Uraan (planeet)

Allikas: Vikipeedia
Uraan (planeet) Uraani astronoomiline sümbol
Uranus2.jpg
1986. aastal Voyager 2 abil tehtud foto Uraanist
Orbiidi omadused
Afeel 3 004 419 704 km
20,083 305 26 [1]
Periheel 2 748 938 461 km
18,324 aü [1]
Pikema pooltelje pikkus 2 876 679 082 km
19,229 411 95 aü [1]
Orbiidi ekstsentrilisus 0,044 405 586 [1]
Tiirlemisperiood 30 799,095 ööpäeva
84,323 326 aastat [1]
42,718 Uraani ööpäeva[2]
Sünoodiline periood 369,66 päeva[3]
Orbitaalkiirus 6,81 km/s[3]
Füüsikalised omadused
Ekvatoriaalne raadius 25,559 ± 4 km[4]
Polaarraadius 24,973 ± 20 km[4]
Pindala 8,1156×109 km2[5]
Ruumala 6,833×1013 km3[3]
Mass 8,6810×1025 kilogrammi[6]
Tihedus 1,27 g/cm3[3]
Raskuskiirendus ekvaatoril 8,69 m/s2[3]
Paokiirus 21,3 km/s[3]
Pöörlemisperiood 17 h 14 min 24 s[4]
Pöörlemiskiirus ekvaatoril 2,59 km/s
Telje nurk 97,77°[4]
Pinnatemperatuur 76 K (−197 °C)
Kaaslasi 27
Albeedo 0,300[3]
Atmosfääri koostis 83 ± 3% Vesinik
15 ± 3% Heelium
~2,3% Metaan[7][8][9]
Ajalugu
Avastaja William Herschel
Avastamise aeg 13. märts 1781

Uraan on Päikesesüsteemi seitsmes planeet.

Uraan kuulub hiidplaneetide hulka. Tema raadius on Päikesesüsteemi planeetide seas kolmandal ja mass neljandal kohal. Kuigi planeet on põhimõtteliselt nähtav ka palja silmaga, ei märganud vana-aja vaatlejad seda planeedi hägususe ja aeglase tiirlemise tõttu.[10]

Teleskoobi abil avastas Uraani 31. märtsil 1781 Saksa päritolu Inglise amatöörastronoom William Herschel. Ta nimetas uue planeedi kuningas George III auks Georgium Siduseks (ladina keeles 'Georgi täht'), kuid see nimi ei leidnud poolehoidu. Üldtuntuks sai saksa astronoom Johann Elert Bode pandud nimi Uraan. Planeet sai oma nime vanakreeka mütoloogia taevajumala Uranose järgi. Uraanist sai esimene teleskoobi abil avastatud planeet.

Uraani keemiline koostis on sarnane Neptuuniga, erinedes selgelt suuremate gaasiliste planeetide – Jupiteri ja Saturni – koostisest. Uraani atmosfääri temperatuur on Päikesesüsteemi planeetide hulgas kõige madalam, langedes kuni 49 kelvinini (−224 °C). Väga madala temperatuuri tõttu kuuluvad atmosfääri koostisesse peamiselt väga kerged gaasid – vesinik ja heelium. Atmosfääri alumistes kihtides esinevad pilved, mis on moodustunud metaanist, ammoniaagist ja veest. Pilvekihid on küllaltki keerulise ja kihilise struktuuriga. Arvatavalt asuvad metaanipilved ülemises ja veepilved alumises osas. Vähesel määral leidub atmosfääris ka süsivesinikke.[7]

Uraani sisemus koosneb peamiselt kivimitest ja jääst.[11]

Sarnaselt teiste hiidplaneetidega on ka Uraanil rõngad, magnetosfäär ja palju kaaslaseid. Uraani telje kaldenurk orbiidi tasandi suhtes on vaid ligi kaheksa kraadi, mistõttu planeedi põhja- ja lõunapoolus asuvad seal, kus enamikul teistel planeetidel on ekvaator. 1986. aastal Voyager 2 poolt tehtud fotodel on Uraan ühtlaselt sinakasroheline, erinedes Jupiteri ja Saturni atmosfäärides eristatavatest pilvemassiividest ja tormidest.[12] Maapealsete vaatluste ajal on viimastel aastatel märgatud ka aastaaja vaheldumist ja kliimamuutuste kasvu, kuna Uraan lähenes oma pööripäevale. Tuule kiirused planeedil võivad ulatuda kuni 250 m/s (900 km/h).[13]

Ajalugu[muuda | redigeeri lähteteksti]

Avastamine[muuda | redigeeri lähteteksti]

William Herschel, Uraani avastaja.
Koopia teleskoobist, mida William Herschel kasutas Uraani avastamisel.

Uraani vaadeldi mitmel korral enne avastamist, kuid planeeti peeti ekslikult täheks. Vanim registreeritud jälgimine toimus 1690. aastal, kui John Flamsteed uuris Uraani vähemalt kuuel korral, katalogiseerides selle kui 34 Sõnn. Prantsuse astronoom Pierre Lemonnier silmitses planeeti ajavahemikul 1750–1769 vähemalt 12 korral.[14]

William Herschel vaatles planeeti 13. märtsil 1781 oma maja aias Bathi linnas Somerseti krahvkonnas, kasutades enda valmistatud teleskoopi.[15] Algselt pidas Herschel Uraani hoopis komeediks.[16] Kuigi ta jätkas esialgu avastatud objekti kirjeldamist komeedina, hakkasid teised astronoomid selles kahtlema. Rootsi päritolu Vene astronoom Anders Johan Lexell arvutas esimesena välja uue objekti orbiidi,[17] mille peaaegu ringikujulist trajektoori pidas ta omaseks pigem planeedile kui komeedile. Samale järeldusele jõudis ka Saksa astronoom Johann Elert Bode.[18][19]

Objekti hakati varsti üleüldiselt aktsepteerima kui uut planeeti. Selle faktiga nõustus ka Herschel 1783. aastal.[20] Herscheli saavutuse tunnustamiseks tasustas kuningas George III teda 200 naela suuruse aastastipendiumiga tingimusel, et Herschel koliks Windsorisse, mille järel saaksid kuningliku perekonna liikmed tema teleskoopidega taevast vaadelda.[21]

Nimi[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kuninglik astronoom Nevil Maskelyne palus Herschelit, et tema kui planeedi avastaja paneks taevakehale ka nime.[22] Herschel otsustas kuningas George III auks panna planeedile nimeks Georgium Sidus (George'i Täht) või "Georgia Planeet".[23] See nimi polnud aga väljaspool Suurbritanniat kuigi populaarne ja varsti hakati pakkuma muid nimevariante. Astronoom Jérôme Lalande pakkus planeedi avastaja tunnustamiseks nime Herschel.[24] Rootsi astronoom Erik Prosperin esitas uueks nimekandidaadiks Neptune ja teda toetasid taevavaatlejad, kellele meeldis idee mälestada Briti laevastiku võite Ameerika iseseisvusõjas, kutsudes planeeti isegi selliste nimedega nagu Neptune George III või Neptune Great Britain.[17] Saksa astronoom Johann Elert Bode soovitas 1781. aastal kasutusele võtta nime Uraan, mis pärines Uranoselt, vanakreeka mütoloogia taevajumalalt. Bode väitis, et kuna Saturnus oli Jupiteri isa, siis peaks uue planeedi nimi tulenema Saturnuse isa (Uranos) järgi.[21][25] Toetamaks Bode valikut, andis 1789. aastal tema kolleeg Martin Klaproth (Prantsuse Teaduste Akadeemiast) äsjaavastatud keemilisele elemendile nimeks uraan.[26] Lõpuks võeti Bode soovitatud nimi laialdaselt kasutusele, Suurbritannias siiski alles alates aastast 1850.[27]

Orbiit ja pöörlemine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Uraan teeb tiiru ümber Päikese 84,3 Maa aastaga. Tema keskmine kaugus Päikesest on ligi 3 mrd km (u 20 ).
1998. aastal Hubble'i teleskoobi abil tehtud moonutatud värvidega foto Uraanist, millel on näha pilvekihid, rõngad ja kaaslased.

Uraan teeb tiiru ümber Päikese 84,3 Maa aastaga ja tema keskmine kaugus Päikesest on ligi 3 miljardit kilomeetrit (ca 20 ). Päikesevalguse intensiivsus on Uraanil 400 korda väiksem kui Maal.[28] Uraani orbiidi parameetrid arvutas esimesena Pierre-Simon Laplace 1783. aastal.[29] Aja jooksul ilmnesid erinevused arvutusliku ja tegeliku orbiidi vahel ning 1841. aastal pakkus John Couch Adams välja, et erinevused on põhjustatud avastamata planeedi gravitatsioonijõust. 1845. aastal alustas Urbain Le Verrier iseseisvalt Uraani orbiidi uurimist. 23. septembril 1846 avastas Johann Gottfried Galle Neptuuni kohast, mis langes peaaegu kokku Le Verrier'i ennustatud positsiooniga.[30]

Uraani sisemuse pöörlemisperiood (sideeriline pöörlemisperiood) kestab 17 tundi ja 14 minutit. Siiski pöörleb suurem osa Uraani atmosfäärist kiiremini. Nagu ka teistel hiidplaneetidel, esinevad Uraani välisatmosfääris väga tugevad planeedi pöörlemissuunalised tuuled. Teatud laiuskraadidel, nagu 2/3 vahemaal ekvaatorist lõunapooluseni, on sideeriline pöörlemisperiood oluliselt väiksem – ligi 14 tundi.[31]

Uraani telje kalle[muuda | redigeeri lähteteksti]

Uraani telje kalle ekliptika normaali suhtes on 97,77 kraadi ehk pöörlemistelg on peaaegu paralleelne Päikesesüsteemi tasandiga. Seetõttu vahelduvad aastaajad Uraanil täiesti teistmoodi kui muudel planeetidel. Uraani päikeseseisaku lähedasel ajal on üks poolustest suunatud Päikese poole ja teine vastassuunas. Vaid kitsas ekvaatorilähedases piirkonnas esineb kiiret öö ja päeva vaheldumist, kuid Päike on samal ajal madalal horisondi kohal nagu Maa polaaraladel. Teisel pool Uraani orbiiti on pooluste orientatsioon Päikese suhtes vastupidine. Mõlemal poolusel kestab polaarpäev ja polaaröö kokku 42 aastat.[32]

Võrdpäevsuse lähedasel ajal on Päike suunatud ekvaatorile, mistõttu on sellel perioodil öö ja päeva vaheldumine sarnane enamiku teiste planeetide ööpäevade vaheldumisega. Uraani viimane ekvinoktsium oli 2007. aasta 7. detsembril.[33]

Uraani aastaajad [34]
Põhjapoolkera Aasta Lõunapoolkera
Talvine pööripäev 1902, 1986 Suvine pööripäev
Kevadine pööripäev 1923, 2007 Sügisene pööripäev
Suvine pööripäev 1944, 2028 Talvine pööripäev
Sügisene pööripäev 1965, 2049 Kevadine pööripäev

Uraani telje asendi tõttu saavad planeedi polaaralad rohkem energiat Päikeselt kui ekvaatori lähedased piirkonnad. Siiski on Uraan soojem ekvaatoril kui poolustel. Sellise vastuolu põhjus pole teada. Samuti on teadmata põhjus, miks Uraani teljel on selline ebatavaline kalle. Laialt spekuleeritav arvamus on, et sellise telje asendi põhjustas Uraani kokkupõrkamine Maa suuruse protoplaneediga Päikesesüsteemi tekkimise perioodil.[35]

Uraani lõunapoolus oli Voyager 2 möödumise ajal 1986. aastal peaaegu otse Päikese poole suunatud. Seda poolust käsitleb lõunapoolusena Rahvusvaheline Astronoomiaunioon, mille liikmed tunnistavad planeedi või kaaslase põhjapooluseks poolust, mis on suunatud ülespoole Päikesesüsteemi muutumatust tasandist, arvestamata planeedi pöörlemissuunda.[36][37] Mõnikord kasutatakse ka vastupidist seisukohta, millega põhja- ja lõunapoolus on defineeritud kruvireegli (ka parema käe reegel) abil, kus pooluse suund sõltub taevakeha pöörlemissuunast. Seda reeglit järgides oli 1986. aastal Päikese poole suunatud hoopis põhjapoolus.[38]

Nähtavus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Aastatel 1995–2006 oli Uraani tähesuurus vahemikus +5,6 kuni +5,9, jäädes veel palja silmaga eristatava piiridesse (kuni +6,5). Uraani nähtav läbimõõt jääb oluliselt alla nii Jupiteri kui ka Saturni läbimõõdule.[39] Siiski on planeet palja silmaga eristatav tumeda taeva taustal ja samuti jälgitav linnatingimustes tavalise binokliga.[5] Suuremate amatöörteleskoopide abil on Uraan nähtav äärte suunas tumeneva sinakasrohelise kettana, mille läbimõõt on 15–23 cm. Suurema teleskoobiga vaadeldes on planeedi nähtav diameeter 25 cm ja suurem, eristatavad võivad olla ka pilvekihid ja mõned suuremad kaaslased, nt Titania ja Oberon.[40]

Sisemine struktuur[muuda | redigeeri lähteteksti]

Uraan ja Maa võrdluses.
Uraani sisemuse diagramm.

Uraani mass on Maa massist ligi 14,5 korda suurem, mis teeb temast kõige kergema hiidplaneedi. Planeedi diameeter on veidi suurem kui Neptuunil ja umbes neli korda suurem kui Maal. Uraani tihedus on 1,27 g/cm3, millega ta on planeetide hulgas eelviimasel kohal (Saturni ees).[4][6] Väike tihedus näitab, et planeedi sisemises struktuuris esineb märkimisväärsel hulgal erinevatest ainetest (metaan, ammoniaak, vesi) moodustunud jääd.[11] Uraani sisemuse kogumass pole täpselt teada, kuna erinevates arvutustes on kasutatud erinevaid mudeleid. Mass peaks jääma vahemikku 9,3–13,5 Maa massi.[11][41] Vesiniku ja heeliumi osakaal kogumassist on väike, moodustades 0,5–1,5 Maa massi. Ülejäänud osa planeedi massist moodustavad kivimid (0,3–0,7 Maa massi).[11]

Uraani sisemuse standardmudelis on kolm kihti: kivimitest (silikaadid/raud-nikkel) koosnev tuum tsentris, seda ümbritsev jäine vahevöö ja välimine kiht, mis koosneb vesinikust ja heeliumist.[11][42] Tuum on võrdlemisi väike, selle mass on ainult 0,55 Maa massi ja raadius moodustab alla 20% planeedi raadiusest. Vahevöö moodustab suurema osa planeedist, selle mass on ligi 13,4 Maa massi. Atmosfääri osa moodustab viimased 20% Uraani raadiusest ja umbes 0,5 Maa massi.[11][42] Tuuma tihedus on ca 9 g/cm3. Rõhk on tsentris 8 miljonit baari ja temperatuur umbes 5000 kelvinit.[41][42] Jäine vahevöö ei koosne jääst selle sõna tavalises tähenduses, vaid kuumast ja tihedast vedelikust, mille hulka kuuluvad vesi, ammoniaak ja muud lenduvad ained.[11][42] Sellel vedelikul on väga suur elektrijuhtivus, mõnikord nimetatakse seda vee-ammoniaagi ookeaniks.[43] Jää domineerimine võrreldes gaasidega näitab, et Uraani ja Neptuuni valdav osa keemilisest koostisest erineb olulisel määral Jupiteri ja Saturni keemilisest koostisest. Vahevöös võib olla ka ioonvee kiht, kus vee molekulid segunevad vesiniku ja hapniku ioonide segusse ja veel sügavamal superioonvesi, kus hapnik kristalliseerub, kuid vesiniku ioonid liiguvad vabalt hapniku võres.[44]

Kuigi ülaltoodud mudel on standardne, pole see siiski ainulaadne ja esineb ka muid vaatlustulemusi rahuldavaid mudeleid. Näiteks kui jäises vahevöös on märkimisväärsel hulgal segunenud kivimeid ja vesinikku, siis jää kogumass on sisemuses väiksem ja vastavalt oleks kivimite ja vesiniku kogumass suurem. Praegusel ajal ei võimalda olemasolev andmete hulk teadlastel kindlaks teha, milline arvutusmudel on korrektne.[41] Vedeliku esinemine Uraani sisemises struktuuris näitab, et planeedil puudub tahke pind. Gaasiline atmosfäär muutub järk-järgult sisemisteks vedelikukihtideks.[11] Lihtsustamiseks on planeedi tinglikuks pinnaks võetud pöörlev lame sferoid punktis, kus atmosfääri rõhk on 1 bar (100 kPa). Selle ekvatoriaalne ja polaarraadius on vastavalt 25 559 ± 4 ja 24 973 ± 20 km.[4] Seda pinda kasutatakse artiklis edaspidi kõrguste nullpunktina.

Sisemine soojus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Uraani sisemine soojus on märkimisväärselt madalam kui teistel hiidplaneetidel, mis tähendab, et Uraanil on üsna madal soojusvoog.[13][45] Siiani on selgusetu, miks see nii on. Neptuun, mis on ligilähedaselt Uraani-suurune ja sarnase keemilise koostisega, kiirgab Uraanist 2,61 korda rohkem soojusenergiat kosmosesse kui Päikeselt vastu saab.[13] Uraanist eraldub aga vaid veidi ülemäärast soojust. Kogu Uraanist kiirguv infrapunakiirguse osa spektris on vaid 1,06 ± 0,08 korda suurem kui atmosfääris absorbeeruv päikesekiirgus.[7][46] Kogu Uraanist eralduv soojusvoog on 0,042 ± 0,047 W/m2, mis on madalam kui Maalt eralduv soojusvoog (0,075 W/m2).[46] Uraani tropopausis mõõdetud planeedi madalaim temperatuur oli 49 K (−224 °C), mis teeb Uraanist Päikesesüsteemi kõige külmema planeedi.[7][46]

Selgitamaks nii madalate temperatuuride esinemist, on esitatud erinevaid hüpoteese. Neist ühe järgi kaotas Uraan oma soojuse suure taevakehaga kokkupõrke tagajärjel, jättes tuumale vaid jääksoojuse.[47] Teise hüpoteesi järgi esineb Uraani ülemistes kihtides barjäär, mis takistab tuuma soojuse jõudmist pinnani.[11] Näiteks võib konvektsioon toimuda erinevates kihtides, mis takistab soojusjuhtivust ülespoole.[7][46]

Atmosfäär[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kuigi Uraanil puudub selgelt eristatav pind, on planeedi välimises osas kaugseire abil mõõdetav gaasiline vöönd, mida kutsutakse atmosfääriks.[7] Kaugseire abil on võimalik uurida umbes 300 km sügavamale planeedi tinglikust pinnatasemest (rõhk 1 bar või 100 kPa), kus rõhk on 100 bar (10 MPa) ja temperatuur 320 K.[48] Atmosfääri hõre koroona ulatub tähelepanuväärselt rohkem kui kahe planeedi raadiuse jagu kaugemale tinglikust planeedi pinnast.[49] Uraani atmosfääri võib jaotada kolmeks osaks, kust puudub mesosfäär:[7]

  • troposfäär – vahemikus −300 kuni 50 km, rõhk vahemikus 100 kuni 0,1 bar (10 MPa kuni 10 kPa);
  • stratosfäär – vahemikus 50 kuni 4000 km, rõhk vahemikus 0,1 kuni 10–10 bar (10 kPa kuni 10 µPa);
  • termosfäär/koroona – alates 4000 km kuni 50 000 km.

Koostis[muuda | redigeeri lähteteksti]

Uraani atmosfääri koostis erineb ülejäänud planeedi keemilisest koostisest, koosnedes peamiselt divesinikust ja heeliumist.[7] Heeliumi molaarne fraktsioon ehk aatomite hulk ühes gaasi molekulis on troposfääri ülaosas 0,15 ± 0,03,[9] mis vastab massiprotsendile 26 ± 5.[7][46] See suurus on väga lähedane heeliumi osatähtsusele varajase arengustaadiumi Päikeses (massiprotsentides 27,5 ± 1),[50] mis viitab sellele, et heeliumi pole planeedi tsentris nagu Jupiteril või Saturnil.[7] Uraani atmosfääri kolmandaks oluliseks koostisosaks on metaan (CH4).[7] Metaanis neeldub rohkesti päikesekiirguse kollast ja punast spektriosa, mistõttu peegelduvad tagasi sinised ja rohelised kiired. Seetõttu paistabki Uraan meile sinakasrohelisena.[51] Metaani molekulid moodustavad 2,3% atmosfäärist molaarse fraktsioonina allpool metaanipilve rõhuga 1,3 bar (130 kPa); süsiniku koguhulk metaanis on aga 20–30 korda suurem kui Päikeses.[7][8][52] Metaani mooliprotsent väheneb atmosfääri ülaosas, kuna seal esinevad ekstreemselt madalad temperatuurid, mis vähendavad küllastumise astet ja põhjustavad üleliigse metaani jäätumist.[53] Vähem lenduvate ühendite (ammoniaak, vesi, vesiniksulfiid) olemasolu kohta sügavamas atmosfääris on väga vähe teada. Arvatavalt on nende kogused samuti suuremad kui Päikeses.[7][54] Koos metaaniga on Uraani stratosfäärist leitud jälgi süsivesinikest, mis on arvatavalt tekkinud ultraviolettkiirguse poolt indutseeritud fotodissotsiatsiooni ajal.[55] Nende hulka kuuluvad etaan (CH3C2H), atsetüleen (C2H2), metüülatsetüleen (CH3C2H) ja diatsetüleen (C2HC2H).[53][56][57] Spektroskoopia abil on atmosfääri ülaosast leitud veel jälgi veeaurust, vingugaasist ja süsihappegaasist, mis on sinna sattunud sellistest välistest allikatest nagu kosmiline tolm ja komeedid.[56][57][58]

Troposfäär[muuda | redigeeri lähteteksti]

Temperatuuri profiil Uraani troposfääris ja madalamas stratosfääris.

Uraani troposfäär on atmosfääri kõige madalam ja tihedam osa ning seda iseloomustab temperatuuri vähenemine kõrguse kasvamisel.[7] Troposfääri põhjas kõrgusel −300 km on temperatuur 320 K ja 50 km kõrgusel 53 K.[48][52] Troposfääri kõige külmemas ülemises osas (tropopausis) varieerub temperatuur vahemikus 49–57 K, sõltudes planeedi laiuskraadist.[7][45] Tropopausi piirkond võtab enda kanda planeedi peamise osa infrapunakiirguse emissioonist, määrates seega Uraani efektiivse temperatuuri 59,1 ± 0,3 K.[45][46] Troposfääris on arvatavalt keerukas pilvede struktuur; veepilved asuvad hüpoteetiliselt rõhu vahemikus 50–100 bar (5–10 MPa), ammooniumvesiniksulfiidi (NH4HS) pilved vahemikus 20–40 bar (2–4 MPa), ammoniaagi või vesiniksulfiidi pilved vahemikus 3–10 bar (0,3–1 MPa) ja lõpuks vahetult avastatud õhukesed metaanipilved vahemikus 1–2 bar (0,1–0,2 MPa).[7][8][48][59] Troposfäär on atmosfääri väga dünaamiline osa. Seal esinevad tugevad tuuled, eredad pilved ja aastaaegade vaheldumised, mida käsitletakse artiklis allpool.[13]

Atmosfääri ülaosa[muuda | redigeeri lähteteksti]

Uraani atmosfääri keskosas asub stratosfäär, kus temperatuur tõuseb koos kõrguse kasvamisega alates 53 K tropopausis kuni 800...850 K termosfääri põhjas.[49] Stratosfääri soojenemist põhjustab ultraviolettkiirguse absorbeerumine ja infrapunakiirguse eraldumine metaanist ja teistest süsivesinikest,[60] mis moodustuvad selles atmosfääri osas metaani fotodissotsiatsiooni käigus.[55] Soojus liigub stratosfääri ka kuumast termosfäärist.[60] Süsivesinikud on koondunud küllaltki õhukesse kihti kõrgusel 100–300 km, kus rõhk on 10–0,1 mbar (1000–10 kPa) ja temperatuur 75–170 K.[53][56] Kõige rohkem on süsivesinikest esindatud metaan, atsetüleen ja etaan, mooliprotsendiga vesinikku 10−5. Sellele on ligilähedane vingugaasi mooliprotsent nendel kõrgustel.[53][56][58] Raskematel süsivesinikel ja süsihappegaasil on mooliprotsent kolme suurusjärgu võrra väiksem.[56] Vee küllastusaste on ca 7×10−9.[57] Etaan ja atsetüleen hakkavad stratosfääri madalamas ja külmemas piirkonnas ning tropopausis (allpool 10 mBar taset) kondenseeruma ja moodustuvad vine kihid,[55] mis võivad olla üheks Uraani ühtlase välimuse tekitajaks. Süsivesinike kontsentratsioon vinest ülalpool on märkimisväärselt madalam kui teistel hiidplaneetidel.[53][61]

Uraani atmosfääri äärmine kiht on termosfäär ja koroona, millel on ühtlane temperatuur 800–850 K.[7][61] Nii kõrge temperatuuri allikad on teadmata, sest nii ultraviolettkiirgus kui ka virmaliste aktiivsus ei suuda sellist energiat toota. Kesine soojusjuhtivus, mis on tekkinud süsivesinike puudumise tõttu, võib stratosfääris ülalpool 0,1 mBar taset samuti soojenemisele kaasa aidata.[49][61] Lisaks molekulaarsele vesinikule, esineb termosfääris-koroonas palju vabu vesiniku aatomeid. Nende väike mass koos kõrgete temperatuuridega selgitavad, miks koroona ulatub nii kaugele kui 50 000 km, see on umbes terve Uraani diameeter.[49][61] Selline koroona on Uraani ainulaadne tunnus.[61] Selle mõjude hulka kuulub Uraani orbiidil liikuvate väikeste osakeste endasse tõmbamine, mis põhjustab Uraani rõngastes oleva kosmilise tolmu puudujääki.[49] Uraani termosfäär koos stratosfääri ülaosaga vastab Uraani ionosfäärile.[52] Vaatlused näitavad, et ionosfäär paikneb kõrgusvahemikus 2 000–10 000 km.[52] Uraani ionosfäär on tihedam kui Saturnil või Neptuunil, mis võib olla tingitud madalast süsivesinike kontsentratsioonist stratosfääris.[61][62] Ionosfääri toidab peamiselt Päikese ultraviolettkiirgus, mille tihedus sõltub Päikese aktiivsusest.[63] Uraani virmaliste aktiivsus võrreldes Jupiteri ja Saturniga pole eriti märkimisväärne.[61][64]

Uraani rõngad[muuda | redigeeri lähteteksti]

Foto Uraani rõngastest, millest eredaim on ε-rõngas.
Uraani rõngaste süsteem.

Uraani keeruline rõngaste süsteem avastati 1977. aastal[65] Päikesesüsteemis järjekorras teisena Saturni rõngaste järel. Rõngad koosnevad väga tumedatest osakestest, mille suurus varieerub mõnest mikromeetrist kuni mõnekümne meetrini.[12] Praegu tuntakse 13 eristatavat rõngast, neist eredaim on ε (epsilon) rõngas. Kõik rõngad peale kahe on väga kitsad – nende laius on tavaliselt mõni kilomeeter. Rõngad on tõenäoliselt planeedist nooremad; dünaamika kaalutlused näitavad, et nad ei tekkinud planeediga ühel ajal. Rõngaste materjal võib olla pärit ühelt (või mitmelt) kaaslaselt, mis purunes kokkupõrke tagajärjel. Paljudest kaaslase purunenud tükkidest jäid vaid vähesed stabiilsesse tsooni, moodustades tänapäevased rõngad.[66][67]

William Herschel kirjeldas võimalikku Uraani rõngast 1789. aastal, kuid praegusel ajal kaheldakse selle võimalikkuses, sest rõngad on küllaltki ähmased ja neid ei suudetud märgata järgneva paari sajandi jooksul. Siiski kirjeldas Herschel täpselt epsiloni rõnga suurust, selle nurka Maa suhtes, punakat värvust ja selle muutusi, kui Uraan tiirles ümber Päikese.[68][69]

10. märtsil 1977 avastati Uraani rõngaste süsteem transpordilennukis töötava observatooriumi (Kuiper Airborne) abil pooljuhuslikult. Astronoomide rühm planeeris uurida Uraani atmosfääri, kasutades tähe SAO 158687 jäämist planeedi varju. Vaatluste analüüsil märgati, et täht kadus viiel korral hetkeks vaateväljast enne, kui ta jäi täielikult planeedi varju. Sellest tulenevalt oletati, et Uraanil on vähemalt viie rõngaga oma rõngaste süsteem. Hiljem avastati veel neli rõngast.[70] Rõngastest saadi esimesed täpsemad fotod, kui planeedist möödus 1986. aastal Voyager 2. Kosmoseaparaadi abil avastati veel kaks ähmast rõngast, mis tegi rõngaste koguarvuks 11.[12]

2005. aasta detsembris avastati Hubble'i teleskoobi abil veel kaks rõngast. Suurim neist asub planeedist kaks korda kaugemal kui varem avastatud rõngad. Need uued rõngad asuvad planeedist nii kaugel, et nende eristamiseks kasutatakse mõistet "välimine rõngaste süsteem". Hubble'i kosmoseteleskoobi abil avastati veel kaks väikest planeedi kaaslast, millest üks (Mab) jagab oma orbiiti kõige kaugema rõngaga. Uute rõngastega kokku teatakse nüüdisajal 13 Uraani rõngast.[71] 2006. aasta aprillis tehti Kecki Observatooriumi fotode abil kindlaks uute rõngaste värvused: kaugeim on sinine ja eelviimane punane.[72][73] Välimise rõnga sinise värvuse põhjustajaks peetakse ühe hüpoteesi alusel rõngamaterjalis olevaid väga väikseid jäätükke, mis on pärit Mabi pinnalt.[72][74] Kontrastina on Uraani lähedased rõngad enamasti hallid.[72]

Magnetväli[muuda | redigeeri lähteteksti]

Uraani magnetväli Voyager 2 möödalennu ajal 1986. aastal. S ja N on magnetiline lõuna- ja põhjapoolus.

Enne Voyager 2 möödalendu 1986. aastal polnud Uraani magnetosfääri uuritud ja selle olemust ei tuntud.[75] Voyager 2 abil saadud andmed näitasid, et Uraani magnetväli on üsna omapärane, kuna see ei pärine planeedi geomeetrilisest tsentrist ning on lisaks planeedi pöörlemistelje suhtes 59° nurga all.[75][76] Magnetiline dipool on nihkunud planeedi tsentrist lõunapooluse suunas kolmandiku planeedi raadiuse võrra.[75] Selline ebatavaline geomeetriline asend tekitab tugevalt mittesümmeetrilise magnetosfääri, kus magnetvälja tugevus võib lõunapoolkeral langeda kuni 0,1 gausini (10 µT) ja põhjapoolkeral tõusta kuni 1,1 gausini (110 µT). Keskmine magnetvälja tugevus planeedi tinglikul pinnal on 0,23 gaussi (23 µT).[75] Võrdluseks on Maa magnetväli mõlemal poolusel enam-vähem võrdne ja Maa "magnetiline ekvaator" on peaaegu paralleelne geograafilise ekvaatoriga.[76] Uraani dipoolmoment on 50 korda suurem kui Maa oma.[75][76] Sarnaselt Uraaniga on ka Neptuuni magnetväli nihkunud ja pöörlemistelje suhtes nurga all.[76] Ühe hüpoteesi järgi on "jäägigantide" (Uraan ja Neptuun) magnetväljad tekkinud suhteliselt madala sügavusega ookeanide (vesi-ammoniaak) liikumisel, erinevalt Maa-tüüpi planeetidest ja "gaasigigantidest" (Jupiter ja Saturn), kus magnetvälja tekitajaks on planeedi tuum.[43]

Vaatamata Uraani magnetosfääri kummalisele paiknemisele, on selle muud parameetrid sarnased ülejäänud planeetide magnetosfääridega: selle ees on päikesetuule lööklaineala umbes 23 Uraani raadiuse kaugusel, on olemas magnetopaus 16 Uraani raadiuse kaugusel, täielikult väljakujunenud magnetvälja saba ja Van Alleni vööd.[75][76][77] Üldiselt erineb Uraani magnetosfäär Jupiteri omast ja sarnaneb pigem Saturni omaga.[75][76] Uraani magnetvälja saba jätab enda järel kosmosesse miljonite kilomeetrite pikkuse jälje, mis planeedi külgsuunalise pöörlemise tõttu on veninud spiraalikujuliseks.[75][78] Uraani magnetosfäär sisaldab laetud osakesi: prootoneid ja elektrone koos väikese koguse H2+ ioonidega.[76][77] Raskemaid ioone pole leitud. Paljud nendest osakestest on arvatavalt pärit kuumast koroonast. Ioonide ja elektronide energiad võivad küündida vastavalt 4 ja 1,2 megaelektronvoldini.[77] Madala energiaga (alla 1 keV) ioonide tihedus on magnetosfääri siseosas ca 2 cm−3.[79] Osakeste arvukust mõjutavad otseselt Uraani kaaslased, mis jätavad magnetosfääris liikudes maha märkimisväärsed tühimikud.[77] Osakeste vool on piisavalt kõrge, et põhjustada tumenemist või kaaslaste murendamist astronoomiliselt lühikese ajavahemiku jooksul (100 000 aastat).[77] See võib olla põhjuseks, miks Uraani kaaslased ja rõngad on ühtlaselt tumeda tooniga.[67] Uraani virmalised on suhteliselt hästi välja kujunenud, neid on nähtud eredate kaartena ümber mõlema magnetpooluse.[61] Võrreldes Jupiteriga on Uraani virmalised suhteliselt väikese osatähtsusega planeedi termosfääri energiabilansis.[64]

Kliima[muuda | redigeeri lähteteksti]

Uraani lõunapoolkera ligilähedaselt loomulikes värvides (vasakul) ja lühikestel lainepikkustel (paremal), kus on näha ähmased pilvepiirid ja atmosfääri ulatus.

Uraani atmosfäär on ultraviolettkiirguse ja nähtava valguse lainepikkustel erakordselt ühtlane ja ilmetu, võrreldes teiste hiidplaneetidega.[13] Kui Voyager 2 möödus Uraanist 1986. aastal, registreeriti tervel planeedil kokku kümme pilve.[12][80] Selline pilvede vähesus on seotud planeedi madala sisemise soojusega, mis on väiksem kui teistel hiidplaneetidel. Uraani madalaim registreeritud temperatuur on 49 K, mis teeb temast kõige külmema planeedi Päikesesüsteemis.[7][46]

Vöödiline struktuur, tuuled ja pilved[muuda | redigeeri lähteteksti]

Uraani laiuskraadide-suunalised tuulekiirused.

1986. aastal leiti Voyager 2 abil, et nähtava Uraani lõunapoolkera võib jaotada kaheks regiooniks: ere polaarmüts ja tumedad ekvatoriaalsed vööndid.[12] Piir kahe regiooni vahel kulgeb ligilähedaselt mööda −45° laiuskraadi. Kitsas vöönd vahemikus −45...–50° on planeedi suurematest piirkondadest kõige heledam.[12][81] Seda kutsutakse lõunapoolseks "kraeks". Polaarmüts ja hele vöönd on arvatavalt tihedate metaanpilvede regioon, kus rõhk on vahemikus 1,3–2 bar.[82] Peale laiaulatusliku vöödilise struktuuri uuris Voyager 2 kokku kümmet väikest ja eredat pilve, millest enamik asus mõni kraad heledast vööndist põhja pool.[12] Kõikide teiste tunnuste järgi nägi Uraan 1986. aastal välja nagu dünaamiliselt surnud planeet. Kahjuks toimus Voyager 2 möödalend planeedi lõunapoolkera suve keskel, mistõttu ei olnud võimalik uurida põhjapoolkera. Alates 21. sajandi algusest muutus põhjapoolkera nähtavaks ning seda uuriti Hubble'i kosmoseteleskoobi ja Kecki teleskoobi abil. Vaatluste tulemusel ei nähtud põhjapoolkeral heledat vööndit ega polaarmütsi.[81] Seega on Uraan asümmeetriline: hele polaarmüts on olemas lõunapoolusel, kuid puudub põhjapoolusel.[81] Kui 2007. aastal möödus Uraani võrdpäevsus, kadus lõunapoolne hele vöönd peaaegu täielikult ning samal ajal ilmus nõrk põhjapoolne hele vöönd 45° laiuskraadi lähedusse.[83]

Esimene märgatud tume laik Uraanil. Foto aastast 2006.

1990. aastatel kasvas oluliselt uute eredate pilvede registreerimine, kuna kasutati järjest kõrgema resolutsiooniga kaameraid.[13] Enamik neist avastati põhjapoolkeral, kuna see muutus järjest rohkem nähtavaks.[13] Varasem arvamus, et eredaid pilvi on tumedamal planeedi poolkeral kergem avastada, ei olnud korrektne: uute avastatud pilvede hulk on olnud märkimisväärne.[84][85] Siiski on poolkerade pilvede tunnustes erinevusi. Põhjapoolkera pilved on väiksemad, kontrastsemad ja eredamad ning asuvad enamasti suurematel kõrgustel.[85] Pilvede eluiga sõltub tavaliselt nende suurusest. Mõned väiksemad pilved püsivad koos vaid mõne tunni, samal ajal on vähemalt üks lõunapoolkera pilvedest eksisteerinud Voyageri möödalennust alates.[13][80] Viimased vaatlused on näidanud, et Uraani pilvede tunnused on küllaltki sarnased pilvedega Neptuunil.[13] Näiteks märgati 2006. aastal Uraanil esmakordselt tumedat laiku, samal ajal on nood aga Neptuunil küllaltki tavalised.[86] Spekuleeritakse arvamusega, et Uraan muutub pärast pööripäeva Neptuuniga rohkem sarnaseks.[87]

Mitmete pilvetunnuste jälgimine võimaldas avastada laiuskraadide-suunalised tuuled, mis puhuvad Uraani troposfääri ülaosas.[13] Ekvaatori piirkonnas puhuvad tuuled aga planeedi pöörlemisele vastupidises suunas. Nende kiirus on −100...–50 m/s.[13][81] Tuule kiirused suurenevad ekvaatorist eemaldudes ja vaibuvad ±20° laiuskraadil, kus esinevad kõige madalamad troposfääri temperatuurid.[13][45] Poolustele lähenedes hakkavad tuuled puhuma planeedi pöörlemisega samas suunas ning suurenevad, saavutades maksimumi ±60° laiuskraadil ning vaibuvad seejärel poolustel.[13] −40° laiuskraadil on tuule kiirused vahemikus 150...200 m/s. Kuna planeedi hele vöönd takistab pilvede jälgimist, pole võimalik selles regioonis võimalik tuule kiirust mõõta.[13] Kontrastina esinevad põhjapoolkera tugevaimad tuuled (kuni 240 m/s) +50° laiuskraadi lähedal.[13][81][88]

Aastaaegade vaheldumine[muuda | redigeeri lähteteksti]

2005. a foto Uraanist, kus on näha rõngad, hele vöönd ja ere pilv.

Lühikese ajavahemiku jooksul 2004. aasta märtsist kuni maini ilmusid Uraani atmosfääri suured pilved, mis on omane rohkem Neptuunile.[85][89] Planeedi vaatlusel olid näha kestvad äikesetormid koos tuule kiirusega 229 m/s (824 km/h).[80] 23. augustil 2006 avastati Uraanil tume laik, mis andis astronoomidele rohkem infot planeedi atmosfääri aktiivsuse kohta.[86] Pole täpselt teada, mis põhjustas aktiivsuse kasvu, kuid ilmselt põhjustab Uraani pöörlemistelje ebatavaline nurk ekstreemseid ilmamuutusi aastaaegade vahetumisel.[87][90] Kliimamuutusi on aastaaegade vaheldumisel raske ette ennustada, kuna häid andmeid Uraani atmosfääri kohta on kogutud vähem kui 84 viimase aasta jooksul, mis vastab ühele Uraani aastale. Seetõttu on viimasel ajal tehtud mitmeid avastusi.

Uraani poole aasta (alates 1950) fotomeetria andmed näitasid regulaarseid muudatusi kahe spektrijoone heleduses, kus maksimum saabus päikeseseisaku ja miinimum võrdpäevsuse ajal.[91] Samasugust regulaarset muutumist (maksimumiga päikeseseisaku ajal) märgati 1960. aastate alguses troposfääri põhja mikrolainete mõõtmisel.[92] Stratosfääri temperatuuri mõõtmised, mida alustati 1970. aastate alguses, näitasid samuti maksimaalseid suuruseid 1986. aasta päikeseseisaku ajal.[60]

Eelmise põhjapoolkera päikeseseisaku ajal 1944. aastal oli Uraanil näha heleduse kasvu, mis lubab oletada, et põhjapoolus pole alati nii tume.[91] Sellest informatsioonist tuleneb, et nähtav poolus muutub heledamaks mõnda aega enne päikeseseisakut ja tumeneb pärast võrdpäevsust.[87] Nähtavate ja mikrolainete andmete detailne analüüs näitas, et perioodilised heleduse muutused pole täielikult sümmeetrilised päikeseseisakute ajal, mis toob omakorda välja muutused põhja-lõunasuunalisel kliima- ja albeedomustril.[87] 1990. aastatel, kui Uraan kaugenes oma päikeseisakust, tehti teleskoobivaatlustega kindlaks, et lõunapooluse polaarmüts tumenes märgatavalt (v.a lõunapoolne ere vöönd).[82] Samal ajal toimus põhjapoolkeral oluline atmosfääri aktiivsuse kasv[80] seoses pilvede ja tugevate tuulte tekkimisega, toetades ootusi, et hakkab peatselt heledamaks muutuma.[85] See juhtuski 2007. aastal, kui planeedil möödus võrdpäevsus: kahvatu põhjapoolne "krae" muutus heledamaks ja lõunapoolne krae muutus peaaegu nähtamatuks. Laiuskraadide-suunalised tuuled jäid siiski veidi asümmeetriliseks, kuna põhjapoolkeral olid tuuled veidi nõrgemad kui lõunapoolkeral.[83]

Uraani kliima füüsikaliste muutuste toimimine pole siiski päris selge.[87] Suviste ja talviste päikeseseisakute läheduse ajal on Uraani poolkerad suunatud peaaegu otse Päikese poole või temast eemale. Päikesesuunalise poolkera helendamist põhjustab arvatavalt metaanipilvede lokaalne paksenemine ja vine kihid troposfääris. Ere vöönd −45° laiuskraadil on samuti ühenduses metaanipilvedega. Ülejäänud muutusi lõunapooluse piirkonnas võib selgitada muutustega madalamates pilvekihtides.[82] Planeedi mikrolainete aatomispektri muutust põhjustab tõenäoliselt sügava troposfääri tsirkulatsioon, sest paksud pilved ja vine poolustel võivad takistada konvektsiooni.[93]

Kaaslased[muuda | redigeeri lähteteksti]

Next.svg Pikemalt artiklis Uraani kaaslased
Uraan koos kuue suurema kaaslasega. Vasakult paremale: Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania ja Oberon

Uraanil on avastatud 27 looduslikku kaaslast[94], mis on oma nimed saanud William Shakespeare'i ja Alexander Pope'i teoste tegelaskujude järgi.[42][95] Uraani viis suuremat kuud on Miranda, Ariel, Umbriel, Titania ja Oberon.[42] Uraani kaaslaste mass on kõige väiksem hiidplaneetide hulgas. Näiteks viie suurema kaaslase kogumass jääb rohkem kui kahekordselt alla Neptuuni suurima kaaslase Tritoni massile.[6] Uraani kaaslastest on suurim Titania, mille raadius on ainult 788,9 km, jäädes sellega Päikesesüsteemi planeetide kaaslaste seas kaheksandale kohale. Kaaslastel on suhteliselt madal albeedo, mis on vahemikus 0,20 (Umbrielil) kuni 0,35 (Arielil).[12] Kuude materjal koosneb umbes 50% kivimitest ja 50% jääst. Jää võib sisaldada ammoniaaki ja süsinikdioksiidi.[67][96]

Kaaslastest paistab Ariel olevat noorim, sest tema pinnal on märgata kõige vähem impaktstruktuure, Umbriel aga vanim.[12][67] Miranda pinnal on kuni 20 km sügavused murrangud, kihilised astangud ja kaootiline variatsioon erineva vanuse ja tunnustega pinnaste kohta.[12] Miranda varasemat (kui kaaslase orbiit oli praegusest ekstrentrilisem) geoloogilist aktiivsust põhjustas arvatavasti loodejõudude tekitatud energia.[97] Miranda pinnases esinevad ka suured munakujulised moodustised, mis on arvatavalt seotud diapiiride tekkimisega.[98]

Esimesed kaks Uraani kaaslast (Titania ja Oberoni) avastas William Herschel 11. jaanuaril 1787, kuus aastat pärast seda, kui ta oli avastanud Uraani.[99] Viimased kuud on avastatud 2003. aastal.[100]

Uurimine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Viimane Voyager 2 foto Uraanist, kui kosmosesond suundus Neptuuni poole.

1986. aastal jõudis Uraani juurde NASA kosmosesond Voyager 2, mille abil on siiani teostatud ainus planeedi uurimine lühikese vahemaa tagant. Samuti ei planeerita lähiajal uue missiooni alustamist. 1977. aastal startinud Voyager 2 jõudis 24. jaanuaril 1986 Uraani pilvepiirist 81 500 km kaugusele, enne kui jätkas teekonda Neptuuni poole. Voyager 2 uuris Uraani atmosfääri struktuuri ja keemilist koostist,[52] kaasa arvatud planeedi unikaalset kliimat, mida põhjustab telje kaldenurk 97,77°. Sondi abil uuriti planeedi viit suurimat kaaslast ja avastati veel 10 uut looduslikku satelliiti. Samuti uuriti selle abil Uraani rõngaid ja avastati kaks uut rõngast.[12][67][101]

Mitmed teadlaste rühmad on teinud ettepaneku võtta ette uus uurimismissioon Uraani juurde.[102][103][104][105]

Uraan kultuuris[muuda | redigeeri lähteteksti]

Astroloogias on planeet Uraan (Uranus's astrological symbol.svg) veevalaja sodiaagimärgi valitseja.[106]

Martin Heinrich Klaprothi poolt 1789. aastal avastatud keemiline element uraan sai nime vastavastatud planeedi Uraan järgi.[26]

Operatsioon "Uraan" oli II maailmasõja ajal Punaarmee strateegilise pealetungi koodnimetus, mille käigus piirati 1942. aastal Stalingradi all ümber Saksa 6. armee.[107]

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 "HORIZONS Web-Interface for Uranus Barycenter (Major Body=7)". ssd.jpl.nasa.gov. NASA JPL. Kasutatud 09.08.2011. (inglise)
  2. "Rotation Period and Day Length". cseligman.com. Kasutatud 09.08.2011. (inglise)
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 "Uranus Fact Sheet". nssdc.gsfc.nasa.gov. Kasutatud 09.08.2011. (inglise)
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al. (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mech. Dyn. Astr. 90: 155–180. 
  5. 5,0 5,1 "NASA: Solar System Exploration: Planets: Uranus: Facts & Figures". solarsystem.nasa.gov. Kasutatud 09.08.2011. (inglise)
  6. 6,0 6,1 6,2 Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P. (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal 103 (6): 2068–2078. 
  7. 7,00 7,01 7,02 7,03 7,04 7,05 7,06 7,07 7,08 7,09 7,10 7,11 7,12 7,13 7,14 7,15 7,16 7,17 Lunine, Jonathan. I. (1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263. 
  8. 8,0 8,1 8,2 Lindal, G.F.; Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; et al. (1987). "The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2". J. Of Geophys. Res. 92: 14,987–15,001. 
  9. 9,0 9,1 Conrath, B. et al. (1987). "The helium abundance of Uranus from Voyager measurements". Journal of Geophysical Research 92: 15003–15010. 
  10. "Uranus". www.mira.org. Kasutatud 02.08.2011. (inglise)
  11. 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 11,6 11,7 11,8 Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 43 (12): 1517–1522. 
  12. 12,00 12,01 12,02 12,03 12,04 12,05 12,06 12,07 12,08 12,09 12,10 Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et al. (1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science 233: 97–102. 
  13. 13,00 13,01 13,02 13,03 13,04 13,05 13,06 13,07 13,08 13,09 13,10 13,11 13,12 13,13 13,14 Sromovsky, L.A.; Fry, P.M. (2005). "Dynamics of cloud features on Uranus". Icarus 179: 459–483. 
  14. "Uranus—About Saying, Finding, and Describing It". www.thespaceguy.com. Kasutatud 03.08.2011. (inglise)
  15. "Herschel Museum of Astronomy". www.bath-preservation-trust.org.uk. Kasutatud 03.08.2011. (inglise)
  16. William Herschel; Watson, Dr. (1781). "Account of a Comet, By Mr. Herschel, F. R. S.; Communicated by Dr. Watson, Jun. of Bath, F. R. S". Philosophical Transactions of the Royal Society of London 71: 492–501. 
  17. 17,0 17,1 A. J. Lexell (1783). "Recherches sur la nouvelle planete, decouverte par M. Herschel & nominee Georgium Sidus". Acta Academia Scientarum Imperialis Petropolitanae (1): 303–329. 
  18. Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, S. 210, 1781; allikas Miner, lk 11.
  19. Miner, lk 11.
  20. J. L. E. Dreyer, (1912). The Scientific Papers of Sir William Herschel 1. Royal Society and Royal Astronomical Society. p. 100. ISBN 1843710226. 
  21. 21,0 21,1 Miner, lk 12.
  22. RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20; allikas Miner, lk 12.
  23. "Online Etymology Dictionary: Uranus". www.etymonline.com. Kasutatud 04.08.2011. (inglise)
  24. Francisca Herschel (1917). "The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus". The Observatory. 
  25. "Astronomy in Berlin". bdaugherty.tripod.com. Kasutatud 04.08.2011. (inglise)
  26. 26,0 26,1 "The Straight Scoop on Uranium". www.allchemicals.info. Kasutatud 04.08.2011. (inglise)
  27. Littmann, Mark (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. pp. 10–11. ISBN 0-4864-3602-0. 
  28. "Next Stop: Uranus". www.astrosociety.org. Kasutatud 05.08.2011. (inglise)
  29. "Orbit and Rotation of Uranus". planetfacts.org. Kasutatud 05.08.2011. (inglise)
  30. "Mathematical discovery of planets". www-groups.dcs.st-and.ac.uk. Kasutatud 05.08.2011. (inglise)
  31. "Uranus Orbit and Rotation". www.optcorp.com. Kasutatud 05.08.2011. (inglise)
  32. "Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus". www.news.wisc.edu. Kasutatud 05.08.2011. (inglise)
  33. "Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics". adsabs.harvard.edu. Kasutatud 05.08.2011. (inglise)
  34. "The Jovian Planets: Uranus, and Neptune". astronomy.nmsu.edu. Kasutatud 05.08.2011. (inglise)
  35. Bergstralh, Jay T.; Miner, Ellis; Matthews, Mildred (1991). Uranus. pp. 485–486. 
  36. "Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000". www.hnsky.org. Kasutatud 06.08.2011. (inglise)
  37. "Cartographic Standards". pds.jpl.nasa.gov, 2000. (PDF) Kasutatud 06.08.2011. (inglise)
  38. "The Rotation of Uranus". cseligman.com. Kasutatud 06.08.2011. (inglise)
  39. "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006". eclipse.gsfc.nasa.gov. Kasutatud 06.08.2011. (inglise)
  40. "Uranus: the Threshold Planet of 2006". www.vtastro.org. Kasutatud 06.08.2011. (inglise)
  41. 41,0 41,1 41,2 Podolak, M.; Podolak, J.I.; Marley, M.S. (2000). "Further investigations of random models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 48: 143–151. 
  42. 42,0 42,1 42,2 42,3 42,4 42,5 Gunter Faure, Teresa Mensing (2007). Uranus: What Happened Here?. Springer Netherlands. 
  43. 43,0 43,1 Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (PDF). Geophysical Research Abstracts 8: 05179. 
  44. "Weird water lurking inside giant planets". New Scientist, September 1, 2010, Magazine issue 2776.
  45. 45,0 45,1 45,2 45,3 Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F.M.; et al. (1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science 233 (4759): 70–74. PMID 17812891. 
  46. 46,0 46,1 46,2 46,3 46,4 46,5 46,6 Pearl, J.C.; Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A. (1990). "The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data". Icarus 84: 12–28. 
  47. David Hawksett (2005). "Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?". Astronomy Now: 73. 
  48. 48,0 48,1 48,2 dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1991). "Possible Microwave Absorption by H2S gas in Uranus’ and Neptune’s Atmospheres" (PDF). Icarus 91: 220–233. 
  49. 49,0 49,1 49,2 49,3 49,4 Herbert, Floyd; Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et al. (1987). "The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2" (PDF). J. Of Geophys. Res. 92: 15,093–15,109. 
  50. Lodders, Katharin (2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements". The Astrophysical Journal 591: 1220–1247. 
  51. "Uraan – esimene uusaegne planeet". opik.obs.ee. Kasutatud 07.08.2011. (eesti)
  52. 52,0 52,1 52,2 52,3 52,4 Tyler, J.L.; Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et al. (1986). "Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites". Science 233 (4759): 79–84. PMID 17812893. 
  53. 53,0 53,1 53,2 53,3 53,4 Bishop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P. (1990). "Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere" (PDF). Icarus 88: 448–463. 
  54. dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1989). "Uranus Deep Atmosphere Revealed" (PDF). Icarus 82 (12): 288–313. 
  55. 55,0 55,1 55,2 Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F. (1989). "Photochemistry of the Atmosphere of Uranus". The Astrophysical Journal 346: 495–508. 
  56. 56,0 56,1 56,2 56,3 56,4 Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al. (2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy". Icarus 184: 634–637. 
  57. 57,0 57,1 57,2 Encrenaz, Therese (2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planet. Space Sci. 51: 89–103. 
  58. 58,0 58,1 Encrenaz, Th.; Lellouch, E.; Drossart, P. (2004). "First detection of CO in Uranus" (PDF). Astronomy & Astrophysics 413: L5–L9. 
  59. Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). "Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes". Space Sci. Rev. 116: 121–136. 
  60. 60,0 60,1 60,2 Young, Leslie A.; Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et al. (2001). "Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation" (PDF). Icarus 153: 236–247. 
  61. 61,0 61,1 61,2 61,3 61,4 61,5 61,6 61,7 Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (1999). "Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 47: 1119–1139. 
  62. Trafton, L.M.; Miller, S.; Geballe, T.R.; et al. (1999). "H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora". The Astrophysical Journal 524: 1059–1023. 
  63. Encrenaz, Th.; Drossart, P.; Orton, G.; et al. (2003). "The rotational temperature and column density of H3+ in Uranus" (PDF). Planetary and Space Science 51: 1013–1016. 
  64. 64,0 64,1 Lam, Hoanh An; Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et al. (1997). "Variation in the H3+ emission from Uranus". The Astrophysical Journal 474: L73–L76. 
  65. "Uranus Rings". www.universetoday.com. Kasutatud 08.08.2011. (inglise)
  66. Esposito, L. W. (2002). "Planetary rings". Reports on Progress in Physics 65: 1741–1783. ISBN 0521362229. 
  67. 67,0 67,1 67,2 67,3 67,4 "Voyager Uranus Science Summary". www.solarviews.com. Kasutatud 08.08.2011. (inglise)
  68. "Uranus rings 'were seen in 1700s'". news.bbc.co.uk. Kasutatud 08.08.2011. (inglise)
  69. "Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century?". www.physorg.com. Kasutatud 08.08.2011. (inglise)
  70. "The rings of Uranus". www.nature.com. Kasutatud 08.08.2011. (inglise)
  71. "NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around". hubblesite.org. Kasutatud 08.08.2011. (inglise)
  72. 72,0 72,1 72,2 dePater, Imke; Hammel, Heidi B.; Gibbard, Seran G.; Showalter Mark R. (2006). "New Dust Belts of Uranus: One Ring, Two Ring, Red Ring, Blue Ring". Science 312 (5770): 92–94. PMID 16601188. 
  73. "Blue ring discovered around Uranus". www.berkeley.edu. Kasutatud 08.08.2011. (inglise)
  74. "Blue ring of Uranus linked to sparkling ice". space.newscientist.com. Kasutatud 08.08.2011. (inglise)
  75. 75,0 75,1 75,2 75,3 75,4 75,5 75,6 75,7 Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science 233 (4759): 85–89. PMID 17812894. 
  76. 76,0 76,1 76,2 76,3 76,4 76,5 76,6 Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres". Rep. Prog. Phys. 56: 687–732. 
  77. 77,0 77,1 77,2 77,3 77,4 Krimigis, S.M.; Armstrong, T.P.; Axford, W.I.; et al. (1986). "The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment". Science 233 (4759): 97–102. PMID 17812897. 
  78. "Uranus' magnetosphere". voyager.jpl.nasa.gov. Kasutatud 08.08.2011. (inglise)
  79. Bridge, H.S.; Belcher, J.W.; Coppi, B.; et al. (1986). "Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2". Science 233 (4759): 89–93. PMID 17812895. 
  80. 80,0 80,1 80,2 80,3 "No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics". www.planetary.org. Kasutatud 04.09.2012. (inglise)
  81. 81,0 81,1 81,2 81,3 81,4 Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.; et al. (2005). "Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features" (PDF). Icarus 175: 534–545. 
  82. 82,0 82,1 82,2 Rages, K.A.; Hammel, H.B.; Friedson, A.J. (2004). "Evidence for temporal change at Uranus’ south pole". Icarus 172: 548–554. 
  83. 83,0 83,1 Sromovsky, L.A.; Fry, P.M.; Hammel, H.B.; et al., W.M.; De Pater, I.; Rages, K.A.; Showalter, M.R.; Van Dam, M.A. (2009). "Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics". Icarus 203 (1): 265–286. 
  84. Karkoschka, Erich (2001). "Uranus’ Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters". Icarus 151: 84–92. 
  85. 85,0 85,1 85,2 85,3 Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.G.; et al. (2005). "New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a southern feature at 2.2 microns" (PDF). Icarus 175: 284–288. 
  86. 86,0 86,1 Sromovsky, L.; Fry, P.; Hammel, H.; Rages, K. "Hubble Discovers a Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus". www.physorg.com, 2007. (PDF) Kasutatud 07.06.2011. (inglise)
  87. 87,0 87,1 87,2 87,3 87,4 Hammel, H.B.; Lockwood, G.W. (2007). "Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune". Icarus 186: 291–301. 
  88. Hammel, H.B.; Rages, K.; Lockwood, G.W.; et al. (2001). "New Measurements of the Winds of Uranus". Icarus 153: 229–235. 
  89. "Keck zooms in on the weird weather of Uranus". www.news.wisc.edu. Kasutatud 09.08.2011. (inglise)
  90. "Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus". www.sciencedaily.com. Kasutatud 09.08.2011. (inglise)
  91. 91,0 91,1 Lockwood, G.W.; Jerzykiewicz, Mikołaj (2006). "Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004". Icarus 180: 442–452. 
  92. Klein, M.J.; Hofstadter, M.D. (2006). "Long-term variations in the microwave brightness temperature of the Uranus atmosphere". Icarus 184: 170–180. 
  93. Hofstadter, Mark D.; and Butler, Bryan J. (2003). "Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus". Icarus 165: 168–180. 
  94. Sheppard, Scott S.; Jewitt, David; Kleyna, Jan (2006). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness". The Astronomical Journal 129: 518–525. arXiv:astro-ph/0410059. 
  95. "Uranus". www.nineplanets.org. Kasutatud 10.08.2011. (inglise)
  96. Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus 185: 258–273. 
  97. Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (1990). "Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities". Icarus (Elsevier Science) 85 (2): 394–443. 
  98. Pappalardo, R. T.; Reynolds, S. J., Greeley, R. (25. juuni 1997). "Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona". Journal of Geophysical Research (Elsevier Science) 102 (E6): 13,369–13,380. 
  99. Herschel, John (1834). "On the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 3 (5): 35–36. 
  100. "IAUC 8217: S/2003 U 3; 157P; AG Dra". www.cbat.eps.harvard.edu. Kasutatud 10.08.2011. (inglise)
  101. "Uranus". voyager.jpl.nasa.gov. Kasutatud 11.08.2011. (inglise)
  102. "Visions and Voyages for Planetary Science 2013–2022". solarsystem.nasa.gov. Kasutatud 04.09.2012. (inglise)
  103. "The Case for a Uranus Orbiter and How it Addresses Satellite Science". www.spacepolicyonline.com. (PDF) Kasutatud 11.08.2011. (inglise)
  104. "Lean U.S. missions to Mars, Jupiter moon recommended". www.reuters.com. Kasutatud 11.08.2011. (inglise)
  105. "Planetary Science Decadal Survey Mission & Technology Studies". sites.nationalacademies.org. Kasutatud 11.08.2011. (inglise)
  106. Parker, Derek and Julia Aquarius. Planetary Zodiac Library. New York: Mitchell Beazley/Ballantine Book. 1972. p. 14. 
  107. "Operation Uranus". www.theeasternfront.co.uk. Kasutatud 11.08.2011. (inglise)

Kirjandus[muuda | redigeeri lähteteksti]

  • Miner, Ellis D. (1998). "Uranus: The Planet, Rings and Satellites". New York: John Wiley and Sons. ISBN 047197398X.

Välislingid[muuda | redigeeri lähteteksti]

See on hea artikkel. Lisateabe saamiseks klõpsa siia.