Uran (planet)

Uran — Günəşə yaxınlığına görə yeddinci planet. Günəş sistemində radiusuna görə üçüncü ən böyük və kütləsinə görə dördüncü ən böyük planetdir. Uranın tərkibi Neptununki ilə eynidir hər ikisində də eyni kimyəvi elementlər mövcutdur ki, bu onları böyük qaz nəhəngləri olan Yupiter və Saturndan fərqləndirir. Bu səbəblə, elm adamları Uran və Neptunu qaz nəhənglərindən ayırmaq üçün "buz nəhəngləri" kimi təsnif edirlər. Uranın atmosferinin əsasən hidrogen və helium tərkibi ilə Saturn və Yupiterin atmosferinə oxşarlığına baxmayaraq, ammonyak, metan və başqa hidrokarbonlarla birlikdə tərkibində daha çox buz mövcutdur. Uran minumum 49 K (−224 °C; −371 °F) temperatur ilə günəş sistemində ən soyuq atmosferə sahibdir. Uran kompleks təbəqəli bulud strukturuna sahibdir. Ən aşağı təbəqədəki buludlarda su və ən üst təbəqədəki buludlarda isə metan olduğu düşünülür.

Digər nəhəng planetlər kimi Uranın bir halqa sistemi, bir maqnitosferası və çox sayda peyki vardır. Uran sisteminin digər planetlərdən fərqləndirən özünəməxsus konfiqurasiyası var. Onun fırlanma oxu yana əyilmiş şəkildədir və buradan belə çıxır ki, digər planetlərin ekvatorları olan bölgə onun şimal və cənub qütbləridir. 1986-cı ildə Voyager 2-dən gələn görüntülər uranı görünən işıqda, digər nəhəng planetlərlə əlaqəli bulud qrupları və ya tufanları olmayan xüsusiyyətsiz planet kimi göstərdi. Yerdən həyata keçirilən müşahidələr 2007-ci ildə, Uran, özünün ekinoksuna yaxınlaşdığı zaman onda mövsümi dəyişikliklər və hava aktivliyi olduğunu göstərdi. Uranda küləyin sürəti saniyədə 250 metrə çatır (900 km/saat).

Uran yeganə planetdir ki, adı birbaşa, yunan mifologiyasındaki yunan səma tanrısının latın versiyası olan Ūranus dan gəlir.

Tarixi

Beş klassik planet kimi çılpaq gözlə görülə bilməsinə baxmayaraq, sönüklüyü və yavaş orbitə sahib olmasına görə, qədim müşahidəçiləri tərəfindən planet olaraq qavranılmayıb.Uilyam Herşel Uranın 1781-ci ilin mart ayındakı kəşfini elan etdi və tarixdə birinci dəfə Günəş sisteminin sərhədləri genişləndirildi. Uran həmçinin teleskopla kəşf edilən ilk planet idi.

Kəşfi

    Uilyam Herşel

   Herşelin Uranı kəşf etmək üçün istifadə etdiyi teleskopun kopiyası

Uranı 1781-ci ildə Uilyam Herşel kəşf etdi. Uran planet olaraq hesab edilməmişdən əvvəl bir neçə dəfə müşahidə edilmişdir ancaq, çoxu onun ulduz olduğunu zənn etmişdir. Məlum olan ən əvvəlki müşahidə b.e.ə 128-ci ildə Hipparx tərəfindən həyata keçirilmişdir. O, Uranı ulduz olaraq qeydə alıb özünün ulduz kataloquna yerləşdirmişdir, sonralar Ptolemeyin Almeqestinə əlavə edilmişdir.Ən erkən nişanlama 1690-cı ildə oldu, Con Flemstid onu ən azı altı dəfə müşahidə edərək Tauri 34 olaraq kataloqladı. Fransız astronom Pier Moniyer Uranı, 1750-1769-cu illər arası an azı 12 dəfə müşahidə etdi.

Uilyam Herşel 13 mart 1781-ci ildə, Uranı, İngiltərədə Batdaki Nyu King küçəsindəki evinin bağından müşahidə etdi (indiki Herşel Astronomiya Müzeyi) və başlanğıcda onu kometa olaraq elən etdi (26 aprel 1781-ci il).Herşel özünün dizayn etdiyi teleskopu istifadə edərək "hərəkətsiz ulduzların paralaksının bir sıra müşahidəsi ilə məşğul idi".

Herşel öz jurnalında yazmışdı: "ζ Tauri yaxınlığında yerləşən dumanvari ulduz və ya bir komet". 17 mart tarixində o, belə bir qeyd aldı: "Mən kometa və ya dumanvari ulduz axtarırdım və onun kometa olduğu aşkar olundu ona görə ki, o mövqeyini dəyişirdi." Herşel kəşfini Kral Cəmiyyətinə təqdim edəndə, komet kəşf etdiyini təsdiqləməyə dəvam etdi ancaq, həmçinin onu bir planet ilə də müqayisə etdi:

Mən kometi gördüyümdə güc 227 idi. Təcrübələrimdən bilirəm ki, hərəkətsiz ulduzların diametrləri, planetlərdə olduğu kimi yüksək gücə sahib şəkildə mütənasüb olaraq böyümür; buna görə də mən güc 460 və 932-ni istifadə etdim və aşkar etdim ki, kometin diametri elə olduğu kimi mütənasüb şəkildə böyüyürdü, gümanıma əsasən o hərəkətsiz ulduz deyildi və müqayisə etdiyim ulduzların diyametri həmin ölçü ilə artmırdı. Üstəlik komet işığının qəbul edə biləcəyindən çox daha böyüyürdü, bu böyük güclə dumanlı və təyin edilməsi çətin şəkildə görünürdü, ancaq, ulduzların parıltısını və aydınlığını saxladığını, mən minlərlə müşahidəmdən bilirdim. Nəticələr mənim təxminlərimi doğru çıxardırdı və bu da bizim axır vaxtlar müşahidə etdiyimiz şeyin komet olduğunu sübuta yetirir.

Herşel kəşfini Krallıq Astronomu Nevil Maskeliyana bildirdi və 1781-ci il 23 aprel tarixində bu cavabı aldı:

Mən bilmirəm onu nə adlandıram. Onun günəşin ətrafında dairəvi orbitdə hərəkət edən sadə bir planet olması ehtimalı böyükdür zira komet çox ekssentrik ellipsdə hərəkət edir. Mən hələ onun komasını və ya quyruğunu görməmişəm.

Herşel kəşf etdiyi obyekti komet olaraq xarakterizə etməyə dəvam etsə də, digər astronomlar başqa cür şübhələnməyə başlamışdılar. İlk dəfə obyektin orbitini Rusiyada fəaliyyət göstərən fin-isveç astronomu Anders Cohan Leksel hesabladı.Obyektin təxminən dairəvi olan orbitə sahib olması belə bir mülahizə ortaya çıxardırdı ki, o bir komet deyil bir planetdir. Berlinli astronom İyohan Elert Bode Herşelin kəşfini "indiyə kimi hərəkətli ulduz sayılan Saturnun orbitinin arxa tərəfində dövrə vuran naməlum obyekt " olaraq təsvir etdi.Bode təxminən dairəvi olan orbitin komet orbitindən daha çox bir planet orbitinə oxşar olduğu qənaətinə gəldi.

Obyekt tezliklə universal olaraq yeni bir planet olaraq qəbul edildi. 1783-cü ildə Herşel bu faktı Kral Cəmiyyətinin prezidenti Cozef Banksa tanıtdı: Avropanın nüfuzlu astronomları tərəfindən həyata keçirilmiş müşahidələrdən belə görünür ki, 1781-ci ilin mart ayında kəşf etmə şərəfi mənə düşən bu yeni ulduz, bizim Günəş sistemimizin əsas planetidir. Onun nailiyyətlərinin tanınması üçün Kral III Corc Herşelə illik 200 £ stipendiya təşgil etdi və şərt qoydu ki, Herşel Vindzora köçəcəkdi və beləliklə Kral ailəsinin onun teleskoplarını nəzərdən keçirmək şansı olacaqdı.

Adı

Maskelyan Herşeldən xahiş etdi: astronomiya aləmi üçün yaxşılıq et və planetinə ad qoy hansı ki,bu planet tamami ilə sənindir və sənin bu kəşfinə görə sənə çox borcluyuq.Maskelyanın xahişinə cavab olaraq Herşel Kral III Corcun şərəfinə obyekti Georgium Sidus (Corcun ulduzu) və ya Corcun Planeti olaraq adlandırmağa qərar verdi. Bu qərarını Cosef Banksa yazdığı bir məktubda izah etdi:

Qədim zamanın əfsanəvi dövründə adlar: Merkuri, Venera, Mars, Yupiter və Saturn onların əsas qəhramanlarının və tanrılarının şərəfinə, planetlərə verildi. Günümüzün fəlsəfi dövründə eyni metoda baş vuraraq bizim yeni səma obyektini Juno, Pallas, Apollo və ya Minerva adlandırmaq tamami ilə qəbul edilməz olacaq. Hərhansı xüsusi hadisənin və ya diqqətəlayiq təsadüfün ilk nəzərə alınması onun xronologiyasına görədir: əgər kimsə gələcək dövrdə soruşsa ki, bu axrıncı tapılan planeti nə zaman kəşf etdiniz? bax onda "Kral III Corcun hökmdarlığı dövründə" cavabı çox kifayətləndirici olardı.

Herşelin təklif etdiyi ad Britaniya xaricində populyarlıqla qarşılanmadı və alternativlər tezliklə irəli sürüldü. Cerom Laland təklif etdi ki, planet onu kəşf edənin şərəfinə Herşeladlandırılsın. İsveç astronom Erik Prosperin Neptun adını təklif etdi. Bu təklif ABŞ istiqlal müharibəsi dövründə Krallıq donanmasının qələbələrini, yeni planeti Neptun III Corc və ya Neptun Böyük Britaniya adlandıraraq qeyd etmək fikrini bəyənən digər astronomlar tərəfindən dəstəkləndi.

Bode yunan tanrısı olan Uranusun latınlaşdırılmış versiyası olan Uran adını təklif etdi. Bode adın digər planetlərdən fərqli görünməməsi üçün mifalogiyanı izlənməsini və necə ki, Saturn Yupiterin atası idisə, yeni planetə Yupiterin atası olan Uran adının qoyulmasını daha uyğun hesab etdi.1789-cu ildə Bodenin Krallık Cəmiyyəti həmkarı Martin Klaprot kəşf etdiyi yeni elementə Bodenin təklifinə dəstək olmaq üçün uranium adını verdi. Nəticədə, Bodenin təklif etdiyi ad geniş şəkildə istifadə olunmağa başladı və Georgium Sidusadından Urana keçirilərək 1850-ci ildə üniversal oldu.

Mifalogiyaya əsasən Uran (qədim yunanca: Οὐρανός; latınca: Ūranus) yunan tanrıları olan Kronun (Saturn) atası, Zevsin (Yupiter) babasıdır. Uran yeganə planetdir ki, adı birbaşa yunan tanrılarından gəlir.

Uranın iki astronomik simvolu var. Birinci simvol ♅, 1784-cü ildə Lanad tərəfindən təklif edildi. Lanad, Herşelə göndərdiyi məktubda bu simvolu belə təsvir etmişdi: "un globe surmonté par la première lettre de votre nom" ("göy cismi hansı ki, sizin adınızın baş hərfi ilə üst-üstə düşür). Sonraki təklif edilmiş simvol ⛢ Mars və Günəşin simvollarının hibrididir və belə hesab edilirdi ki, Uran yunan mifalogiyasında səma tanrısı olduğundan, Mars və Günəşin birləşdirilmiş gücü ilə dominantlıq edir. Çin, yapon, korea və vietnam dilində onun adı bir başa "səma kral ulduzu" olaraq tərcümə edilir.

Orbit və fırlanması

  Uranın Günəş ətrfında hərəkətini göstərən animasiya.

 

1998-ci il yalançı rənglərlə qurulmuş infraqırmızıya yaxın diapozonda Uranın şəkli, şəkildə Uranın bulud qrupları, halqaları və təbbi peykləri görünür. Şəkil Habbl teleskopu ilə NICMOS kamerası vasitəsi ilə çəkilmişdir

Uran, Günəş ətrafında dövrünü 84 ildə tamamlayır. Günəşdən orta məsafəsi təxminən 20 AV-dir (3 milyard km; 2 milyard mil). Günəşdən minimum və maksimum məsafə arasındakı fərq, 1.8 AV-dir bu fərq digər planetlərə nəzərən daha böyükdür, amma orbit cırtdan planetolan Pluton qədər geniş deyil. ​​Günəş işığının intensivliyi, məsafə kvadratına tərs mütənasib olaraq dəyişir (Uran yerə nisbətən günəşdən 20 dəfə uzaqdır) buna görə də Uranda Günəş şüalarının intensivliyi yerdəkindən 400 dəfə azdır.Uranın orbital elementləri ilk dəfə 1783-cü ildə Pyer Simon Laplas tərəfindən hesablandı. Sonralar müşahidə edilən orbitlə nəzəri olaraq nəxmin edilən orbit arasında uyğunsuzluqlar ortaya çıxdı. 1841-ci ildə Con Kouç Adams ilk dəfə belə bir fikir irəli sürdü ki, bu fərqliliqlər hansısa görünməyən planetlə olan qrafitasiya qarşılıqlı təsiri nəticəsində meydana gəlir. 1845-ci ildə Urben Lö Veriyer Uranın orbitini müstəqil olaraq tədqiq etməyə başladı. 1846-cı il 23 sentyabr tarixində İyohan Qotfrid Qale Veriyerin təxmin etiyi mövqedə bir planet müəyyən etdi. Sonradan bu planet Neptun olaraq adlandırıldı.

Uranın daxili hissələrinin fırlanma periyodu saat oxları istiqamətində 17 saat 14 dəqiqə təşgil edir. Bütün nəhəng planetlər kimi, Uranın üst atmosferində fırlanma istiqamətində güclü küləklər hökm sürür. Bəzi en dairələrində məsələn 60 dərəcə cənubda, atmosferin görünən xüsusiyyətləri sürətlə yerini dəyişir, nəticədə tam fırlanma 14 saatdan az müddətdə tamamlanır.

Ox əyriliyi

Uranın oxu 97,77° ilə əyilmiş vəziyyətdədir, buna görə də onun fırlanma oxu Günəş sistemi müstəvisinə demək olar ki, paraleldir. Bu əyrilik nəticəsində heç bir nəhəng planetdə meydana gəlməyən mövsümi dəyişikliklər formalaşır. Gündönümünə yaxın Uranın bir qütbü Günəş işıqlarını davamlı olaraq görürkən digər qütbü görmür. Sadəcə ekvatorun ətrafındaki dar zolaqda sürətli gecə-gündüz döngüsü meydana gəlir ancaq, Günəş üfüqdə batır (Yerin cənub-şimal bölgəsi). Uranın orbitinin digər tərəfində qütblərin Günəşə olan oriyentasiyası tərs çevrilmişdir. Hər bir qütb 42 il davamlı günəş işığı alır və 42 il qaranlıqda qalır. Ekinoksa yaxın, Günəşin işığı Uranın ekvatoruna düşür və digər planetlərin əksəriyyətində rastlandığı kimi, gecə-gündüz döngüsü meydana gəlir. Uran ən axrıncı ekinoksuna 7 dekabr 2007-ci ildə çatdı.

Bu ox əyriliyinin nəticələrindən biri də budur ki, orta Uran ilində, onun qütb bölgələri Günəşdən ekvator bölgələrindən daha çox enerji alır. Buan baxmayaraq, Uranın ekvatorundaki istilik, qütblərindəkindən çoxdur. Buna səbəb olan əsas mexanizmlər bilinmir. Həmçinin Uranın ox əyriliyinin səbəbi də dəqiq məlum deyil, lakin bir fərziyyəyə görə Günəş sisteminin formalaşması zamanı, Uranla Yer ölçüsündə bir protoplanet toqquşmuş və onun əyilməsinə səbəb olmuşdur. Voyacer 2 1986-cı ildə Urana uçuşu zamanı planetin cənub qütbü tamami ilə Günəşə istiqamətlənmiş vəziyyətdə idi. Bu qütb Beynalxalq Astronomiya İttifaqının təyininə görə bu cür adlandırılmışdır belə ki, planetin hansı istiqamətə fırlanmasına baxmayaraq, həmin planetin və ya peykin şimal qütbü Günəş sisteminin dəyişməyən müstəvisinin yuxarısına doğru istiqamətlənmiş olandır. Bəzən bədənin şimal və cənub qütblərinin fırlanma istiqaməti ilə əlaqəli olaraq sağ əl qaydasına görə təyin olunan başqa bir konvensiya istifadə edilir.

Gürünmə

Əsas görünən ulduz ölçüsü 0,17-lik sapma ilə 5,68-dir, ifratlıq isə 5,38 və +6,03 təşkil edir.Bu parlaqlıq diapazonu ilə çılpaq gözlə görünmə həddinə yaxındır. Dəyişgənliklərin çoxu Günəş tərəfindən aydınlatılan və yerdən izlənilən planetar genişliklərə bağlıdır. Onun bucaq diametri 3,4-3,7 arkosaniyədir müqayisə üçün, Saturnunki 16-20 arkosaniyə, Yupiterinki isə 32-40 arkosaniyədir. Lakin, Uran qaranlıq səmada çılpaq gözlə görülə bilir və hətta şəhər mühitində də durbinlə müşahidə etmək mümkündür. Obyektiv diametri 15-23 sm olan həvəskar teleskopunda Uran, aydın əza qaranlıqlaşmasında solğun mavi disk kimi görünür. Daha böyük teleskoplarla (25 sm-lik və daha geniş), Uranın buludlarını və hətta peykləri, Titan və Oberonu görmək mümkündür.

Fiziki xarakteristikaları

Daxili strukturu

  Yerin Uranla müqayisəsi

  Uranın daxili strukturunun diaqramı

Uranın kütləsi 14,5 yer kütləsi qədərdir və 4 nəhəng planet arasında ən az kütləli planetdir. Onun diametri Neptununkindən azca böyük və Yerin diametrindən isə 4 dəfə böyükdür. 1.27 q/sm³ olan yoğunluğu ilə Saturndan sonra ən az yoğunluğa sahib planetdir. Bu qiymət onu göstərir ki, planet su, metan və ammonyak kimi müxtəlif buzlarından təşgil olunmuşdur. Uranın daxilindəki buzun kütləsi dəqiq olaraq bilinmir çünki, seçilən modelə uyğun olaraq fərqli göstəricilər əldə olunur: buzun kütləsi 9,3-13,5 yer kütləsi qədər olmalıdır. Hidrogen və heliumümuminin az hissəsini təşgil edir: 0,5-1,5 yer kütləsi. Qeyri-buz kütləsinin qalan hissəsi qayalıq maddədir (0,5-3,7 yer kütləsi).

Uranın strukturunun standart mdelinə əsasən, o üç təbəqədən meydana gəlir: mərkəzdə qayalı (silikat/dəmir-nikel) nüvə, ortada buzlu mantiya və qaz halında olan helium/hidrogen xarici təbəqə . Nüvə 0,55 Yer kütləsinə sahib və radiusu Uranın radiusunun 20%-dən azdır. Mantiyasının kütləsi 13,4 Yer kütləsi qədərdir. Üst atmosferi 0,5 Yer kütləsi qədərdir və Uranın radiusunun 20%-nə qədər genişlənir. Uranın nüvəsinin sıxlığı 9 q/sm³, mərkəzindəki təyziq 8 miliyon bar (800 GPa) və temperaturu təxminən 5000 ºK təşgil edir. Yayğın olaraq qəbul edilmişdir ki, buz mantiyası buzdan deyil, su, amonyak və digər uçucu isti və yoğun madələrdən təşgil olunmuşdur. Bəzən su-amonyak okeanı olaraq adlandırılan bu maye, yüksək elektirik keçiriciliyinə sahibdir.

Uranın dərinliyindəki İfrat təyziq və temperaturun metan molekullarını parçaladığı və bunun nəticəsində də karbon atomlarının almaz kristallarına çevrilib, mantiyaya dolu kimi yağdığı düşünülür. Lourens Livermor Milli Labaratoriyasında aparılan yüksək təzyiq təcrübələrindən əldə olunan nəticələr əsasında maye okeanında üzən almazların ola biləcəyi ehtimalı ortaya atılmışdır.

Uran və Neptunun əsas tərkib hissələri Yupiter və Saturnunkindən fərqlidir. Onlarda buz qazlardan çoxdur, məhz buna görə də onları buz nəhəngləri olaraq təsnif edirlər. Uranda su molekullarının hidrogen və oksigen iyonlarına parçalandığı iyonik su təbəqəsi olduğu və həmin təbəqənin daha dərinliyində isə oksigenin kristallaşdığı ancaq, hidrogenin oksigen qəfəsində sərbəst hərəkət etdiyi ifratriyonlu su olduğu fərz edilir.

Yuxarıda nəzərdə tutulan model olduqca standart olsa da, unikal deyil; Digər modellər də müşahidələrlə örtüşür. Məsələn, buz mantiyasında önəmli miqdarda hidrogen və qayalıq maddə qarışdırıldıqda, daxildəki buzun ümumi kütləsi az, və müvafiq olaraq, hidrogen və qayanın ümumi kütləsi çox olacaq. Hal-hazırda mövcud olan göstəricilər ilə hansı modelin doğru olduğunu müəyyən etmək çətindir. Uranın daxili maye strukturu onun möhkəm səthə sahib olmadığını göstərir. Qazvari atmosfer tədricən daxili maye təbəqələrə keçir. Əlverişli olsun deyə, 1 bar (100 kPa) atmosfer təzyiqinin olduğu yerdə qurulan fırlanan sıxılmış sferoid, şərti olaraq "səth" olaraq təyin edilir. Uyğun olaraq, onun ekvatorial və polyar radiusu 25,559 ± 4 və 24,973 ± 20 km-dir. Bu səth bütöv məqalə boyunca hündürlük üçün sıfır nöqtəsi olaraq istifadə ediləcək.

Daxili istiliyi

Uranın daxili istiliyi digər nəhəng planetlərə nisbətən nəzərə çarpacaq dərəcədə aşağıdır; astronomik terminlərlə ifadə edilsə, aşağı termal axına sahibdir. Uranın daxili temperaturunun nəyə görə bu qədər aşağı olmasının səbəbi hələ də qeyri-müəyyəndir. Urana tərkib hissələrinə və ölçüsünə görə oxşar olan Neptun, Urandan 2,61 dəfə çox Günəşdən aldığı enerjini fəzaya şüalandırır. bunun əksinə olaraq, Uran həddindən artıq istiliyi demək olar ki, şüalandırmır. Uran tərəfindən şüalandırılan ümumi güc, uzaq infraqırmızı spektrdə təqribi olaraq 1,06 ± 0,08 təşgil edir. Bu enerji onun atmosferi tərəfindən sorulur. Uranın termal axını 0.042±0.047 V/m² təşgil edir. Bu göstərici yerin daxili termal axınından azdır (Yerin daxili termal axını; 0.075 V/m²). Uranda ən aşağı temperatur onun tropopozunda qeydə alındı (−224.2 °C). Bu göstərici ilə Uran Günəş sisteminin ən soyuq planetidir.

Uranın belə soyuq olmasını açıqlamaq üçün irəli sürülən bir hipotezə görə, böyük kütləli bir cisimlə keçirdiyi toqquşma zamanı onun əvvəlki istiliyi xaricə yayılmış və nüvəsinin temperaturunun tükənməsinə səbəb olmuşdur. Bu zərbə hipotezi həmçinin Uranın ox əyriliyinin səbəbini açıqlamaq üçün də istifadə olunmuşdur. Digər bir hipotezə görə, Uranın üst təbəqəsində mövcud olan bariyer, nüvəsindəki istiliyin səthə çatmasına maneə olur. Misal üçün konveksiya qurluş cəhətdən fərqli təbəqələrdə meydana gələ bilər və yuxarıya doğru istilik nəqlinin qarşısını ala bilər; ehtimal ki, ikiqat diffuziv konveksiya məhtudlaşdırıcı faktordur.

Atmosferi

 

OPAL programı əsnasında çəkilmiş Uranın atmosferinin şəkli.

Uranın daxili hissələrinin yaxşı təyin edilmiş bərk səthi olmamasına rəğmən, Uranın məsafədən zondlamağa əlverişli olan ən xaricdəki qazvari təbəqəsi atmosfer adlandırılır. Məsafədən zondlamaq əlverişliliyi 1 bar (100 kPa) səviyyəsinin təxminən 300 km-ə qədər, müvafiq olaraq, 100 barlıq (10MPa) təzyiq və 320 K (47 °C; 116 °F) temperatura qədər uzanır. 1 barlıq təzyiq altında olan incə termosfer, nominal səthdən iki planet radiusu qədər genişlənir. Uranın atmosferi üç əsas təbəqəyə bölünür: 300 km-dən 50-km hündürlüyə və 100 bardan 0.1 bara qədər olan troposfer; 50-4000 hündürlüyündə və 0.1 bardan və 10⁻¹⁰ bara (10 kPa - 10 µPa) qədər təzyiqdə olan stratosfer və səthdən 4 000 km-dən 50 000 km-ə qədər uzanan termosfer. Uranın mezsosferi yoxdur.

Tərkibi

Uranın atmosferinin tərkibi onun əsas tərkib hissələrindən fərqlənir. Atmosferin əsasən tərkibinə molekulyar hidrogen və helium daxildir. Heliumun molyar fraksiyası, yəni qaz molekulu başına helium atomlarının sayı 0.15±0.03 təşkil edir, yuxarı troposferdə kütlə fraksiyasına uyğun gələn göstərici isə 0,26 ± 0,05 təşkil edir. Bu göstərici heliumun qaz nəhənglərində olduğu kimi mərkəzdə mövcud olmadığını ifadə edən, heliumun protosolar kütlə fraksiyasına yaxındır (0,275 ± 0,01). Uranın atmosferinin üçüncü ən çox zəngin tərkib hissəsi metandır (CH₄). Metan görünən və yaxın infraqırmızı diapozonda absorbisiya qruplarına sahibdir, bunun nəticəsində də Uran mavi rəngdə görünür. Metan molekulları metan buludlarının aşağısında 1.3 bar (130 kPa) təzyiq səviyyəsində, molyar fraksiya ilə atmosferin 2.3% hissəsini təşkil edir. Bu göstərici Günəşdə qeydə alınan karbonun bolluğunun 20-30 dəfə çoxdur. Yuxarı atmosferdə çox aşağı temperatura görə qatılıq nisbəti azdır hansı ki, bu da doyğunluq səviyyəsini düşürüb ifrat miqdarda metanın donmasına səbəb olur. Dərin atmosferdə amoniyak, su və hidrogen sulfid kimi daha az uçucu olan madələrin bolluğu yaxşı tədqiq edilməmişdir. Ehtimal ki, onların göstəricisi Günəşdəkindən çoxdur. Metanla yanaşı Uranın stratosferində, Günəşin ultrabənövşəyi şüalarının təsiri altında metandan fotoliz vasitəsi ilə hasil edildiyi düşünülən bir miqdar müxtəlif cür hidrokarbonların mövcudluğu təsdiqlənmişdir. Bunlara daxildir: etan (C₂H₆), asetilen (C₂H₂), metilasetilen (CH₃C₂H), diasetilen(C₂HC₂H). Spektroskopik tədqiqatlar həmçinin aşkar etmişdir ki, Uranın üst atmosferində su buxarı, karbondioksid və karbonmonoksid vardır hansı ki, bunlar toz və komet kimi xarici mənbələrdən gəlmişdir.

Troposferi

Troposfer temperaturun hündürlüklə birlikdə azalması ilə xarakterizə edilən, atmosferin ən aşağı və ən sıx hissəsidir. Temperatur nominal səthdən- 300 km-də 47 °C-dən 50 km-də −220 °C-yə qədər düşür. Troposferin ən soyuq üst bölgəsində temperatur, planetar enliklərə bağlı olaraq, −224°C və −216 °C aralığında dəyişir. Tropopauz Uranın termal uzaq infraqırmızı emissiyalarının böyük əksəriyyətindən cavabdehdir beləlikə, onun effektiv istiliyini (−214.1 ± 0.3 °C) müəyyən edir.

Troposferin çox mürəkkəb bulud quruluşuna malik olduğu hesab edilir: irəli sürülən hipotezə görə, su buludları 50-100 bar (5 -10 MPa) təyziq arasında, ammonium hidrosulfid buludları 20 - 40 bar (2 to 4 MPa) təzyiq arasında, hidrogen sulfid buludları 3-10 bar (0.3-1 MPa) təzyiq arasında və nəhayət, birbaşa aşkar edilmiş nazik metan buludları isə 1-2 bar (0,1- 0,2 MPa) təzyiq arasında yerləşir. Troposfer atmosferin güclü küləklər, parlaq buludlar və mövsümi dəyişikliklər sərgiləyən dinamik hissəsidir.

Yuxarı atmosferi

 

Urandaki qütb parıltıları: Şəkil Habl teleskopuna bağlı Kosmik Teleskop Görüntüləmə Spektrografı tərəfindən çəkilib.

Uranın atmosferinin üçüncü təbəqəsi stratosferdir. Uranın stratosferində, əsasən hündürlüklə birlikdə tropopozda temperatur −220 °C-dən termosferə qədər 527-577 °C-yə qədər artır. Stratosferin isinməsi, metan fotolizi nəticəsində atmosferin bu bölgəsində meydana gələn metan və digər hidrokarbonlar tərəfindən Günəşin ultrabənövşəyi və infraqırmızı şüalarını udması nəticəsində baş verir. İstilik həmçinin, isti termosferdən də gəlir. Hidrokarbonlar 100 km-dən 300 km qədər, 10 bar-dan 0.1 mbar-a qədər (10.00 - 0.10 hPa), −198°C temperaturdan −103 °C temperatura qədər olan, nisbətən dar təbəqəni əhatə edir. Ən bol karbohidrogenlər hidrogenə nisbətən 10⁻⁷ qarışma nisbəti ilə, metan, asetilen və etandır. Karbon monoksidin qarışma nisbəti bu hündürlüklərdə eynidir. Suyun bolluq nisbəti 7×10⁻⁹ təşgil edir. Etan və asetilen stratosferin və tropopauzun (10 mBar təzyiq səviyəsindən aşağıya) daha soyuq və aşağı hissələrində yoğunlaşmağa meyillidir, bunun nəticəsində də duman təbəqələri meydana gətirir və bu da ehtimal ki, Urana qismən yumuşaq görkəm verməkdə cavabdehdir. Uranın stratosferindəki karbohidrogenlərin konsentrasiyası digər nəhəng planetlərin stratosferlərindəkindən daha azdır.

Uranın atmosferinin ən üst təbəqəsi 800 və 850 K kimi eyni temperatura sahib termosfer və tacdır. Bu qədər yüksək səviyyənin saxlanılması üçün lazım olan istilik mənbələri qeyri-müəyyəndir, nə Günəşin ultrabənövşəyi şüaları nə də, qütb parıltısı aktivliyi bu istiliyi saxlamaq üçün kifayət miqdarda enerjini təmin edə bilməz. Bunun səbəbi, stratosferdə 0.1 mBar təzyiq səviyyəsinin üstündə hidrokarbonun əksikliyindən meydana gələn zəif soyutma effektivliyi ola bilər. Molekulyar hidrogendən başqa termosfer-tac çoxlu sayda sərbəst hidrogen atomlarını ehtiva edir. Onların kiçik kütləsi və yüksək temperaturu, tacın nəyə görə səthdən 50 000 km-ə qədər genişləndiyini açıqlayır. Bu genişlənmiş tac Uranın unikal cəhətidir. O, Uranın ətrafında mövcud olan xırda hissəciklərin sürtünməsinə səbəbiyyət verir, bunun nəticəsində də Uran halqalarında tozun ümumi tükənməsi baş verir. Uranın termosferi, stratosferin üst hissəsi ilə birlikdə Uranın ionosferinə uyğun gəlir. Müşahidələr göstərir ki, ionosfer 2 000-dən 10 000 km-ə qədər olan bölgəni əhatə edir. Uranın ionosferi Saturn və ya Neptundan daha yoğundur hansı ki, onu stratosferdəki hidrokarbonların aşağı konsentrasiyası meydana gətirmiş ola bilər. İonosfer əsasən Günəşin ultrabənövşəyi şüaları ilə "qidalanır" və onun sıxlığı Günəşin aktivliyinə bağlıdır. Qütb parıltıları Yupiter və Saturn ilə müqayisədə cüzidir.

• Uranın atmosferi
• 

  Uranın troposfer və aşağı stratosferinin temperatur profili. Buludlar və həmçinin duman təbəqələri göstərilmişdir.

 
• 

  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.

   

Maqnitosferi

 

1986-cı ildə Voyacer 2 tərəfindən müşahidə edilmiş Uranın maqnit sahəsi

Voyacer 2-nin Urana kəşfə çıxmasından əvvəl maqnitosferi ilə əlaqəli hər hansı göstəricilər əldə olunmamışdı, buna görə də onun təbiyyəti sirr olaraq qalırdı. 1986-cı ilə qədər elm adamları fərz edirdilər ki, Uranın maqnit sahəsi Günəş küləkləri ilə eyni xəttə olmalı idi ona görə ki, Uranın ekliptikində yerləşən qütbləri eyni xəttə olacaqdı.

Voyacerin müşahidələri, Uranın maqnit sahəsinin, həm başlanğıcını özünün həndəsi mərkəzindən götürmədiyindən və həm də fırlanma oxu ilə 59° əmələ gətirdiyindən, ünikal olduğunu göstərdi. Faktiki olaraq, maqnit dipolu Uranın mərkəzindən cənub fırlanma qütbünə doğru, planet radiusunun üçdə biri qədər yerini dəyişmişdir. Bu qeyri-adi geometriya maqnitosferin yüksək assimetriyasına səbəb olur. Mümkündür ki, maqnit sahəsinin gücü cənub yarımkürəsinin səthində 0,1 qaus (10 µT), şimali yarımkürə səthində isə 1,1 qaus (110 µT) ola bilər. Səthdə orta sahə 0,23 qausdur (23 μT). Voyacer 2-nin 2017-ci ildəki göstəriciləri üzərində aparılan tədqiqatlar göstərdi ki, bu asimmetriya, Uranın magnetosferinin bir Uran günündə bir dəfə Günəş küləyi ilə əlaqə yaratmasına və planetin Günəş hissəciklərinə açılmasına səbəb olur. Müqayisə üçün, Yerin maqnitosferi hər iki qütbdə eyni gücə sahibdir və "maqnetik ekvatoru" təxminən onun coğrafi ekvatoruna paraleldir. Uranın dipol momenti 50 dəfə Yerinkindən güclüdür. Neptunun da eyni şəkildə yer dəyişdirmiş və əyilmiş maqnit sahəsi vardır. Elm adamları fərz edir ki, bu buz nəhənglərinin ortaq xüsusiyyətidir. Bir hipotezə görə, maqnit sahəsinin nüvələrində meydana gəldiyi, qaz nəhəngləri və qayalıq planetlərdən fərqli olaraq, buz nəhənglərinin maqnit sahəsi nisbətən, dayaz bölgələrdəki, misal üçün amoniyak-su okaenındakı hərəkətlənmədən meydana gəlir. Maqnitosferin formasının başqa mümkün izahı budur ki, Uranın daxili hissələrində maye almaz okeanı mövcutdur hansı ki, maqnit sahəni tuta bilər.

Qəribə formasına baxmayaraq, digər cəhətdən Uranın maqnitosferi digər planetlərin maqnitosfrinə oxşardır: onun təxminən 23 Uran radiusu genişliyində qövsvari zərbə dalğası, 18 Uran radiusu qədər olan maqnitopauza və tam inkişaf etmiş maqnitoquyruq və radiasiya qurşağı vardır. Ümumi olaraq, Uranın maqnitosferi Yupiterinkindən fərqlidir və Saturnunkinə daha çox bənzəyir. Uranın maqnitoquyruğu arxa fəzasına doğru milyon km-ə qədər genişlənir və onun yan tərəfi istiqamətində uzun burğu şəklində bükülür.

Uranın maqnitosferi yüklü hissəcikləri ehtiva edir: az miqdarda H₂⁺ ionu ilə birlikdə əsasən protonlar və elektronlar. Daha ağır ionlar aşkar edilməmişdir. Bu hissəciklərin əksəriyyəti, ehtimal ki, termosferdən meydana gəlmişdir. Mümkündür ki, İon və elektronların enerjisi, uyğun olaraq, 4 və 1,2 meqaelektronvolt olsun. Düşük enerjili ionların (1 kiloelektronvoltdan aşağı) sıxlığı maqnitosferdə 2 sm⁻³ təşgil edir. Hissəciklərin populiyasiyası Uranın peykləri tərəfindən güclü təsirə məruz qalır. Peyklər onları maqnitosferdən təmizləyərək nəzərəçarpan boşluqlar meydana gətirir. Hissəciklərin axını, astronomik cəhətdən sürətli vaxt şkalasında (100 000 ildə), öz səthlərində qaralma və ya kosmik hava yaradacaq qədər yüksəkdir. Mümkündür ki, bu Uranın peyklərinin və halqalarının müntəzəm olaraq qaralmasına səbəbiyyət versin. Uran, hər iki maqnetik qütbünün ətrafında parlaq qövsvari olaraq görünən, yaxşı inkişaf etmiş qütb parıltılarına sahibdir. Yupiterin qütb parıltılarından fərqli olaraq, Uranın qütb parıltıları, planetar termosferin enerji balansı nəzərindən əhəmiyyətsiz görünür.

İqlimi

 

Xəfif bulud zolaqlarının və atmosferik "kapüşonun" göründüyü, təxminən təbbi rəngdə olan (solda) və qıssa dalğa uzunluğunda olan (sağda) Uranın cənub yarımkürəsi. Şəkil Voyacer 2 tərəfindən şəkilmişdir

Ultrabənövşəyi və görünən dalğa uzunluğunda Uranın atmosferi, digər nəhəng planetlərlə, hətta bənzəşdiyi Neptunun atmosferi ilə müqayisədə mülayim görkəmə sahibdir. Voyager 2 1986-cı ildə Uranın ətrafında uçduğu zaman, bütün planet miqasında buludların on xüsusiyyətini müşahidə etdi. Bu xüsusiyyətlərin azlığının bir izahı budur ki, Uranın daxili istiliyi əlamətdar şəkildə, digər nəhəng planetlərdəkindən daha aşağıdır. Uranda ən aşağı temperatur, onun tropopauzunda −224 °C olaraq qeydə alınmışdır. Buna əsasən, Uran Günəş sistemindəki ən soyuq planetdir.

Zolaqlı qurluşu, küləklər və buludlar

1986-cı ildə Voyacer 2, Uranın görünən cənub yarımkürəsinin iki bölgəyə bölündüyünü aşkar etdi: parlaq qütb başlıq və qaranlıq ekvatorial zolaqlar. Onların sərhədləri −45° enliklərdə yerləşir. −45°-dən −50°-yə qədər olan enliklərdə yerləşən dar zolaq, Uranın görünən səthində ən parlaq böyük cəhətidir. Onu cənub "yaxa" adlandırırlar. Başlıq və yaxanın 1,3 və 2 bar təzyiq arasında yerləşən yoğun metan buludları bölgəsi olduğu hesab edilir. Böyük miqyaslı zolaqlı strukturdan başqa, Voyacer 2,əksəriyyətinin yaxadan şimla doğru bir neçə dərəcə uzanan, 10 ədəd kiçik bulud müəyyən etdi. 1986-cı ildə, başqa hər tərəfdən, Uran dinamik olaraq ölü planet kimi göründü. Voyacer 2, Urana cənub yazı əsansında çatdı və şimal yarımkürəsini müşahidə edə bilmədi. 21-ci əsrin əvvələrində, şimali qütb bölgəsi müşahidə edilməyə əlverişli olduqda, Habl Kosmik Teleskopuvə Kek teleskopu, başlanğıcda, şimali yarımkürədə nə yaxalıq, nə də qütb başlığı müşahidə etdi. Beləliklə, Uranın asimmetrik olduğu ortaya çıxdı: cənub qütb parlaq və cənub yaxanın şimal bölgəsi isə qaranlıqdır. 2007-ci ildə, Uran ekinoksunu keçdiyində, cənub yaxa yoxa çıxdı və 45° enliklərin yaxınlığında xəfif bir şimal yaxası ortaya çıxdı.

 

Uranda müəyyən edilmiş ilk tünd ləkə. Şəkil 2006-cı ildə, Habl teleskopunun ACT cihazı vasitəsi ilə çəkilmişdir.

1990-cı illərdə müəyyən edilmiş parlaq bulud xüsusiyyətlərinin sayı əhəmiyyətli dərəcədə artdı, ona görə ki, yeni yüksək keyfiyyətli görüntüləmə metodları əlçatan olmuşdu. Görünməyə əlverişli olduğu vaxt, buludların çoxusu şimal yarımkürədə aşkar edilmişdi. Bunun ilk izahı (parlaq buludları qaranlıq bölgədə müəyyən etmək daha asandır lakin, şimal yarımkürədə parlaq yaxa onları gizlədir) səhv çıxdı. Halbuki, hər yarımkürənin buludları arasında fərqliliklər vardır. Şimal buludları daha kiçik, daha iti və daha parlaqdır. Onlar daha yüksək hündürlüklərdə yerləşir. Buludların ömrü bir neçə göstərici ilə ölçülür. Bəzi kiçik buludlar saatlarla yaşayır; cəmi bir cənub buludu, Voyacer 2-nin uçuşundan bəri aktiv ola bilər. Son müşahidələr həmçinin ortaya çıxardı ki, Uran buludları ilə Neptun buludlarının bir çox ortaq xüsusiyyətləri vardır. Məsələn, Neptunda mövcud olan tünd ləkələr, Uranda 2006-cı ildən əvvəl müşahidə edilməmişdi. Həmin, 2006-cı ildə, Uranın tünd ləkəsi olaraq adandırılan, belə bir xüsusiyyət ilk dəfə müəyyən edildi. Belə görünür ki, Uran özünün ekinoks mövsümü əsnasında, Neptun bənzəri olur.

Bir neçə bulud xüsusiyyətlərinin izlənməsi, Uranın yuxarı troposferində əsən zonal küləkləri müəyyənləşdirməyə imkan yaratmışdır. Ekvatorda küləklər retrograddır, yəni palnetin fırlanma istiqamətinin əksinə əsirlər. Onların sürəti −100 metr/saniyyədən −50 metr/saniyyəyə qədər dəyişiklik göstərir. Küləyin sürəti ekvatordan uzaqlaşdıqca artır, troposferin temperaturunun minimum olduğu yerdə isə (±20° enliklərdə) sıfıra enir. Qütblərə yaxın, küləklər prograd istiqamətinə keçirlər, yəni Uranın fırlanma istiqamətində əsirlər. Qütblərdə küləyin sürəti sıfıra enmədən əvvəl, artır və ±60° enliklərdə maksimuma çatır. Küləyin sürəti ±40° enliklərdə 150 metr/saniyyədən 200 metr/saniyyəyə qədər dəyişir. Yaxa, paralellərin altındakı bütün buludları gizlətdiyinə görə, onun və cənub qütbü arasındaki sürətləri ölçmək qeyri-mümkündür. Əksinə, şimal yarımkürədə, +50° enliyin yaxınlığında, 240 metr/saniyyəyə qədər yüksək sürətlər müşahidə edilir.

Mövsümi dəyişikliklər

 

Uran 2005-ci ildə. Şəkildə halqalar, cənub yaxa və şimal yarımkürədə parlaq bulud görünür (Habl Teleskopu).

2004-cü ildə mart aynından may ayına qədər olan bir period ərzində Uranın atmosferində iri buludlar ortaya çıxaraq ona Neptun bənzəri görkəm verdi. Müşahidələr arsında, 229 metr/saniyyəyə çatan rekord külək sürətləri və "dördüncü iyul atəşvəşanlığı" olaraq adlandırılan dəvamlı tufan vardı. 2006-cı il 23 avqust tarixində, Kosmos Elm İnistutu və Viskonsis Universitetindəki tədqiqatçılar Uranda bir tünd ləkə müşahidə etdilər ki, bu elm adamlarına, Uranın atmosfer aktivlikləri haqqında daha çox məlumat əldə etmək üçün imkan yaratdı. Aktivlikdə bu ani yüksəlişin nəyə görə meydana gəldiyi dəqiq məlum deyil, ancaq, belə görünür ki, Uranın ifrat ox əyriliyi havada ifrat dərəcədə mövsümi dəyişikliklər meydana gətirir. Bu mövsümi dəyişiklikləri dəqiq müəyyən etmək çətindir ona görə ki, Uranın atmosferinə dair yaxşı göstəricilər 84 ildən daha az bir vaxtda və ya tam bir Uran ilində mövcud olur. Yarım Uran ili boyunca fotometriya (1950-ci ildən başlayaraq) iki spektral zolaqdadaki parlaqlıqlarda müntəzəm dəyişikliklər olduğunu göstərdi (maksimum gündönümü dövründə, minimum isə ekinoks dövründə meydana gəlirdi). 1960-cı illərdə dərin troposferin mikrodalğa ölçmələrində, gündönümü dövründə meydana gələn maksimum ilə birlikdə oxşar periyodik dəyişikliklər qeydə alındı.1970-ci ildə başlayan stratosferin istilik ölçmələri də 1986-cı ildəki gündönümünə yaxın maksimum qiymətləri göstərdi. Bu dəyişgənliyin əksəriyyətinin görüntüləmə geometriyasındakı dəyişiklik səbəbinə görə meydana gəldiyi düşünülür.

Uranda fiziki mövsümi dəyişikliklərin baş verdiyini göstərən bəzi göstəricilər mövcutdur. Uranın cənub qütb regionunun parlaq olmasına baxmayaraq, onun şimali qütb bölgəsi qaranlıqdır hansı ki, yuxarıda bəhs edilən mövsümi dəyişikliklər modelinə uyğun gəlmir. 1944-cü ildə əvvəlki gündönümü əsnasında Uran yüksək səviyyədə parlaqlıq sərgilədi, bu da şimal qütbünün hər zaman bu qədər qaranlıq olmadığını göstərir. Bu məlumat görünən qütbün gündönünümdən bir müddət əvvəl parladığını və ekinoksdan sonra qarardığını göstərir. Görünən və mikrodalğa diapozonundaki göstəricilər üzərində həyata keçirilmiş ətraflı təhlillər ortaya çıxardı ki, periyodik parlaqlıq dəyişikliklərinin gündönümləri ətrafında tam olaraq simmetrik deyil, bu da merdional albedo strukturunda dəyişiklik olduğunu göstərdi. 1990-cı illərdə Uran gündönümündən çıxdıqda, Habl və Yerdəki teleskoplar, şimal qütb başlığının nəzərə çarpacaq dərəcədə qarardığını (cənub yaxadan başqa hansı ki, parlaq qaldı), şimal yarımkürədə isə bulud formalaşmaları və qüvvətli küləklər kimi artan aktivlik olduğunu göstərdib, tezliklə onun parlayacağı gözləntilərini gücləndirdi. Bu həqiqətən də 2007-ci ildə Uran ekinoksu keçdiyində baş verdi: xəfif şimal qütb yaxası ortaya çıxdı və cənub yaxası demək olar ki, görünməz oldu, baxmayaraq ki, zonal küləklərin profili bir az asimmetrik oldu və şimal küləkləri cənub küləklərinə nisbətən yavaş idi.

Fiziki dəyişikliklərin mexanizmi dəqiq məlum deyil. Yay və qış gündönümlərinə yaxın, Uranın yarımkürələri sıra ilə Günəşin parlaq şüalarına və ya dərin fəzaya doğru istiqamətlənir. Günəş şüaları tərəfindən aydınlatılan yarımkürənin parlaqlığı, metan buludlarının lokal qalınlaşmasından və troposferdə yerləşən duman təbəqələrindən meydana gəldiyi düşünülür. −45° enlikdəki parlaq yaxa da həmçinin metan buludları ilə əlaqələndirilir. Cənub qütb bölgəsində baş verən digər dəyişikliklər aşağı bulud təbəqələrindəki dəyişikliklər ilə izah edilə bilər. Urandan gələn mikrodalğa emissiyanın dəyişkənliyi, dərin troposfer dövranındaki dəyişikliklərdən qaynaqlanır, çünki qalın qütb buludları və duman konveksiyanı dayandıra bilər. Hazırda, Urana yaz və payız ekinoksları gəlir, dinamika dəyişir və mümkündür ki, konveksiya yenidən baş versin.

Formalaşması

Bir çox elm adamları iddia edir ki, qaz nəhəngləri ilə buz nəhəngləri bir-birindən formalaşmağına görə fərqlənirlər. Bir hipotezə görə, Günəş sistemi presolar nebula adlanan, fırlanan nəhəng qaz və toz topundan meydana gəlmişdir. Nebulanın qazının böyük bir hissəsi hansı ki, helium və hidrogen idi, əvvəlcə Günəşi meydana gətirdi və toz zərrəcikləri isə bir araya gələrək ilk protoplanetləri meydana gətirdi. Planetlər böyüdükcə, bəziləri nebulanın artıq qalan qazını toplaya biləcək qravitasiya üçün kifayət qədər maddəni yığa bildi. Topladıqları qaz miqdarı artdıqca, daha da böyüdülər; böyüdükcə kiritik nöqtəyə çatana qədər daha çox qaz topladılar və onların ölçüsü sürətlə artmağa başladı. Buz nəhəngləri hansı ki, bir neçə yer kütləli nebula qazına sahibdirlər, bu kritik nöqtəyə heç vaxt çatmayıblar. Planet miqrasiyasıyasının axrıncı simulasiyası göstərdi ki, hər iki buz nəhəngi, Günəşə indiki mövqelərinin daha da yaxınında formalaşmış və formalaşmasından sonra geriyə doğru yerdəyişmə etmişlər (Nays modeli).

Peykləri

 

Uranın ən böyük peykləri. Soldan sağa: Miranda, Ariel, Ambriel, Titan, Oberon. (Voyacer 2 fotoşəkilləri kollajı)

 

Uran sistemi (VLT-nin şəkli).

Uranın bilinən 27 təbii peyki var. Bu peyklərin adları Şekspir və Aleksandr Popun əsərlərindəki obrazlardan seçilmişdir. Beş əsas peyk, Miranda, Ariel, Ambriel, Titan və Oberondur. Uran peyk sistemi beş nəhəng planet arasında ən az kütləli peyk sistemidir. Hətta bu beş əsas peykin birlikdə kütləsi, Tritonun (Neptunun ən böyük peyki) kütləsinin yarısına bərabərdir. Uranın ən böyük peyki olan Titanın radiusu 788,9 km-dir. Onun radiusu Ayın radiusunun yarısından daha az, ancaq Saturnun ikinci ən böyük peyki olan Rheanın radiusundan azca çoxdur. Beləliklə, Titan, Günəş sisteminin 8-ci ən böyük peykidir. Uranın peykləri nisbətən aşağı albedolara malikdir; Ariel 0,20, Ambriel 0.35 (yaşıl işıqda). Onlar buz və qayanın birləşməsindən ibarətdir; təxminən 50% buz və 50% qaya. Mümkündür ki, buzda ammonyak və karbondioksid olsun.

Uranın peykləri arasında Ariel, ən az toqquşma kraterləri ilə ən cavan, Ambriel isə ən köhnə səthə sahibdir. Miranda, 20 km dərinlikdə olan az sayda kanyonları, teraslı təbəqələri və səth yaşında və xüsusiyyətlərində xaotik dəyişikliklərə sahibdir. Belə hesab edilir ki, Mirandanın əvvəlki geoloji aktivlikləri, orbitinin indikindən daha eksentirik olduğu zaman, ehtimal ki, Ambriel ilə 3:1 orbit rezonansının bir nəticəsi olaraq meydana gələn qabarma-çəkilmə isinməsindən formalaşmışdır. Apvellinq ilə əlaqəli genişlənən proseslər ehtimal edilir ki, Mirandanın "hipodroma" oxşar tacların formalaşdırıcısıdır. Hesab edilir ki, bir vaxt Arielin Titanınla olan orbit rezonansı 4:1 idi.

Uranın nalvari orbiti olan bir obyekti var. O, Uran-Günəşin L₃ Laqaranj nöqtəsini əhatə edir — 180º-lik orbitidəki qravitasiyası qeyri-stabil olan bölgə. Bu obyekt 83982 Krantor adlandırılır. Krantor Uranın həmorbit bölgəsində, kompleks müvəqqəti nalvari orbitdə hərəkət edir. 2010 EU nalvari orbitdə hərəkət etməyə namizəddir.

Halqaları

Uranın halqaları, ölçüləri mikrometrdən metrin bir hisəsinə qədər dəyişən ifrat dərəcədə tünd hissəciklərdən təşgil olunmuşdur. Hazırda Uranın 13 fərqli halqası bilinir. Onlardan ən parlağı ε halqasıdır. Uranın iki halqasından başqa, bütün halqaları son dərəcə dardır — adətən bir neçə kilometr genişlikdədirlər. Uranın halqalarının çox gənc olduğu etimal edilir; dinamik mülahizələr göstərir ki, onlar Uran ilə birlikdə formalaşmamışdır. Halqalardaki maddə bir zamanlar yüksək sürətli toqquşmalarla parçalanan ayın (ayların) parçası ola bilər. Toqquşmanın nəticəsi olaraq ortaya çıxan çox sayıda qalıqdan, halqaların mövqeyinə müvafiq olaraq stabil bölgələrdə yerləşən sadəcə az miqdarı qaldı.

Uliyam Herşel 1789-cu ildə, Uranın ətrafında mümükün halqanı təsvir etmişdi. Onun bu kəşfi ümumən şübhəli hesab edilir, çünki halqalar olduqca xəfifdir və sonraki iki əsrdə heç bir müşahidəçilər tərəfindən qeyd edilməmişdir. Yenə də Herşel, epsilon halqasının ölçüsünü, Yerə görə bucağını, qırmızı rəngini və Uranın Günəş ətrafında fırlanarkən onun görünən dəyişikliklərini dəqiq olaraq təsvir etdi. Halqa sistemi 10 mart 1977-ci ildə, Ceyms Elliot, Eduard Danhem və Cesika Mink tərəfindən Kuiper Hava Rəsədxanası vasitəsi ilə kəşf edildi. Kəşf təsadüfü olmuşdu; onlar Uranın atmosferini öyrənmək üçün ulduz SAO 158687-nin Uran tərəfindən qaralmasından yararlanmağı planlamışdılar. Müşahidələri analiz edildiyində, ulduzun Uranın arxasında gizlənməsindən əvvəl, göz görüşündən 5 dəfə itdiyi aşkar olundu. Onlar belə bir nəticə çıxardılar ki, Uranın ətrafında bir halqa sistemi olmalıdır. Sonra onlar dörd əlavə halqa kəşf etdilər. Halqalar, 1968-ci ildə Voyacer 2-nin Uranın ətrafından uçuşu zamanı birbaşa görüntüləndi. Voyacer 2 həmçinin iki əlavə xəfif halqa kəşf etdi. Beləliklə, halqaların ümumi sayı 11-ə çatdı.

2005-ci ilin dekabrında Habl Teleskopu indiyə qdər bilinməyən bir cüt halqa kəşf etdi. Ən böyüyü, Urandan, indiyə qədər bilinən halqalarına nisbətən iki dəfə uzaqda yerləşir. Bu yeni halqalar Urandan o qədər uzaqdadır ki, onları "xarici" halqa sistemi adlandırırlar. Habl həmçinin iki kiçik peyk də kəşf etdi. Onlardan biri, Mab olaraq adlandırılan peyk, öz orbitini yeni kəşf edilmiş ən qıraqdaki halqa ilə bölüşür. Bu iki yeni halqa ilə birlikdə Uran halqalarının sayı 13 oldu. 2006-cı ilin aprel tarixində Kek Rəsədxanasından yeni halqaların şəkilləri xarici halqaların rənglərini müəyyən etdi: xaricdəki mavi, ikinci isə qırmızı rəngdədir. Xaricdəki halqanın mavi rəngdə olması ilə əlaqədar bir hipotezə görə, o Mabın səthindəki su buzunun xırda hissəcikləri ilə qarışmışdır və o qədər kiçikdir ki, mavi işığı əks etdirir. Buna əks olaraq, Uranın daxili halqaları boz rəngdədir.

• Uranın halqaları
• 

  1977-ci ildə kəşf edilən qaralmanı göstərən animasiya .

 
• 

  Uranus has a complicated planetary ring system, which was the second such system to be discovered in the Solar System after Saturn's

 
• 

  Uranus' aurorae against its equatorial rings, imaged by the Hubble telescope. Unlike the aurorae of Earth and Jupiter, those of Uranus are not in line with its poles, due to its lopsided magnetic field.