ставали, і чим більше ставали, тим більше газу отримували, поки їхня маса не досягала критичної точки, після якої починала збільшуватись в геометричній прогресії. Крижаним гігантам вдавалось накопичити значно менше газу (отриманий ними газ тільки в кілька разів перевищував масу Землі), і тому їхня маса не досягала цієї критичної точки[61][62][63]. Сучасні теорії формування Сонячної системи мають деякі труднощі в поясненнях формування Урана і Нептуна. Ці планети занадто великі для відстані, на якій вони знаходяться від Сонця. Можливо, раніше вони були ближче до Сонця, але потім якимось чином змінили орбіти[61]. Втім, нові методи планетарного моделювання показують, що Уран і Нептун дійсно могли сформуватися на своєму теперішньому місці, і, таким чином, їхні справжні розміри, згідно з цими моделями, не стоять на заваді в теорії походження Сонячної системи[62].

Супутники Урана[ред.ред. код]

Докладніше у статті Супутники Урана
Головні супутники Урана в порядку зростання відстані, зліва праворуч: Міранда, Аріель, Умбріель, Титанія, Оберон (фотографії Вояжера-2).

Уран має 27 супутників та систему кілець. Всі супутники отримали назви на честь персонажів творів Вільяма Шекспіра та Александра Поупа. Перші два супутники — Титанію і Оберон — 1787 року відкрив Вільям Гершель. Ще два сферичні супутники (Аріель та Умбріель) були відкриті 1851 року Вільямом Ласселом. 1948 року Джерард Койпер відкрив Міранду. Останні супутники були відкриті після 1985 р., під час місії «Вояджера-2», або за допомогою вдосконалених наземних телескопів.

Супутники Урана можна поділити на три групи:

  • тринадцять внутрішніх,
  • п'ять великих
  • дев'ять нерегулярних супутників.

Внутрішні супутники — невеликі, темні об'єкти, схожі за характеристиками та походженням на кільця планети.

П'ять великих супутників досить масивні, щоб гідростатична рівновага надала їм сфероїдальної форми. На чотирьох з них помічено ознаки внутрішньої і зовнішньої активності, такі як формування каньйонів і гіпотетичний вулканізм на поверхні. Найбільший з них, Титанія, має в діаметрі 1578 км і є восьмим за величиною супутником у Сонячній системі. Її маса у 20 разів менша земного Місяця.

Нерегулярні супутники Урана мають еліптичні і дуже нахилені (здебільшого ретроградні) орбіти на великій відстані від планети.

Дослідження Урану[ред.ред. код]

Хронологія відкриттів[ред.ред. код]

Дата Відкриття Першовідкривач
13 березня 1781 Уран Вільям Гершель
11 січня 1787 Титанія і Оберон Вільям Гершель
22 січня 1789 Згадка про кільця Урана Вільям Гершель
22 жовтня 1851 Аріель і Умбріель Вільям Лассел
16 січня 1948 Міранда Джерард Койпер
10 березня 1979 Система кілець Урана група дослідників
30 січня 1985 Пак Синнот та станція «Вояджер-2»
3 січня 1986 Джульєтта і Порція Синнот та станція «Вояджер-2»
9 січня 1986 Крессида Синнот, станція «Вояджер-2»
13 січня 1986 Дездемона, Розалінда і Белінда Синнот та станція «Вояджер-2»
18 січня 1986 Пердіта Каркошка та станція «Вояджер-2»
20 січня 1986 Корделія і Офелія Терріл та станція «Вояджер-2»
23 січня 1986 Б'янка Сміт та станція «Вояджер-2»
6 вересня 1997 Калібан і Сікоракса група дослідників
18 липня 1999 Сетебос, Стефано і Просперо група дослідників
13 серпня 2001 Тринкуло, Фердинанд і Франциско група дослідників
25 серпня 2003 Маб і Купідон Шоуолтер і Лізер
29 серпня 2003 Маргарита Шепард, Джюіт
23 серпня 2006 Темна пляма Урана космічний телескоп «Габбл» і група дослідників

Дослідження автоматичними міжпланетними станціями[ред.ред. код]

Фотографія Урану, зроблена «Вояджером-2» під час відправлення до  Нептуна

У 1986 році космічний апарат НАСА «Вояджер-2» по пролітній траєкторії перетнув орбіту Урану та пролетів за 81 500 км від поверхні планети. Це єдині в історії космонавтики відвідини околиць Урану космічним апаратом, створеним людиною. «Вояджер-2» стартував в 1977 році, до прольоту поблизу Урану провів дослідження Юпітера та Сатурну (а пізніше і Нептуна). Апарат провів вивчення структури та складу атмосфери Урану, виявив 10 нових супутників, вивчив унікальні погодні умови, викликані осьовим креном в 97,77° і дослідив систему кілець.[64]

Також було досліджено магнітне поле і будову магнітосфери і, особливо, «магнітного хвоста», викликаного поперечним обертанням. Було виявлено 2 нових кільця і сфотографовано 5 найбільших супутників. В даний час НАСА планує запуск апарату Uranus orbiter and probe в 2020-х роках.

Примітки[ред.ред. код]

  1. Yeomans, Donald K. (July 13, 2006). HORIZONS System. NASA JPL. Архів оригіналу за 2011-08-17. Процитовано 2007-08-08.  — At the site, go to the «web interface» then select «Ephemeris Type: ELEMENTS», «Target Body: Uranus Barycenter» and «Center: Sun».
  2. Seligman, Courtney. Rotation Period and Day Length. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2009-08-13. 
  3. а б в Williams, Dr. David R. (January 31, 2005). Uranus Fact Sheet. NASA. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2007-08-10. 
  4. The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter. 2009-04-03. Архів оригіналу за 2012-07-04. Процитовано 2009-04-10.  (produced with Solex 10 written by Aldo Vitagliano; дивіться також незмінна площина)
  5. а б в Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al. (2007). Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006. Celestial Mech. Dyn. Astr. 90. с. 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y.  (англ.)
  6. Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P. (1992). The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data. The Astronomical Journal 103 (6). с. 2068–2078. doi:10.1086/116211.  (англ.)
  7. а б в г д е ж и к Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). Comparative model of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci. 43 (12). с. 1517–1522.  (англ.)
  8. а б в Podolak, M.; Podolak, J.I.; Marley, M.S. (2000). Further investigations of random models of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci. 48. с. 143–151.  (англ.)
  9. а б в г Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). «Introduction to Planetary Science». У Faure, Gunter. Introduction to Planetary Science. Springer Netherlands. pp. 369. doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_18. ISBN 978-1-4020-5233-0.  (англ.)
  10. Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune? (pdf). Geophysical Research Abstracts 8. с. 05179.  (англ.)
  11. а б в Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F.M.; et al. (1986). Infrared Observations of the Uranian System. Science 233. с. 70–74.  (англ.)
  12. а б в г д е ж и к л м н Sromovsky, L.A.; Fry, P.M. (2005). Dynamics of cloud features on Uranus. Icarus 179. с. 459–483. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022.  (англ.)
  13. а б в г д е ж Pearl, J.C.; Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A. (1990). The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data. Icarus 84. с. 12–28. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3.  (англ.)
  14. а б в г д е ж и к л м н п р с т Lunine, Jonathan. I. (1993). The Atmospheres of Uranus and Neptune. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31. с. 217–263. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.  (англ.)
  15. David Hawksett (August). Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?. Astronomy Now. с. 73.  (англ.)
  16. Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York : Chelsea House, 2006. — P. 13. — (The Solar System). — ISBN 0-8160-5197-6. (англ.)
  17. а б в dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1991). Possible Microwave Absorption in by H2S gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres (PDF). Icarus 91. с. 220–233. doi:10.1016/0019-1035(91)90020-T.  (англ.)
  18. а б в г д Herbert, Floyd; Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et al. (1987). The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2 (PDF). J. of Geophys. Res. 92. с. 15,093–15,109.  (англ.)
  19. B. Conrath et al. (1987). The helium abundance of Uranus from Voyager measurements. Journal of Geophysical Research 92. с. 15003–15010.  (англ.)
  20. Lodders, Katharin (2003). Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements. The Astrophysical Journal 591. с. 1220–1247. doi:10.1086/375492.  (англ.)
  21. а б Lindal, G.F.; Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; et al. (1987). The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2. J. of Geophys. Res. 92. с. 14,987–15,001.  (англ.)
  22. а б в г Tyler, J.L.; Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et al. (1986). Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites. Science 233. с. 79–84.  (англ.)
  23. а б в г д е Bishop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P. (1990). Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere (PDF). Icarus 88. с. 448–463. doi:10.1016/0019-1035(90)90094-P.  (англ.)
  24. Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York : Chelsea House, 2006. — P. 18—20. — (The Solar System). — ISBN 0-8160-5197-6. (англ.)
  25. dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1989). Uranius Deep Atmosphere Revealed (PDF). Icarus 82 (12). с. 288–313. doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7.  (англ.)
  26. а б в г Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al. (2006). Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy. Icarus 184. с. 634–637. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.006.  (англ.)
  27. а б Encrenaz, Therese (2003). ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?. Planet. Space Sci. 51. с. 89–103. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9.  (англ.)
  28. а б в Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F. (1989). Photochemistry of the Atmosphere of Uranus. The Astrophysical Journal 346. с. 495–508. doi:10.1086/168031.  (англ.)
  29. а б Encrenaz, Th.; Lellouch, E.; Drossart, P. (2004). First detection of CO in Uranus (PDF). Astronomy&Astrophysics 413. с. L5–L9. doi:10.1051/0004-6361:20034637. Процитовано 2007-08-05.  (англ.)
  30. Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — a Case for Multiprobes. Space Sci. Rev. 116. с. 121–136. doi:10.1007/s11214-005-1951-5.  (англ.)
  31. Планета Уран (рос.)
  32. а б в г д е ж и Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (1999). Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci. 47. с. 1119–1139.  (англ.)
  33. а б Young, Leslie A.; Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et al. (2001). Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation (PDF). Icarus 153. с. 236–247. doi:10.1006/icar.2001.6698.  (англ.)
  34. Trafton, L.M.; Miller, S.; Geballe, T.R.; et al. (1999). H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora. The Astrophysical Journal 524. с. 1059–1023. doi:10.1086/307838.  (англ.)
  35. Encrenaz, Th.; Drossart, P.; Orton, G.; et.al (2003). The rotational temperature and column density of H+3 in Uranus (PDF). Planetary and Space Sciences 51. с. 1013–1016. doi:10.1016/S0032-0633(03)00132-6.  (англ.)
  36. Lam, Hoanh An; Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et.al (1997). Variation in the H+3 emission from Uranus. The Astrophysical Journal 474. с. L73–L76. doi:10.1086/310424.  (англ.)
  37. а б в г д е Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et al. (1986). Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results. Science 233. с. 97–102.  (англ.)
  38. а б в г д Emily Lakdawalla (2004). No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics. The Planetary Society. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2007-06-13.  (англ.)
  39. а б Esposito, L. W. (2002). Planetary rings (pdf). Reports On Progress In Physics 65. с. 1741–1783.  (англ.)
  40. Voyager Uranus Science Summary. NASA/JPL. 1988. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2007-06-09.  (англ.)
  41. J. L. Elliot, E. Dunham & D. Mink (1977). The rings of Uranus. Cornell University. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2007-06-09.  (англ.)
  42. NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus. Hubblesite. 2005. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2007-06-09.  (англ.)
  43. а б в г dePater, Imke; Hammel, Heidi B.; Gibbard, Seran G.; Showalter Mark R. (2006). New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring. Science 312. с. 92–94. doi:10.1126/science.1125110.  (англ.)
  44. Sanders, Robert (2006-04-06). Blue ring discovered around Uranus. UC Berkeley News. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2006-10-03.  (англ.)
  45. Stephen Battersby (2006). Blue ring of Uranus linked to sparkling ice. NewScientistSpace. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2007-06-09.  (англ.)
  46. Uranus rings 'were seen in 1700s'. BBC News. 19 квітня 2007. Процитовано 2007-04-19.  (англ.)
  47. Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century?. Physorg.com. 2007. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2007-06-20.  (англ.)
  48. Imke de Pater, H. B. Hammel, Mark R. Showalter, Marcos A. Van Dam. The Dark Side of the Rings of Uranus // Science. — 2007. — Т. 317. — С. 1888—1890. — Bibcode:2007Sci...317.1888D. (англ.)
  49. а б в г д Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.; et al. (2005). Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features (pdf). Icarus 175. с. 534–545. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.012.  (англ.)
  50. а б в г Rages, K.A.; Hammel, H.B.; Friedson, A.J. (2004). Evidence for temporal change at Uranus’ south pole. Icarus 172. с. 548–554. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.009.  (англ.)
  51. а б Karkoschka, Erich (2001). Uranus’ Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters. Icarus 151. с. 84–92. doi:10.1006/icar.2001.6599.  (англ.)
  52. а б в г Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.G.; et al. (2005). New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a southern feature at 2.2 µm (pdf). Icarus 175. с. 284–288. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.016.  (англ.)
  53. а б Sromovsky, L.; Fry, P.;Hammel, H.;Rages, K. Hubble Discovers a Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus (pdf). physorg.com. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2007-08-22.  (англ.)
  54. Hammel, H.B.; Rages, K.; Lockwood, G.W.; et.al. (2001). New Measurements of the Winds of Uranus. Icarus 153. с. 229–235. doi:10.1006/icar.2001.6689.  (англ.)
  55. Devitt, Terry (2004). Keck zooms in on the weird weather of Uranus. University of Wisconsin-Madison. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2006-12-24.  (англ.)
  56. Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus. Science Daily. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2007-04-16.  (англ.)
  57. а б в г д Hammel, H.B.; Lockwood, G.W. (2007). Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune. Icarus 186. с. 291–301. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.027.  (англ.)
  58. а б Lockwood, G.W.; Jerzykiewicz, Mikołaj (2006). Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004. Icarus 180. с. 442–452. doi:10.1016/j.icarus.2005.09.009.  (англ.)
  59. Klein, M.J.; Hofstadter, M.D. (2006). Long-term variations in the microwave brightness temperature of the Uranus atmosphere. Icarus 184. с. 170–180. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.012.  (англ.)
  60. а б Hofstadter, Mark D.; and Butler, Bryan J. (2003). Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus. Icarus 165. с. 168–180. doi:10.1016/S0019-1035(03)00174-X.  (англ.)
  61. а б в г д Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (1999). The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System (PDF). Nature 402 (6762). с. 635–638. Bibcode:1999Natur.402..635T. doi:10.1038/45185. PMID 10604469. 
  62. а б в г д Brunini, Adrian; Fernandez, Julio A. (1999). Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune. Plan. Space Sci. 47. с. 591–605. doi:10.1016/S0032-0633(98)00140-8. 
  63. Sheppard, Scott S.; Jewitt, David; Kleyna, Jan (2006). An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness (PDF). The Astronomical Journal 129. с. 518–525. doi:10.1086/426329. 
  64. Voyager: The Interstellar Mission: Uranus. JPL. 2004. Архів оригіналу за 2011-08-11. Процитовано 2007-06-09. 

Література[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]