PLANET URANUS

Send

Uranus, som henter navnet fra den greske himmelen, er en gassgigant og den syvende planeten fra vår sol. Det er også den tredje største planeten i vårt solsystem, rangert bak Jupiter og Saturn. I likhet med sine andre gassgiganter har den mange måner, et ringsystem, og er først og fremst sammensatt av gasser som antas å omgi en solid kjerne.

Selv om det kan sees med det blotte øye, var erkjennelsen av at Uranus er en planet relativt ny. Selv om det er indikasjoner på at det ble oppdaget flere ganger i løpet av de siste to tusen årene, var det først på 1700-tallet at det ble anerkjent for hva det var. Siden den tid har hele omfanget av planetens måner, ringsystem og mystiske natur blitt kjent.

Oppdagelse og navngiving:

Som de fem klassiske planetene - Merkur, Venus, Mars, Jupiter og Saturn - kan Uranus sees uten hjelp av et teleskop. Men på grunn av dens svakhet og sakte bane, trodde eldgamle astronomer det å være en stjerne. Den tidligste kjente observasjonen ble utført av Hipparchos, som registrerte den som en stjerne i sin stjernekatalog i 128 fvt - observasjoner som senere ble inkludert i Ptolemaios Almagest.

Den tidligste bestemte observasjonen av Uranus fant sted i 1690 da den engelske astronomen John Flamsteed - den første astronomen Royal - oppdaget det minst seks ganger og katalogiserte den som en stjerne (34 Tauri). Den franske astronomen Pierre Lemonnier observerte den også minst tolv ganger mellom årene 1750 og 1769.

Imidlertid var det Sir William Herschels observasjon av Uranus 13. mars 1781 som startet prosessen med å identifisere den som en planet. Den gang rapporterte han det som en komet-observasjon, men engasjerte seg deretter i en serie observasjoner ved hjelp av et teleskop av sin egen design for å måle dens posisjon i forhold til stjernene. Da han rapporterte om det til The Royal Society, hevdet han at det var en komet, men sammenlignet implisitt den med en planet.

Etterpå begynte flere astronomer å utforske muligheten for at Herschels "komet" faktisk var en planet. Disse inkluderte den russiske astronomen Anders Johan Lexell, som var den første som beregnet sin nesten sirkulære bane, som førte til at han konkluderte med at det tross alt var en planet. Berlin-astronomen Johann Elert Bode, medlem av "United Astronomical Society", gikk med på dette etter å ha gjort lignende observasjoner av baneen sin.

Snart ble Uranus 'status som planet en vitenskapelig enighet, og innen 1783 erkjente Herschel selv dette for Royal Society. Som anerkjennelse av oppdagelsen ga kong George III av England Herschel et årlig stipend på £ 200 under forutsetning av at han flyttet til Windsor slik at kongefamilien kunne se gjennom teleskopene hans.

Til ære for sin nye skytshelgen bestemte William Herschel seg for å navngi discovery Georgium Sidus ("George's Star" eller "Georges Planet"). Utenfor Storbritannia var dette navnet ikke populært, og alternativer ble snart foreslått. Disse inkluderer den franske astronomen Jerome Lalande som foreslo å kalle det Hershel til ære for oppdagelsen, og den svenske astronomen Erik Prosperin foreslo navnet Neptune.

Johann Elert Bode foreslo navnet Uranus, den latiniserte versjonen av den greske himmelguden Ouranos. Dette navnet virket passende, gitt at Saturn ble oppkalt etter den mytiske faren til Jupiter, så denne nye planeten skulle bli oppkalt etter den mytiske faren til Saturn. Til slutt ble Bodes forslag det mest brukte og ble universelt i 1850.

Uranus 'størrelse, masse og bane:

Med en gjennomsnittsradius på omtrent 25.360 km, et volum på 6.833 × 10¹³ km³, og en masse på 8,68 × 10²⁵ kg, er Uranus omtrent 4 ganger jordens størrelse og 63 ganger volumet. Som en gassgigant er dens densitet (1,27 g / cm)³) er betydelig lavere; derfor er den bare 14,5 så massiv som Jorden. Den lave tettheten betyr også at mens den er den tredje største av gassgigantene, er den den minst massive (faller bak Neptun med 2,6 jordmasser).

Variasjonen av Uranus 'avstand fra solen er også større enn noen annen planet (ikke inkludert dvergplaneter eller plutoider). I hovedsak varierer gassgigantens avstand fra sola fra 18.28 AU (2.735.118.100 km) ved perihel til 20.09 AU (3.006.224.700 km) ved aphelion. I en gjennomsnittlig avstand på 3 milliarder km fra sola tar det Uranus omtrent 84 år (eller 30.687 dager) for å fullføre en enkelt bane om solen.

Rotasjonsperioden for det indre av Uranus er 17 timer, 14 minutter. Som med alle gigantiske planeter, opplever dens øvre atmosfære sterk vind i rotasjonsretningen. På noen breddegrader, for eksempel rundt 60 grader sør, beveger seg synlige trekk i atmosfæren seg mye raskere, noe som gjør full rotasjon på så lite som 14 timer.

Et unikt trekk ved Uranus er at den roterer på sin side. Mens alle solsystemets planeter er tiltet på aksene deres til en viss grad, har Uranus den mest ekstreme aksiale tilt på 98 °. Dette fører til de radikale årstidene som planeten opplever, for ikke å snakke om en uvanlig dag-natt-syklus ved polene. Ved ekvator opplever Uranus normale dager og netter; men ved polene opplever hver 42 Jordens dagers dag etterfulgt av 42 år om natten.

Uranus 'sammensetning:

Standardmodellen for Uranus 'struktur er at den består av tre lag: en steinete (silikat / jern-nikkel) kjerne i sentrum, en isete mantel i midten og en ytre konvolutt med gassformig hydrogen og helium. På samme måte som Jupiter og Saturn, står hydrogen og helium for størstedelen av atmosfæren - omtrent 83% og 15% - men bare en liten del av planetens samlede masse (0,5 til 1,5 jordmasser).

Det tredje mest tallrike elementet er metanis (CH⁴), som utgjør 2,3% av sammensetningen og som står for planetens akvamarin- eller cyanfarging. Spormengder av forskjellige hydrokarboner finnes også i stratosfæren av Uranus, som antas å være produsert fra metan og ultrafiolent stråling indusert fotolyse. De inkluderer etan (C₂H₆acetylen (C₂H₂metylacetylen (CH₃C₂H) og diacetylen (C₂HC₂H).

I tillegg har spektroskopi avdekket karbonmonoksid og karbondioksid i Uranus 'øvre atmosfære, samt tilstedeværelsen isete skyer av vanndamp og andre flyktige stoffer, for eksempel ammoniakk og hydrogensulfid. På grunn av dette regnes Uranus og Neptune som en distinkt klasse av gigantisk planet - kjent som "Ice Giants" - siden de hovedsakelig er sammensatt av tyngre flyktige stoffer.

Ismantelen er faktisk ikke sammensatt av is i konvensjonell forstand, men av en varm og tett væske bestående av vann, ammoniakk og andre flyktige stoffer. Denne væsken, som har en høy elektrisk ledningsevne, kalles noen ganger et vann-ammoniakkhav.

Kjernen i Uranus er relativt liten, med en masse på bare 0,55 jordmasser og en radius som er mindre enn 20% av planetens samlede størrelse. Mantelen omfatter hoveddelen, med rundt 13,4 jordmasser, og den øvre atmosfæren er relativt uvesentlig, veier omtrent 0,5 jordmasser og strekker seg for de siste 20% av Uranus 'radius.

Uranus kjernetetthet er estimert til å være 9 g / cm³, med et trykk i midten av 8 millioner bar (800 GPa) og en temperatur på rundt 5000 K (som kan sammenlignes med overflaten til solen).

Uranus 'atmosfære:

Som med Jorden, brytes atmosfæren til Uranus i lag, avhengig av temperatur og trykk. I likhet med de andre gassgigantene har ikke planeten en fast overflate, og forskere definerer overflaten som det området hvor atmosfæretrykket overstiger en bar (trykket som finnes på jorden på havnivå). Alt som er tilgjengelig for fjernfølingsevne - som strekker seg ned til omtrent 300 km under nivået på 1 bar - regnes også som atmosfæren.

Ved å bruke disse referansepunktene kan Uranus 'atmosfære deles inn i tre lag. Den første er troposfæren, mellom -300 km under overflaten og 50 km over den, der trykket varierer fra 100 til 0,1 bar (10 MPa til 10 kPa). Det andre laget er stratosfæren, som når mellom 50 og 4000 km og opplever trykk mellom 0,1 og 10^-10 bar (10 kPa til 10 uPa).

Troposfæren er det tetteste laget i Uranus 'atmosfære. Her varierer temperaturen fra 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) ved basen (-300 km) til 53 K (-220 ° C / -364 ° F) ved 50 km, hvor den øvre regionen er den kaldeste i solsystemet. Tropopause-regionen er ansvarlig for det store flertallet av Uranus termiske infrarøde utslipp, og bestemmer dermed dens effektive temperatur på 59,1 ± 0,3 K.

Innenfor troposfæren er lag med skyer - vannskyer med det laveste trykk, med ammoniumhydrosulfidskyer over seg. Ammoniakk og hydrogensulfidskyer kommer dernest. Til slutt lå tynne metanskyer på toppen.

I stratosfæren varierer temperaturene fra 53 K (-220 ° C / -364 ° F) på det øverste nivået til mellom 800 og 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) ved basen av termosfæren, hovedsakelig takket være oppvarming forårsaket av solstråling. Stratosfæren inneholder etansmugg, noe som kan bidra til klodens kjedelige utseende. Acetylen og metan er også til stede, og disse disene hjelper til med å varme opp stratosfæren.

Det ytterste laget, termosfæren og korona, strekker seg fra 4000 km til så høyt som 50 000 km fra overflaten. Denne regionen har en enhetlig temperatur på 800-850 (577 ° C / 1.070 ° F), selv om forskere er usikre på grunnen. Fordi avstanden til Uranus fra solen er så stor, er mengden varme som kommer fra den, ikke nok til å generere så høye temperaturer.

I likhet med Jupiter og Saturn følger Uranus vær et lignende mønster der systemer brytes opp i bånd som roterer rundt planeten, som drives av indre varme som stiger til den øvre atmosfæren. Som et resultat kan vind på Uranus nå opp til 900 km / t (560 mph), og skape enorme stormer som den som ble oppdaget av Hubble-romteleskopet i 2012. I likhet med Jupiters Great Red Spot, var denne "Dark Spot" en gigantisk skyvirvel som målte 1.700 kilometer med 3.000 kilometer (1.100 miles by 1.900 miles).

Uranus 'måner:

Uranus har 27 kjente satellitter, som er delt inn i kategoriene større måner, indre måner og uregelmessige måner (lik andre gassgiganter). De største månene på Uranus er i størrelsesorden Miranda, Ariel, Umbriel, Oberon og Titania. Disse månene varierer i diameter og masse fra 472 km og 6,7 × 10¹⁹ kg for Miranda til 1578 km og 3,5 × 10²¹ kg for Titania. Hver av disse månene er spesielt mørke, med lave bindinger og geometriske albedoer. Ariel er den lyseste mens Umbriel er den mørkeste.

Det antas at alle de store månene på Uranus har dannet seg i akkresjonsskiven, som eksisterte rundt Uranus i noen tid etter dens dannelse, eller som følge av den store påvirkningen som Uranus fikk tidlig i sin historie. Hver og en består av omtrent like store mengder stein og is, bortsett fra Miranda som først og fremst er laget av is.

Iskomponenten kan omfatte ammoniakk og karbondioksid, mens det steinete materialet antas å være sammensatt av karbonholdig materiale, inkludert organiske forbindelser (ligner asteroider og kometer). Komposisjonene deres antas å være differensierte, med en isete mantel som omgir en steinete kjerne.

Når det gjelder Titania og Oberon, antas det at flytende vannhav kan eksistere ved kjerne / mantelgrensen. Deres overflater er også kraftig krater; men i hvert tilfelle har endogen resurfacing ført til en grad av fornyelse av funksjonene. Ariel ser ut til å ha den yngste overflaten med færrest slagkratere, mens Umbriel ser ut til å være den eldste og mest krater.

De største månene på Uranus har ingen merkbar atmosfære. På grunn av sin bane rundt Uranus opplever de ekstreme sesongsykluser. Fordi Uranus går i bane rundt solen nesten på sin side, og de store månene hele bane rundt Uranus 'ekvatorialplan, opplever den nordlige og den sørlige halvkule lange perioder på dagtid og nattetid (42 år om gangen).

Fra og med 2008 er Uranus kjent for å ha 13 indre måner hvis baner ligger inne i Miranda. De er i rekkefølge etter avstand fra planeten: Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Cupid, Belinda, Perdita, Puck og Mab. I samsvar med navnet på Uranus 'større måner, er alle navngitt etter karakterer fra Shakespearean-skuespill.

Alle indre måner er intimt koblet til Uranus ’ringsystem, noe som antagelig skyldtes fragmentering av en eller flere små indre måner. Puck, på 162 km, er den største av de indre månene i Uranus - og den eneste avbildet av Voyager 2 i alle detaljer - mens Puck og Mab er de to ytterste satellittene til Uranus.

Alle indre måner er mørke gjenstander. De er laget av vannis som er forurenset med et mørkt materiale, som sannsynligvis er organiske materialer behandlet av Uranus 'stråling. Systemet er også kaotisk og tilsynelatende ustabilt. Datasimuleringer anslår at det kan oppstå kollisjoner, spesielt mellom Desdemona og Cressida eller Juliet i løpet av de neste 100 millioner årene.

Fra 2005 er Uranus også kjent for å ha ni uregelmessige måner, som går i bane rundt den på en avstand som er mye større enn Oberon. Alle de uregelmessige månene er antagelig fangede gjenstander som ble fanget av Uranus like etter dannelsen. De er i rekkefølge etter avstand fra Uranus: Francisco, Caliban, Stephano, Trincutio, Sycorax, Margaret, Prospero, Setebos og Ferdinard (nok en gang, oppkalt etter karakterer i Shakespearean-skuespill).

Uranus uregelmessige måner varierer i størrelse fra omtrent 150 km (Sycorax) til 18 km (Trinculo). Med unntak av Margaret, sirkler alle Uranus i retrograde baner (noe som betyr at de går i bane rundt planeten i motsatt retning av spinnet).

Uranus 'ringsystem:

Som Saturn og Jupiter, har Uranus et ringsystem. Imidlertid består disse ringene av ekstremt mørke partikler som varierer i størrelse fra mikrometer til en brøkdel av en meter - derfor er de ikke så godt sett som Saturns. Tretten distinkte ringer er for tiden kjent, hvor den lyseste er epsilonringen. Og med unntak av to veldig smale, måler disse ringene vanligvis noen kilometer i bredden.

Ringene er sannsynligvis ganske unge, og antas ikke å ha dannet seg med Uranus. Saken i ringene kan en gang ha vært en del av en måne (eller måner) som ble knust av høye hastigheter. Fra mange stykker av rusk som dannet seg som et resultat av disse påvirkningene, overlevde bare noen få partikler, i stabile soner som tilsvarte plasseringen av de nåværende ringer.

De tidligste kjente observasjonene av ringsystemet fant sted 10. mars 1977 av James L. Elliot, Edward W. Dunham og Jessica Mink ved bruk av Kuiper Airborne Observatory. Under en okkultasjon av stjernen SAO 158687 (også kjent som HD 128598), skjønte de fem ringer som eksisterte i et system rundt planeten, og observerte fire flere senere.

Ringene ble direkte avbildet da Voyager 2 passerte Uranus i 1986, og sonden klarte å oppdage ytterligere to svake ringer - noe som fikk antallet observerte ringer til 11. I desember 2005 oppdaget Hubble-romteleskopet et par tidligere ukjente ringer, og bragte totalen til 13. Den største er plassert dobbelt så langt fra Uranus som de tidligere kjente ringene, og derfor er de kalt det ”ytre” ringsystemet.

I april 2006 ga bilder av de nye ringene fra Keck-observatoriet fargene på ytre ringer: den ytterste er blå og den andre rød. I kontrast ser Uranus 'indre ringer grå. En hypotese om den ytre ringens blå farge er at den er sammensatt av små partikler med vann fra overflaten til Mab som er små nok til å spre blått lys.

Utforskning:

Uranus har bare blitt besøkt en gang av et romfartøy: NASAs Voyager 2 romsonde, som fløy forbi planeten i 1986. 24. januar 1986, Voyager 2 passert innen 81 500 km fra overflaten av planeten, og sendte tilbake de eneste nærbildene som noen gang er tatt av Uranus. Voyager 2 fortsatte deretter å møte et nært møte med Neptune i 1989.

Muligheten for å sende Cassini romfartøy fra Saturn til Uranus ble evaluert i løpet av en planleggingsfase for misjonsutvidelsen i 2009. Dette kom imidlertid aldri til uttrykk, da det ville ha tatt omtrent tjue år i Cassini for å komme til det uranske systemet etter avgang fra Saturn.

Når det gjelder fremtidige oppdrag, er det kommet flere forslag. For eksempel ble en Uranus-bane og sonde anbefalt av 2013–2022 Planetary Science Decadal Survey som ble publisert i 2011. Dette forslaget la for seg en oppskyting som skulle finne sted mellom 2020–2023 og et 13-årig cruise til Uranus. En New Frontiers Uranus Orbiter er evaluert og ble anbefalt i studien, Saken for en Uranus Orbiter. Imidlertid anses dette oppdraget til å være lavere prioritert enn fremtidige oppdrag til Mars og Jovian System.

Forskere fra Mullard Space Science Laboratory i Storbritannia har foreslått et felles NASA-ESA-oppdrag til Uranus, kjent som Uranus Pathfinder. Dette oppdraget vil innebære å sette i gang et oppdrag i middels klasse innen 2022, og estimerer at kostnadene blir 470 millioner euro (~ 525 millioner dollar USD).

Et annet oppdrag til Uranus, kalt Herschel Orbital Reconnaissance of the Uranian System (HORUS), ble designet av Applied Physics Laboratory ved Johns Hopkins University. Forslaget går ut på at en atomdrevet orbiter bærer et sett instrumenter, inkludert et bildekamera, spektrometre og et magnetometer. Oppdraget skulle starte i april 2021 og ankomme Uranus 17 år senere.

I 2009 avanserte et team av planetariske forskere fra NASAs Jet Propulsion Laboratory mulige design for en solcelledrevet Uranus-orbiter. Det mest gunstige lanseringsvinduet for en slik sonde ville være i august 2018, med ankomst til Uranus i september 2030. Vitenskapspakken kan inneholde magnetometre, partikkeldetektorer og muligens et bildekamera.

Det er nok å si, Uranus er et hardt mål når det gjelder leting, og avstanden har gjort at prosessen med å observere den anerkjenner den for det den var problematisk før. Og i fremtiden, med det meste av vårt oppdrag fokusert på å utforske Mars, Europa og Asteroids nær jorda, virker ikke utsiktene til et oppdrag til denne regionen av solsystemet veldig sannsynlig.

Men budsjettmiljøer endres, det samme gjør vitenskapelige prioriteringer. Og med interesse for at Kuiper Belt eksploderer takket være oppdagelsen av mange transneptuniske objekter de siste årene, er det fullt mulig at forskere vil kreve at et oppdrag til solsystemet skal monteres. Hvis og når en inntreffer, kan det være mulig å få sonden til å svinge av Uranus på vei ut, samle informasjon og bilder for å hjelpe oss med å fremme vår forståelse av denne "Ice Giant".

Vi har mange interessante artikler om Uranus her på Space Magazine. Vi håper du finner det du leter etter i listen nedenfor: