[go: nahoru, domu]
Edukira joan

Urano: berrikuspenen arteko aldeak

Aldatu loturak
Artikulu hau "Kalitatezko 2.000 artikulu 12-16 urteko ikasleentzat" proiektuaren parte da
Wikipedia, Entziklopedia askea
Nabigazio historia interaktiboa
← Aurreko ezberdintasunaHurrengo ezberdintasuna →
Ezabatutako edukia Gehitutako edukia
IkusizkoaWikitestua
Supro23 (eztabaida | ekarpenak)
1.955 edits
Etiketa: 2017 wikitestu editorearekin
Supro23 (eztabaida | ekarpenak)
1.955 edits
Etiketa: 2017 wikitestu editorearekin
187. lerroa: 187. lerroa:
File:Uranuslight.jpg|Uranoko aurorak eta bere eraztun ekuatorialak, Hubble teleskopioak aurkitutako irudietan. Lurreko eta Jupiterrekoak ez bezala, Uranoko aurorak ez daude poloekin lerrokatuta.
File:Uranuslight.jpg|Uranoko aurorak eta bere eraztun ekuatorialak, Hubble teleskopioak aurkitutako irudietan. Lurreko eta Jupiterrekoak ez bezala, Uranoko aurorak ez daude poloekin lerrokatuta.
</gallery>
</gallery>

== Sorrera ==
{{Nagusia|Eguzki sistemaren sorrera eta garapena}}
[[Fitxategi:Lhborbits.png|alt=Nizako modeloaren arabera, Urano (urdin argia) Eguzkitik hurbilago sortu zen.|thumb|Nizako modeloaren arabera, Urano (urdin argia) Eguzkitik hurbilago sortu zen.]]Askok argudiatzen dute [[izotzezko erraldoi]]en eta [[gasezko erraldoi]]en arteko desberdintasunak beren eraketatik datozela.<ref>{{Erreferentzia|izena=Edward W.|abizena=Thommes|izenburua=The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter–Saturn region of the Solar System|orrialdeak=635–638|hizkuntza=en|abizena2=Duncan|abizena3=Levison|izena2=Martin J.|izena3=Harold F.|data=1999-12|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Natur.402..635T|aldizkaria=Nature|alea=6762|zenbakia=402|issn=0028-0836|doi=10.1038/45185|sartze-data=2018-11-07}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Adrián|abizena=Brunini|izenburua=Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune|orrialdeak=591–600|hizkuntza=en|abizena2=Fernández|izena2=Julio A|data=1999-05|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999P&SS...47..591B|aldizkaria=Planetary and Space Science|alea=5|zenbakia=47|issn=0032-0633|doi=10.1016/S0032-0633(98)00140-8|sartze-data=2018-11-07}}</ref> Hipotesi nagusiaren arabera, [[Eguzki Sistema]] biratzen ari zen gas eta hautsezko bola erraldoi batetik sortu zen, eguzki nebula bezala ezagutzen dena. Nebulosaren gasaren zati handi batek, nagusiki [[hidrogeno]] eta [[helio]]z osatua, [[Eguzkia]] osatu zuen, eta hauts-aleak lehen [[protoplaneta]]k osatzeko bildu ziren. Planetak hazi zirenean, horietako batzuk [[akrezio]] bitartez nahikoa materia lortu zuten haien [[grabitate]]ak nebulosatik soberan zegoen gasa eusteko. [116] [117] Zenbat eta gas gehiago eutsi, orduan eta handiago bihurtu ziren; zenbat eta handiago bihurtu, gero eta gas gehiago eusten zuten. Honela puntu kritiko batera iritsi ziren, eta haien tamaina esponentzialki handitzen hasi zen. Izotzezko erraldoiak ez zuten nebulosako gas horren masa handirik eutsi (soilik [[Lurra]]ren adinako masa batzuk) eta inoiz ez zuten puntu kritiko hori lortu. [116] [117] <ref>{{Erreferentzia|izena=Scott S.|abizena=Sheppard|izenburua=An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness|orrialdeak=518–525|hizkuntza=en|abizena2=Jewitt|abizena3=Kleyna|izena2=David|izena3=Jan|data=2005-01|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....129..518S|aldizkaria=The Astronomical Journal|alea=1|zenbakia=129|issn=0004-6256|doi=10.1086/426329|sartze-data=2018-11-07}}</ref> Planeten migrazioaren simulazio berriek iradokitzen dute izotzezko erraldoiak gaur egun duten posizioarekin alderatuta, Eguzkitik hurbilago sortu zirela, eta formazioaren ostean kanporantza mugitu zirela ([[Nizako eredua]]). [116]


== Oharrak ==
== Oharrak ==

13:45, 7 azaroa 2018ko berrikusketa

Urano Fitxategi:Uranus symbol (fixed width).svg, Uranus monogram (fixed width).svg
Urano Voyager 2k ikusia
Urano Voyager 2k ikusia 1986an.
Aurkikuntza
AurkitzaileaWilliam Herschel
Aurkikuntza data1781
Ezaugarri orbitalak[5][oh 1]
Garaia: J2000
Afelioa
  • 3006224700 km
  • 20.095371 AU
Perihelioa
  • 2735118100 km
  • 18.283135 AU
  • 2870671400 km
  • 19.189253 AU
Eszentrikotasuna0.047220087
369.66 egun[3]
Batezbesteko abiadura orbitala
6.80 km/s[3]
142.238600°
Makurdura orbitala0.772556° Ekliptikara
6.48° Eguzkiaren ekatorera
1.02° plano inbariantera[4]
73.999342°
Perihelioaren argumentua
96.998857°
Satelite ezagunak27
Ezaugarri fisikoak
Batezbesteko erradioa
25362±7 km[6]
Ekuatoreko erradioa
25559±4 km
4.007 Lur[6]
Poloko erradioa
24973±20 km
3.929 Lur[6]
Zanpaketa0.0229±0.0008[6][6]
Zirkunferentzia159354.1 km[1]
Gainazal azalera
8.1156×109 km2[1]
15.91 Lur
Bolumena6.833×1013 km3[3]
63.086 Lur
Masa(8.6810±0.0013)×1025 kg
14.536 Lur[7]
Batezbesteko dentsitatea1.27 g/cm3[3]
Gainazal grabitatea
8.69 m/s2[3]
0.886 g
21.3 km/s[3]
Errotazio periodo siderala
0.71833 egun (atzeranzkoa)
17 h 14 min 24 s[6]
Ekuatoreko errotazio abiadura
2.59 km/s
9,320 km/h
97.77°[6]
Ipar Poloko igoera zuzena
17h 9m 15s
257.311°[6]
Ipar Poloko deklinazioa
−15.175°[6]
Albedoa0.300 (Bond)
0.51 (geom.)[3]
Gainazaleko tenp. min batezbeste max
1 bar level[9] 76 K (−197.2 °C)
0.1 bar
(tropopausa)[10]		 49 K 53 K 57 K
5.9[8] to 5.32[3]
Diametro angeluarra
3.3″ to 4.1″[3]
Atmosfera[10][12][13][oh 2]
Eskala garaiera
27.7 km[3]
Osaera(1.3 bar beheiti)

Izotzak:

Urano Eguzki-sistemako zazpigarren planeta da, William Herschelek 1781eko martxoaren 13an aurkitua. Eguzki Sistemako hirugarren planeta erradio handiena eta laugarren planeta masa handiena ditu. Uranoren konposizioa Neptunoren antzekoa da, eta biek dituzte beste gasezko erraldoietatik (Jupiter eta Saturno) ezberdintzen dituzten konposizio kimiko eskergak. Uranoren atmosfera Jupiter eta Saturnoren antzekoa da hidrogenoaren eta helioaren konposizio primarioari dagokionez, baina "izotz" gehiago ditu, esate baterako, ura, amoniakoa eta metanoa, baita beste hidrokarburoen aztarnak ere.[14] Eguzki Sistemako atmosfera planetario hotzenena da, 49 K-ko (-224 ° C) tenperatura minimoa baitu. Hodei egitura konplexu eta geruzatua dauka, eta uste da beheko hodeiak urez osatuak daudela eta goiko geruzak berriz, metanoz.[14] Uranoren barrualdea, batez ere, izotzez eta arrokez osatua dago.[15]

Beste planeta erraldoiek bezala, Uranok eraztun-sistema, magnetosfera eta satelite ugari ditu. Uranoko sistemak, gainontzeko planetekin alderatuta, konfigurazio berezia du, bere biraketa ardatza alde batera okertuta dagoelako, ia Eguzkiaren orbitan dagoen planoraino. Hortaz, iparraldeko eta hegoaldeko poloak beste planeta batzuek beren ekuatorea duten planoan kokatzen dira.[16] 1986an, Voyager 2 ontziaren irudiek Urano ia ezaugarri berezirik gabeko planeta bat bezala erakutsi zuten argi ikusgarrian, beste planeta erraldoiek dituzten hodei banda edo ekaitzik gabe.[16] Lurretik egin diren behaketek urtaro aldaketak eta eguraldiaren jarduera areagotua erakutsi dute, Urano bere 2007ko ekinoziora hurbildu ahala. Haizearen abiadura 250 metro segundoko izatera iritsi daiteke.[17]

Urano da planeta bakarra zeinaren izena greziar mitologiako figura batetik zuzenean datorren, Ouranos zeruko greziar jainkosaren bertsio latinizatua hain zuzen ere.

Ezaugarri fisikoak

Barne egitura

Urano eta Lurraren arteko tamaina konparazioa
Urano eta Lurraren arteko tamaina konparazioa

Uranoren masa, Lurrarenarekin alderatuta 14,5 aldiz handiagoa da gutxi gorabehera. Planeta erraldoien artean masa gutxiena duena da. Bere diametroa Neptunorena baino apur bat handiagoa da, eta Lurrarena lau aldiz. Ondorioz, 1.27 g/cm3-ko dentsitatea du Uranok eta beraz, Saturnoren ostean dentsitate baxuena duen planeta da.[18][19] Balio horrek esan nahi du orokorrean hainbat izotzez osatua dagoela, hala nola ura, amoniakoa eta metanoa.[15] Uranoren barruko izotz masa totala ez da zehazki ezagutzen. Izan ere, hautatutako modeloaren arabera zenbaki ezberdinak lortzen dira: 9,3 eta 13,5 Lur masa artean egon behar du.[15][20] Hidrogenoa eta helioa masa totalaren zati txiki bat besterik ez dira, 0,5 eta 1,5 Lur masa artean.[15] Izotza ez den gainontzeko masa (Lurraren 0,5 eta 3,7 masa artean) material harritsuek osatzen dute.[15]

Modelo estandarraren arabera, Uranoren egitura hiru geruzatan banatzen da: erdialdean harrizko (silikato/burdina-nikela) nukleo bat, erdian izotzezko mantua eta hidrogeno/helioz osatutako kanpoaldeko geruza bat.[15][21] Nukleoa nahiko txikia da, 0,55 Lur masa ditu eta bere erradioa planeta osoaren %20a da. Mantuak planetaren gehiengoa osatzen du, 13,4 Lur masa ingururekin, eta goi-atmosfera nahiko substantzia gabekoa da, 0,5 Lur masa izanik eta Uranoren erradioaren azkeneko % 20a osatuz.[15][21] Uranoren nukleoaren dentsitatea 9 g/cm3 ingurukoa da eta 8 milioi barreko presioa eta 5000 K inguruko tenperatu du.[20][21] Izotzezko mantua ez dago izotzaren ohiko formaz osatua, baizik eta urez, amoniakoz eta beste bolatilez osatutako fluido bero eta trinko batez.[15][21] Fluido honi, eroankortasun elektriko handia duena, batzuetan ur-amoniako ozeano deitzen zaio.[22]

Urano barneko presio eta tenperatura estremoek metano molekulak hautsi ditzake, karbono atomoak diamantezko kristaletan kondentsatzen direlarik. Hauek kazkabarraren gisan mantuan zehar erortzen dira.[23][24][25] Lawrence Livermore Laborategi Nazionaleko presio altuko esperimentuek iradokitzen dute mantuaren oinarria diamante likidozko ozeano bat izatea, "diamante-berg" solido mugikorrekin.[26][27]

Uranoren eta Neptunoren konposizio gehientsua ez da Jupiterrena eta Saturnorena bezalakoa, izotza gasa baino arruntagoa baita. Hori dela eta, izotz-erraldoi gisa duten izendapen bereizia justifikatua legoke. Ur ioniko geruza bat egon liteke; bertan, ur molekulak hidrogeno eta oxigeno ioietan banatzen dira. Beherago ur superionikoa egongo litzateke. Bertan oxigenoa kristalizatuko litzateke, baina hidrogeno ioiak libreki mugituko lirateke oxigeno sarean.[28]

Nahiz eta orain arte azaldutako modeloa nahiko estandarra den, ez da bakarra. Badaude beste modelo batzuk ere behaketak asetzen dituztenak. Esate baterako, hidrogeno eta material arrokatsuaren kantitate handiak izotzezko mantuan nahastuak badaude, barruko izotz masa totala txikiagoa izango da eta, hortaz, arroka eta hidrogeno masa totala handiagoa izango da. Gaur egun eskuragarri dauden datuek ez dute zehaztasun zientifiko bat lortzea uzten modelo egokia ezartzeko.[20] Uranoren barne egitura fluidoa izatean, ez du gainazal solidorik. Gas atmosfera pixkanaka barruko geruza likido bihurtzen da.[15] Egokitasunaren alde, presio atmosferikoa 1 barrekoa den esferoide obalatu bat definitu da eta horri gainazal deitzen zaio. 25.559 ± 4 km eta 24.973 ± 20 kmko erradio ekuatoriala eta polarra du, hurrenez hurren.[18] Artikulu honetan zehar, gainazala zero puntu bezala erabiltzen da altuerak definitzeko.

Barne beroa

Uranoren barne osaera posiblearen diagrama
Uranoren barne osaera posiblearen diagrama

Uranoren barneko beroa beste planeta erraldoiena baino nabarmen baxuagoa da; termino astronomikoetan, fluxu termiko txikia du.[17][29] Oraindik ez da ulertzen zergatik den Uranoren barruko tenperatura hain txikia. Neptunok, tamaina eta konposaketan Uranoren ia bikia izanik, Eguzkitik jasotzen duen energia kantitatea 2,61 aldiz igortzen du espaziora[17] eta Uranok aldiz, ez du ia bero gehigarririk igortzen. Uranok espektroaren urruneko infragorrian (hau da, beroa) igortzen duen energia totala Eguzkitik jasotzen duena 1,06 ± 0,08 hainakoa da.[14][30] Uranoren bero-fluxua 0,042 ± 0,047 W/m2 besterik ez da, Lurrak duen 0.075 W/m2 inguruko barne bero-fluxua baino txikiagoa.[30] Uranoren tropopausan erregistratutako tenperatura baxuena 49 K da, Urano Eguzki Sistemako planeta hotzena bihurtuz.[14][30]

Desberdintasun honi buruzko hipotesi batek iradokitzen du Uranok objektu supermasibo baten talka jaso zuela, eta bere hasierako beroaren zatirik handiena kanporatzea eragin zuela. Honela, agortutako nukleo baten tenperatura bat izango luke.[31] Inpaktuaren hipotesi hau planetaren makurdura axiala azaltzeko saiakera batzuetan ere erabiltzen da. Beste hipotesi baten arabera, Uranoren goi-geruzetan hesi motaren batzuk egongo lirateke, eta horiek nukleoak igorriko lukeen beroa azalera iristeko eragotziko lukete.[15] Adibidez, konbekzioa konposizioko desberdinetako geruzen multzoetan eman daiteke, goranzko bero garraioa ekidinez;[14][30] agian difusio bikoitzeko konbekzioa faktore mugatzailea da.[15]

Atmosfera

Uranoren atmosfera
Uranoren atmosfera

Uranoren barnealdean ondo definitutako gainazal solidorik ez dagoen arren, Urano inguratzen duen gasezko geruzaren kanpoaldeko geruzari atmosfera deitzen zaio, urrunetik neurtu daitekeena.[14] Urruneko neurtzeko gaitasuna hau presioa 1 bar-ekoa den zonaldetik 300 km beherantz iristen da. Bertan 100 bar-eko presioa dago eta tenperatura 320 K-koa (47 ° C) da.[32] Uranoren termosfera ahula planetaren erradioaren tamaina bikoitzeraino hedatzen da.[33] Uranoren atmosfera hiru geruzatan banatu daiteke: troposfera, -300 eta 50 km-ko altueren artean eta 100 eta 0,1 bar bitarteko presioarekin; estratosfera, 50 eta 4.000 km arteko altueran hedatzen dela eta 0,1 eta 10-10 bar arteko presioa duena; eta termosfera azkenik, gainazaletik 4.000 km 50.000 km-tara iristen dena.[14] Mesosferarik ez dago.

Osaera

Uranoren atmosferaren osaera planetaren gehiengoaren ezberdina da, eta hein handi batean hidrogeno molekularrez eta helioz osatua dago.[14] Helio molar frakzioa, hau da, gas molekula bakoitzeko helio atomo kopurua, 0,15 ± 0,03[34] da goiko troposferan, 0,26 ± 0,05 masa frakzio suposatzen duena.[14][30] Balio hau 0.275 ± 0,01-ko helio masa frakzio protosolarretik hurbil dago.[35] Honek, gasezko erraldoietan ez bezala, helioa bere erdialdean ez dela kokatu adieraziko luke.[14] Uranoren atmosferaren hirugarren osagai ugariena metanoa da (CH4).[14] Metanoak xurgapen banda nabarmenak ditu argi ikusgarrian eta infragorritik hurbil dauden uhin luzeretan, Uranori bere kolore urdin edo ziana emanez.[14] Metano molekulak atmosferaren % 2,3 suposatzen dute frakzio molar bakoitzeko 1,3 bar presio mailan. Kantitate hau Eguzkian dagoen karbono guztia baino 20-30 aldiz handiagoa da.[14][36][37] Nahasketa-ratioa askoz txikiagoa da goiko atmosferan, bertako tenperatura baxua dela eta. Izan ere, saturazio maila murrizten da eta gehiegizko metanoa izoztu egiten da.[38] Lurrunkortasun gutxiago duten konposatuak, amoniakoa, ura eta hidrogeno sulfuroak adibidez, okerrago ezagutzen dira. Ziurrenik Eguzkiko kantitateak baino ugariagoak dira.[14][39] Metanoarekin batera, Uranoko estratosferan hainbat hidrokarburoen aztarnak aurkitzen dira. Metanotik sortzen direla uste da, eguzki-izpi ultramoreen (UV) erradiazioak eragiten duen fotolisi bidez.[40] Hauen artean egongo lirateke etanoa, (C2H6), azetilenoa (C2H2), metilazetilenoa (CH3C2H), eta diazetilenoa (C2HC2H).[38][41][42] Espektroskopiak ur lurruna, karbono monoxidoa eta karbono dioxidoaren aztarnak ere agerian utzi ditu goiko atmosferan. Konposatu hauen jatorri bakarra kanpoko iturriak dira, erortzen den hautsa eta kometak adibidez.[41][42][43]

Troposfera

Troposfera atmosferaren zati baxuena eta dentsoena da. Bere ezaugarri nagusia tenperatura altitudearekin batera gutxitzea da.[14] Tenperaturak troposferaren oinarrian, -300km-tan, 320 K-koak dira (47 ° C) eta 50 km-tan, troposferaren amaiera, 53 K-raino jaisten dira.[32][37] Troposferako goi-eskualde hotzenetan (tropopausan) 49 eta 57 K artekoak dira, latitude planetarioaren arabera.[14][29] Tropopausa zonaldea da Uranoren infragorri urruneko emisio termiko gehienen arduraduna da, eta beraz, tenperatura 59.1 ± 0.3 K-tan zehazten du.[29][30]

Troposferak hodei egitura oso konplexua duela uste da. Ur hodeiak 50 eta 100 bar bitarteko presioan daudela uste da, 20 eta 40 bar bitarteko presioetan amoniako hidrosulfitoen hodeiak, amoniakoa edo hidrogeno sulfuro hodeiak 3 eta 10 bar artekoetan eta azkenik, 1 eta 2 bar artean metano hodei finak, zuzenean detektatu direnak.[14][36][32][44] Troposfera atmosferaren zati dinamikoa da, haize indartsuak, hodei distiratsuak eta urtaroko aldaketak erakusten dituena.[17]

Goiko atmosfera

Aurorak Uranon, Hubble Espazio Teleskopioak aterata.[45]

Uranoren atmosferaren erdiko geruza estratosfera da. Orokorrean, bertan tenperatura altitudearekin batera igotzen da, troposferako 53 K-tik termosferaren oinarriko 800 eta 850 K bitarte.[33] Estratosferaren berotzea metanoak eta beste hidrokarburo batzuek erradiazio ultramore eta infragorria xurgatzen dutelako ematen da.[46] Hidrokarburo hauek metanoaren fotolosi bidez sortzen dira atmosferaren zati honetan.[40] Beroa termosfera berotik ere garraiatzen da.[46] Hidrokarburoek 100 eta 300 km bitarteko altueretan geruza nahiko mehea osatzen dute, 10 eta 0,1 mbar arteko presioarekin eta 75 eta 170 K arteko tenperaturekin.[38][41] Hidrokarburo ugarienak metanoa, azetilenoa eta etanoa dira. 10-7 inguruko nahasketa-ratioak dituzte hidrogenoarekin alderatuta. Karbono monoxidoaren nahasketa-erlazioa antzekoa da altuera honetan.[38][41][43] Etanoa eta azetilenoa kondentsatu egiten dira estratosferaren eta tropopausaren behealdeko zonalde hotzean eta lanbro geruzak sortzen ditu.[40] Uranoren itxura uniformearen arrazoietako bat izan liteke. Lanbro honen gaineko estratosferan hidrokarburoen kontzentrazioa beste planeta erraldoietakoa baino nabarmen txikiagoa da.[38][47]

Uranoren atmosferaren azkeneko geruzak termosfera eta koroa dira, eta 800 eta 850 K bitarteko tenperatura uniformea du.[14][47] Tenperatura horiek eusteko bero iturriak ez dira ulertzen. Izan ere, ez Eguzkiko ultramoreak ezta aurora jarduerek ez dute tenperatura horiek mantentzeko beharrezkoa den energia ematen. Hidrokarburo gabeziak hozte eraginkortasuna ahultzen du, eta honek lagun dezake.[33][47] Hidrogeno molekularraz gain, termosfera-koroa hidrogeno atomo aske askok osatzen dute. Haien masa txikiak eta tenperatura altuek koroa 50.000 km-taraino, edo bi Urano erradioetaraino, zergatik hedatzen den azaltzen dute.[33][47] Koroa luze hau Uranoren ezaugarri berezia da da.[47] Bere efektuetako bat partikula txikiak Uranoren orbitara eramatea da, Uranoren eraztunetako hautsaren agortze orokorra eraginez.[33] Uranoko termosferak, estratosferaren goiko zatiarekin batera, Uranoren ionosfera osatzen du.[37] Behaketek erakusten dute ionosferak 2.000 eta 10.000 km bitarteko altuera dela.[37] Uranoren ionosfera Saturnorena edo Neptunorena baino dentsoagoa da, estratosferako hidrokarburo kontzentrazio baxuaren eraginez ziur aski.[47][48] Ionosfera Eguzkiko erradiazio ultramoreak eusten du eta dentsitatea eguzki-jardueraren araberakoa da.[49] Aurora jarduera txikia da, Jupiterrekoaren eta Saturnokoaren aldean.[47][50]

Orbita eta errotazioa

Hubble espazio teleskopioak ateratako Uranoren irudia. Hodei bandak, eraztunak eta sateliteak ikusi ahal dira, kolore faltsuekin.
Hubble espazio teleskopioak ateratako Uranoren irudia. Hodei bandak, eraztunak eta sateliteak ikusi ahal dira, kolore faltsuekin.

Uranok 84 behar ditu Eguzkiaren inguruan bira bat emateko. Eguzkiarekiko batez besteko distantzia gutxi gorabehera 20 UA da (3 mila milioi km). Eguzkiarekiko gutxieneko eta gehieneko distantziaren arteko aldea 1,8 UA da, beste edozein planeta baino handiagoa, baina Pluton planeta nanoarena baino txikiagoa.[51] Uranok, Lurrarekin alderatuta, Eguzkiko argiaren 1/400 inguruko intentsitatea jasotzen du.[52] Bere elementu orbitalak Pierre-Simon Laplacek 1783an kalkulatu zituen lehen aldiz.[53] Denborarekin, desadostasunak aurkitu ziren aurreikusitako eta behatutako orbiten artean, eta 1841ean, John Couch Adamsek proposatu zuen ezberdintasunak aurkitu gabeko planeta baten grabitazio indarraren ondorio izan zitezkeela. 1845ean, Urbain Le Verrierrek bere ikerketa independentea hasi zuen Uranoren orbitaren inguruan. 1846ko irailaren 23an, Johann Gottfried Gallek Le Verrierek aurreikusitako posiziotik oso hurbil gerora Neptuno izendatu zen planeta berri bat aurkitu zuen.[54]

Uranoren barneko biraketa-aldia 17 ordu eta 14 minutukoa da. Planeta erraldoi guztietan bezala, bere goiko atmosferan haize indartsuak egon ohi dira errotazioaren noranzkoan. Zenbait zonaldetan, atmosferako ezaugarri ikusgarriak askoz azkarrago mugitzen dira, eta bira osoa 14 orduetan egiten dute.[55]

Makurdura axiala

Urano 1986tik 2030ra Lurretik ikusiko litzatekeen gisan erakusten duen simulazioa, 1986ko hegoaldeko udako solstiziotik, 2007ko ekinozio eta 2028ko iparraldeko udako solstiziora.
Urano 1986tik 2030ra Lurretik ikusiko litzatekeen gisan erakusten duen simulazioa, 1986ko hegoaldeko udako solstiziotik, 2007ko ekinozio eta 2028ko iparraldeko udako solstiziora.

Uranoko biraketa ardatza Eguzki Sistemako planoarekiko ia paraleloa da, 97.77º-ko makurdura axialarekin (biraketa progresioaren arabera definitua). Horrek beste planeta guztiekiko ezberdinak diren urtaro aldaketak sortzen ditu. Solstizio garaitik hurbil, polo bat Eguzkiari begira dago uneoro, bestea kontrako aldera dagoen bitartean. Ekuatorearen inguruko zonalde estu bakar batek dauka egun eta gau zikloa, baina Eguzkia ortzimugaren gainean oso baxu egoten da. Uranoren orbitaren beste aldean, Eguzkirako poloen orientazioa alderantzizkoa da. Polo bakoitzak 42 urtez eguzki argia jasotzen du etengabe, 42 urte iluntasunean igaro ondoren.[56] Ekinokzioen garaitik gertu, Eguzkiak Uranoren ekuatorea argitzen du, beste planeta gehienetakoak bezalako egun-gau zikloak sortuz.

Uranok 2007ko abenduaren 7an izan zuen bere azkeneko ekinokzioa.[57][58]

Ipar hemisferioa Urtea Hego hemisferioa
Neguko solstizioa 1902, 1986 Udako solstizioa
Udaberriko ekinozioa 1923, 2007 Udazkeneko ekinozioa
Udako solstizioa 1944, 2028 Neguko solstizioa
Udazkeneko ekinozioa 1965, 2049 Udaberriko ekinozioa

Ardatzaren orientazioaren emaitzetako bat Uranoko poloek, bataz beste, zonalde ekuatorialek baino eguzki argi gehiago jasotzen dutela da, Uranoko urte oso baten denboran. Hala eta guztiz ere, Urano beroagoa da bere ekuatorean bere poloetan baino. Hau horrela izatea eragiten duen mekanismoa ez da ezagutzen. Uranoren makurdura axiala nondik datorren ere ez dago argi, baina espekulazio nagusia da Eguzki Sistemaren eraketan zehar, Lurraren tamainako protoplaneta batek Urano kolpatu zuela, makurdura eraginez.[59] Uranoren hego polo ia zuzenean Eguzkiaren aldera zegoen 1986an Voyager 2 ontzia bertatik pasa zenean. Polo honi “hegoaldekoa” deitzea Nazioarteko Astronomia Elkartearen definizioaren arabera egiten da. Honek zehazten du Eguzki sistemako plano aldaezinaren gainean dagoen poloa iparraldekoa dela, planetaren biraketa norabidea kontuan hartu gabe.[60][61]

Ikusgarritasuna

Uranoren itxurazko magnitudearen batezbestekoa 5.68 da, desbiderapen estandarra 0,17koa izanik. Muturreko baloreak 5,38 eta 6,03 dira. Magnitude horiek begi hutsez ikusi ahal izateko mugatik gertu daude. Magnitude aldaketa hauek Eguzkiak argiztatzen dituen latitudeen araberakoak dira hein handi batean.[62] Bere diametro angeluarra 3,4 eta 3,7 arku segundoren artean dago. Konparaziorako, Saturnorena 16 eta 20 arku segundo bitartekoa da eta Jupiterrena, 32 eta 45 arku segundokoa.[63] Oposizioan dagoenean, Urano begi hutsez ikusi daiteke zeru ilunetan, eta prismatikoekin erraz ikusi daiteke baita hiri eremuetan ere. [5] 15 eta 23 cm bitarteko diametrodun teleskopio amateurretan Urano cyan koloreko disko zurbil baten gisa ikusten da, zenbait ertz ilunduekin. 25 cm-ko zabalera baino gehiagoko teleskopioekin, hodeiak eta satelite handienetako batzuk, Titania eta Oberon kasu, ikus daitezke.[64]

Eraztunak eta sateliteak

Uranoren eraztun eta satelite handienak (Teleskopio Oso Handiaren irudia)
Uranoren eraztun eta satelite handienak (Teleskopio Oso Handiaren irudia)

Uranoren 27 satelite natural ezagutzen dira gaur egun.[65] Satelite hauen izenak Shakespeareren eta Alexander Poperen lanetatik aukeratzen dira.[21] Bost satelite nagusiak Miranda, Ariel, Umbriel, Titania eta Oberon dira.[21] Uranoren satelite sistema planeta erraldoien artean masa txikiena duena da. Bost satelite nagusien konbinatutako masa Tritonenaren (Neptunoren sateliterik handienaren) erdia baino txikiagoa izango litzateke.[19] Uranoren sateliteen handienak, Titaniak, soilik 788,9 kilometroko erradioa du. Ilargiaren erradioaren erdia baino gutxiago da, baina Rhearena, Saturnoren bigarren satelite handienarena, baino zertxobait handiagoa. Horrela, Titania Eguzki Sistemako zortzigarren sateliterik handiena da. Uranoren sateliteek nahiko albedo txikiak dituzte; Umbrielen 0,20tik Arielen 0,35era (argi berdean) doazenak.[16] Izotz-arroka konglomeratuak dira, gutxi gorabehera %50ean izotzez eta %50 arrokaz osatuak. Izotzak amoniakoa eta karbono dioxidoa izan ditzake. [66][67]

Uranoko sateliteen artean, Arielek du azal gazteena, krater gutxienekin eta Umbrielek berriz zaharrena.[16][66] Mirandak 20 kilometroko sakonera duten falla arroilak ditu, geruza ezberdinak eta azaleko eta ezaugarrien adinen nahasketa kaotikoa.[16] Mirandaren iraganeko jarduera geologikoa marea berokuntzak sortutakoa dela uste da, gaur egun baino orbita eszentrikoagoa zuenean. Ziurrenik Umbrielekin 3:1eko erresonantzia orbitala zuen.[68] Mirandaren “zirkuitu” itxurako koroak diapiroekin erlazionatutako hazkuntza prozesuek sortutakoak direla uste da.[69][70] Garai batean Arielek Titaniarekin 4:1 erresonantzia izan zuela uste da.[71]

Uranoren satelite handienak, tamainaren arabera ordenatuak. Proportzioak eta albedoak errespetatu dira. Voyager 2ren argazkiekin egindako muntaia.
Uranoren satelite handienak, tamainaren arabera ordenatuak. Proportzioak eta albedoak errespetatu dira. Voyager 2ren argazkiekin egindako muntaia.

Uranok, gutxienez, ferra orbita duen objektu bat du, Eguzkia-Urano L3 Lagrangeren puntuan dagoena. 83982 Crantor izena jasotzen du.[72][73] Crantor Uranoren eskualde ko-orbitalaren barruan mugitzen da, konplexua eta tenporala den ferra orbitan. 2010ean aurkitutako 2010 EU65 objektuak mota honetakoa izateko aukera asko ditu.[73]

Eraztunak

Uranoren eraztunak osatzen dituzten partikulak oso ilunak dira eta mikrometro eta metroaren arteko tamaina dute.[16] Hamahiru eraztun ezagutzen dira gaur egun, ε eraztuna izanik distiratsuena. Bi izan ezik, Uranoren eraztunak oso estuak dira, kilometro gutxi batzuetako zabalera dute. Eraztunak seguruenik gazteak dira; dinamikaren behaketek adierazten dute ez zirela Uranorekin batera sortu. Eraztunen materia behinola satelite baten edo batzuen parte zen, abiadura handiko inpaktuek apurtu zutena. Inpaktu horien ondorioz sortutako hondakin ugarietatik, soilik partikula gutxi batzuk iraun zuten kokapen egonkorretan, gaur egungo eraztunen tokian.[66][74]

Uranok eraztun sistema konplikatua dauka. Saturnokoen ostean, Eguzki Sisteman aurkitu ziren bigarrenak izan ziren.
Uranok eraztun sistema konplikatua dauka. Saturnokoen ostean, Eguzki Sisteman aurkitu ziren bigarrenak izan ziren.

William Herschelek 1789. urtean Uranoren inguruko eraztun posible bat deskribatu zuen. Behaketa hori, oro har, zalantzan jarri ohi da, eraztunak nahiko ahulak direlako eta hurrengo bi mendeetan ez zituelako beste behatzaile batek ere deskribatu. Hala eta guztiz ere, Herschelek epsilon eraztunaren tamaina zehatz deskribatu zuen, baita bere Lurrarekiko angelua, bere kolore gorria eta bere itxurazko aldaketak Uranok Eguzkiaren inguruan bidaiatzen zuen heinean.[75][76] Eraztun sistema definitiboki 1977ko martxoaren 10ean aurkitu zuten James L. Elliot, Edward W. Dunham eta Jessica Minkek Kuiper Airborne Observatory erabiliz. Aurkikuntza serendipitiaren emaitza izan zen: Uranok SAO 158687 izarra estaltzen zueneko momentua erabiltzea aurreikusi zuen Uranoko atmosfera aztertzeko. Behaketak aztertu ondoren, izarra denbora labur batez bost aldiz desagertu zela ikusi zuten, Uranoren atzean desagertu aurretik eta ondoren. Uranoren inguruan eraztun sistema bat egon behar zela ondorioztatu zuten. Geroago, lau eraztun gehiago aurkitu zituzten.[77] Eraztunak Voyager 2 Uranotik 1986an pasatu zenean ikusi ahal izan ziren zuzenean. Voyager 2k beste bi eraztun gehiago ere aurkitu zituen, eraztunen kopurua hamaikara igoz.[16]

2005eko abenduan, Hubble Espazio Teleskopioak aurretik behatu gabeko bi eraztun aurkitu zituen. Handiena beste eraztunen distantzia bikoitzera dago Uranotik. Eraztun berri horiek Uranotik hain urrun daude, "kanpoko" eraztun sistema deitzen zaiela. Hubblek bi satelite txiki ere ikusi zituen. Horietako batek, Mabek, bere orbita berriki aurkitutako kanpoko eraztunarekin partekatzen du. Eraztun berriek Uranoko eraztunen kopurua 13raino igotzen dute.[78] 2006ko apirilean Keck Behatokiko irudiek eraztun berrien koloreak eman zituen: kanpokoa urdina da eta bestea gorria.[79][80] Kanpo-eraztunaren kolore urdina azaltzeko hipotesi baten arabera, Mab satelitearen gainazaleko izoztutako ur partikulek osatuko lukete eraztun hau. Argi urdina sakabanatzeko bezain txikiak izango lirateke.[79][81] Aitzitik, Uranoko barruko eraztunak grisak dira.[79]

  • Uranuren eraztunak
  • 1977ko ezkutaketaren animazioa, eraztunak aurkitzea ahalbidetu zuena.
    1977ko ezkutaketaren animazioa, eraztunak aurkitzea ahalbidetu zuena.
  • Uranoren eraztun guztiak, Hubble espazio teleskopioak 2005ean aurkitutako bi berriak barne.
    Uranoren eraztun guztiak, Hubble espazio teleskopioak 2005ean aurkitutako bi berriak barne.
  • Uranoko aurorak eta bere eraztun ekuatorialak, Hubble teleskopioak aurkitutako irudietan. Lurreko eta Jupiterrekoak ez bezala, Uranoko aurorak ez daude poloekin lerrokatuta.
    Uranoko aurorak eta bere eraztun ekuatorialak, Hubble teleskopioak aurkitutako irudietan. Lurreko eta Jupiterrekoak ez bezala, Uranoko aurorak ez daude poloekin lerrokatuta.

Sorrera

Nizako modeloaren arabera, Urano (urdin argia) Eguzkitik hurbilago sortu zen.
Nizako modeloaren arabera, Urano (urdin argia) Eguzkitik hurbilago sortu zen.

Askok argudiatzen dute izotzezko erraldoien eta gasezko erraldoien arteko desberdintasunak beren eraketatik datozela.[82][83] Hipotesi nagusiaren arabera, Eguzki Sistema biratzen ari zen gas eta hautsezko bola erraldoi batetik sortu zen, eguzki nebula bezala ezagutzen dena. Nebulosaren gasaren zati handi batek, nagusiki hidrogeno eta helioz osatua, Eguzkia osatu zuen, eta hauts-aleak lehen protoplanetak osatzeko bildu ziren. Planetak hazi zirenean, horietako batzuk akrezio bitartez nahikoa materia lortu zuten haien grabitateak nebulosatik soberan zegoen gasa eusteko. [116] [117] Zenbat eta gas gehiago eutsi, orduan eta handiago bihurtu ziren; zenbat eta handiago bihurtu, gero eta gas gehiago eusten zuten. Honela puntu kritiko batera iritsi ziren, eta haien tamaina esponentzialki handitzen hasi zen. Izotzezko erraldoiak ez zuten nebulosako gas horren masa handirik eutsi (soilik Lurraren adinako masa batzuk) eta inoiz ez zuten puntu kritiko hori lortu. [116] [117] [84] Planeten migrazioaren simulazio berriek iradokitzen dute izotzezko erraldoiak gaur egun duten posizioarekin alderatuta, Eguzkitik hurbilago sortu zirela, eta formazioaren ostean kanporantza mugitu zirela (Nizako eredua). [116]

Oharrak

  1. ↑ Elementu orbitalek Uranoren barizentroari eta Eguzki Sistemaren barizentroari egiten diete erreferentzia. J2000 garai zehatzeko balioak dira. Barizentroak erabiltzearen arrazoia, planetaren erdigunearen ordez, honakoa da: ez dute aldaketa nabarmenik jasaten egunez egun ilargien mugimenduagatik..
  2. ↑ He, H2 eta CH4ren frakzio molarren kalkulua metano hidrogenoan % 2,3 nahasketa ratio batean eta tropopausan neurtutuako 15/85 He/H2 proportzioetan oinarritua dago.

Erreferentziak

  1. ↑ a b c «Uranus» Solar System Exploration: NASA Science (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  2. ↑ (Ingelesez) «Rotation Period and Day Length» cseligman.com (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  3. ↑ a b c d e f g h i j (Ingelesez) «Uranus Fact Sheet» nssdc.gsfc.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  4. ↑ (Ingelesez) «"The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter"» www.webcitation.org (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  5. ↑ Chamberlin, Alan. «HORIZONS System» ssd.jpl.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  6. ↑ a b c d e f g h i (Ingelesez) Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; Conrad, A.; Consolmagno, G. J.; Hestroffer, D.; Hilton, J. L.; Krasinsky, G. A. et al.. (2007-07-03). «Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006» Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 98 (3): 155–180.  doi:10.1007/s10569-007-9072-y. ISSN 0923-2958. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  7. ↑ (Ingelesez) Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P.. (1992-06). «The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data» The Astronomical Journal 103: 2068.  doi:10.1086/116211. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  8. ↑ NASA - 12-Year Ephemeris. 2007-06-26 (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  9. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M.. (1995-12). «Comparative models of Uranus and Neptune» Planetary and Space Science 43 (12): 1517–1522.  doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. ISSN 0032-0633. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  10. ↑ a b (Ingelesez) Lunine, Jonathan I.. (1993-09). «The Atmospheres of Uranus and Neptune» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31 (1): 217–263.  doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  11. ↑ (Ingelesez) H., Feuchtgruber,; E., Lellouch,; Bé; B., zard,; Th., Encrenaz,; Th., de Graauw,; R., Davis, G.. (1999-1). «Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio» Astronomy and Astrophysics 341 ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  12. ↑ (Ingelesez) Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L.. (1987). «The atmosphere of Uranus: Results of radio occultation measurements with Voyager 2» Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14987.  doi:10.1029/ja092ia13p14987. ISSN 0148-0227. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  13. ↑ (Ingelesez) Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A.. (1987). «The helium abundance of Uranus from Voyager measurements» Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15003.  doi:10.1029/ja092ia13p15003. ISSN 0148-0227. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  14. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r (Ingelesez) Lunine, Jonathan I.. (1993-09). «The Atmospheres of Uranus and Neptune» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31 (1): 217–263.  doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  15. ↑ a b c d e f g h i j k (Ingelesez) Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M.. (1995-12). «Comparative models of Uranus and Neptune» Planetary and Space Science 43 (12): 1517–1522.  doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. ISSN 0032-0633. (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  16. ↑ a b c d e f g (Ingelesez) SMITH, B. A.; SODERBLOM, L. A.; BEEBE, R.; BLISS, D.; BOYCE, J. M.; BRAHIC, A.; BRIGGS, G. A.; BROWN, R. H. et al.. (1986-07-04). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results» Science 233 (4759): 43–64.  doi:10.1126/science.233.4759.43. ISSN 0036-8075. (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  17. ↑ a b c d (Ingelesez) SROMOVSKY, L; FRY, P. (2005-12-15). «Dynamics of cloud features on Uranus» Icarus 179 (2): 459–484.  doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  18. ↑ a b (Ingelesez) Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; Conrad, A.; Consolmagno, G. J.; Hestroffer, D.; Hilton, J. L.; Krasinsky, G. A. et al.. (2007-07-03). «Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006» Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 98 (3): 155–180.  doi:10.1007/s10569-007-9072-y. ISSN 0923-2958. (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  19. ↑ a b (Ingelesez) Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P.. (1992-06). «The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data» The Astronomical Journal 103: 2068.  doi:10.1086/116211. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  20. ↑ a b c (Ingelesez) Podolak, M; Podolak, J.I; Marley, M.S. (2000-02). «Further investigations of random models of Uranus and Neptune» Planetary and Space Science 48 (2-3): 143–151.  doi:10.1016/S0032-0633(99)00088-4. ISSN 0032-0633. (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  21. ↑ a b c d e f (Ingelesez) Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.. (2007). «Uranus: What Happened Here?» Introduction to Planetary Science (Springer Netherlands): 369–384.  doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_18. ISBN 9781402052330. (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  22. ↑ (Ingelesez) K., Atreya, S.; A., Egeler, P.; A., Wong,. (2005-12). «Water-Ammonia Ionic Ocean on Uranus and Neptune-Clue from Tropospheric Hydrogen Sulfide Clouds» AGU Fall Meeting Abstracts (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  23. ↑ «Is It Raining Diamonds On Uranus and Neptune» www.spacedaily.com (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  24. ↑ (Ingelesez) https://www.facebook.com/sarah.kaplan.31.+«It rains solid diamonds on Uranus and Neptune» Washington Post (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  25. ↑ (Ingelesez) Kraus, D.; Vorberger, J.; Pak, A.; Hartley, N. J.; Fletcher, L. B.; Frydrych, S.; Galtier, E.; Gamboa, E. J. et al.. (2017-08-21). «Formation of diamonds in laser-compressed hydrocarbons at planetary interior conditions» Nature Astronomy 1 (9): 606–611.  doi:10.1038/s41550-017-0219-9. ISSN 2397-3366. (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  26. ↑ (Ingelesez) «Outer planets may have oceans of diamond» www.abc.net.au 2010-01-18 (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  27. ↑ Oceans of diamond possible on Uranus and Neptune. 2013-12-03 (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  28. ↑ (Ingelesez) Shiga, David. «Weird water lurking inside giant planets» New Scientist (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  29. ↑ a b c (Ingelesez) HANEL, R.; CONRATH, B.; FLASAR, F. M.; KUNDE, V.; MAGUIRE, W.; PEARL, J.; PIRRAGLIA, J.; SAMUELSON, R. et al.. (1986-07-04). «Infrared Observations of the Uranian System» Science 233 (4759): 70–74.  doi:10.1126/science.233.4759.70. ISSN 0036-8075. (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  30. ↑ a b c d e f (Ingelesez) Pearl, J.C.; Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; Pirraglia, J.A.; Coustenis, A.. (1990-03). «The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data» Icarus 84 (1): 12–28.  doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  31. ↑ (Ingelesez) David, Hawksett,; Alan, Longstaff,; Keith, Cooper,; Stuart, Clark,. (2005-8). «Ten mysteries of the Solar System» Astronomy Now 19 (8) ISSN 0951-9726. (Noiz kontsultatua: 2018-10-29).
  32. ↑ a b c (Ingelesez) de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.. (1991-06). «Possible microwave absorption by H2S gas in Uranus' and Neptune's atmospheres» Icarus 91 (2): 220–233.  doi:10.1016/0019-1035(91)90020-T. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  33. ↑ a b c d e (Ingelesez) Herbert, Floyd; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N.. (1987). «The upper atmosphere of Uranus: EUV occultations observed by Voyager 2» Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15093.  doi:10.1029/JA092iA13p15093. ISSN 0148-0227. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  34. ↑ (Ingelesez) Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A.. (1987). «The helium abundance of Uranus from Voyager measurements» Journal of Geophysical Research 92 (A13): 15003.  doi:10.1029/JA092iA13p15003. ISSN 0148-0227. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  35. ↑ (Ingelesez) Lodders, Katharina. (2003-07-10). «Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements» The Astrophysical Journal 591 (2): 1220–1247.  doi:10.1086/375492. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  36. ↑ a b (Ingelesez) Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L.. (1987). «The atmosphere of Uranus: Results of radio occultation measurements with Voyager 2» Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14987.  doi:10.1029/JA092iA13p14987. ISSN 0148-0227. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  37. ↑ a b c d (Ingelesez) TYLER, G. L.; SWEETNAM, D. N.; ANDERSON, J. D.; CAMPBELL, J. K.; ESHLEMAN, V. R.; HINSON, D. P.; LEVY, G. S.; LINDAL, G. F. et al.. (1986-07-04). «Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites» Science 233 (4759): 79–84.  doi:10.1126/science.233.4759.79. ISSN 0036-8075. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  38. ↑ a b c d e (Ingelesez) Bishop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; Romani, P.. (1990-12). «Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere» Icarus 88 (2): 448–464.  doi:10.1016/0019-1035(90)90094-P. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  39. ↑ (Ingelesez) De Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.. (1989-12). «Uranus deep atmosphere revealed» Icarus 82 (2): 288–313.  doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  40. ↑ a b c (Ingelesez) Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F.. (1989-11). «Photochemistry of the atmosphere of Uranus» The Astrophysical Journal 346: 495.  doi:10.1086/168031. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  41. ↑ a b c d (Ingelesez) BURGDORF, M; ORTON, G; VANCLEVE, J; MEADOWS, V; HOUCK, J. (2006-10). «Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy» Icarus 184 (2): 634–637.  doi:10.1016/j.icarus.2006.06.006. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  42. ↑ a b (Ingelesez) Encrenaz, Thérèse. (2003-02). «ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?» Planetary and Space Science 51 (2): 89–103.  doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. ISSN 0032-0633. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  43. ↑ a b (Ingelesez) Encrenaz, Th.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K.. (2003-12-18). «First detection of CO in Uranus» Astronomy & Astrophysics 413 (2): L5–L9.  doi:10.1051/0004-6361:20034637. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  44. ↑ (Ingelesez) Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San. (2005-01). «Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets— A Case for Multiprobes» Space Science Reviews 116 (1-2): 121–136.  doi:10.1007/s11214-005-1951-5. ISSN 0038-6308. (Noiz kontsultatua: 2018-10-30).
  45. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «Alien aurorae on Uranus» www.spacetelescope.org (Noiz kontsultatua: 2018-10-31).
  46. ↑ a b (Ingelesez) Young, L. (2001-10). «Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation» Icarus 153 (2): 236–247.  doi:10.1006/icar.2001.6698. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-10-31).
  47. ↑ a b c d e f g (Ingelesez) Herbert, Floyd; Sandel, Bill R.. (1999-08). «Ultraviolet observations of Uranus and Neptune» Planetary and Space Science 47 (8-9): 1119–1139.  doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. ISSN 0032-0633. (Noiz kontsultatua: 2018-10-31).
  48. ↑ (Ingelesez) Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T. R.; Tennyson, J.; Ballester, G. E.. (1999-10-20). «Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora» The Astrophysical Journal 524 (2): 1059–1083.  doi:10.1086/307838. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-31).
  49. ↑ (Ingelesez) Encrenaz, Th.; Drossart, P.; Orton, G.; Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Atreya, S.K.. (2003-12). «The rotational temperature and column density of H3+ in Uranus» Planetary and Space Science 51 (14-15): 1013–1016.  doi:10.1016/j.pss.2003.05.010. ISSN 0032-0633. (Noiz kontsultatua: 2018-10-31).
  50. ↑ (Ingelesez) Lam, Hoanh An; Miller, Steven; Joseph, Robert D.; Geballe, Thomas R.; Trafton, Laurence M.; Tennyson, Jonathan; Ballester, Gilda E.. (1997-01-01). «Variation in the H[FORMULA[F][SUP]+[/SUP][INF]3[/INF][/F][/FORMULA] Emission of Uranus»] The Astrophysical Journal 474 (1): L73–L76.  doi:10.1086/310424. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-31).
  51. ↑ (Ingelesez) J., Meeus,. (1998). «Astronomical algorithms» Astronomical algorithms (2nd ed.) by J. Meeus. Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998. (Noiz kontsultatua: 2018-11-05).
  52. ↑ «ASP: Next Stop: Uranus» www.astrosociety.org (Noiz kontsultatua: 2018-11-05).
  53. ↑ vinnysa1store.com. 2015-11-07 (Noiz kontsultatua: 2018-11-05).
  54. ↑ «Neptune and Pluto» www-groups.dcs.st-and.ac.uk (Noiz kontsultatua: 2018-11-05).
  55. ↑ Saturn and Uranus.. World Book 2006 ISBN 0716695065. PMC 61660272. (Noiz kontsultatua: 2018-11-05).
  56. ↑ RELEASE: Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus. 2011-06-11 (Noiz kontsultatua: 2018-11-05).
  57. ↑ (Ingelesez) Hammel, Heidi B.. (2006). Uranus nears Equinox. (Noiz kontsultatua: 2018-11-05).
  58. ↑ (Ingelesez) «Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus» ScienceDaily (Noiz kontsultatua: 2018-11-05).
  59. ↑ Uranus. University of Arizona Press 1991, 485-486 or. ISBN 0816512086. PMC 22625114. (Noiz kontsultatua: 2018-11-05).
  60. ↑ «IAG TRAVAUX 2001» www.hnsky.org (Noiz kontsultatua: 2018-11-05).
  61. ↑ (Ingelesez) «Cartographic Standards» www.webcitation.org (NASA) (Noiz kontsultatua: 2018-11-05).
  62. ↑ Schmude Jr., Richard W.; Baker, Ronald E.; Fox, Jim; Krobusek, Bruce A.; Mallama, Anthony. (2015-10-14). «Large Brightness Variations of Uranus at Red and Near-IR Wavelengths» arXiv:1510.04175 [astro-ph] (Noiz kontsultatua: 2018-11-06).
  63. ↑ NASA - 12-Year Ephemeris. 2007-06-26 (Noiz kontsultatua: 2018-11-06).
  64. ↑ Uranus: the Threshold Planet of 2006. 2011-07-27 (Noiz kontsultatua: 2018-11-06).
  65. ↑ (Ingelesez) Sheppard, Scott S.; Jewitt, David; Kleyna, Jan. (2005-01). «An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness» The Astronomical Journal 129 (1): 518–525.  doi:10.1086/426329. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2018-11-06).
  66. ↑ a b c Hamilton, Calvin J.. «Voyager Uranus Science Summary» www.solarviews.com (Noiz kontsultatua: 2018-11-06).
  67. ↑ (Ingelesez) HUSSMANN, H; SOHL, F; SPOHN, T. (2006-11). «Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects» Icarus 185 (1): 258–273.  doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-11-06).
  68. ↑ (Ingelesez) Tittemore, William C.; Wisdom, Jack. (1990-06). «Tidal evolution of the Uranian satellites» Icarus 85 (2): 394–443.  doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-11-06).
  69. ↑ (Ingelesez) Pappalardo, Robert T.; Reynolds, Stephen J.; Greeley, Ronald. (1997-06-01). «Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona» Journal of Geophysical Research: Planets 102 (E6): 13369–13379.  doi:10.1029/97JE00802. ISSN 0148-0227. (Noiz kontsultatua: 2018-11-06).
  70. ↑ SPACE.com -- Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists. 2008-07-09 (Noiz kontsultatua: 2018-11-06).
  71. ↑ (Ingelesez) Tittemore, William C.. (1990-09). «Tidal heating of Ariel» Icarus 87 (1): 110–139.  doi:10.1016/0019-1035(90)90024-4. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-11-06).
  72. ↑ (Ingelesez) GALLARDO, T. (2006-09). «Atlas of the mean motion resonances in the Solar System» Icarus 184 (1): 29–38.  doi:10.1016/j.icarus.2006.04.001. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-11-06).
  73. ↑ a b (Ingelesez) de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R.. (2013-03). «Crantor, a short-lived horseshoe companion to Uranus» Astronomy & Astrophysics 551: A114.  doi:10.1051/0004-6361/201220646. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-11-06).
  74. ↑ (Ingelesez) Esposito, Larry W. (2002-11-12). «Planetary rings» Reports on Progress in Physics 65 (12): 1741–1783.  doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. ISSN 0034-4885. (Noiz kontsultatua: 2018-11-07).
  75. ↑ (Ingelesez) Uranus rings 'were seen in 1700s'. 2007-04-18 (Noiz kontsultatua: 2018-11-07).
  76. ↑ Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century?. (Noiz kontsultatua: 2018-11-07).
  77. ↑ (Ingelesez) ELLIOT, J. L.; DUNHAM, E.; MINK, D.. (1977-05). «The rings of Uranus» Nature 267 (5609): 328–330.  doi:10.1038/267328a0. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-11-07).
  78. ↑ «HubbleSite: News - NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus» hubblesite.org (Noiz kontsultatua: 2018-11-07).
  79. ↑ a b c (Ingelesez) de Pater, I.. (2006-04-07). «New Dust Belts of Uranus: One Ring, Two Ring, Red Ring, Blue Ring» Science 312 (5770): 92–94.  doi:10.1126/science.1125110. ISSN 0036-8075. (Noiz kontsultatua: 2018-11-07).
  80. ↑ «04.06.2006 - Blue ring discovered around Uranus» www.berkeley.edu (Noiz kontsultatua: 2018-11-07).
  81. ↑ (Ingelesez) Battersby, Stephen. «Blue ring of Uranus linked to sparkling ice» New Scientist (Noiz kontsultatua: 2018-11-07).
  82. ↑ (Ingelesez) Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F.. (1999-12). «The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter–Saturn region of the Solar System» Nature 402 (6762): 635–638.  doi:10.1038/45185. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-11-07).
  83. ↑ (Ingelesez) Brunini, Adrián; Fernández, Julio A. (1999-05). «Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune» Planetary and Space Science 47 (5): 591–600.  doi:10.1016/S0032-0633(98)00140-8. ISSN 0032-0633. (Noiz kontsultatua: 2018-11-07).
  84. ↑ (Ingelesez) Sheppard, Scott S.; Jewitt, David; Kleyna, Jan. (2005-01). «An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness» The Astronomical Journal 129 (1): 518–525.  doi:10.1086/426329. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2018-11-07).

Ikus, gainera

Kanpo loturak

Wikimedia Commonsen badira fitxategi gehiago, gai hau dutenak: Urano Aldatu lotura Wikidatan


Astronomia Artikulu hau astronomiari buruzko zirriborroa da. Wikipedia lagun dezakezu edukia osatuz.
"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Urano&oldid=6475132"(e)tik eskuratuta