Wikiprojekt:Tłumaczenie artykułów/Uran


Wikiprojekt:Tłumaczenie artykułów/Uran w encyklopedii

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii < Wikiprojekt:Tłumaczenie artykułów Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania

Urangazowy olbrzym, siódma w kolejności od Słońca planeta Układu Słonecznego. Jest także trzecią pod względem wielkości i czwartą pod względem masy planetą naszego systemu. Nazwa planety pochodzi od Uranosa, który był bogiem i uosobieniem nieba w mitologii greckiej (klasyczna greka: Οὐρανός), ojcem Kronosa (Saturna) i dziadkiem Zeusa (Jowisza). Choć jest widoczny gołym okiem, podobnie jak pięć innych planet, starożytni obserwatorzy nie uznali go za planetę, ze względu na jego niską jasność i powolny ruch po sferze niebieskiej [1]. Sir William Herschel ogłosił odkrycie planety w dniu 13 marca 1781 roku, po raz pierwszy w historii nowożytnej rozszerzając znane granice Układu Słonecznego. Uran to również pierwsza planeta odkryta przy pomocy teleskopu.

Uran jest podobny budową i składem chemicznym do Neptuna, a obie planety mają odmienną budowę i skład niż większe gazowe olbrzymy Jowisz i Saturn. Astronomowie czasem umieszczają je w oddzielnej kategorii "lodowych olbrzymów". Atmosfera Urana, chociaż podobnie jak atmosfery Jowisza i Saturna składa się głównie z wodoru i helu, zawiera więcej zamrożonych substancji lotnych (tzw. lodów), takich jak woda, amoniak i metan oraz śladowe ilości węglowodorów[2]. Jego atmosfera jest najzimniejszą atmosferą planetarną w Układzie Słonecznym, minimalna temperatura to 49 K (–224 °C). Ma ona złożoną, warstwową strukturę w której uważa się, że najniższe chmury tworzy woda, a najwyższa warstwa chmur jest utworzona z kryształków metanu[2]. Z kolei wnętrze Urana składa się głównie z lodów i skał[3].

Podobnie jak inne planety-olbrzymy, Uran posiada system pierścieni, magnetosferę i liczne księżyce. System Urana ma unikalną konfigurację wśród planet, ponieważ jego oś obrotu jest silnie przechylona na bok i znajduje się prawie w płaszczyźnie orbity planety. W tej sytuacji jego biegun północny i południowy leżą tam, gdzie równik większości innych planet[4]. Widziane z Ziemi, pierścienie Urana czasami układają się wokół planety jak tarcza łucznicza, zaś księżyce planety krążą wokół niej jak wskazówki zegara, choć w 2007 i 2008 roku pierścienie planety były ustawione krawędzią do osi obserwacji. W roku 1986, obrazy z sondy Voyager 2 pokazały Urana jako planetę praktycznie pozbawioną wyróżniających się cech powierzchni w świetle widzialnym, bez pasm chmur i burz podobnych do istniejących na pozostałych planetach-olbrzymach[4]. Jednak w ostatnich latach Obserwacje prowadzone z Ziemi ukazały oznaki zmian pór roku i zwiększonej aktywności zjawisk pogodowych, gdy Uran zbliżył się do równonocy. Prędkość wiatru na Uranie może osiągnąć 250 metrów na sekundę (900 km/h, 560 mph)[5].

Spis treści

Historia | edytuj kod

Odkrycie | edytuj kod

Urana obserwowano już wielokrotnie przed odkryciem, jednak wielokrotnie był on mylony z gwiazdą. Pierwsza historyczna obserwacja miała miejsce w 1690 roku, kiedy John Flamsteed obserwował planetę co najmniej sześć razy, skatalogował ją jako 34 Tauri. Francuski astronom Pierre Lemonnier obserwował Urana co najmniej dwanaście razy w latach 1750 i 1769 roku[6], w tym przez cztery kolejne noce.

Sir William Herschel obserwował planetę w dniu 13 marca 1781, w ogrodzie swego domu na New King Street 19 w miejscowości Bath, Somerset (obecnie Herschel Museum of Astronomy)[7], ale początkowo (26 kwietnia 1781 r.) ogłosił swoje odkrycie jako kometę[8]. Herschel "zaangażował się w szereg prac dotyczących paralaksy gwiazd stałych"[9], za pomocą teleskopu własnej konstrukcji.

W swoim dzienniku zapisał następującą notatkę: "w kwartylu blisko ζ Tauri … Mgława Gwiazda albo, być może, Kometa"[10]. W dniu 17 marca zauważył: "Szukałem Komety lub Mgławej Gwiazdy i stwierdziłem, że jest to Kometa, ponieważ zmieniła swe położenie"[11]. Przedstawiając swoje odkrycie Towarzystwu Królewskiemu, nadal twierdził, że znalazł kometę, ale także pośrednio porównał ją do planety:[12]

Moc którą miałem, kiedy po raz pierwszy zobaczyłem Kometę, była równa 227. Z doświadczenia wiem, że średnice gwiazd stałych nie są proporcjonalnie powiększane z większą mocą, jak planety; dlatego teraz użyłem mocy 460 i 932, i stwierdziłem, że średnica komety wzrosła w stosunku do mocy, jak to powinno być przy założeniu, że nie jest gwiazdą stałą, podczas gdy średnica gwiazd z którymi ją porównywałem nie wzrosła w tym samym stosunku. Ponadto, kometa powiększona znacznie ponad to, co dopuszczało jej światło, jawiła się mglista i niewyraźna, zaś gwiazdy zachowały blask i ostrość, którą z wielu tysięcy obserwacji wiedziałem, że zachowują. Powtórzenie pokazało, że moje przypuszczenia były uzasadnione, dowodząc, że to Kometę ostatnio obserwowaliśmy.

Replika teleskopu, którym William Herschel odkrył Urana, znadująca się w Herschel Museum of Astronomy, w Bath

Herschel poinformował astronoma królewskiego, Nevila Maskelyne'a, o odkryciu i otrzymał w odpowiedzi 23 kwietnia następujący list: "Nie wiem jak to nazwać. To może być zarówno regularna planeta poruszająca się po niemal kołowej orbicie wokół Słońca, jak kometa poruszająca się w po orbicie bardzo ekscentrycznej. Jak dotąd nie widziałem jeszcza żadnej komy lub warkocza"[13].

Choć Herschel nadal ostrożnie opisywał nowy obiekt jako kometę, inni astronomowie zaczęli już podejrzewać że natura tego ciała jest inna. Rosyjski astronom Anders Johan Lexell jako pierwszy obliczył orbitę nowego obiektu[14] i odkrył, że jest prawie kołowa, co doprowadziło go do wniosku, że jest to raczej planeta niż kometa. W Berlinie astronom Johann Elert Bode opisał odkrycie Herschela jako "ruchomą gwiazdę, która może zostać uznana za nieznany, podobny do planety obiekt krążący poza orbitą Saturna"[15]. Bode również stwierdził, że jego prawie kołowa orbita bardziej pasuje do planety, niż komety[16].

Obiekt został wkrótce powszechnie uznany za nową planetę. W 1783 roku, Herschel osobiście powiadomił o tym fakcie prezydenta Royal Society, Josepha Banksa: "W oparciu o obserwacje najwybitniejszych Astronomów w Europie wydaje się, że nowa gwiazda, którą miałem zaszczyt wskazać im w marcu 1781, jest Planetą Układu Słonecznego"[17]. W uznaniu jego osiągnięć, Jerzy III Hanowerski przyznał Herschelowi roczne stypendium w wysokości 200 funtów, pod warunkiem, że przeniesie się do Windsoru, aby rodzina królewska także mogła popatrzeć na niebo przez jego teleskopy[18].

Nazwa | edytuj kod

Maskelyne poprosił Herschela, aby "uczynił przysługę światu astronomów, nadając nazwę swojej planecie, która jest jego i za której odkrycie jesteśmy niezmiernie zobowiązani"[19]. W odpowiedzi na wniosek Maskelyne'a, Herschel postanowił nazwać obiekt Georgium Sidus ("gwiazdą Jerzego"), na cześć swojego patrona, króla Jerzego III[20]. W liście do Josepha Banksa wyjaśnił tę decyzję w następujący sposób:[17]

Odkrywca Urana William Herschel

We wspaniałych wiekach starożytności nazwy Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn zostały nadane planetom, jako imiona najważniejszych bohaterów i bóstw. W obecnych, bardziej filozoficznych czasach raczej niewskazane byłoby wracanie do tej metody i nadanie nazwy Juno, Pallas, Apollo czy Minerwa naszemu nowemu ciału niebieskiemu. Pierwszym skojarzeniem, jakie budzi zdarzenie lub godny uwagi incydent, jest, jak się zdaje, czas w jakim miał on miejsce; jeśli w przyszłości padnie pytanie, kiedy została odkryta ta ostatnia planeta, będzie bardzo satysfakcjonującym odpowiedzieć: "za rządów króla Jerzego Trzeciego".

Proponowana przez Herschela nazwa nie była popularna poza Wielką Brytanią, wkrótce też zaproponowano inne nazwy. Francuski astronom Jérôme Lalande zaproponował nazwać planetę "Herschel", na cześć jej odkrywcy[21]. Szwedzki astronom Erik Prosperin zaproponował nazwę "Neptun", która zyskała poparcie innych astronomów, którym spodobał się pomysł upamiętnienia zwycięstwa brytyjskiej Królewskiej Marynarki Wojennej podczas wojny o niepodległość Stanów Zjednoczonych, nawet poprzez nazwanie nowej planety "Neptun Jerzego III" lub "Neptun Wielkiej Brytanii"[14]. Bode z kolei zaproponował nazwę "Uran", zlatynizowaną wersję imienia greckiego boga nieba, Uranosa. Argumentował, że podobnie jak Saturn był ojcem Jowisza, tak nowa planeta powinna być nazwana imieniem ojca Saturna[18][22][23]. W 1789 r. kolega Bodego z Królewskiej Akademii Nauk, Martin Klaproth, nazwał nowo odkryty pierwiastek "uran" w geście poparcie wyboru Bode[24]. Ostatecznie propozycja Bode zyskała największą popularność, a w 1850 roku stała się jedyną używaną, kiedy HM Nautical Almanac Office (Biuro Almanachu Nawigacyjnego Jej Królewskiej Mości) zaczęło stosować nazwę Uran zamiast Georgium Sidus[22].

Symbolika | edytuj kod

The pronunciation of the name Uranus preferred among astronomers is Szablon:IPAc-en[25][26], with stress on the first syllable as in Latin Ūranus; in contrast to the colloquial Szablon:IPAc-en[27], with stress on the second syllable and a long a, though both are considered acceptable. Because, in the English-speaking world, ū·rā′·nəs sounds like "your anus", the former pronunciation also saves embarrassment: as Dr. Pamela Gay, an astronomer at Southern Illinois University, noted on her podcast, to avoid "being made fun of by any small schoolchildren ... when in doubt, don't emphasise anything and just say ūr′·ə·nəs. And then run, quickly."[28]

Uran jest jedyną planetą, której nazwa pochodzi od postaci z mitologii greckiej zamiast mitologii rzymskiej: Greek "Οὐρανός" przybył w języku angielskim w formie łacińskiego "Uran" [29]. The adjective of Uranus is "Uranian"[30]. Jego astronomiczny symbol to . Jest to hybryda symboli Marsa i Słońca, ponieważ Uran to w mitologii greckiej niebo , która było uważane za zdominowane przez połączone siły Słońca i Marsa.[31] Jego astrologiczny symbol to , zaproponował je w 1784 roku Lalande . w liście do Herschel, Lalande określił je jako "un globe surmonté par la première lettre de votre nom" ("a globe surmounted by the first letter of your name")[21]. W językach chińskim, japońskim, koreańskim i wietnamskim , nazywa planety jest dosłownie przetłumaczona jakokról nieba (天王星)[32][33].

Orbita i Obrót | edytuj kod

A false colour near-infrared image of Uranus showing cloud bands, rings, and moons courtesy of the Hubble telescope's NICMOS camera from 1998.

Uran jedno okrążenie Słońca trwa 84 lata. Jego średnia odległość od Słońca wynosi około 3 miliadrda km (lub 20 AU). Intensywność światła słonecznego na Uran jest o 1/400 ziemskiego [34]. Jego orbita została obliczona po raz pierwszy w 1783 roku przez Pierre'a-Simona Laplace'a[35]. Z czasem zaczęły pojawiać się rozbieżności między przewidywanymi i obserwuje orbity, w 1841 roku, John Couch Adams po raz pierwszy zasugerował, że różnice mogą być spowodowane przez przyciąganie grawitacyjne planety. W 1845, Urbain Le Verrier zaczął własne niezależne badania na orbicie Urana. 23 września, 1846, Johann Gottfried Galle odkrył kolejną planetę, później nazwaną Neptun,later named Neptune, w pozycji prawie przewidziane przez Le Verrier [36].

Jeden obrót urana wokoł własnej osi trwa 17 godzin, i 14 minut. Jednak, podobnie jak na wszystkich gazowych olbrzymach, w jego górnych warstwach atmosfery wystepują bardzo silne wiatry w kierunku obrotów. W niektórych szerokościach geograficznych, takich jak około dwie trzecie drogi od równika do bieguna południowego, widoczny znacznie szybszy obrót atmosfery, co daje pełny obrót w ciągu zaledwie 14 godzin[37].

Nachylenie | edytuj kod

Uran jest nachylowy pod kątem 97.77 stopnia, tak więc jej oś obrotu znajduje się mniej więcej równolegle do płaszczyzny Układu Słonecznego. Daje to sezonowe zmiany całkowicie w przeciwieństwie do innych planet głównych. Inne planety mogą być wizualizowane, aby obrócić jak przechylone bączki na płaszczyźnie Układu Słonecznego, a Uran obraca się bardziej pochylony. W czasie przesilenia, jeden biegun jest zwrócony do Słońca w sposób ciągły, podczas gdy drugi biegun odwrócona. Jedynie wąski pas wokół równika doświadcza szybkiego cyklu dzień-noc, w regionach polarnych występuje z bardzo niskim horyzontem Słońca. Po drugiej stronie orbity Urana orientacja biegunów w kierunku Słońca jest odwrócona. Każdy biegun przez około 42  lata ma dzień polarny, a następnie przez kolejne 42 &nbsp lata noc polarną[38]. Podczas równonocy, Słońce stoi na równiku Urana dzień-noc, cykl ten jest podobny do spotykanych w większości innych planet. Uran osiągnął ostatnią równonoc dniu 7 grudnia 2007.[39][40]

Jednym z rezultatów takiej orientacji osi jest to, że średnio w ciągu roku, regiony polarne Urana otrzymują większy pobór energii od Słońca niż regionach równikowych. Niemniej jednak, Uran jest cieplejszy na biegunach niż na równiku. Podstawowy mechanizm, który to powoduje nie jest znany. Powód niezwykłego Urana pochylenia osiowego również nie jest znany z całą pewnością, ale istnieją spekulacje, że podczas tworzenia się Układu Słonecznego, protoplaneta zderzyła się z Uranem, powodując przekrzywioną orientację planety. [41]. Południowy biegun Urana był oświetlony przez Słońce w czasie przelotu w 1986 roku sondy Voyager 2 '. The labeling of this pole as "south" uses the definition currently endorsed by the International Astronomical Union, namely that the north pole of a planet or satellite shall be the pole which points above the invariable plane of the Solar System, regardless of the direction the planet is spinning[42][43]. However, a different convention is sometimes used, in which a body's north and south poles are defined according to the right-hand rule in relation to the direction of rotation[44]. In terms of this latter coordinate system it was Uranus's north pole which was in sunlight in 1986.

Widoczność | edytuj kod

Od 1995 do 2006 r., widoczność Urana wahała się między +5.6 i +5.9, umieszczając ją tylko w granicach widoczności dla ludkziego oka +6.5.[45] Jej średnica kątowa wynosi od 3.4 do 3.7  łuku, w porównaniu z 16 to 20 łuk Saturna ma od 32 do 45 łuk Jowisza[45]. W opozycji, Uran jest widoczny gołym okiem na ciemnym niebie, i staje się łatwym celem, nawet w warunkach miejskich z lornetką[46]. W większych teleskopów amatorskich o średnicy pomiędzy 15 i 23 cm, planeta wygląda jak blada z wyraźnym dyskiem Cyjanowym limb. Z dużego teleskopu 25 cm lub większego, można dostrzec wzory Chmur, jak również niektóre z większych satelitów mogą być widoczne Tytania i Oberon.[47].

Struktura wewnętrzna | edytuj kod

Porównanie wielkości Urana i Ziemi

Masa Urana wynosi około 14,5 razy większa od masy Ziemi, jest najmniej masywna z planet olbrzymów, a jej gęstośść wynosi 1,27 g / cm ³ i jest drugą najmniej gęstą planetą, po Saturnie. [48]. Choć o średnicy nieznacznie większa od Neptuna (około cztery razy niż Ziemska), jest mniej masywna. [49]. Wartości te wskazują, że składa się głównie z różnych lodów, takich jak woda, amoniak, metan[3]. Łączna masa lodu we wnętrzu Urana nie jest dokładnie znana, ponieważ pojawiają się różne dane w zależności od wybranego modelu, jednak musi być pomiędzy 9,3 i 13,5 mas Ziemi [3][50]. Wodór i hel stanowią jedynie niewielką część całości, z 0,5 do 1,5 mas Ziemi [3]. Pozostała część masy (od 0,5 do 3,7 masy Ziemi) jest zaliczany do materiałów skalnych[3].

Standardowo model struktury Urana, składa się z trzech warstw: skalistego jądra w centrum, lodowatego płaszcza w środkowej i zewnętrznej wodoru/helu [3][51]. Jądro jest stosunkowo niewielkie, o masie 0,55 masy Ziemi i promieniu mniejszym niż 20% Urana; płaszcz obejmuje większość planety, z czego około 13,4  mas Ziemi, podczas gdy górne warstwy atmosfery są stosunkowo nieistotne , o masie około 0,5 masy Ziemi 0.5  i rozszerzenie przez ostatnie 20 % promienia Urana [3][51]. Urana rdzenia gęstość wynosi około 9 g/cm³, ciśnienie w centrum wynosi 8000000 barów (800 GPa) a temperatura wynosi około 5000 K.[50][51]. Płaszcz lodowy nie składa się z lodu w konwencjonalnym sensie, ale z gorącego i gęstego płynu składającego się z wody, amoniaku i innych lotnych substancji [3][51]. Płyn ten, który ma dużą przewodność elektryczną, nazywa się czasem oceanem wodnoamoniakowym[52]. Kompozycje większość Uran i Neptun są bardzo różne od, Jowisza i Saturn, z lodem dominujące nad gazami, uzasadniając w ten sposób ich odrębną klasyfikację jako lodowe olbrzymy. There may be a layer of ionic water where the water molecules break down into a soup of hydrogen and oxygen ions, and deeper down superionic water in which the oxygen crystallises but the hydrogen ions float around freely within the oxygen lattice[53].

Podczas gdy model powyżej można uznać za dość standardowy, to nie jest niepowtarzalny; Na przykład, jeśli znaczne ilości wodoru i materiałów skalnych mieszając się w lodem z płaszcza, masa całkowita lodu we wnętrzu będzie odpowiednio niższa, a łączna masa kamieni i wodoru będzie wyższa. Obecnie dostępne dane nie pozwalają na dokładne określenie, który model jest poprawny [50]. Płyn w wewnętrznej strukturę Urana oznacza, że nie ma stałej powierzchni.Gazowa atmosfera stopniowo przechodzi w wewnętrzną warstwę cieczy [3]. Jednakże w trosce o wygodę, obrotowy spłaszczony sferoid ustawiony w miejscu, w którym ciśnienie atmosferyczne wynosi 1 bar (100 kPa) jest wyznaczony warunkowo "powierzchnia" It has equatorial and polar radii of 25 559 ± 4 and 24 973 ± 20 km, respectively[49]. This surface will be used throughout this article as a zero point for altitudes.

Wewnętrzne ciepło | edytuj kod

Wewnętrzne ciepło Urana jest znacznie niższe niż pozostałych gazowych planet, ma niski strumień cieplny [5][54]. Dlaczego temperatury wewnętrznej Urana jest tak niska, nie jest jeszcze znana. Neptun, który jest w pobliżu Urana i jest podobny w wielkością i składem, promieniuje 2,61 raza więcej energii w przestrzeni, niż otrzymuje od Słońca.[5] Uran natomiast promieniuje prawie cały nadmiar ciepła. Całkowita moc wytwarzana przez Urana jest w części widoczna w dalekiej podczerwieni (i.e. heat) 1.06 ± 0.08 raza energia słoneczna pochłaniana jest przez w atmosferę [2][55]. W rzeczywistości, strumień ciepła Urana jest 0.042 ± 0.047 W/m², która jest niższa niż wewnętrzny strumień ciepła Ziemi o 0.075 W/m²[55]. Najniższa temperatura, zanotowano w tropopauzie Urana i wynosi 49 K (–224 °C), co powoduje że Uran jest najzimniejszą planetą w Układzie Słonecznym [2][55].

Jedna z hipotez na tę rozbieżność sugeruje, że kiedy Uran został potrącony przez planetoidę, wydalił większość swojego pierwotnego ciepła, co spowodowało spadek temperatury rdzenia [56]. Another hypothesis is that some form of barrier exists in Uranus's upper layers which prevents the core's heat from reaching the surface[3]. For example, convection may take place in a set of compositionally different layers, which may inhibit the upward heat transport[2][55].

Atmosfera | edytuj kod

Choć nie ma ściśle określonej powierzchni ciał stałych we wewnętrzu Urana, w najbardziej zewnętrznej części Urana, która jest dostępna teledetekcji, nazywana jest atmosferą [2]. Możliwość sterowania zdalnego rozciąga się aż do około 300 km poniżej 1 bara (100 kPa) poziom, przy odpowiednim ciśnieniu około 100 bar (10 MPa) i temperaturze około 320 K[57]. The tenuous corona of the atmosphere extends remarkably over two planetary radii from the nominal surface at 1 bar pressure[58]. Atmosferę Urana można podzielić na trzy warstwy: troposferę, −300 i 50 km i ciśnienia 100 do 0.1 bar; (10 MPa to 10 kPa), stratosfera], obejmujące wysokości od 50 do 4000 km i ciśnienia między 0.1 and 10–10 bar (10 kPa to 10 µPa),a w termosferze korona rozciągającą się od 4,000 km do tak wysokości 50,000 km od powierzchni[2]. There is no mesosphere.

Skład atmosfery | edytuj kod

Skład atmosfery Urana różni się od składu całej planety, składający się jak się głównie z molekularnego wodoru i helu [2]. masa molowa helu, czyli liczba [atomów helu na cząsteczki gazu, wynosi 0,15 ± 0,03 [59] w górnej troposferze, co odpowiada masa molowa wynosi 0.26 ± 0.05[2][55]. Wartość ta jest bardzo bliska protosłonecznej masie helu. 0.275 ± 0.01[60], wskazując, że hel nie osiedlił się w centrum planety tak jak w innych gazowych olbrzymach[2]. W trzecim najczęściej występującym składnikiem atmosfery Urana jest metan (CH4)[2]. Metan posiada widoczne pasma absorpcji w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni lub kolorze cyanowym [2]. cząsteczki metanu stanowią 2,3% atmosfery przez ułamek molowy poniżej pokładu chmury metanu na poziomie ciśnienia 1,3 bar (130 kPa), jest około 20 do 30 razy wiecej węgla niż znaleźć na Słońcu. [2][61][62] Stosunek zmieszania Szablon:Ref label znacznie niższa w górnych warstwach atmosfery ze względu na bardzo niskie temperatury, które obniżają poziom nasycenia i powoduje że nadmiar metanu się zamraża.[63] Obfitość mniej lotnych związków takich jak amoniak, woda i siarkowodór w głębokiej atmosferze jest słabo znana. Jednak prawdopodobnie ich ilość na planecie jest również wyższa od ilości na Słońce|Słońcu. [2][64].W stratosferze Urana wraz z metanem, znajdują się śladowe ilości różnych węglowodorów, which are thought to be produced from methane by photolysis induced by the solar ultraviolet (UV) radiation[65]. They include ethane (C2H6), acetylene (C2H2), methylacetylene (CH3C2H), diacetylene (C2HC2H)[63][66][67]. Spectroscopy has also uncovered traces of water vapor, carbon monoxide and carbon dioxide in the upper atmosphere, which can only originate from an external source such as infalling dust and comets.[66][67][68]

Troposfera | edytuj kod

Temperature profile of the Uranian troposphere and lower stratosphere. Cloud and haze layers are also indicated.

Troposferze jest najniższy i najgęstsze część atmosfery i charakteryzuje się spadkiem temperatury wraz z wysokością[2]. Temperatura spada z około 320 K w górnej warstwie troposfery −300 km do 53 K at 50 km.[57][62] Temperatury w najzimniejszym rejonie górnej troposfery tropopauzy rzeczywiście mogą zmieniać się w przedziale między 49 a 57 K w zależności od szerokości geograficznej planety [2][54]. Region tropopauzy jest odpowiedzialny za większość emisji ciepła planety w głębokiej podczerwieni, a tym samym określenie jego temperatury efektywnej59.1 ± 0.3 K[54][55].

Uważa się, że troposfera posiada bardzo skomplikowaną strukturę chmur; chmury wody mogą się mieścić się w zakresie ciśnienia 50 to 100 bar (5 to 10 MPa), Amonu siarkowodorowego chmur w zakresie 20 to 40 bar (2 to 4 MPa),chmury amoniaku lub siarkowodoru mają ciśnienie od 3 and 10 bar (0.3 to 1 MPa) i wreszcie bezpośrednio wykryto cienkie chmury metanu 1 to 2 bar (0.1 to 0.2 MPa)[2][61][57][69]. Troposfera jest bardzo dynamiczną częścią atmosfery, wykazującą na silne wiatry, chmury i jasne sezonowe zmiany, które zostaną omówione poniżej.[5].

Środkowa warstwa atmosfery | edytuj kod

Środkowa warstwa atmosfery Urana to stratosfera, w których temperatura wzrasta wraz z wysokością na ogół od 53 K do między 800 a 850 K na podstawie termosferze 53 K w tropopauzie do między 800 a 850 K u podstawy termosferze.[58].Ogrzewanie stratosfery powodowane przez absorpcję promieniowania słonecznego UV i IR przez metanu i innych węglowodorów [70], które tworzą w tej części atmosfery w wyniku metanu fotolizy [65]. Ciepło jest również prowadzone z gorącej termosfery. [70]. Węglowodory zajmują stosunkowo wąskie warstwy na wysokościach pomiędzy 100 i 280 km odpowiednie do zakresu ciśnienia od 10 do 0,1 mbar (1000 to 10 kPa) i temperaturze od 75 do 170  K.[63][66] Najbardziej rozpowszechnione są węglowodory metan, acetylen i etan które wysepują w stosunku mieszanym 10−7 w stosunku do wodoru. Stosunek mieszania tlenek węgla jest na tej wysokości podobny [63][66][68]. Cięższe węglowodory i dwutlenek węgla mają proporcje mieszania trzy rzędy wielkości niższe [66]. Stosunek obfitości wody wynosi około 7×10−9[67]. Etan i acetylen mają tendencję do skrócenia w chłodniejszej dolnej części stratosfery i tropopauzy (poniżej poziomu 10 mbar ) tworząc warstwy mgły [65], co może być częściowo odpowiedzialna za słodki wygląd Urana. Jednakże stężenie węglowodorów w stratosferze nad mgłą Urana jest znacznie niższa niż w stratosfrze drugiej planety [63][71].

Zewnętrzna warstwy atmosfery Urana i termosfera korony, mają jednolitą temperaturę około 800 to 850 K.[2][71] Źródeł ciepła niezbędne do utrzymania tak wysokiej wartości, nie są zrozumiałe, ponieważ ani słonecznego UV i skrajne zakresie promieniowania UV, ani aktywności zorzy może dostarczyć niezbędnej energii. Słaba wydajność chłodzenia ze względu na brak węglowodorów w stratosferze ciśnienie na poziomie powyżej 0,1 mBar może przyczynić się[58][71]. Oprócz wodoru cząsteczkowego w termosferze-corona zawiera wiele wolnych atomów wodoru. Ich mała masa wraz z wysokimi temperaturami wyjaśnia, dlaczego korona sięga do 50 000 km lub na odległość dwóch promieni planety Uran. [58][71].Ta przedłużona korona jest unikalną cechą Urana[71]. Jego efekty to przeciągnięcie małych cząstek na orbicie Urana, powodując ogólne zubożenie pyłu w pierścieniach Urana [58]. Termosfera Urana, wraz z górnej częścią stratosfery, odpowiada jonosferze Urana [62]. Obserwacje pokazują, że znajduje się na wysokości od 2 000 do 10 000 km od jonosfery.[62] Jonosfera Urana jest większa niż innych planet olbrzymów, lub też może to wynikać z niskiego stężenia węglowodorów w stratosferze. [71][72]. Jonosfera jest głównie utrzymywana przez promieniowanie słoneczne UV, a jej gęstość zależy od aktywności słonecznej [73].W porównaniu do Jowisza i Saturna działalność zorzy jest nieznaczna [71][74].

Pierściene planety | edytuj kod

 Osobny artykuł: Pierścienie Urana. Wewnętrzne pierścienie Urana. Jasny pierścień zewnętrzny pierścień, i osiem innych pierścieni znanych obecne. System pierścieni Urana i jego wewnętrzne satelity

Uran ma skomplikowany system planetarnych pierścieni, jest to drugi taki system, który został odkryty w Układzie Słonecznym po systemie pierścieni Saturna[75]. Pierścienie składają się z bardzo ciemne cząstki, które różnią się rozmiarami od mikrometrów do części metra[4]. Wszystkie, z wyjątkiem dwóch pierścieni Urana są bardzo wąskie mają one zwykle kilka kilometrów szerokości. Pierścienie są prawdopodobnie bardzo młode; dynamika wskazuje, że nie pochodzą one z Urana. Pierścienie być może były kiedyś częścią księżyca (lub księżyców), który został zniszczony przez szybkie pływy. Z wielu kawałków gruzu, które powstały w wyniku tych oddziaływań cząstek przetrwały tylko nieliczne w ograniczonej liczbie stałych stref odpowiadających obecnym pierścieniom[75][76]..

W 1789 roku William Herschel opisał pierścieie wokół Urana. Ta obserwacja jest ogólnie uważana za wątpliwą, a pierścienie są dość słabe, a w przez dwa nastepne stulecia żaden inny obserwator ich nie zaobserwował. Mimo to, Herschel zrobił dokładny opis wielkości pierścieni, pod ich kątem w stosunku do Ziemi, ich czerwony kolor, i pozorną zmianę podróży Urana dookoła Słońca[77][78]. System ten został pierścieni został odkryty 10 marca 1977 roku przez Jamesa L. Elliota, Edwarda W. Dunhama, Douglasa J. Minka korzystających z Airborne Observatory Kuipera James L. Elliot, Edward W. Dunham i Douglas J. Mink za pomocą Kuiper Airborne Observatory. Odkryli nieoczekiwanie, że wydarzy się zakrycie od gwiazdy SAO 158687 przez Urana do badania atmosfery planety. Jednak, gdy ich uwagi zostały przeanalizowane, okazało się, że gwiazda zniknęła z pola widzenia krótko pięć razy zarówno przed jak i po nim zniknął za planety. Doszli do wniosku, że musi istnieć system pierścieni wokół planety[79]. Później wykryto jeszcze cztery dodatkowe pierścienie[79]. Pierścienie były bezpośrednio sfotografowana, gdy Voyager 2 przeszedł Urana w roku 1986.[4] Voyager 2 odkrył również dwa dodatkowe słaby pierścieni zwiększając łączną liczbę jedenastu[4].

W grudniu 2005 r. Kosmicznego Teleskopu Hubble'a wykrył parę wcześniej nieznanych pierścieni . Największy znajduje się w odległości dwa razy więszej niż wcześniej znany pierścień. Te nowe pierścienie są tak daleko od planety, że są one nazywane zewnętrznym układem pierścieniowym. Hubble zauważył również dwa małe satelity, Mab, jego orbita z najbardziej oddalona od nowo odkrytych pierścieni. Nowe pierścienie zwiększyły liczbę pierścieni Urana do 13.[80] W kwietniu 2006 r., nowe obrazy pierścienii z Teleskopów Kecka przyniosły informacje o kolorach pierścieni zewnętrznych: najbardziej oddalony jest niebieski, a drugi czerwony[81][82]. Jedna z hipotez dotyczących zewnętrznego pierścienia koloru niebieskiego jest to, że składa się drobnych cząstek lodu z powierzchni Maba, które są wystarczająco małe, aby rozpraszać światło niebieskie[81][83]. Natomiast wewnętrzne pierścienie planety są szare[81].

Pole magnetyczne | edytuj kod

Pole magnetyczne Urana widziana przez Voyagera 2 w 1986 roku. S i N są to magnetyczne południe i północ

Przed przybyciem Voyagera 2, nie wykonano żadnych pomiarów magnetosfery Urana, więc jego charakter pozostawał tajemnicą. Przed 1986, astronomowie spodziewali się kierunmku pola magnetycznego Urana zgodnego z wiatrem słonecznym, ponieważ spowodowałoby to następnie dostosowanie się do biegunów planety, które leżą w jego ekliptyce[84].

Z obserwacji Voyagera 2 wynika, że pole magnetyczne jest szczególne, zarówno dlatego, że nie pochodzi z geometrycznego środka planety, a ponieważ jest nachylone 59 ° od osi obrotu[84][85]. W rzeczywistości dipol magnetyczny przesuwa się z centrum planety w kierunku bieguna południowego obracając się aż o jedną trzecią promienia planety[84]. To niezwykłe wyniki geometryczne w bardzo asymetrycznej magnetosferze, gdzie natężenie pole magnetyczne na powierzchni półkuli południowej może być tak niskie 0.1 Gausa (10 µT), podczas gdy na półkuli północnej może być tak wysokie, jak 1.1 gausa (110 µT)[84]. Średnie pole na powierzchni wynosi 0.23 gausa (23 µT)[84]. Dla porównania, w polu magnetycznym Ziemi jest w przybliżeniu tak silna, albo na pole, a jego "magnetycznym równiku"[85]. Moment dipolowy Urana jest 50 razy większy niz Ziemi [84][85]. Neptun posiada podobnie przesunięte i pochylone pole magnetyczne, co sugeruje, że może to być cechą wspólną lodowych olbrzymów. [85]. Jedna z hipotez mówi, że w przeciwieństwie do pola magnetycznego ziemskiego i gazowe planety, które wytwarzane są w jądrach, magnetyczne lodowych olbrzymów "pola są generowane przez ruch na stosunkowo niewielkiej głębokości, na przykład, przez ocean wody amoniaku. [52][86].

Pomimo interesującego wyrównania, w odniesieniu do innych magnetosfer, Uran jest podobny do innych planet: Posiada łuk znajdujący się około 23 promieni przed nim, a magnetopauza rozciąga się na odległość 18 promieni Urana, w pełni rozwiniętych magnetycznych ogonów i promieniowania pasów.[84][85][87] Overall, the structure of Uranus's magnetosphere is different from Jupiter's and more similar to Saturn's.[84][85] Uranus's magnetotail trails behind the planet into space for millions of kilometers and is twisted by the planet's sideways rotation into a long corkscrew[84][88].

Magnetosfera Urana zawiera cząsteczki : protonów i elektronów z niewielką ilością jonów.[85][87] cięższe jony nie zostały wykryte. Wiele z tych cząstek, pochodzą prawdopodobnie z gorącej korony atmosfery [87].Energia jonów i elektronów może osiągnąć wartość, odpowiednio 4  i 1,2megawoltów,[87]. The density of low energy (below 1 kiloelectronvolt) ions in the inner magnetosphere is about 2 cm−3[89]. The particle population is strongly affected by the Uranian moons that sweep through the magnetosphere leaving noticeable gaps.[87]Strumień cząstek jest wystarczająco wysoki, aby spowodować ściemnienie lub przestrzeń wietrzenia z powierzchni Księżyca na astronomicznie szybkiego ramach czasowych 100.000  lat[87]. Może to być przyczyną jednolicie ciemne zabarwienie księżyców i pierścieni[76]. Uran stosunkowo posiada dobrze rozwiniętą zorze, które postrzegane są jako jasne łuki wokół obu biegunów magnetycznych[71]. Jednak w przeciwieństwie do Jowisza, zorze Urana wydają się być bez znaczenia dla bilansu energetycznego planety termosferze[74].

Klimat | edytuj kod

 Osobny artykuł: Klimat Urana. Uranus's southern hemisphere in approximate natural colour (left) and in higher wavelengths (right), showing its faint cloud bands and atmospheric "hood" as seen by Voyager 2

W paśmie ultrafioletu i światła widzialnego, atmosfera Urana jest niezwykle łagodny w porównaniu do innych gazowych olbrzymów, a nawet do Neptuna, która jest bardzo podobna[5]. Kiedy Voyager 2 przeleciał Urana w roku 1986, wskazał on w sumie więcej chmur dziesięć na całej planecie.[4][90]. Jedno z proponowanych wyjaśnień w tym brak cech jest to, że wewnętrzne ciepło Urana jest znacznie niższe niż pozostałych planet. Najniższa temperatura, zarejestrowana w tropopauzie Urana to 49 K, co powoduje, że Uran jest jedną z najzimniejszych planet w Układzie Słonecznym, zimniejszy niż Neptun [2][55].

Banded struktura, wiatr i chmury | edytuj kod

Zonal wind speeds on Uranus. Shaded areas show the southern collar and its future northern counterpart. The red curve is a symmetrical fit to the data.

W 1986 roku Voyager 2 stwierdził, że widoczna na południowej półkuli Urana można podzielić na dwa regiony: jasny i ciemny polarny pokrywa zespoły równika (patrz rysunek po prawej)[4]. Ich granica znajduje się około -45 stopni szerokości. Wąskim paśmie międzystrefowych południkowej w zakresie od -45 do -50 stopni jest najjaśniejszą dużych funkcji na widocznej powierzchni planety [4][91].Południowy nazywa się "kołnierz" Czapa i kołnierz uważane są za gęste chmury metanu w regionie znajdują się w zakresie ciśnień od 1.3 do 2 bar (zobacz niżej)[92]. Oprócz wielkoskalowej struktury Voyager 2 obserwował dziesięć małych jasnych chmur, większość leży o kilka stopni na północ od kołnierza [4]. We wszystkich innych aspektach Uran wyglądał w 1986 roku jak martwa planeta. Niestety Voyager 2 dotarł na wysokości planety południowej w lato i nie mógł obserwować burz na półkuli północnej. Jednakże na początku XXI wieku, kiedy na biegunie północnym, Kosmiczny Teleskop Hubble'a (HST) i Teleskopy Kecka teleskopy początkowo nie zaobserwowały ani kołnierza ani czapy polarnej na półkuli północnej. [91].Uran okazał się asymetryczny: jasny w pobliżu bieguna południowego i jednolicie ciemny w regionie na północ od południowejgo kołnierza [91]. W 2007 roku, jednak, gdy Uran przeszedł równonocy, południowej kołnierz prawie zniknął, a pojawił się słaby północnej kołnierz na szerokości blisko 45 stopni [93].

The first dark spot observed on Uranus. Image obtained by ACS on HST in 2006.

Jednak w latach dziewięśdziesiatych XX w, liczba zaobserwowanych obłoków świetlanych znacznie wzrosła częściowo dlatego, że nowe techniki obrazowania wysokiej rozdzielczości stały się dostępne[5]. Najwięcej stwierdzono na półkuli północnej, ponieważ zaczął być widoczny[5]. Początkowe jasne wyjaśnienie, że chmury są łatwiejsze do zidentyfikowania w ciemnej części planety, a na półkuli południowej jest jasny kołnierz okazało się błędne[94][95]. Niemniej jednak istnieją różnice między chmurami każdej półkuli. W północnej części chmury są mniejsze, ostrzejsze i jaśniejsze[95]. Wydaje się, leżą na większej wysokości[95]. Żywotność chmury obejmuje kilka rzędów wielkości. Niektóre małe chmury mogą żyć po kilka godzin, podczas gdy co najmniej jedna burza na południowej półkuli trwa od czasu przelotu Voyagera 2 [5][90]. Ostatnie obserwacje dowiodły również, że funkcje chmur na Uranie są podobne do chmur, na Neptunie[5]. Na przykład, ciemnych plam podobnych ddo tych na Neptunie nie zaobserwowano na Uranie przed 2006 r., kiedy to odkryto i sfotografowano pierwszą z takich plam nazwaną Uranus Dark Spot. [96]. Przypuszcza się, że Uran jest coraz bardziej podobny do Neptuna w okresie równonocy. [97].

Wystepuja tam liczne chmury określane jako strefowe wiatry w górnej troposferze Urana [5]. Na równiku wieją wiatry wsteczne, co oznacza, że wieją w kierunku przeciwnym do obrotu planety. Ich prędkości są w granicach −100 to −50 m/s.[5][91] Wzrost prędkości wiatru wraz z odległością od równika, osiągając wartości zerowe w pobliżu ± 20 ° szerokości geograficznej, w której znajduje się minimalna temperatura troposfery [5][54]. Closer to the poles, the winds shift to a prograde direction, flowing with the planet's rotation. Predkość wiatru nadal rosła osiągając maksimum przy ± 60 ° szerokości geograficznej i spadając do zera na biegunach[5]. Predkość wiatru waha się w zakresie od -40 ° szerokości od 150 do 200 m / s. Kołnierz ukrywa wszystkie chmury, równolegle do prędkości między nimi a południowym bieguniem pomiary wewnętrzne wiatrów są niemożliwe.[5]. Natomiast w północnej półkuli maksymalnych prędkości nawet 240 m/s są obserwowane w pobliżu +50 stopni szerokości geograficznej.[5][91][98].

Wahania sezonowe | edytuj kod

Uranus in 2005. Rings, southern collar and a bright cloud in the northern hemisphere are visible.

Przez krótki okres od marca do maja 2004 r., w atmosferze Urana pojawiło się wiele dużych chmur, nadając mu wygląd podobny do Neptuna[95][99]. Rekord prędkości wiatru na planecie to 229 m/s (824 km/h) oraz utrzymująca się od 4 lipca widowiskowa burza. [90]. W dniu 23 sierpnia 2006 r. naukowcy z Space Science Institute (Boulder, CO) oraz University of Wisconsin obserwowali ciemną plamę na powierzchni Urana, dając astronomom lepszy wgląd w działalność atmosferę planety. [96].Nie jest do końca poznana przycyzna nagłego nasilenia działalności, ale wydaje się, że ekstremalne nachylenie osiowe Urana powodują ekstremalne wahania sezonowej pogody[40][97]. Określenie charakteru tej sezonowej zmiany jest trudne, ponieważ dobre dane na temat atmosfery Urana można zebrać podczas pełnego Uranowego roku ktory trwa 84 lata ziemskie. Pewna liczba odkryć została jednak dokonana. Fotometria w ciągu pół roku Uranowego (od 1950) wykazała, regularne zmiany jasności w dwóch zakresach spektralnych, z maksimami występującymi podczas przesilenia i minimami występującymi podczas równonocy [100].Podobne okresowe wahanie z maksimum przy przesileniu, rozpoczęło się w 1960 roku, odnotowano je w pomiarach promieniowania mikrofalowego głęboko w troposferze.[101] Stratosferyczny pomiar temperatury na początku w 1970 roku wykazał również maksymalne wartości około przesilenia 1986 [70].Uważa się większość tych zmienności, występuje z powodu zmian w geometrii planety[94].

Istnieje jednak kilka powodów, by sądzić, że na Uranie występują sezonowe zmiany fizyczne. Choć planeta jest znana jasnego południowego regionu polarnego, biegun północny jest dość słaby, co jest niezgodne z modelem sezonowych zmian opisanych powyżej [97]. Podczas poprzedniego przesilenia na północnej półkuli w 1944 roku, Uran wyśkazywał podwyższony poziom jasności, co sugeruje, że biegun północny nie zawsze był tak słaby.[100] Ta informacja oznacza, że widoczne pole rozjaśnia się trochę w czasie rzesilenia i ciemnieje po równonocy [97]. Szczegółowa analiza danych widocznych i mirofal wykazały, że okresowe zmiany jasności nie są całkowicie symetryczne w okolicch przesilenia, co również wskazuje zmiany w południkowym albedo wzorów [97]. Wreszcie w 1990, jak Uran odszedł od przesilenia, a Hubble ziemi teleskopów opartych wykazały, że południowa czapa polarna zaciemniła się zauważalnie (z wyjątkiem południowej części kołnierza, który pozostał jasny)[92], podczas gdy na półkuli północnej wykazano zwiększenie aktywności [90], takich jak formacje chmur i silniejszych wiatrów , zwiększyły oczekiwania, które wkrótce powinny rozjaśnić.[95] To naprawdę zdarzyło się w 2007 r., kiedy planeta przeszła równonoc: słaby północny polarny kołnierz sie pokazał, natomiast południowy kołnierz stał się niemal niewidoczny, choć wiatr pozostał strefowy lekko asymetryczne,wiatry na północy są nieco wolniejsze niż na południowej półkuli [93].

Mechanizm zmiany fizyczne nadal nie jest jasny[97].W okresie letniego i zimowego przesilenia, Urana półkule znajdują się na przemian w pełnym blasku promieni słonecznych lub są narażone na ciemność kosmiczną. Rozjaśnienie nasłonecznione półkuli wynika z lokalnego pogrubienia warstwy chmur metanu i zamglenia znajdujego się w troposferze[92]. Jasny kołnierz o temperaturze -45 ° szerokości geograficznej pochodzi również od chmury metanu[92]. Inne zmiany w południowym regionie polarnym mogą być wyjaśnione przez zmiany w niższych warstwach chmur.[92]. Zmiana z promieniowania mikrofalowego w widmie emisyjnym planety są prawdopodobnie spowodowane przez głębokie zmiany w troposferze Cyrkulacji, bo grube chmury i mgła polarne mogą hamować konwekcję[102]. Teraz, w okresie wiosennej i jesiennej równonocy Urana, dynamicze zmiany konwekcji mogą się pojawić ponownie[90][102].

Powstawanie planety | edytuj kod

Panuje przekonanie, że różnice pomiędzy olbrzymami lodowymi i gazowymi olbrzymami rozciągają się na proces ich twrzenia [103][104].Uważa się że Układ Słoneczny, powstały z ogromnej obracanie kuli gazu i pyłu znanego jako mgławica presolar. Znaczna część gazowej mgławicy, głównie wodoru i helu, utworzyła Słońce, podczas gdy ziarna pyłu zebrane razem, tworzyły pierwsze protoplanety. Ponieważ planety wzrosły, niektóre z nich ostatecznie zrosły się wystarczająco by zbierać resztki gazu mgławicy .[103][104]Otrzymując więcej gazu, stały się większe, dochodząc do punktu krytycznego który został osiągnięty, a ich wielkość zaczęła rosnąć w postępie geometrycznym.Lodowe Olbrzymy powstały z mgławic gazowych osiagając tylko kilka mas Ziemi, nie osiągając punktu krytycznego[103][104][105]. Najnowsze symulacje migracji planet sugerowały, że lodowe olbrzymy tworzą się bliżej Słońca niż ich obecna pozycja, a po utworzeniu się zostały wypchnięte na zewnątrz, hipoteza, która jest znana jako Model nicejski [103].

Księżyce | edytuj kod

 Osobny artykuł: Księżyce Urana. Major moons of Uranus compared, at their proper relative sizes (collage of Voyager 2 photographs) System księżyców Urana ESO

Uran ma 27 znanych księżyców[105]. Nazwy satelitów są związane z postaciami z dzieł Williama Szekspira i Alexandra Pope'a[51][106]. Pięć głównych satelitów to Miranda, Ariel, Umbriel, Tytania iOberon[51]. System satelitarny Urana jest najmniej masywny wśród gazowych olbrzymów, i rzeczywiście, łączna masa pięciu głównych satelitów to mniej niż połowa Trytona. [48]. Największy z satelitów, Tytania, ma promień tylko 788.9 km, mniejszy niż połowa Księżyca, ale nieco większy niż Rhea, drugi co do wielkości księżyc Saturna, making Tytania jest ósmym co do wielkości księżycem w Układzie Słonecznym. Księżyce mają stosunkowo niskie albedo; od 0,20 do 0,35 dla Umbriel Ariel (zielone światło)[4]. Księżyce składają się głównie z lodu i skał które wystepują w około pięćdziesięciu procentach. Lód może zawierać amoniaku i dwutlenek węgla [76][107].

Wśród satelitów, Ariel Wydaje się, że najmłodszy powierzchni z najmniejszą liczbą kraterów, a Umbriel jest jednym z najstarszych[4][76]. Miranda posiada kaniony na 20 kilometrów głębokości, szeregowe warstwy i chaotyczne zmiany wieku i parametrów [4].Uważa się że w przszłości geologicznej Miranda , była napędzana przez pływy i ogrzewana w czasie, gdy jej orbita była bardziej ekscentryczna niż obecnie, prawdopodobnie w wyniku 3:01 dawnego rezonansu orbitalnego z Umbrielem. [108]. Rozciągające procesów związanych z upwelling wysadów są prawdopodobne pochodzenie Księżyca "racetrack'-jak korona coronae[109][110]. Podobnie, Ariel Uważa się, że raz odbyła się w rezonansie Tytanii 4:1. [111].

Badania | edytuj kod

Crescent Uranus as imaged by Voyager 2 while departing for Neptune  Osobny artykuł: Badania Urana.

W 1986, sonda Voyager 2 dotarła do Urana. Ta pierwsza wizyta była tylko próbą zbadania planety z pewnej odległości, a nie wizytą planowaną. Wystrzelony w 1977 r., Voyager 2 znalazł się jej najbliżej Urana 24 stycznia 1986 r., około 81 500 km od górnej warstwy chmur planety, i kontynuował podróż w kierunku Neptuna. Voyager 2 badał strukturę i skład chemiczny atmosfery. [62], odkrył 10 nowych księżyców Urana i obserwował występujące na planecie wyjątkowe zjawiska pogodowe, zmierzył jego oś obrotu nachyloną o 97,77 °; i badał jego system pierścieni [4][112]. Badał również pole magnetyczne, jego nieregularną strukturę, jego nachylenie i unikalną magnetosferę spowodowane boczną orientacji Urana[84]. Dokonał pierwszego szczegółowego badania pięciu największych księżyców, studiował wszystkie dziewięć pieścieni, odkrył także dwa nowe.[4][76]

Kultura | edytuj kod

W astrologii, planeta Uran () jest planetą orzeczenia Wodnika. Ponieważ Uran jest w kolorze cyan i jest związany z elektrycznością, the color electric blue, a color close to cyan, is associated with the sign Aquarius[113]. (See Uranus in astrology)

Pierwiastek chemiczny Uran, odkryty w 1789 przez niemieckiego chemika Martin Heinricha Klaprotha, został nazwany na cześć nowo odkryte planety Uran [114]. Uranus, the Magician is a movement in Gustav Holst's The Planets, written between 1914 and 1916. Operacja Uran w II wojnie światowej przeprowadzona przez wojska radzieckie, aby odebrać Stalingrad i stała się punktem zwrotnym w wojnie z Wehrmachtem.

See also | edytuj kod

Szablon:Wikipedia-Books


Notes | edytuj kod

Szablon:SpecialChars

  1. Szablon:Note label Orbital elements refer to the barycenter of the Uranus system, and are the instantaneous osculating values at the precise J2000 epoch. Barycenter quantities are given because, in contrast to the planetary center, they do not experience appreciable changes on a day-to-day basis from the motion of the moons.
  2. Szablon:Note label Calculated using data from Seidelmann, 2007.[49]
  3. Szablon:Note label Refers to the level of 1 bar atmospheric pressure.
  4. Szablon:Note label Calculation of He, H2 and CH4 molar fractions is based on a 2.3% mixing ratio of methane to hydrogen and the 15/85 He/H2 proportions measured at the tropopause.
  5. Szablon:Note label Mixing ratio is defined as the number of molecules of a compound per a molecule of hydrogen.

References | edytuj kod

  1. MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program. W: Monterey Institute for Research in Astronomy [on-line]. [dostęp 22.10.2010].
  2. a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Jonathan. I. Lunine. The Atmospheres of Uranus and Neptune. „Annual Review of Astronomy and Astrophysics”. 31, s. 217–263, 1993. DOI: 10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. Bibcode1993ARA%26A..31..217L
  3. a b c d e f g h i j M. Podolak, Weizman, A.; Marley, M.. Comparative models of Uranus and Neptune. „Planet. Space Sci.”. 43 (12), s. 1517–1522, 1995. DOI: 10.1016/0032-0633(95)00061-5. Bibcode1995P%26SS...43.1517P. Sprawdź autora:2.
  4. a b c d e f g h i j k l m n B.A. Smith, Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et al.. Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results. „Science”. 233 (4759), s. 97–102, 1986. DOI: 10.1126/science.233.4759.43. PMID: 17812889. Bibcode1986Sci...233...43S. Sprawdź autora:2.
  5. a b c d e f g h i j k l m n o L.A. Sromovsky, Fry, P.M.. Dynamics of cloud features on Uranus. „Icarus”. 179, s. 459–483, 2005. DOI: 10.1016/j.icarus.2005.07.022. Bibcode2005Icar..179..459S. Sprawdź autora:2.
  6. Duane Dunkerson: Uranus—About Saying, Finding, and Describing It. thespaceguy.com. [dostęp 17.04.2007].
  7. Bath Preservation Trust. [dostęp 2007-09-29].
  8. 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”. 71, s. 492–501, 1781. DOI: 10.1098/rstl.1781.0056. Bibcode1781RSPT...71..492H. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "author", "last2" oraz "first2".
  9. Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, cytowane w: Miner, s. 8
  10. Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23; cytowane w: Miner, s. 8
  11. RAS MSS Herschel W.2/1.2, 24, cytowane w: Miner, s. 8
  12. Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30; cytowane w: Miner, s. 8
  13. RAS MSS Herschel W1/13.M, 14 cytowane w: Miner, s. 8
  14. a b Recherches sur la nouvelle planete, decouverte par M. Herschel & nominee Georgium Sidus. „Acta Academia Scientarum Imperialis Petropolitanae”, s. 303–329, 1783. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "author".
  15. Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781, quoted in Miner p. 11
  16. Miner p. 11
  17. a b The Scientific Papers of Sir William Herschel. T. 1. Royal Society and Royal Astronomical Society, 1912, s. 100. ISBN 1-84371-022-6.{{Cytuj książkę}} Nieznane pola: "author".
  18. a b Miner, s. 12
  19. RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20, quoted in Miner p. 12
  20. Voyager at Uranus. „Nasa Jpl”. 7 (85), s. 400–268, 1986. 
  21. a b Błąd w składni szablonu {{Cytuj stronę}}. Brak podanego adresu cytowanej strony (parametr url=|).{{Cytuj stronę}} Brakujące pola: url. Nieznane pola: "bibcode".
  22. a b Mark Littmann: Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications, 2004, s. 10–11. ISBN 0-486-43602-0.
  23. Brian Daugherty: Astronomy in Berlin. Brian Daugherty. [dostęp 24.05.2007].
  24. James Finch: The Straight Scoop on Uranium. allchemicals.info: The online chemical resource, 2006. [dostęp 2009-03-30].
  25. The BBC Pronunciation Unit notes that |ˈjʊərənəs| "is the preferred usage of astronomers": Lena Olausson: The Oxford BBC Guide to Pronunciation. Oxford, England: Oxford University Press, 2006, s. 404. ISBN 978-0-19-280710-6.{{Cytuj książkę}} Nieznane pola: "coauthors".
  26. In US dictionary transcription, Szablon:USdict
  27. In US dictionary transcription, Szablon:USdict
  28. Cain, Frasier: Astronomy Cast: Uranus. November 12, 2007. [dostęp 2009-04-20].
  29. , [w:] Oxford English Dictionary, wyd. 2, 1989.???
  30. , [w:] Oxford English Dictionary, wyd. 2, 1989.???
  31. Planet symbols. W: NASA Solar System exploration [on-line]. [dostęp 2007-08-04].
  32. Sailormoon Terms and Information. The Sailor Senshi Page. [dostęp 2010-10-28].
  33. Asian Astronomy 101. „Hamilton Amateur Astronomers”. 4 (11), 1997. [dostęp 2007-08-05]. 
  34. Next Stop Uranus. 1986. [dostęp 2007-06-09].
  35. George Forbes: History of Astronomy. 1909. [dostęp 2007-08-07].
  36. O'Connor, J J and Robertson, E F: Mathematical discovery of planets. 1996. [dostęp 2007-06-13].
  37. Peter J. Gierasch and Philip D. Nicholson: Uranus. W: NASA World Book [on-line]. 2004. [dostęp 2007-06-09].
  38. Lawrence Sromovsky: Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus. W: University of Wisconsin Madison [on-line]. 2006. [dostęp 2010-22-10].
  39. Szablon:Cite conference
  40. a b Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus. Science Daily. [dostęp 2007-04-16].
  41. Uranus. 1991, s. 485–486. ISBN 0-8165-1208-6.{{Cytuj książkę}} Nieznane pola: "author".
  42. Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000. W: IAU [on-line]. 2000. [dostęp 2007-06-13].
  43. Cartographic Standards. W: NASA [on-line]. [dostęp 2007-06-13].{{Cytuj stronę}} Nieznane pola: "format".
  44. Coordinate Frames Used in MASL. 2003. [dostęp 2007-06-13].
  45. a b Espenak, Fred: Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006. W: NASA [on-line]. 2005. [dostęp 2010-24-10].
  46. NASA's Uranus fact sheet. [dostęp 2010-10-24].
  47. Nowak, Gary T.: Uranus: the Threshold Planet of 2006. 2006. [dostęp 2010-10-24].
  48. a b R.A. Jacobson, Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P.. The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data. „The Astronomical Journal”. 103 (6), s. 2068–2078, 1992. DOI: 10.1086/116211. Bibcode1992AJ....103.2068J. Sprawdź autora:2.
  49. a b c P. Kenneth Seidelmann, Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al.. Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006. „Celestial Mech. Dyn. Astr.”. 90, s. 155–180, 2007. DOI: 10.1007/s10569-007-9072-y. Sprawdź autora:2.
  50. a b c M. Podolak, Podolak, J.I.; Marley, M.S.. Further investigations of random models of Uranus and Neptune. „Planet. Space Sci.”. 48, s. 143–151, 2000. DOI: 10.1016/S0032-0633(99)00088-4. Bibcode2000P%26SS...48..143P. Sprawdź autora:2.
  51. a b c d e f , [w:] Introduction to Planetary Science, Springer Netherlands, 2007, DOI10.1007/978-1-4020-5544-7_18.???
  52. a b S. Atreya, Egeler, P.; Baines, K.. Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?. „Geophysical Research Abstracts”. 8, s. 05179, 2006. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "format". Sprawdź autora:2.
  53. Weird water lurking inside giant planets, New Scientist,01 September 2010, Magazine issue 2776.
  54. a b c d R. Hanel, Conrath, B.; Flasar, F.M.; et al.. Infrared Observations of the Uranian System. „Science”. 233 (4759), s. 70–74, 1986. DOI: 10.1126/science.233.4759.70. PMID: 17812891. Bibcode1986Sci...233...70H. Sprawdź autora:2.
  55. a b c d e f g J.C. Pearl, Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A.. The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data. „Icarus”. 84, s. 12–28, 1990. DOI: 10.1016/0019-1035(90)90155-3. Bibcode1990Icar...84...12P. Sprawdź autora:2.
  56. Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?. „Astronomy Now”, s. 73, 2005. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "author".
  57. a b c Imke dePater, Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.. Possible Microwave Absorption in by H2S gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres. „Icarus”. 91, s. 220–233, 1991. DOI: 10.1016/0019-1035(91)90020-T. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "format". Sprawdź autora:2.
  58. a b c d e Floyd Herbert, Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et al.. The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2. „J. Of Geophys. Res.”. 92, s. 15,093–15,109, 1987. DOI: 10.1029/JA092iA13p15093. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "format". Sprawdź autora:2.
  59. The helium abundance of Uranus from Voyager measurements. „Journal of Geophysical Research”. 92, s. 15003–15010, 1987. DOI: 10.1029/JA092iA13p15003. Bibcode1987JGR....9215003C. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "DUPLICATE DATA: year" oraz "author".
  60. Katharin Lodders. Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements. „The Astrophysical Journal”. 591, s. 1220–1247, 2003. DOI: 10.1086/375492. Bibcode2003ApJ...591.1220L
  61. a b G.F. Lindal, Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; et al.. The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2. „J. Of Geophys. Res.”. 92, s. 14,987–15,001, 1987. DOI: 10.1029/JA092iA13p14987. Bibcode1987JGR....9214987L. Sprawdź autora:2.
  62. a b c d e J.L. Tyler, Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et al.. Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites. „Science”. 233 (4759), s. 79–84, 1986. DOI: 10.1126/science.233.4759.79. PMID: 17812893. Bibcode1986Sci...233...79T. Sprawdź autora:2.
  63. a b c d e J. Bishop, Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P.. Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere. „Icarus”. 88, s. 448–463, 1990. DOI: 10.1016/0019-1035(90)90094-P. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "format". Sprawdź autora:2.
  64. Imke dePater, Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.. Uranius Deep Atmosphere Revealed. „Icarus”. 82 (12), s. 288–313, 1989. DOI: 10.1016/0019-1035(89)90040-7. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "format". Sprawdź autora:2.
  65. a b c Michael E. Summers, Strobel, Darrell F.. Photochemistry of the Atmosphere of Uranus. „The Astrophysical Journal”. 346, s. 495–508, 1989. DOI: 10.1086/168031. Bibcode1989ApJ...346..495S. Sprawdź autora:2.
  66. a b c d e Martin Burgorf, Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al.. Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy. „Icarus”. 184, s. 634–637, 2006. DOI: 10.1016/j.icarus.2006.06.006. Bibcode2006Icar..184..634B. Sprawdź autora:2.
  67. a b c Therese Encrenaz. ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?. „Planet. Space Sci.”. 51, s. 89–103, 2003. DOI: 10.1016/S0032-0633(02)00145-9. Bibcode2003P%26SS...51...89E
  68. a b Th. Encrenaz, Lellouch, E.; Drossart, P.. First detection of CO in Uranus. „Astronomy & Astrophysics”. 413, s. L5–L9, 2004. DOI: 10.1051/0004-6361:20034637. [dostęp 2007-08-05]. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "format". Sprawdź autora:2.
  69. Sushil K. Atreya, Wong, Ah-San. Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes. „Space Sci. Rev.”. 116, s. 121–136, 2005. DOI: 10.1007/s11214-005-1951-5. Bibcode2005SSRv..116..121A. Sprawdź autora:2.
  70. a b c Leslie A. Young, Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et al.. Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation. „Icarus”. 153, s. 236–247, 2001. DOI: 10.1006/icar.2001.6698. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "format". Sprawdź autora:2.
  71. a b c d e f g h Floyd Herbert, Sandel, Bill R.. Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune. „Planet. Space Sci.”. 47, s. 1119–1139, 1999. DOI: 10.1016/S0032-0633(98)00142-1. Bibcode1999P%26SS...47.1119H. Sprawdź autora:2.
  72. L.M. Trafton, Miller, S.; Geballe, T.R.; et al.. H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora. „The Astrophysical Journal”. 524, s. 1059–1023, 1999. DOI: 10.1086/307838. Bibcode1999ApJ...524.1059T. Sprawdź autora:2.
  73. Th. Encrenaz, Drossart, P.; Orton, G.; et al.. The rotational temperature and column density of H+3 in Uranus. „Planetary and Space Science”. 51, s. 1013–1016, 2003. DOI: 10.1016/j.pss.2003.05.010. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "format". Sprawdź autora:2.
  74. a b Hoanh An Lam, Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et al.. Variation in the H+3 emission from Uranus. „The Astrophysical Journal”. 474, s. L73–L76, 1997. DOI: 10.1086/310424. Bibcode1997ApJ...474L..73L. Sprawdź autora:2.
  75. a b L.W. Esposito. Planetary rings. „Reports on Progress in Physics”. 65, s. 1741–1783, 2002. DOI: 10.1088/0034-4885/65/12/201. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "isbn".
  76. a b c d e Voyager Uranus Science Summary. W: NASA/JPL [on-line]. 1988. [dostęp 2007-06-09].
  77. Uranus rings 'were seen in 1700s'. BBC News, April 19, 2007. [dostęp 2010-10-23].
  78. Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century?. W: Physorg.com [on-line]. 2007. [dostęp 2007-06-20].
  79. a b Elliot, J. L.; Dunham, E.; Mink, D.: The rings of Uranus. W: Cornell University [on-line]. 1977. [dostęp 2010-10-23].
  80. NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus. W: Hubblesite [on-line]. 2005. [dostęp 2010-10-23].
  81. a b c Imke dePater, Hammel, Heidi B.; Gibbard, Seran G.; Showalter Mark R.. New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring. „Science”. 312 (5770), s. 92–94, 2006. DOI: 10.1126/science.1125110. PMID: 16601188. Bibcode2006Sci...312...92D. Sprawdź autora:2.
  82. Robert Sanders: Blue ring discovered around Uranus. UC Berkeley News, 2006-04-06. [dostęp 2010-10-23].
  83. Stephen Battersby: Blue ring of Uranus linked to sparkling ice. W: NewScientistSpace [on-line]. 2006. [dostęp 2010-10-23].
  84. a b c d e f g h i j Norman F. Ness, Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al.. Magnetic Fields at Uranus. „Science”. 233 (4759), s. 85–89, 1986. DOI: 10.1126/science.233.4759.85. PMID: 17812894. Bibcode1986Sci...233...85N. Sprawdź autora:2.
  85. a b c d e f g C.T. Russell. Planetary Magnetospheres. „Rep. Prog. Phys.”. 56, s. 687–732, 1993. DOI: 10.1088/0034-4885/56/6/001
  86. Sabine Stanley, Bloxham, Jeremy. Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields. „Letters to Nature”. 428 (6979), s. 151–153, 2004. DOI: 10.1038/nature02376. PMID: 15014493. [dostęp 2007-08-05]. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "archiveurl", "deadurl", "archivedate" oraz "format". gołe linki: "archiveurl"Sprawdź autora:2.
  87. a b c d e f S.M. Krimigis, Armstrong, T.P.; Axford, W.I.; et al.. The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment. „Science”. 233 (4759), s. 97–102, 1986. DOI: 10.1126/science.233.4759.97. PMID: 17812897. Bibcode1986Sci...233...97K. Sprawdź autora:2.
  88. Voyager: Uranus: Magnetosphere. W: NASA [on-line]. 2003. [dostęp 2010-10-27].
  89. H.S. Bridge, Belcher, J.W.; Coppi, B.; et al.. Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2. „Science”. 233 (4759), s. 89–93, 1986. DOI: 10.1126/science.233.4759.89. PMID: 17812895. Bibcode1986Sci...233...89B. Sprawdź autora:2.
  90. a b c d e Emily Lakdawalla: No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics. W: The Planetary Society [on-line]. 2004. [dostęp 2007-06-13].
  91. a b c d e H.B. Hammel, de Pater, I.; Gibbard, S.; et al.. Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features. „Icarus”. 175, s. 534–545, 2005. DOI: 10.1016/j.icarus.2004.11.012. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "format". Sprawdź autora:2.
  92. a b c d e K.A. Rages, Hammel, H.B.; Friedson, A.J.. Evidence for temporal change at Uranus’ south pole. „Icarus”. 172, s. 548–554, 2004. DOI: 10.1016/j.icarus.2004.07.009. Bibcode2004Icar..172..548R. Sprawdź autora:2.
  93. a b Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics. „Icarus”. 203 (1), s. 265–286, 2009. DOI: 10.1016/j.icarus.2009.04.015. Bibcode2009Icar..203..265S. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "first5", "last2", "first8", "first6", "first1", "first7", "first4", "last6", "last8", "last7", "last5", "last1", "first2", "last4", "last3" oraz "first3".
  94. a b Erich Karkoschka. Uranus’ Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters. „Icarus”. 151, s. 84–92, 2001. DOI: 10.1006/icar.2001.6599. Bibcode2001Icar..151...84K
  95. a b c d e H.B. Hammel, de Pater, I.; Gibbard, S.G.; et al.. New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a southern feature at 2.2 µm. „Icarus”. 175, s. 284–288, 2005. DOI: 10.1016/j.icarus.2004.11.016. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "format". Sprawdź autora:2.
  96. a b L. Sromovsky, Fry, P.;Hammel, H.;Rages, K: Hubble Discovers a Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus. physorg.com. [dostęp 2007-08-22].{{Cytuj stronę}} Nieznane pola: "format".
  97. a b c d e f H.B. Hammel, Lockwood, G.W.. Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune. „Icarus”. 186, s. 291–301, 2007. DOI: 10.1016/j.icarus.2006.08.027. Bibcode2007Icar..186..291H. Sprawdź autora:2.
  98. H.B. Hammel, Rages, K.; Lockwood, G.W.; et al.. New Measurements of the Winds of Uranus. „Icarus”. 153, s. 229–235, 2001. DOI: 10.1006/icar.2001.6689. Bibcode2001Icar..153..229H. Sprawdź autora:2.
  99. Terry Devitt: Keck zooms in on the weird weather of Uranus. University of Wisconsin-Madison, 2004. [dostęp 2010-10-23].
  100. a b G.W. Lockwood, Jerzykiewicz, Mikołaj. Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004. „Icarus”. 180, s. 442–452, 2006. DOI: 10.1016/j.icarus.2005.09.009. Bibcode2006Icar..180..442L. Sprawdź autora:2.
  101. M.J. Klein, Hofstadter, M.D.. Long-term variations in the microwave brightness temperature of the Uranus atmosphere. „Icarus”. 184, s. 170–180, 2006. DOI: 10.1016/j.icarus.2006.04.012. Bibcode2006Icar..184..170K. Sprawdź autora:2.
  102. a b Mark D. Hofstadter, and Butler, Bryan J.. Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus. „Icarus”. 165, s. 168–180, 2003. DOI: 10.1016/S0019-1035(03)00174-X. Bibcode2003Icar..165..168H. Sprawdź autora:2.
  103. a b c d Edward W. Thommes, Duncan, Martin J.; Levison, Harold F.. The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System. „Nature”. 402 (6762), s. 635–638, 1999. DOI: 10.1038/45185. PMID: 10604469. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "format". Sprawdź autora:2.
  104. a b c Adrian Brunini, Fernandez, Julio A.. Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune. „Plan. Space Sci.”. 47, s. 591–605, 1999. DOI: 10.1016/S0032-0633(98)00140-8. Bibcode1999P%26SS...47..591B. Sprawdź autora:2.
  105. a b Scott S. Sheppard, Jewitt, David; Kleyna, Jan. An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness. „The Astronomical Journal”. 129, s. 518–525, 2006. DOI: 10.1086/426329. Sprawdź autora:2.
  106. Uranus. nineplanets.org. [dostęp 2007-07-03].
  107. Hauke Hussmann, Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects. „Icarus”. 185, s. 258–273, 2006. DOI: 10.1016/j.icarus.2006.06.005. Bibcode2006Icar..185..258H. Sprawdź autora:2.
  108. W. C. Tittemore, Wisdom, J.. Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities. „Icarus”. 85 (2), s. 394–443, 1990. Elsevier Science. DOI: 10.1016/0019-1035(90)90125-S. Sprawdź autora:2.
  109. Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona. „Journal of Geophysical Research”. 102 (E6), s. 13,369–13,380, 1997-06-25. Elsevier Science. DOI: 10.1029/97JE00802. {{Cytuj pismo}} Nieznane pola: "author". Sprawdź autora:2.
  110. Andrew Chaikin: Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists. W: Space.Com [on-line]. ImaginovaCorp., 2001-10-16. [dostęp 2007-12-07].
  111. W.C. Tittemore. Tidal Heating of Ariel. „Icarus”. 87, s. 110–139, 1990. DOI: 10.1016/0019-1035(90)90024-4. Bibcode1990Icar...87..110T
  112. Voyager: The Interstellar Mission: Uranus. W: JPL [on-line]. 2004. [dostęp 2010-22-10].
  113. Parker, Derek and Julia Aquarius'. New York: Mitchell Beazley/Ballantine Book, 1972, s. 14, seria: Planetary Zodiac Library.
  114. Uranium. Wyd. 4 wydanie.{{Cytuj książkę}} Nieznane pola: "publisher", "encyclopedia" oraz "accessdate".

Further reading | edytuj kod

  • Ellis D. Miner: Uranus: The Planet, Rings and Satellites. New York: John Wiley and Sons, 1998. ISBN 0-471-97398-X..

Linki zewnętrzne | edytuj kod

Szablon:Sisterlinks

Kategoria:Uran

Uran

Przypisy | edytuj kod

{{link FA|ca}} {{link FA|cs}} {{link FA|ru}} {{link FA|sl}} {{link GA|es}} {{link GA|zh-classical}} {{link GA|zh}} [[frr:Uranus]] [[af:Uranus (planeet)]] [[als:Uranus (Planet)]] [[am:ኡራኑስ]] [[ang:Uranus]] [[ar:أورانوس]] [[an:Urano (planeta)]] [[frp:Urano (planèta)]] [[ast:Uranu (planeta)]] [[az:Uran (planet)]] [[bn:ইউরেনাস গ্রহ]] [[zh-min-nan:Thiⁿ-ông-chheⁿ]] [[be:Планета Уран]] [[be-x-old:Уран (плянэта)]] [[bar:Uranus (Planet)]] [[bo:སྐར་མ་གནམ་རྒྱལ།]] [[bs:Uran (planeta)]] [[br:Ouran (planedenn)]] [[bg:Уран (планета)]] [[ca:Urà (planeta)]] [[cv:Уран (планета)]] [[cs:Uran (planeta)]] [[cy:Wranws (planed)]] [[da:Uranus (planet)]] [[de:Uranus (Planet)]] [[nv:Yoowéinis]] [[et:Uraan (planeet)]] [[el:Ουρανός (πλανήτης)]] [[eml:Uràn]] [[en:Uranus]] [[es:Urano (planeta)]] [[eo:Urano (planedo)]] [[eu:Urano (planeta)]] [[fa:اورانوس]] [[fo:Uranus]] [[fr:Uranus (planète)]] [[fy:Uranus]] [[ga:Úránas (pláinéad)]] [[gv:Uranus]] [[gd:Urànus (planaid)]] [[gl:Urano]] [[gan:天王星]] [[gu:યુરેનસ (ગ્રહ)]] [[ko:천왕성]] [[hy:Ուրան (մոլորակ)]] [[hi:अरुण]] [[hr:Uran (planet)]] [[io:Urano]] [[ilo:Uranus (planeta)]] [[id:Uranus]] [[is:Úranus (reikistjarna)]] [[it:Urano (astronomia)]] [[he:אורנוס]] [[jv:Uranus]] [[kn:ಯುರೇನಸ್]] [[pam:Uranus]] [[ka:ურანი (პლანეტა)]] [[csb:Ùran]] [[kk:Уран (ғаламшар)]] [[kw:Ouran (planet)]] [[sw:Uranus]] [[ht:Iranis]] [[ku:Ûranûs (gerstêrk)]] [[la:Uranus (planeta)]] [[lv:Urāns (planēta)]] [[lb:Uranus (Planéit)]] [[lt:Uranas (planeta)]] [[lij:Oran (astronomia)]] [[li:Uranus (planeet)]] [[jbo:uranos]] [[hu:Uránusz]] [[mk:Уран (планета)]] [[mg:Uranus]] [[ml:യുറാനസ്]] [[mt:Uranu (pjaneta)]] [[mr:युरेनस ग्रह]] [[arz:اورانوس]] [[mzn:اورانوس]] [[ms:Uranus]] [[mwl:Ourano]] [[mdf:Уран (шары тяште)]] [[mn:Тэнгэрийн ван]] [[my:ယူရေးနပ်စ်ဂြိုဟ်]] [[nah:Ilhuicateōcītlalli]] [[nl:Uranus (planeet)]] [[ne:युरेनस]] [[ja:天王星]] [[no:Uranus]] [[nn:Planeten Uranus]] [[nov:Urane (planete)]] [[oc:Uranus (planeta)]] [[uz:Uran (sayyora)]] [[pa:ਉਰਣ]] [[pnb:یورینس]] [[pms:Uran (pianeta)]] [[tpi:Yurenes (planet)]] [[nds:Uranus (Planet)]] [[pt:Urano (planeta)]] [[ksh:Urranuß (Planneet)]] [[ro:Uranus]] [[rm:Uranus (planet)]] [[qu:Uranu (puriq quyllur)]] [[ru:Уран (планета)]] [[sah:Уранус]] [[se:Uranus]] [[stq:Uranus]] [[st:Yuranese]] [[sq:Urani]] [[scn:Uranu (pianeta)]] [[simple:Uranus]] [[sk:Urán (planéta)]] [[sl:Uran (planet)]] [[szl:Ůrůn]] [[sr:Уран (планета)]] [[sh:Uran (planeta)]] [[fi:Uranus]] [[sv:Uranus]] [[tl:Urano]] [[ta:யுரேனசு]] [[te:యురేనస్]] [[th:ดาวยูเรนัส]] [[tg:Уран]] [[tr:Uranüs (gezegen)]] [[uk:Уран (планета)]] [[ur:یورینس]] [[ug:ئۇران (پلانىت)]] [[vi:Sao Thiên Vương]] [[fiu-vro:Uraan (hod'otäht)]] [[zh-classical:天王星]] [[war:Urano]] [[yi:אוראנוס]] [[zh-yue:天王星]] [[bat-smg:Orans]] [[zh:天王星]]


Na podstawie artykułu: "Wikiprojekt:Tłumaczenie artykułów/Uran" pochodzącego z Wikipedii
OryginałEdytujHistoria i autorzy