Přeskočit na obsah

Uran (planeta): Porovnání verzí

Upravit odkazy
Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Interaktivně procházet historii
← Přejít na předchozí porovnáníPřejít na další porovnání →
Smazaný obsah Přidaný obsah
VizuálníWikitext
m Editace uživatele „62.209.230.210“ (diskuse) vráceny do předchozího stavu, jehož autorem je „Tlusťa“
rozšíření dle en wiki, časem se zas bude pokračovat o další pasáže
Řádek 198: Řádek 198:
Uran je přibližně 14,5krát hmotnější než Země, takže je nejlehčí ze všech plynných obrů. Hustota je 1,27 g/cm³, což je druhá nejmenší hodnota z planet ve sluneční soustavě po Saturnu.<ref name=Jacobson1992>{{cite journal|last=Jacobson|first=R.A.|coauthors=Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P.|title=The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data|journal=The Astronomical Journal|volume=103|issue=6|pages=2068–2078|year=1992|doi=10.1086/116211| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103.2068J}}</ref> Průměr planety je o málo větší než průměr Neptunu a je přibližně 4krát větší než průměr Země, ale Uran je ve výsledku lehčí než menší Neptun.<ref name=Seidelmann2007/> Nízké hodnoty hustoty a hmotnosti naznačují, že planeta je složená převážně z lehkých prvků a sloučenin jako například ledu ([[led|vodního ledu]], [[čpavek|čpavku]] a [[methan]]u).<ref name=Podolak1995>{{cite journal|last=Podolak|first=M.|coauthors=Weizman, A.; Marley, M.|title=Comparative models of Uranus and Neptune|journal=Planet. Space Sci.|volume=43|issue=12|pages=1517–1522|year=1995| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995P%26SS...43.1517P|doi=10.1016/0032-0633(95)00061-5}}</ref> Celková hmotnost ledu obsaženého ve vnitřní stavbě Uranu není přesně známa a silně kolísá na použitém modelu vnitřní stavby, nicméně by měla být mezi 9,3 až 13,5 hmotností Země.<ref name=Podolak1995/><ref name=Podolak2000>{{cite journal|last= Podolak|first=M.|coauthors=Podolak, J.I.; Marley, M.S.|title=Further investigations of random models of Uranus and Neptune |journal=Planet. Space Sci.|volume=48|pages=143–151|year=2000| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000P%26SS...48..143P|doi=10.1016/S0032-0633(99)00088-4}}</ref> [[Vodík]] a [[hélium]] tvoří pouze malou část celkové hmotnosti, pouze mezi 0,5 až 1,5 hmotnosti Země.<ref name=Podolak1995/> Zbytek materiálu odpovídající 0,5 až 3,7 hmotností Země připadá na kamenný materiál.<ref name=Podolak1995/>
Uran je přibližně 14,5krát hmotnější než Země, takže je nejlehčí ze všech plynných obrů. Hustota je 1,27 g/cm³, což je druhá nejmenší hodnota z planet ve sluneční soustavě po Saturnu.<ref name=Jacobson1992>{{cite journal|last=Jacobson|first=R.A.|coauthors=Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P.|title=The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data|journal=The Astronomical Journal|volume=103|issue=6|pages=2068–2078|year=1992|doi=10.1086/116211| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103.2068J}}</ref> Průměr planety je o málo větší než průměr Neptunu a je přibližně 4krát větší než průměr Země, ale Uran je ve výsledku lehčí než menší Neptun.<ref name=Seidelmann2007/> Nízké hodnoty hustoty a hmotnosti naznačují, že planeta je složená převážně z lehkých prvků a sloučenin jako například ledu ([[led|vodního ledu]], [[čpavek|čpavku]] a [[methan]]u).<ref name=Podolak1995>{{cite journal|last=Podolak|first=M.|coauthors=Weizman, A.; Marley, M.|title=Comparative models of Uranus and Neptune|journal=Planet. Space Sci.|volume=43|issue=12|pages=1517–1522|year=1995| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995P%26SS...43.1517P|doi=10.1016/0032-0633(95)00061-5}}</ref> Celková hmotnost ledu obsaženého ve vnitřní stavbě Uranu není přesně známa a silně kolísá na použitém modelu vnitřní stavby, nicméně by měla být mezi 9,3 až 13,5 hmotností Země.<ref name=Podolak1995/><ref name=Podolak2000>{{cite journal|last= Podolak|first=M.|coauthors=Podolak, J.I.; Marley, M.S.|title=Further investigations of random models of Uranus and Neptune |journal=Planet. Space Sci.|volume=48|pages=143–151|year=2000| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000P%26SS...48..143P|doi=10.1016/S0032-0633(99)00088-4}}</ref> [[Vodík]] a [[hélium]] tvoří pouze malou část celkové hmotnosti, pouze mezi 0,5 až 1,5 hmotnosti Země.<ref name=Podolak1995/> Zbytek materiálu odpovídající 0,5 až 3,7 hmotností Země připadá na kamenný materiál.<ref name=Podolak1995/>


Standartní model stavby Uranu předpokládá tři oddělené vrstvy: kamenné jádro ve středu planety, ledovým pláštěm a plynným obalem tvořeným převážně vodíkem a héliem.<ref name=Podolak1995/><ref name=Faure2007/> Jádro je relativně malé s hmotností pouze 0,55 Země a s poloměrem 20 % velikosti Uranu. Plášť se odhaduje na 13,4 hmotnosti Země a 60 % velikosti planety a svrchní atmosféra planety pak váží pouze 0,5 hmotnosti Země, i když zabírá zbylých 20 % velikosti.<ref name=Podolak1995/><ref name=Faure2007/> Odhaduje se, že jádro má hustotu okolo 9&nbsp;g/cm³, [[tlak]] zde dosahuje 8 miliónů [[bar (jednotka)|barů]] (800 GPa) a teplota se pohybuje okolo 5000&nbsp;[[Kelvin|K]].<ref name=Podolak2000/><ref name=Faure2007>{{cite encyclopedia|last= Faure|first=Gunter|coauthors=Mensing, Teresa|title=Uranus: What Happened Here?|encyclopedia=Introduction to Planetary Science|year=2007|publisher=Springer Netherlands|editor=Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.|doi=10.1007/978-1-4020-5544-7_18}}</ref> Ledový plášť není ve skutečnosti tvořený z pevného ledu, ale z husté tekuté kapaliny tvořené vodou, čpavkem a dalšími lehkými látkami.<ref name=Podolak1995/><ref name=Faure2007/> Vzniklá kapalina je silně elektricky vodivá a občas se nazývá jako vodo-čpavkový oceán.<ref name=Atreya2006>{{cite journal|last=Atreya|first=S.|coauthors=Egeler, P.; Baines, K. |title=Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?|journal=Geophysical Research Abstracts|volume=8|pages=05179|year=2006|format=pdf| url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf}}</ref> Složení pláště je tak velice rozdílné od Jupiteru a Saturnu, což se projevuje i v rozdílné klasifikaci Uranu a Neptunu, kteří se řadí mezi tzv. ledové obry.
Standardní model stavby Uranu předpokládá tři oddělené vrstvy: kamenné jádro ve středu planety, ledovým pláštěm a plynným obalem tvořeným převážně vodíkem a héliem.<ref name=Podolak1995/><ref name=Faure2007/> Jádro je relativně malé s hmotností pouze 0,55 Země a s poloměrem 20 % velikosti Uranu. Plášť se odhaduje na 13,4 hmotnosti Země a 60 % velikosti planety a svrchní atmosféra planety pak váží pouze 0,5 hmotnosti Země, i když zabírá zbylých 20 % velikosti.<ref name=Podolak1995/><ref name=Faure2007/> Odhaduje se, že jádro má hustotu okolo 9&nbsp;g/cm³, [[tlak]] zde dosahuje 8 miliónů [[bar (jednotka)|barů]] (800 GPa) a teplota se pohybuje okolo 5000&nbsp;[[Kelvin|K]].<ref name=Podolak2000/><ref name=Faure2007>{{cite encyclopedia|last= Faure|first=Gunter|coauthors=Mensing, Teresa|title=Uranus: What Happened Here?|encyclopedia=Introduction to Planetary Science|year=2007|publisher=Springer Netherlands|editor=Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.|doi=10.1007/978-1-4020-5544-7_18}}</ref> Ledový plášť není ve skutečnosti tvořený z pevného ledu, ale z husté tekuté kapaliny tvořené vodou, čpavkem a dalšími lehkými látkami.<ref name=Podolak1995/><ref name=Faure2007/> Vzniklá kapalina je silně elektricky vodivá a občas se nazývá jako vodo-čpavkový oceán.<ref name=Atreya2006>{{cite journal|last=Atreya|first=S.|coauthors=Egeler, P.; Baines, K. |title=Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?|journal=Geophysical Research Abstracts|volume=8|pages=05179|year=2006|format=pdf| url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf}}</ref> Složení pláště je tak velice rozdílné od Jupiteru a Saturnu, což se projevuje i v rozdílné klasifikaci Uranu a Neptunu, kteří se řadí mezi tzv. ledové obry.


Výše popsaný model není ojedinělý, existují i další modely, které mohou složení Uranu vyjadřovat. Například je možné změnit zastoupení vodíku v plášti a horninového materiálu smíchaného s ledem v plášti, dojde ke zmenšení celkového množství ledu ve vnitřní stavbě. Současná data neumožňují přesně rozhodnout, který model je správný.<ref name=Podolak2000/> Oba modely se ale schodují, že Uran nemá pevný povrch a že atmosféra pozvolna přechází do kapalné celoplanetární vrstvy.<ref name=Podolak1995/> Pro popis planety se používá [[rotační elipsoid]], u kterého je uměle definován povrch jako místo, kde je atmosférický tlak roven 1 baru. Jako rovníkový poloměr se používá 25&nbsp;559 ± 4&nbsp;km, polární poloměr pak 24&nbsp;973 ± 20&nbsp;km. Takto definovaný povrch planety se následně používá jako nulová [[nadmořská výška]].<ref name=Seidelmann2007>{{cite journal|last= Seidelmann|first= P. Kenneth|coauthors= Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al.|title= Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006|journal= Celestial Mech. Dyn. Astr. |volume=90|pages=155–180|year=2007|doi=10.1007/s10569-007-9072-y|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1007/s10569-007-9072-y}}</ref>
Výše popsaný model není ojedinělý, existují i další modely, které mohou složení Uranu vyjadřovat. Například je možné změnit zastoupení vodíku v plášti a horninového materiálu smíchaného s ledem v plášti, dojde ke zmenšení celkového množství ledu ve vnitřní stavbě. Současná data neumožňují přesně rozhodnout, který model je správný.<ref name=Podolak2000/> Oba modely se ale schodují, že Uran nemá pevný povrch a že atmosféra pozvolna přechází do kapalné celoplanetární vrstvy.<ref name=Podolak1995/> Pro popis planety se používá [[rotační elipsoid]], u kterého je uměle definován povrch jako místo, kde je atmosférický tlak roven 1 baru. Jako rovníkový poloměr se používá 25&nbsp;559 ± 4&nbsp;km, polární poloměr pak 24&nbsp;973 ± 20&nbsp;km. Takto definovaný povrch planety se následně používá jako nulová [[nadmořská výška]].<ref name=Seidelmann2007>{{cite journal|last= Seidelmann|first= P. Kenneth|coauthors= Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al.|title= Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006|journal= Celestial Mech. Dyn. Astr. |volume=90|pages=155–180|year=2007|doi=10.1007/s10569-007-9072-y|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1007/s10569-007-9072-y}}</ref>
Řádek 212: Řádek 212:
Uran je nejchladnější planetou sluneční soustavy. Teplota jeho atmosféry dosahuje jen -220&nbsp;°C,<ref name = grygar /> nejnižší teplota změřená v tropopauze byla pouze 49&nbsp;K, což řadí Uran jako nejchladnější planetu ve sluneční soustavě.<ref name=Lunine1993/><ref name=Pearl1990>{{cite journal|last=Pearl|first=J.C.|coauthors=Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A.|title=The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data|journal=Icarus|volume=84|pages=12–28|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90155-3|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...84...12P}}</ref> Díky výraznému odklonu rotační osy přijímají polární oblasti od Slunce mnohem více energie než rovníkové oblasti. Přesto je teplota v oblasti rovníku stejná jako na pólech. Mechanismus způsobující tento jev je dosud nepříliš známý. Ví se pouze, že v atmosféře vane velmi silný [[vítr]] rychlostí až 900&nbsp;km/h.
Uran je nejchladnější planetou sluneční soustavy. Teplota jeho atmosféry dosahuje jen -220&nbsp;°C,<ref name = grygar /> nejnižší teplota změřená v tropopauze byla pouze 49&nbsp;K, což řadí Uran jako nejchladnější planetu ve sluneční soustavě.<ref name=Lunine1993/><ref name=Pearl1990>{{cite journal|last=Pearl|first=J.C.|coauthors=Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A.|title=The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data|journal=Icarus|volume=84|pages=12–28|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90155-3|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...84...12P}}</ref> Díky výraznému odklonu rotační osy přijímají polární oblasti od Slunce mnohem více energie než rovníkové oblasti. Přesto je teplota v oblasti rovníku stejná jako na pólech. Mechanismus způsobující tento jev je dosud nepříliš známý. Ví se pouze, že v atmosféře vane velmi silný [[vítr]] rychlostí až 900&nbsp;km/h.


Vzhled atmosféry Uranu je většinu času jednolitý bez znatelné struktury jak ve viditelném tak i ultrafialovém spektru. Je to způsobeno pravděpodobně tím, že Uran nemá téměř žádné zdroje vnitřního tepla ve srovnání s jinými plannými obry a tak dynamika atmosféry je velice slabá. Na snímcích sondy [[Voyager 2]] bylo zjištěno deset nevýrazných světlých skvrn, které byly později pozorovány i Hubbelovým teleskopem<ref name = hvezdyaplanety /> a které byly později interpretovány jako mračna.<ref name=Smith1986/><ref name=planetary>{{cite web|title=No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics|author=Emily Lakdawalla |work=The Planetary Society|url=http://www.planetary.org/news/2004/1111_No_Longer_Boring_Fireworks_and_Other.html|year=2004|accessdate=2007-06-13}}</ref>
Vzhled atmosféry Uranu je většinu času jednolitý bez znatelné struktury jak ve viditelném tak i ultrafialovém spektru. Je to způsobeno pravděpodobně tím, že Uran nemá téměř žádné zdroje vnitřního tepla ve srovnání s jinými plynnými obry a tak dynamika atmosféry je velice slabá. Na snímcích sondy [[Voyager 2]] bylo zjištěno deset nevýrazných světlých skvrn, které byly později pozorovány i Hubbelovým teleskopem<ref name = hvezdyaplanety /> a které byly později interpretovány jako mračna.<ref name=Smith1986/><ref name=planetary>{{cite web|title=No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics|author=Emily Lakdawalla |work=The Planetary Society|url=http://www.planetary.org/news/2004/1111_No_Longer_Boring_Fireworks_and_Other.html|year=2004|accessdate=2007-06-13}}</ref>

====Složení====
Složení atmosféry Uranu je rozdílné než je složení zbytku planety. Tvoří jí převážně molekulární [[vodík]] a [[helium]].<ref name=Lunine1993/> The helium molar fraction, i.e. množství atomů helia vůči molekulám plynů je 0,15 ± 0,03<ref name=Conrath1987>{{cite journal|author=B. Conrath ''et al.''|title=The helium abundance of Uranus from Voyager measurements|journal=Journal of Geophysical Research|volume=92|pages=15003–15010|yar=1987|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9215003C|doi=10.1029/JA092iA13p15003|year=1987}}</ref> ve svrchní troposféře, což odpovídá to a mass fraction 0,26 ± 0,05.<ref name=Lunine1993/><ref name=Pearl1990/> Tato hodnota je velmi blízká množství hélia v protohvězdě (0,275 ± 0,01),<ref name=Lodders2003>{{cite journal|last=Lodders|first= Katharin|title= Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|pages=1220&ndash;1247 |year=2003|doi=10.1086/375492|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591.1220L}}</ref> naznačující, že se helium nesoustředilo do středu planety jako u jiných plynných obrů.<ref name=Lunine1993/> Třetí nejčetnější komponenta atmosféry Uranu je metan (CH<sub>4</sub>),<ref name=Lunine1993/> který je zodpovědný za absorpci viditelného a [[infračervené záření|infračerveného]] světla projevující se typickou namodralou barvou.<ref name=Lunine1993/> Molekuly metanu tvoří 2,3&nbsp;% molárního zastoupení atmosféry pod metanovou vrstvou mraků nad hladinou tlaku 1,3&nbsp;[[Bar (jednotka)|bar]] (130&nbsp;kPa), což představuje 20 až 30 krát více uhlíku než se vyskytuje ve Slunci.<ref name=Lunine1993/><ref name=Lindal1987/><ref name=1986Tyler/> Poměrné zastoupení<ref group=pozn.>Poměrné zastoupení je počet molekul sloučeniny na molekulu vodíku.</ref> je mnohem nižší ve svrchní atmosféře kvůli extrémně nízké teplotě, která snižuje míru nasycení a způsobuje mrznutí nadbytečného metanu.<ref name=Bishop1990>{{cite journal|last=Bishop|first=J.|coauthors=Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P.|title=Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere|journal=Icarus|volume=88|pages=448&ndash;463|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90094-P| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1990_Reanalysis.pdf|format=PDF}}</ref> Zastoupení lehkých těkavých látek jako čpavku, vody či [[sulfan]]u ve spodní atmosféře není známé, nicméně bude pravděpodobně taktéž vyšší než je typické pro Slunce.<ref name=Lunine1993/><ref name=dePater1989>{{cite journal|last= dePater|first=Imke|coauthors=Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.|title=Uranius Deep Atmosphere Revealed|journal=Icarus|volume=82|issue=12|pages=288&ndash;313|year=1989|doi=10.1016/0019-1035(89)90040-7| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Uranus_Deep_Atm.pdf|format=PDF}}</ref> Kromě metanu se ve stratosféře Uranu vyskytují i další [[uhlovodíky]], u kterých se předpokládá, že vznikly jako výsledek chemického [[fotolýza|rozkladu metanu světlem]] vyvolaných slunečním ultrafialovým světlem.<ref name=Summers1989/> Jsou to například látky jako je [[ethan]] (C<sub>2</sub>H<sub>6</sub>), [[acetylén]] (C<sub>2</sub>H<sub>2</sub>), [[metylacetylén]] (CH<sub>3</sub>C<sub>2</sub>H) či [[diacetylén]] (C<sub>2</sub>HC<sub>2</sub>H).<ref name=Bishop1990/><ref name=Burdorf2006>{{cite journal|last=Burgorf|first=Martin|coauthors=Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al.|title=Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy|journal=Icarus|volume=184|year=2006|pages=634&ndash;637| doi=10.1016/j.icarus.2006.06.006| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..184..634B}}</ref><ref name=Encrenaz2003/> Spektroskopické měření taktéž detekovala stopy [[vodní pára|vodní páry]], [[oxid uhelnatý|oxidu uhelnatého]] a [[oxid uhličitý|oxidu uhličitého]] ve svrchní části atmosféry, které mohou pocházet pouze z externích zdrojů jako jsou [[kometa|komety]] či [[kosmický prach|meziplanetární prach]].<ref name=Burdorf2006/><ref name=Encrenaz2003>{{cite journal|last=Encrenaz |first=Therese|title=ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?|journal=Planet. Space Sci.|volume=51| pages=89&ndash;103|year=2003|doi=10.1016/S0032-0633(02)00145-9| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003P%26SS...51...89E}}</ref><ref name=Encrenaz2004>{{cite journal|last=Encrenaz|first=Th.|coauthors=Lellouch, E.; Drossart, P.|title=First detection of CO in Uranus|journal=Astronomy & Astrophysics|year=2004|volume=413|pages=L5&ndash;L9|doi=10.1051/0004-6361:20034637| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2004_First_Detection.pdf|format=PDF|accessdate=2007-08-05}}</ref>

====Troposféra====
[[Image:Tropospheric profile Uranus.png|thumb|400px|Teplotní profil troposféry Uranu a nižší stratosféry. Oblasti mračen a zamlžených vrstev jsou taktéž naznačeny.]]
Troposféra je nejnižší a také nejhustší část atmosféry, která je charakteristická s poklesem teploty s výškou.<ref name=Lunine1993/> Teplota klesá z okolo 320&nbsp;K na spodní hranici troposféry ve výšce −300&nbsp;km na přibližně 53&nbsp;K ve výšce 50&nbsp;km. <!-- The temperature falls from about 320&nbsp;K at the base of the nominal troposphere at −300&nbsp;km to 53&nbsp;K at 50&nbsp;km. --><ref name=1986Tyler>{{cite journal|last=Tyler|first=J.L.|coauthors=Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et al. |title=Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites|journal=Science|volume=233|pages=79&ndash;84| year=1986| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...79T |doi=10.1126/science.233.4759.79 |pmid=17812893}}</ref><ref name=dePater1991>{{cite journal|last=dePater|first=Imke|coauthors=Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.|title=Possible Microwave Absorption in by H<sub>2</sub>S gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres|journal=Icarus|volume=91|pages=220&ndash;233|year=1991|doi=10.1016/0019-1035(91)90020-T| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1991_Microwave_Absorption.pdf|format=PDF}}</ref> Teplota v nechladnější svrchní oblasti troposféry (tzv. tropopauza) se v současnosti pohybuje v rozmezí mezi 49 až 57&nbsp;K v závislosti na planetární šířce.<ref name=Lunine1993/><ref name=1986Hanel>{{cite journal|last=Hanel|first=R.|coauthors=Conrath, B.; Flasar, F.M.; et al. |title=Infrared Observations of the Uranian System|journal=Science|volume=233|pages=70&ndash;74|year=1986| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...70H |doi=10.1126/science.233.4759.70 |pmid=17812891}}</ref> Oblast tropopauzy je zodpovědná za vyzařování většiny [[infračervené záření|dlouhého infračerveného záření]], určující jeho [[Efektivní teplota|efektivní teplotu]] na 59,1 ± 0,3 K.<ref name=1986Hanel/><ref name=Pearl1990>{{cite journal|last=Pearl|first=J.C.|coauthors=Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A.|title=The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data|journal=Icarus|volume=84|pages=12&ndash;28|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90155-3|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...84...12P}}</ref>

Předpokládá se, že v troposféře existují složité komplexní mračna; [[mrak|vodní mraky]] se mohou hypoteticky vyskytovat v oblastech, kde se tlak pohybuje mezi 50 až 100 bar, mračna [[hydrosulfid amonný|hydrosulfidu amonného]] v rozmezí 20 až 40 bar, [[čpavek|amoniakové]] či [[sulfan]]ová mračna mezi 3 až 10&nbsp;bar a závěrem detekovaná slabá [[metan]]ová mračna vyskytující se v rozmezí 1 až 2 bar.<ref name=Lunine1993/><ref name=Lindal1987>{{cite journal|last=Lindal|first=G.F.|coauthors=Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; et al.|title=The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2 |journal=J. Of Geophys. Res.|volume=92|pages=14,987&ndash;15,001|year=1987|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214987L|doi=10.1029/JA092iA13p14987}}</ref><ref name=dePater1991/><ref name=Atreya2005>{{cite journal|last=Atreya|first=Sushil K.|coauthors=Wong, Ah-San |title=Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets &ndash; a Case for Multiprobes |journal= Space Sci. Rev.|volume=116|pages=121&ndash;136|year=2005|doi=10.1007/s11214-005-1951-5| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005SSRv..116..121A}}</ref> Troposféra Uranu je velice dynamická oblast se silnými větry, světlými mračny a sezónními změnami, které jsou více popsány níže.<ref name=Sromovsky2005>{{cite journal|last=Sromovsky|first=L.A.|coauthors=Fry, P.M.|title=Dynamics of cloud features on Uranus|journal=Icarus|volume=179|pages=459&ndash;483|year=2005| doi=10.1016/j.icarus.2005.07.022|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..179..459S}}</ref>

====Svrchní atmosféra====

Prostřední vrstva atmosféry Uranu je stratosféra, kde teplota obecně roste s výškou z 53&nbsp;K v [[tropopauza|tropopauze]] až na 800 až 850&nbsp;K ve spodní části [[termosféra|termosféry]].<ref name=Herbert1987>{{cite journal|last=Herbert|first=Floyd|coauthors=Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et al.|title=The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2|journal=J. Of Geophys. Res.|volume=92| pages=15,093&ndash;15,109|year=1987| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1987_Upper_Atm_Uranus.pdf|format=PDF|doi=10.1029/JA092iA13p15093}}</ref> Nárůst teploty ve stratosféře je způsobena absorpcí ultrafialového a infračerveného záření metanem a dalšími uhlovodíky,<ref name=Young2001/> které tvoří a vznikají v této vrstvě jako výsledek fotolýzy.<ref name=Summers1989>{{cite journal|last=Summers|first=Michael E.|coauthors=Strobel, Darrell F.|title=Photochemistry of the Atmosphere of Uranus|journal=The Astrophysical Journal|volume=346|pages=495&ndash;508|year=1989|doi=10.1086/168031| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989ApJ...346..495S}}</ref> Heat is also conducted from the hot thermosphere.<ref name=Young2001>{{cite journal|last=Young|first=Leslie A.|coauthors= Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et al.|title= Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation |journal=Icarus|volume=153|pages=236&ndash;247|year=2001|doi=10.1006/icar.2001.6698| url=http://www.boulder.swri.edu/~layoung/eprint/ur149/Young2001Uranus.pdf| format=PDF}}</ref> Uhlovodíky se vyskytují v relativně úzké vrstvě ve výšce mezi 100 až 280&nbsp;km, kde se tlak pohybuje mezi 10 až 0,1 m[[bar (jednotka)|bar]] (1000 až 10 kPa) a teplota se pohybuje mezi 75 až 170&nbsp;K.<ref name=Bishop1990/><ref name=Burdorf2006/> Nejhonější uhlovodík v této oblasti je metan, acetylén a ethan s poměrným zastoupením okolo 10<sup>&minus;7</sup> vzhledem k [[vodík]]u. Poměrné zastoupení oxidu uhelnatého je stejné v těchto výškách.<ref name=Bishop1990/><ref name=Burdorf2006/><ref name=Encrenaz2004/> Těžší uhlovodíky a oxid uhličitý mají poměrné zastoupení o tři řády nižší.<ref name=Burdorf2006/> Průměrné množství vody je okolo 7 × 10<sup>-9</sup>.<ref name=Encrenaz2003/> Ethan a acetylén kondenzují ve chladnějších částech stratosféry a tropopauz (když dojde k poklesu tlaku pod 10&nbsp;mBar), čímž vzniká zamlžená vrstva,<ref name=Summers1989/> která je částečně zodpovědná za nevýrazný vzhled Uranu. Nicméně výskyt uhlovodíku ve stratosféře Uranu nad mlžnou vrstvou je významně nižší než výskyt uhlovodíků ve stratosféře jiných plynných obrů.<ref name=Bishop1990/><ref name=Herbert1999>{{cite journal|last=Herbert|first=Floyd|coauthors=Sandel, Bill R. |title=Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune|journal=Planet. Space Sci. |volume=47|pages=1119&ndash;1139|year=1999| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999P%26SS...47.1119H |doi=10.1016/S0032-0633(98)00142-1}}</ref>

Nejzazší vrstva atmosféry Uranu je tvořena termosférou a [[korona|koronou]], která má jednotnou teplotu mezi 800 až 850&nbsp;K.<ref name=Lunine1993/><ref name=Herbert1999/> Potřebné zdroje tepla, které by byly schopny udržovat takto vysoké teploty nejsou zcela pochopeny, jelikož ani množství ultrafialového a infračerveného záření nejsou schopny poskytnout potřebnou energii. Je možné, že k vysoké teplotě přispívá i slabé vyzařování tepla do okolí vlivem přikrývky uhlovodíků ve stratosféře nad hladinou tlaku 0,1 mBar.<ref name=Herbert1987/><ref name=Herbert1999/> Kromě molekulárního vodíku obsahuje termosféra a korona i vysoký podíl volných atomů vodíku. Jejich malá hmotnost společně s vysokou teplotou vysvětlují, proč je tato unikátní korona rozšířena až do vzdálenosti 50&nbsp;000&nbsp;km odpovídající dvěma poloměrům planety a ve sluneční soustavě tak zcela atypická.<ref name=Herbert1987/><ref name=Herbert1999/> Korona ovlivňuje malé částice obíhající kolem Uranu tak, že je odtlačuje pryč, což se projevuje na prstencích Uranu.<ref name=Herbert1987/> Termosféra planety společně se svrchní stratopauzou tvoří [[ionosféra|ionosféru]] Uranu.<ref name=1986Tyler/> Pozorování ukazují, že se ionosféra rozkládá ve výšce mezi 2&nbsp;000&nbsp; až 10&nbsp;000&nbsp;km.<ref name=1986Tyler/> Ionosféra Uranu je hustší než ionosféra u [[Saturn (planeta)|Saturnu]] a [[Neptun (planeta)|Neptunu]].<ref name=Herbert1999/><ref name=Trafton1999>{{cite journal|last=Trafton|first=L.M.|coauthors=Miller, S.; Geballe, T.R.; et al. |title= H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora|journal=The Astrophysical Journal|volume=524|pages=1059&ndash;1023|year=1999| doi=10.1086/307838|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...524.1059T}}</ref> Ionosféra je živena ultrafialovým zářením od Slunce a její hustota záleží na [[sluneční aktivita|sluneční aktivitě]].<ref name=Encrenaz2003b>{{cite journal|last=Encrenaz|first=Th.|coauthors=Drossart, P.; Orton, G.; et al.|title=The rotational temperature and column density of H<sup>+</sup><sub>3</sub> in Uranus|year=2003|journal=Planetary and Space Sciences|volume=51|pages=1013&ndash;1016| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2003_Rotational_Temperature.pdf| doi=10.1016/j.pss.2003.05.010|format=PDF}}</ref> Ve srovnání s [[Jupiter (planeta)|Jupiterem]] či Saturnem je vzniklá [[aurora|aurora]] zcela zanedbatelná.<ref name=Herbert1999/><ref name=Lam1997>{{cite journal|last=Lam|first=Hoanh An|coauthors=Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et al.|title=Variation in the {{nowrap|H<sup>+</sup><sub>3</sub>}} emission from Uranus|year=1997|journal=The Astrophysical Journal|volume=474|pages=L73&ndash;L76| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...474L..73L|doi=10.1086/310424}}</ref>


=== Magnetické pole ===
=== Magnetické pole ===
[[Image:Uranian Magnetic field.gif|thumb|300px|left|Magnetické pole Uranu viděné sondou Voyager 2 v roce 1986. S a N jsou magnetický jižní a severní pól.]]
Uranovo [[magnetické pole]] je zvláštní tím, že se jeho centrum nenachází v centru planety a je vychýleno téměř 60° vzhledem k [[osa rotace|ose rotace]]. Pravděpodobně je vytvářeno pohybem v relativně mělkých hloubkách pod povrchem Uranu. Jelikož Neptun má podobně umístěné magnetické pole, lze předpokládat, že tento jev není následkem výchylky osy. [[Magnetosféra]] je zkroucena rotací planety do dlouhého [[vývrtka|vývrtkovitého]] tvaru vzadu za planetou. Zdroj magnetického pole je neznámý; o dříve předpokládaném elektricky vodivém extrémně stlačeném oceánu vody a amoniaku mezi jádrem a atmosférou se nyní soudí, že neexistuje. Magnetické pole a jeho základní charakteristiky byly objeveny při průletu [[Voyager 2|Voyageru 2]].
Než přiletěla sonda Voyager 2 k Uranu, neexistovaly žádné měření magnetického pole planety a tak jeho charakter zůstával záhadou. Před rokem [[1986]] astronomové očekávali, že magnetické pole Uranu bude ležet ve směru slunečního větru.<ref name=1986Ness/> Uranovo [[magnetické pole]] je zvláštní tím, že se jeho centrum nenachází v centru planety a je vychýleno téměř 59° vzhledem k [[osa rotace|ose rotace]].<ref name=1986Ness>{{cite journal|last=Ness|first=Norman F.|coauthors=Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. |title=Magnetic Fields at Uranus|journal=Science|volume=233|pages=85&ndash;89|year=1986|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...85N |doi=10.1126/science.233.4759.85 |pmid=17812894}}</ref><ref name=Russell993/> Ve skutečnosti je magnetické pole posunuto mimo střed planety směrem k jižnímu rotačnímu pólu o jednu třetinu poloměru planety.<ref name=1986Ness/> Pravděpodobně je vytvářeno pohybem v relativně mělkých hloubkách pod povrchem Uranu. Jelikož Neptun má podobně umístěné magnetické pole, lze předpokládat, že tento jev není následkem výchylky osy. [[Magnetosféra]] je zkroucena rotací planety do dlouhého [[vývrtka|vývrtkovitého]] tvaru vzadu za planetou. Zdroj magnetického pole je neznámý; o dříve předpokládaném elektricky vodivém extrémně stlačeném [[oceán]]u vody a amoniaku mezi jádrem a atmosférou<ref name=Atreya2006/> se nyní soudí, že neexistuje.

Tato anomálie v poloze magnetického pole způsobuje silnou asymetrii magnetosféry na jednotlivých stranách planety. Na jižní polokouli může síla magnetického pole při povrchu dosahovat pouze 10&nbsp;[[tesla|µT]], na severní polokouli pak může dosahovat až 110&nbsp;µT.<ref name=1986Ness/> V průměru má pole sílu okolo 23&nbsp;µT.<ref name=1986Ness/> Pro srovnání, magnetické pole Země je zhruba stejně silné u obou [[pól]]ů, a jeho „magnetický rovník“ je přibližně rovnoběžný s jeho zeměpisným rovníkem.<ref name=Russell993/> [[Magnetický dipólový moment]] Uranu je 50&nbsp;krát větší než na Zemi.<ref name=1986Ness/><ref name=Russell993>{{cite journal|last=Russell|first=C.T.|title= Planetary Magnetospheres |journal=Rep. Prog. Phys.|volume=56|pages=687&ndash;732|year=1993 |url=http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/56/6/001/rp930601.pdf|format=pdf|doi= 10.1088/0034-4885/56/6/001}}</ref> Neptun má podobně posunuté a ukloněné magnetické pole, což napovídá, že by se mohlo jednat o obocený rys [[ledový obr|ledových obrů]].<ref name=Russell993/> Jedna hypotéza předpokládá, že oproti terestrickým planetám a plynným obrům, kde magnetické pole vzniká v jádře, je u ledových obrů vznik magnetického pole spojen s pohybem v menší hloubce například v oceánu vody a čpavku nacházejícím se nad jádrem.<ref name=Atreya2006/><ref>{{cite journal|last=Stanley|first=Sabine|coauthors=Bloxham, Jeremy|title=Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields|journal=Letters to Nature|volume=428|pages=151&ndash;153| url=http://mahi.ucsd.edu/johnson/ES130/stanley2004-nature.pdf|format=PDF|accessdate=2007-08-05|year=2004|doi=10.1038/nature02376}}</ref>

Navzdory netypickému magnetickému poli v jiných ohledech je magnetosféra stejná jako u jiných planet: má [[rázová vlna|rázovou vlnu]] nacházející se 23 poloměrů planety před Uranem, [[magnetopauza|magnetopauzu]] ve vzdálenosti 18 poloměrů Uranu, plně vyvinutý [[magnetický ohon]] a [[radiační pásy]].<ref name=1986Ness/><ref name=Russell993/><ref name=Krimigis1986>{{cite journal|last=Krimigis|first=S.M.|coauthors=Armstrong, T.P.; Axford, W.I.; et al.|title=The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment|journal=Science|volume=233|pages=97&ndash;102|year=1986| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...97K|doi=10.1126/science.233.4759.97|pmid=17812897}}</ref> Celkově je ale struktura magnetosféry odlišná od [[magnetosféra Jupiteru|magnetosféry Jupiteru]] a spíše se podobá [[magnetosféra Saturnu|magnetosféře Saturnu]].<ref name=1986Ness/><ref name=Russell993/> Magnetický ohon Uranu se táhne za planetou do vzdálenosti miliónů kilometrů a vlivem rotace planety je zkroucen do vývrtky.<ref name=1986Ness/><ref>{{cite web|title=Voyager: Uranus: Magnetosphere|url=http://voyager.jpl.nasa.gov/science/uranus_magnetosphere.html|work=NASA|year=2003|accessdate=2007-06-13}}</ref>

Magnetosféra Uranu obsahuje nabité částice: [[proton]]y a [[elektron]]y s malým množstvím [[iont]]ů H<sub>2</sub><sup>+</sup>.<ref name=Russell993/><ref name=Krimigis1986/> Žádné další těžší ionty nebyly zaznamenány. Většina zmiňovaných částic pravděpodobně pochází z horké atmosférické korony.<ref name=Krimigis1986/> Energie iontů a elektronů může dosahovat 4 až 1,2&nbsp;[[elektronvolt|megaelektronvoltu]].<ref name=Krimigis1986/> Hustota nízkoenergetických iontů (pod 1 [[elektronvolt|kiloelektronvolt]]) je ve vnitřní magnetosféře okolo 2&nbsp;cm<sup>&minus;3</sup>.<ref name=Bridge1986>{{cite journal|last= Bridge|first=H.S.|coauthors=Belcher, J.W.; Coppi, B.; et al. |title=Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2 |journal=Science|volume=233|pages=89&ndash;93|year=1986|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...89B |doi=10.1126/science.233.4759.89 |pmid=17812895}}</ref> Množství částic je silně ovlivněna [[Měsíce Uranu|měsíci Uranu]], které vymetly oblasti okolo svojich drah a vytvořily tak mezery.<ref name=Krimigis1986/> Tok částic je dostatečně vysoký, aby způsobil ztmavnutí měsíčních povrchů za astronomicky relativně krátkou dobu 100&nbsp;000 let,<ref name=Krimigis1986/> což může být příčinou rovnoměrně tmavého zbarvení měsíců a prstenců.<ref name=summary>{{cite web|title=Voyager Uranus Science Summary|work=NASA/JPL|url=http://www.solarviews.com/eng/vgrur.htm|year=1988|accessdate=2007-06-09}}</ref> Uran má relativně dobře vyvinutou [[polární záře|polární záři]], která je vidět jako jasný oblouk okolo obou magnetických pólů.<ref name=Herbert1999/> Na rozdíl od Jupitera, polární záře Uranu výrazně neovlivňují energetickou bilanci termosféry.<ref name=Lam1997/>'''


== Dráha a rotace ==
== Dráha a rotace ==
Řádek 231: Řádek 253:


Je zřejmé, že Uranův extrémní odklon osy způsobuje také radikální sezónní výkyvy počasí. Během průletu Voyageru 2 byl pásový vzor Uranovy atmosféry velmi jemný a klidný. Dřívější pozorování [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubblova vesmírného dalekohledu]] v kontrastu s tím ukazovala mnohem zřetelnější pásování ve chvíli, kdy Slunce osvětlovalo Uranův rovník. V roce [[2007]] bylo Slunce přesně nad Uranovým rovníkem.
Je zřejmé, že Uranův extrémní odklon osy způsobuje také radikální sezónní výkyvy počasí. Během průletu Voyageru 2 byl pásový vzor Uranovy atmosféry velmi jemný a klidný. Dřívější pozorování [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubblova vesmírného dalekohledu]] v kontrastu s tím ukazovala mnohem zřetelnější pásování ve chvíli, kdy Slunce osvětlovalo Uranův rovník. V roce [[2007]] bylo Slunce přesně nad Uranovým rovníkem.

===Klima===

V [[ultrafialové světlo|ultrafialové]] a viditelné oblasti spektra je atmosféra Uranu pozoruhodně nevýrazná ve srovnání s ostatními plynnými obry a to dokonce včetně [[atmosféra Neptunu|atmosféry Neptunu]], která je jinak silně podobná.<ref name=Sromovsky2005/> Když kolem planety prolétla v roce 1986 americká sonda [[Voyager 2]], pozorovala v celé atmosféře pouze deset mračen.<ref name=Smith1986/><ref name=planetary>{{cite web|title=No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics|author=Emily Lakdawalla |work=The Planetary Society|url=http://www.planetary.org/news/2004/1111_No_Longer_Boring_Fireworks_and_Other.html|year=2004|accessdate=2007-06-13}}</ref> Jedno z možných vysvětlení, proč je na Uranu atmosféra takto klidná je to, že vnitřní teplo Uranu je velice nízké, což neumožňuje výraznější dynamické procesy v atmosféře.<ref name=Lunine1993/><ref name=Pearl1990/>


== Prstence a měsíce ==
== Prstence a měsíce ==
Řádek 275: Řádek 301:
| jazyk =
| jazyk =
}}</ref> Další pastýřské měsíce jsou pravděpodobné, zatím však nebyly nalezeny.
}}</ref> Další pastýřské měsíce jsou pravděpodobné, zatím však nebyly nalezeny.

V roce 2008 bylo známo, že prstence Uranu tvoří 13 jednotlivých prstenců.


==== Historie objevů ====
==== Historie objevů ====
Řádek 383: Řádek 411:


Voyager&nbsp;2 zjistil, že jeden z nejpozoruhodnějších důsledků Uranovy polohy na boku je její vliv na ohon [[magnetické pole|magnetického pole]], které je samo skloněno o 60 stupňů od jeho [[rotační osa|rotační osy]]. Ohon magnetického pole je zkroucený [[rotace|rotací]] planety do tvaru dlouhé vývrtky. Před příletem Voyageru 2 nebylo o existenci magnetického pole Uranu nic známo. Sonda pozorovala i [[radiační pás]]y okolo Uranu, které jsou velmi podobné těm, jenž byly pozorovány u Saturnu. Podobně jako u Jupiteru a Saturnu i zde sonda využila gravitačního působení planety pro korekci své dráhy směrem k Neptunu a nabrání potřebné rychlosti.
Voyager&nbsp;2 zjistil, že jeden z nejpozoruhodnějších důsledků Uranovy polohy na boku je její vliv na ohon [[magnetické pole|magnetického pole]], které je samo skloněno o 60 stupňů od jeho [[rotační osa|rotační osy]]. Ohon magnetického pole je zkroucený [[rotace|rotací]] planety do tvaru dlouhé vývrtky. Před příletem Voyageru 2 nebylo o existenci magnetického pole Uranu nic známo. Sonda pozorovala i [[radiační pás]]y okolo Uranu, které jsou velmi podobné těm, jenž byly pozorovány u Saturnu. Podobně jako u Jupiteru a Saturnu i zde sonda využila gravitačního působení planety pro korekci své dráhy směrem k Neptunu a nabrání potřebné rychlosti.

== Poznámky ==
<references group=pozn. />


== Odkazy ==
== Odkazy ==

Verze z 13. 10. 2009, 22:17

Uran
Planeta Uran

Uran na snímku sondy Voyager 2 v roce 1986

Objev
Objevitel William Herschel
Datum objevu 13. března 1781
Elementy dráhy
(Ekvinokcium J2000,0)
Velká poloosa 2 870 972 220 km
19,191 263 93 AU
Obvod oběžné dráhy 1,029 Tm
120,515 AU
Výstřednost 0,047 167 71
Perihel 2 735 555 035 km
18,286 055 96 AU
Afel 3 006 389 405 km
20,096 471 90 AU
Perioda (oběžná doba) 30 708,1600 d
(84,07 a)
Synodická perioda 369,65 d
Orbitální rychlost
- maximální
- průměrná
- minimální
7,128 km/s
6,795 km/s
6,485 km/s
Sklon dráhy
k ekliptice
ke slunečnímu rovníku
0,769 86°
6.48°
Délka vzestupného uzlu 74,229 88°
Argument šířky perihelu 96,734 36°
Počet
přirozených satelitů 		27
Fyzikální charakteristiky
Rovníkový průměr 51 118 km
(4,007 Zemí)
Polární průměr 49 946 km
(3,929 Zemí)
Zploštění 0,0229
Povrch 8,084×109 km2
(15,849 Zemí)
Objem 6,834×1013 km3
(63,086 Zemí)
Hmotnost 8,6832×1025 kg
(14,536 Zemí)
Průměrná hustota 1,270 g/cm3
Gravitace na rovníku 8,69 m/s2
(0,886 G)
Úniková rychlost 21,29 km/s
Perioda rotace −0,718 d
(17 h 14 min)
Rychlost rotace 9315,08 km/h
(na rovníku)
Sklon rotační osy 97,77°
Rektascenze
severního pólu 		257,31°
(17 h 9 min 15 s)
Deklinace -15,175°
Albedo 0,51
Teplota horní oblačné
vrstvy atmosféry 		55 K
Povrchová teplota
- min
- průměr
- max
59 K
68 K
? K
Charakteristiky atmosféry
Atmosférický tlak 120 kPa
Vodík 83 %
Hélium 15 %
Methan 1,99 %
Amoniak 0,01 %
Ethan 0,00025 %
Acetylen 0,00001 %
Oxid uhelnatý
Sulfan 		stopová množství
Astronomický symbol Uranu
Astronomický symbol Uranu

Uran je sedmá planeta od Slunce, třetí největší a čtvrtá nejhmotnější planeta ve sluneční soustavě, která se řadí mezi plynné obry respektive společně s Neptunem mezi tzv. „ledové obry“. Byl pojmenován po řeckém bohu Úranovi. Jeho symboly jsou unikódový ♅ (užívaný v astrologii) nebo Astronomický symbol Uranu (užívaný v astronomii). I přes to, že je možné Uran pozorovat pouhým okem na noční obloze, nebyl antickými astronomy rozpoznán jako planeta, ale byl považován za hvězdu vlivem pomalé rychlosti pohybu a slabé záři.[1] 13. března 1781 ohlásil sir William Herschel objevení Uranu, čímž posunul tehdejší známé hranice sluneční soustavy poprvé v moderní době astronomie.

Uran je podobný Neptunu v chemickém složení. Obě dvě planety mají rozdílné zastoupení plynů ve svém složení než Jupiter či Saturn. I přes to je atmosféra Uranu podobná složením atmosféře Jupiteru či Saturnu. Tvoří jí převážně plynné formy vodíku a hélia, ale obsahuje výrazný podíl i vody, čpavku či methanu se stopami uhlovodíků.[2] Atmosféra Uranu je nejchladnější atmosférou ve sluneční soustavě, kde se minimální teploty pohybují okolo 49 K a má vrstevnatou strukturu. V nejnižších patrech se nachází mraky vody, ve svrchních patrech mraky tvořené methanem.[2] V kontrastu je vnitřní stavba planety, která je nejspíše hlavně z ledu a kamení.[3]

Podobně jako další plynné planety má i Uran planetární prstence, magnetosféru a řadu přírodních satelitů, které kolem planety obíhají. Zvláštností systému Uranu je sklon jeho rotační osy, který leží téměř ve stejném sklonu jako jako rovina, po které planeta obíhá. Severní a jižní pól se následně nachází v oblastech, které jsou u jiných planet charakteristické pro rovník.[4] Při pohledu ze Země se občas stane, že se prstence Uranu jeví jako terč s Uranem ve středu. U Uranu nebylo pozorováno v roce 1986 během průletu sondy Voyager 2 množství mračen a bouřkových systémů v atmosféře planety, které je typické pro jiné plynné obry.[4] Nicméně pozemská pozorování přinesla náznaky o sezónních změnách a změnách počasí v posledních letech s čímž souvisí i větry vanoucí v atmosféře, které mohou dosahovat rychlosti až 900 km/h.[5]

Vznik a vývoj planety

Předpokládá se, že Uran vznikl stejným procesem jako Jupiter z protoplanetárního disku před 4,6 až 4,7 miliardami let. Existují dvě hlavní teorie, jak mohly velké plynné planety vzniknout a zformovat se do současné podoby. Jedná se o teorii akrece[6] a teorii gravitačního kolapsu.[7] Teorie akrece předpokládá, že se v protoplanetárním disku postupně slepovaly drobné prachové částice, čímž začaly vznikat větší částice až posléze balvany. Neustálé srážky těles vedly k jejich narůstání, až vznikla tělesa o velikosti několik tisíc kilometrů. Tato velká železokamenitá tělesa se stala zárodky terestrických planet. Předpokládá se, že podobná tělesa mohla vzniknout i ve vzdálenějších oblastech sluneční soustavy, kde vlivem velké gravitace začala strhávat do svého okolí plyn a prach, který se postupně začal nabalovat na pevné jádro, až planeta dorostla do dnešní velikosti.[8]

Teorie gravitačního kolapsu na druhou stranu předpokládá, že velké planety nevznikaly postupným slepováním drobných částic, ale poměrně rychlým smrštěním z nahuštěného shluku v zárodečném disku podobným způsobem, který je znám při vzniku hvězd. Podle teorie několika gravitačních kolapsů, jejímž autorem je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington, byl vznik plynných obrů krátký a v případě Uranu trval jen několik století.[7]

Místo vzniku

Je pravděpodobné, že Uran nevznikl na současném místě, protože v této vzdálenosti od Slunce zřejmě nebylo v době formování planet dostatečné množství zárodečného materiálu. Jeho zrod (ať akrecí nebo gravitačním kolapsem) proto proběhl blíže ke Slunci a postupně pak migroval do své současné polohy.[9]

Fyzikální a chemické vlastnosti

Složení

Uran se skládá především z kamene a různých typů ledu, na rozdíl od Jupiteru a Saturnu obsahuje jen 83% vodíku, dále 15% helia a stopová množství metanu a dalších prvků. Jupiter a Saturn jsou složeny téměř výhradně z vodíku. Jádra Uranu (a Neptunu) se v mnoha směrech podobají jádrům Jupiteru a Saturnu vyjma masívní obálky tekutého kovového vodíku. Zdá se, že Uran nemá výrazně diferencované kamenné jádro jako Jupiter a Saturn, ale jeho materiál je víceméně rovnoměrně rozložen. Uranova modrozelená barva je způsobena absorpcí červeného světla jeho methanovou atmosférou.[10]

Vnitřní stavba

Srovnání velikostí Země a Uranu

Uran je přibližně 14,5krát hmotnější než Země, takže je nejlehčí ze všech plynných obrů. Hustota je 1,27 g/cm³, což je druhá nejmenší hodnota z planet ve sluneční soustavě po Saturnu.[11] Průměr planety je o málo větší než průměr Neptunu a je přibližně 4krát větší než průměr Země, ale Uran je ve výsledku lehčí než menší Neptun.[12] Nízké hodnoty hustoty a hmotnosti naznačují, že planeta je složená převážně z lehkých prvků a sloučenin jako například ledu (vodního ledu, čpavku a methanu).[3] Celková hmotnost ledu obsaženého ve vnitřní stavbě Uranu není přesně známa a silně kolísá na použitém modelu vnitřní stavby, nicméně by měla být mezi 9,3 až 13,5 hmotností Země.[3][13] Vodík a hélium tvoří pouze malou část celkové hmotnosti, pouze mezi 0,5 až 1,5 hmotnosti Země.[3] Zbytek materiálu odpovídající 0,5 až 3,7 hmotností Země připadá na kamenný materiál.[3]

Standardní model stavby Uranu předpokládá tři oddělené vrstvy: kamenné jádro ve středu planety, ledovým pláštěm a plynným obalem tvořeným převážně vodíkem a héliem.[3][14] Jádro je relativně malé s hmotností pouze 0,55 Země a s poloměrem 20 % velikosti Uranu. Plášť se odhaduje na 13,4 hmotnosti Země a 60 % velikosti planety a svrchní atmosféra planety pak váží pouze 0,5 hmotnosti Země, i když zabírá zbylých 20 % velikosti.[3][14] Odhaduje se, že jádro má hustotu okolo 9 g/cm³, tlak zde dosahuje 8 miliónů barů (800 GPa) a teplota se pohybuje okolo 5000 K.[13][14] Ledový plášť není ve skutečnosti tvořený z pevného ledu, ale z husté tekuté kapaliny tvořené vodou, čpavkem a dalšími lehkými látkami.[3][14] Vzniklá kapalina je silně elektricky vodivá a občas se nazývá jako vodo-čpavkový oceán.[15] Složení pláště je tak velice rozdílné od Jupiteru a Saturnu, což se projevuje i v rozdílné klasifikaci Uranu a Neptunu, kteří se řadí mezi tzv. ledové obry.

Výše popsaný model není ojedinělý, existují i další modely, které mohou složení Uranu vyjadřovat. Například je možné změnit zastoupení vodíku v plášti a horninového materiálu smíchaného s ledem v plášti, dojde ke zmenšení celkového množství ledu ve vnitřní stavbě. Současná data neumožňují přesně rozhodnout, který model je správný.[13] Oba modely se ale schodují, že Uran nemá pevný povrch a že atmosféra pozvolna přechází do kapalné celoplanetární vrstvy.[3] Pro popis planety se používá rotační elipsoid, u kterého je uměle definován povrch jako místo, kde je atmosférický tlak roven 1 baru. Jako rovníkový poloměr se používá 25 559 ± 4 km, polární poloměr pak 24 973 ± 20 km. Takto definovaný povrch planety se následně používá jako nulová nadmořská výška.[12]

Vnitřní teplo

Vnitřní teplo Uranu se zdá být značně menší než je obvyklé pro ostatní plynné obry, v astronomické terminologii se hovoří o nízkém tepelném toku.[5][16]Proč je vnitřní teplota Uranu tak nízká nebylo stále dostatečně vysvětleno. Neptun, který je velikostí a složením velmi podobný Uranu, vyzařuje do okolí 2,61krát více energie než dostává od Slunce.[5] Uran oproti tomu nevyzařuje do okolí skoro žádnou energii navíc.

Celková vyzářená energie Uranu v infračervené (tepelné) části spektra je 1,06 ± 0,08 násobek sluneční energie absorbované v jeho atmosféře.[2][17] Ve skutečnosti tepelný tok Uranu je pouze 0,042 ± 0,047 W/m², což je méně i než tepelný tok Země, který je 0,075 W/m².[17] Současně nejmenší zaznamenaná teplota 49 K (−224 °C) v Uranově tropopauze dělá z Uranu nejchladnější planetu ve sluneční soustavě.[2][17]

Hypotézy vysvětlující tento rozpor pracují s myšlenkou superhmotné srážky Uranu s jiným tělesem, která měla za výsledek převrácení sklonu rotační osy planety, což mohlo vést ke ztrátě většiny primárního tepla a ochlazení jádra.[18] Jiná hypotéza předpokládá, že uvnitř Uranu existuje vrstva či vrstvy bránící proudění tepla od jádra k povrchu.[3] Konvekce by tak mohla probíhat mezi vrstvami různého složení, které by účinně bránily výstupu teplého materiálu.[2][17]

Atmosféra

Uran je nejchladnější planetou sluneční soustavy. Teplota jeho atmosféry dosahuje jen -220 °C,[9] nejnižší teplota změřená v tropopauze byla pouze 49 K, což řadí Uran jako nejchladnější planetu ve sluneční soustavě.[2][17] Díky výraznému odklonu rotační osy přijímají polární oblasti od Slunce mnohem více energie než rovníkové oblasti. Přesto je teplota v oblasti rovníku stejná jako na pólech. Mechanismus způsobující tento jev je dosud nepříliš známý. Ví se pouze, že v atmosféře vane velmi silný vítr rychlostí až 900 km/h.

Vzhled atmosféry Uranu je většinu času jednolitý bez znatelné struktury jak ve viditelném tak i ultrafialovém spektru. Je to způsobeno pravděpodobně tím, že Uran nemá téměř žádné zdroje vnitřního tepla ve srovnání s jinými plynnými obry a tak dynamika atmosféry je velice slabá. Na snímcích sondy Voyager 2 bylo zjištěno deset nevýrazných světlých skvrn, které byly později pozorovány i Hubbelovým teleskopem[10] a které byly později interpretovány jako mračna.[4][19]

Složení

Složení atmosféry Uranu je rozdílné než je složení zbytku planety. Tvoří jí převážně molekulární vodík a helium.[2] The helium molar fraction, i.e. množství atomů helia vůči molekulám plynů je 0,15 ± 0,03[20] ve svrchní troposféře, což odpovídá to a mass fraction 0,26 ± 0,05.[2][17] Tato hodnota je velmi blízká množství hélia v protohvězdě (0,275 ± 0,01),[21] naznačující, že se helium nesoustředilo do středu planety jako u jiných plynných obrů.[2] Třetí nejčetnější komponenta atmosféry Uranu je metan (CH4),[2] který je zodpovědný za absorpci viditelného a infračerveného světla projevující se typickou namodralou barvou.[2] Molekuly metanu tvoří 2,3 % molárního zastoupení atmosféry pod metanovou vrstvou mraků nad hladinou tlaku 1,3 bar (130 kPa), což představuje 20 až 30 krát více uhlíku než se vyskytuje ve Slunci.[2][22][23] Poměrné zastoupení[pozn. 1] je mnohem nižší ve svrchní atmosféře kvůli extrémně nízké teplotě, která snižuje míru nasycení a způsobuje mrznutí nadbytečného metanu.[24] Zastoupení lehkých těkavých látek jako čpavku, vody či sulfanu ve spodní atmosféře není známé, nicméně bude pravděpodobně taktéž vyšší než je typické pro Slunce.[2][25] Kromě metanu se ve stratosféře Uranu vyskytují i další uhlovodíky, u kterých se předpokládá, že vznikly jako výsledek chemického rozkladu metanu světlem vyvolaných slunečním ultrafialovým světlem.[26] Jsou to například látky jako je ethan (C2H6), acetylén (C2H2), metylacetylén (CH3C2H) či diacetylén (C2HC2H).[24][27][28] Spektroskopické měření taktéž detekovala stopy vodní páry, oxidu uhelnatého a oxidu uhličitého ve svrchní části atmosféry, které mohou pocházet pouze z externích zdrojů jako jsou komety či meziplanetární prach.[27][28][29]

Troposféra

Teplotní profil troposféry Uranu a nižší stratosféry. Oblasti mračen a zamlžených vrstev jsou taktéž naznačeny.

Troposféra je nejnižší a také nejhustší část atmosféry, která je charakteristická s poklesem teploty s výškou.[2] Teplota klesá z okolo 320 K na spodní hranici troposféry ve výšce −300 km na přibližně 53 K ve výšce 50 km. [23][30] Teplota v nechladnější svrchní oblasti troposféry (tzv. tropopauza) se v současnosti pohybuje v rozmezí mezi 49 až 57 K v závislosti na planetární šířce.[2][16] Oblast tropopauzy je zodpovědná za vyzařování většiny dlouhého infračerveného záření, určující jeho efektivní teplotu na 59,1 ± 0,3 K.[16][17]

Předpokládá se, že v troposféře existují složité komplexní mračna; vodní mraky se mohou hypoteticky vyskytovat v oblastech, kde se tlak pohybuje mezi 50 až 100 bar, mračna hydrosulfidu amonného v rozmezí 20 až 40 bar, amoniakové či sulfanová mračna mezi 3 až 10 bar a závěrem detekovaná slabá metanová mračna vyskytující se v rozmezí 1 až 2 bar.[2][22][30][31] Troposféra Uranu je velice dynamická oblast se silnými větry, světlými mračny a sezónními změnami, které jsou více popsány níže.[5]

Svrchní atmosféra

Prostřední vrstva atmosféry Uranu je stratosféra, kde teplota obecně roste s výškou z 53 K v tropopauze až na 800 až 850 K ve spodní části termosféry.[32] Nárůst teploty ve stratosféře je způsobena absorpcí ultrafialového a infračerveného záření metanem a dalšími uhlovodíky,[33] které tvoří a vznikají v této vrstvě jako výsledek fotolýzy.[26] Heat is also conducted from the hot thermosphere.[33] Uhlovodíky se vyskytují v relativně úzké vrstvě ve výšce mezi 100 až 280 km, kde se tlak pohybuje mezi 10 až 0,1 mbar (1000 až 10 kPa) a teplota se pohybuje mezi 75 až 170 K.[24][27] Nejhonější uhlovodík v této oblasti je metan, acetylén a ethan s poměrným zastoupením okolo 10−7 vzhledem k vodíku. Poměrné zastoupení oxidu uhelnatého je stejné v těchto výškách.[24][27][29] Těžší uhlovodíky a oxid uhličitý mají poměrné zastoupení o tři řády nižší.[27] Průměrné množství vody je okolo 7 × 10-9.[28] Ethan a acetylén kondenzují ve chladnějších částech stratosféry a tropopauz (když dojde k poklesu tlaku pod 10 mBar), čímž vzniká zamlžená vrstva,[26] která je částečně zodpovědná za nevýrazný vzhled Uranu. Nicméně výskyt uhlovodíku ve stratosféře Uranu nad mlžnou vrstvou je významně nižší než výskyt uhlovodíků ve stratosféře jiných plynných obrů.[24][34]

Nejzazší vrstva atmosféry Uranu je tvořena termosférou a koronou, která má jednotnou teplotu mezi 800 až 850 K.[2][34] Potřebné zdroje tepla, které by byly schopny udržovat takto vysoké teploty nejsou zcela pochopeny, jelikož ani množství ultrafialového a infračerveného záření nejsou schopny poskytnout potřebnou energii. Je možné, že k vysoké teplotě přispívá i slabé vyzařování tepla do okolí vlivem přikrývky uhlovodíků ve stratosféře nad hladinou tlaku 0,1 mBar.[32][34] Kromě molekulárního vodíku obsahuje termosféra a korona i vysoký podíl volných atomů vodíku. Jejich malá hmotnost společně s vysokou teplotou vysvětlují, proč je tato unikátní korona rozšířena až do vzdálenosti 50 000 km odpovídající dvěma poloměrům planety a ve sluneční soustavě tak zcela atypická.[32][34] Korona ovlivňuje malé částice obíhající kolem Uranu tak, že je odtlačuje pryč, což se projevuje na prstencích Uranu.[32] Termosféra planety společně se svrchní stratopauzou tvoří ionosféru Uranu.[23] Pozorování ukazují, že se ionosféra rozkládá ve výšce mezi 2 000  až 10 000 km.[23] Ionosféra Uranu je hustší než ionosféra u Saturnu a Neptunu.[34][35] Ionosféra je živena ultrafialovým zářením od Slunce a její hustota záleží na sluneční aktivitě.[36] Ve srovnání s Jupiterem či Saturnem je vzniklá aurora zcela zanedbatelná.[34][37]

Magnetické pole

Magnetické pole Uranu viděné sondou Voyager 2 v roce 1986. S a N jsou magnetický jižní a severní pól.

Než přiletěla sonda Voyager 2 k Uranu, neexistovaly žádné měření magnetického pole planety a tak jeho charakter zůstával záhadou. Před rokem 1986 astronomové očekávali, že magnetické pole Uranu bude ležet ve směru slunečního větru.[38] Uranovo magnetické pole je zvláštní tím, že se jeho centrum nenachází v centru planety a je vychýleno téměř 59° vzhledem k ose rotace.[38][39] Ve skutečnosti je magnetické pole posunuto mimo střed planety směrem k jižnímu rotačnímu pólu o jednu třetinu poloměru planety.[38] Pravděpodobně je vytvářeno pohybem v relativně mělkých hloubkách pod povrchem Uranu. Jelikož Neptun má podobně umístěné magnetické pole, lze předpokládat, že tento jev není následkem výchylky osy. Magnetosféra je zkroucena rotací planety do dlouhého vývrtkovitého tvaru vzadu za planetou. Zdroj magnetického pole je neznámý; o dříve předpokládaném elektricky vodivém extrémně stlačeném oceánu vody a amoniaku mezi jádrem a atmosférou[15] se nyní soudí, že neexistuje.

Tato anomálie v poloze magnetického pole způsobuje silnou asymetrii magnetosféry na jednotlivých stranách planety. Na jižní polokouli může síla magnetického pole při povrchu dosahovat pouze 10 µT, na severní polokouli pak může dosahovat až 110 µT.[38] V průměru má pole sílu okolo 23 µT.[38] Pro srovnání, magnetické pole Země je zhruba stejně silné u obou pólů, a jeho „magnetický rovník“ je přibližně rovnoběžný s jeho zeměpisným rovníkem.[39] Magnetický dipólový moment Uranu je 50 krát větší než na Zemi.[38][39] Neptun má podobně posunuté a ukloněné magnetické pole, což napovídá, že by se mohlo jednat o obocený rys ledových obrů.[39] Jedna hypotéza předpokládá, že oproti terestrickým planetám a plynným obrům, kde magnetické pole vzniká v jádře, je u ledových obrů vznik magnetického pole spojen s pohybem v menší hloubce například v oceánu vody a čpavku nacházejícím se nad jádrem.[15][40]

Navzdory netypickému magnetickému poli v jiných ohledech je magnetosféra stejná jako u jiných planet: má rázovou vlnu nacházející se 23 poloměrů planety před Uranem, magnetopauzu ve vzdálenosti 18 poloměrů Uranu, plně vyvinutý magnetický ohon a radiační pásy.[38][39][41] Celkově je ale struktura magnetosféry odlišná od magnetosféry Jupiteru a spíše se podobá magnetosféře Saturnu.[38][39] Magnetický ohon Uranu se táhne za planetou do vzdálenosti miliónů kilometrů a vlivem rotace planety je zkroucen do vývrtky.[38][42]

Magnetosféra Uranu obsahuje nabité částice: protony a elektrony s malým množstvím iontů H2+.[39][41] Žádné další těžší ionty nebyly zaznamenány. Většina zmiňovaných částic pravděpodobně pochází z horké atmosférické korony.[41] Energie iontů a elektronů může dosahovat 4 až 1,2 megaelektronvoltu.[41] Hustota nízkoenergetických iontů (pod 1 kiloelektronvolt) je ve vnitřní magnetosféře okolo 2 cm−3.[43] Množství částic je silně ovlivněna měsíci Uranu, které vymetly oblasti okolo svojich drah a vytvořily tak mezery.[41] Tok částic je dostatečně vysoký, aby způsobil ztmavnutí měsíčních povrchů za astronomicky relativně krátkou dobu 100 000 let,[41] což může být příčinou rovnoměrně tmavého zbarvení měsíců a prstenců.[44] Uran má relativně dobře vyvinutou polární záři, která je vidět jako jasný oblouk okolo obou magnetických pólů.[34] Na rozdíl od Jupitera, polární záře Uranu výrazně neovlivňují energetickou bilanci termosféry.[37]

Dráha a rotace

Uran obíhá Slunce ve střední vzdálenosti 2 870 972 220 km. Planeta se přibližuje ke Slunci nejvíce na 2 735 555 035 km a vzdaluje na 3 006 389 405 km.

Okolo Slunce oběhne jednou za 84,07 let a kolem své osy se otočí za 17 hodin a 14 minut.

Odklon osy

Jedním z nejvýznačnějších znaků Uranu je vychýlení jeho osy o téměř 90°. V důsledku toho v jedné části jeho oběžné dráhy na jeden z pólů stále svítí Slunce, zatímco druhý pól je odvrácen. Na opačné straně oběžné dráhy se orientace pólů vzhledem k Slunci obrátí. Pouze ve dvou krátkých úsecích orbity nacházejících se mezi těmito dvěma extrémy v oblasti kolem rovníku Slunce vychází a zapadá normálně.

V době průletu Voyageru 2 v roce 1986 byl Uranův jižní pól směřován téměř přesně ke Slunci. Samotné označení tohoto pólu je předmětem diskuzí. U Uranu lze říci buď, že má odklon osy rotace o něco málo více než 90°, nebo že má odklon osy rotace o něco málo méně než 90° a rotuje ve zpětném směru. Tyto dva popisy přesně odpovídají skutečnému chování planety; výsledkem odlišných definic je jen určení, který pól je severní a který jižní.

Příčina Uranova extrémního vychýlení osy není známa. Spekuluje se, že během formování planety došlo možná ke kolizi s velkou protoplanetou, která způsobila změnu orientace. Provedené simulace však tuto teorii nepotvrzují a proto se uvažuje i o vlivu husté atmosféry, která díky sklonu osy rotace cirkuluje zvláštním způsobem.[9]

Je zřejmé, že Uranův extrémní odklon osy způsobuje také radikální sezónní výkyvy počasí. Během průletu Voyageru 2 byl pásový vzor Uranovy atmosféry velmi jemný a klidný. Dřívější pozorování Hubblova vesmírného dalekohledu v kontrastu s tím ukazovala mnohem zřetelnější pásování ve chvíli, kdy Slunce osvětlovalo Uranův rovník. V roce 2007 bylo Slunce přesně nad Uranovým rovníkem.

Klima

V ultrafialové a viditelné oblasti spektra je atmosféra Uranu pozoruhodně nevýrazná ve srovnání s ostatními plynnými obry a to dokonce včetně atmosféry Neptunu, která je jinak silně podobná.[5] Když kolem planety prolétla v roce 1986 americká sonda Voyager 2, pozorovala v celé atmosféře pouze deset mračen.[4][19] Jedno z možných vysvětlení, proč je na Uranu atmosféra takto klidná je to, že vnitřní teplo Uranu je velice nízké, což neumožňuje výraznější dynamické procesy v atmosféře.[2][17]

Prstence a měsíce

Prstence

Související informace naleznete také v článku Prstence Uranu.
Soubor:FDS 26852.19 Rings of Uranus.gif
Uranovy prstence jak je viděla sonda Voyager 2

Uranův systém planetárních prstenců je nezřetelný. Skládá se z dosud objevených 13 prstenců.[45] Ty jsou velmi tenké a jsou složeny z tmavých balvanů o velikosti od 10 cm do 30 metrů v průměru.[9]

Většina prstenců je tak tenká, že by nemohly existovat bez přítomnosti tzv. pastýřských měsíců. Ty se pohybují poblíž nich, svou gravitací ovlivňují částice v prstenci a drží tak prstence pohromadě.[46] Zatím se podařilo objevit dva z nich: Cordelia a Ophelia.[47] Další pastýřské měsíce jsou pravděpodobné, zatím však nebyly nalezeny.

V roce 2008 bylo známo, že prstence Uranu tvoří 13 jednotlivých prstenců.

Historie objevů

První prstence byly objeveny v podstatě náhodou při zákrytu hvězdy Uranem v březnu 1977 Jamesem L. Elliotem, Edwardem W. Dunhamem a Douglasem J. Minkem v Kuiperově observatoři v Aiborne (Kuiper Airborne Observatory).[48] Objev byl potvrzen sondou Voyager 2, která prolétla kolem Uranu v roce 1986.

Hubbleův vesmírný dalekohled zpozoroval v srpnu 2003 další slabé prachové prstence Uranu. V letech 2007 – 2008 následovaly další objevy pozemskými teleskopy i Hubbleovým dalekohledem.

Měsíce

Související informace naleznete také v článku Měsíce Uranu.

Uran má 27 známých měsíců. Mezi pět hlavních patří Miranda, Ariel, Umbriel, Titania a Oberon. Největší z nich jsou Titania a Oberon s průměry přes 1500 km. Všechny měsíce jsou málo jasné na to, aby je šlo pozorovat běžnými dalekohledy.[10]

Měsíce se dají rozdělit do tří skupin, které se obvykle nazývají rodiny.[49]

  • Vnitřní měsíce s pravidelnými drahami obíhají v blízkosti planety po kruhových drahách v rovinách ležících téměř přesně v rovině rovníku planety. Do této rodiny patří Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda, Puck, Perdita, Mab a Cupid. Všechny leží mezi Uranovými prstenci nebo v jejich těsné blízkosti.
  • Vnější měsíce s pravidelnými drahami obíhají ve střední vzdálenosti až za prstenci. Jejich dráhy jsou také prakticky kruhové a leží téměř přesně v rovině rovníku. Do této rodiny patří největší Uranovy měsíce Miranda, Ariel, Umbriel, Titania a Oberon.
  • Měsíce s nepravidelnými drahami obíhají ve větších vzdálenostech od planety po více či méně výstředných drahách. Jedná se pravděpodobně o zachycená transneptunická tělesa. Do této rodiny patří Caliban, Stephano, Trinculo, Sycorax, Margaret, Prospero, Setebos, Francisco a Ferdinand.

Vznik měsíců

Vznik velkých Uranových měsíců proběhl pravděpodobně stejným způsobem jako vznikaly kamenné planety. Jelikož je však Uran velmi vzdálen od Slunce, v žádné z fází vzniku měsíců nevystoupila teplota na vysoké hodnoty jako v případě okolí Jupitera. Vlivem nízkých teplot tak nedošlo k úniku lehce tavitelných látek z původního disku okolo vznikající planety.

Většina malých měsíců jsou zřejmě asteroidy, které byla Uranem zachyceny.[9]

Historie objevu

První dva měsíce byly objeveny ještě objevitel Uranu Williamem Herschelem.[50] Do roku 1986 bylo známo jen 5 největších měsíců. V tomto roce dosáhla planety sonda Voyager 2, na jejíchž snímcích bylo zjištěno jedenáct dalších měsíců [49] Vzdálené měsíce byly objeveny až po roce 1997.

Pozorování

Za velmi dobrých pozorovacích podmínek a při znalosti jeho polohy (od roku 2009 se nachází v souhvězdí Ryb) jde Uran pozorovat i pouhým okem.[10] V tu dobu je jeho hvězdná velikost 5,5 mag, ale není stálá, jelikož mezi lety 1995 až 2006 kolísala mezi +5,6 až +5,9.[51] Úhlový průměr je mezi 3,4 a 3,7 obloukové vteřiny. Pro srovnání: průměr Saturnu je mezi 16 a 20, Jupitera mezi 32 a 45 vteřinami. [51] V době opozice je Uran viditelný pouhým okem v neznečištěné atmosféře světelnými zdroji, pro pozorování v zastavěných oblastech je nutné použít minimálně dalekohled.[52] S malými teleskopy mezi 15 až 23 cm je planeta jeví jako světlý azurový disk s tmavšími oblastmi. S teleskopy mající zrcadlo aspoň 25cm a více je možné pozorovat mračna a větší měsíce planety jako například Titanii a Oberon.[53]

Objevení a pojmenování

Planetu objevil v roce 1781 pomocí dalekohledu vlastní výroby anglický astronom německého původu William Herschel. Uran byl první objevenou planetou, která nebyla známa již od dávných časů, a ačkoliv byl při mnoha příležitostech pozorován již dříve, vždy byl mylně považován za další hvězdu. (Nejstarší zaznamenané pozorování se datuje do roku 1690, když jej anglický astronom John Flamsteed katalogizoval jako 34. hvězdu souhvězdí Tauri).

Herschel nově objevenou planetu pojmenoval původně Georgium Sidus (Hvězda krále Jiřího) na počest anglického krále Jiřího III. Toto jméno se však mimo Británii neujalo. Na návrh Jeromeho Lalanda jej francouzští astronomové začali nazývat Herschel, zatímco Němec Johann Bode prosadil jméno Uran po řeckém bohu.

Průzkum nejstarších vydání časopisu Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Měsíční postřehy Královské astronomické společnosti) z roku 1827 ukazuje, že minimálně v té době (a možná i dříve) byl mezi britskými astronomy název Uran již běžným. Název Georgium Sidus nebo „the Georgian“ byl občas užíván (jen Brity) i poté. Nejdéle se udržel původní název v HM Nautical Almanac Office, který začal používat název Uran až v roce 1850.

Kosmické sondy

Uran byl za celou dobu kosmických letů zkoumán pro svojí vzdálenost od Slunce pouze jedinou planetární sondou, která tak přinesla většinu poznatků, které lidstvo o této planetě má.[54] Touto sondou se stala americká planetární sonda Voyager 2, která v roce 1986 prolétla okolo planety.

Kosmická planetární sonda Voyager 2 v představách umělce

Voyager 2

Související informace naleznete také v článku Voyager 2.

Nejbližší přiblížení k Uranu nastalo 24. ledna 1986, kdy se sonda nacházela 81 500 km nad horní vrstvou Uranovy atmosféry. Během průletu kolem planety sonda objevila 10 dříve neznámých měsíců, studovala unikátní atmosféru planety, prozkoumala prstence planety a podařilo se jí určit přesnou rotační dobu planety (17 hodin a 14 minut) kolem své osy.[55] Během průletu sonda odeslala k Zemi okolo 8 000 fotografií.[56]

Voyager 2 podrobně studoval rotaci třetí největší planety sluneční soustavy a na základě pozorování bylo zjištěno, že se planeta otočí kolem své osy za 17 hodin a 14 minut a že současně jako jediná planeta sluneční soustavy rotuje s osou rotace položenou do roviny oběhu (zdánlivě tedy planeta „válí sudy“). Předpokládá se, že tato rotace je důsledkem srážky mladé planety s větším tělesem v době formování planetární soustavy.[zdroj?]

Voyager 2 zjistil, že jeden z nejpozoruhodnějších důsledků Uranovy polohy na boku je její vliv na ohon magnetického pole, které je samo skloněno o 60 stupňů od jeho rotační osy. Ohon magnetického pole je zkroucený rotací planety do tvaru dlouhé vývrtky. Před příletem Voyageru 2 nebylo o existenci magnetického pole Uranu nic známo. Sonda pozorovala i radiační pásy okolo Uranu, které jsou velmi podobné těm, jenž byly pozorovány u Saturnu. Podobně jako u Jupiteru a Saturnu i zde sonda využila gravitačního působení planety pro korekci své dráhy směrem k Neptunu a nabrání potřebné rychlosti.

Poznámky

  1. ↑ Poměrné zastoupení je počet molekul sloučeniny na molekulu vodíku.

Odkazy

Reference

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Uranus na anglické Wikipedii.

  1. ↑ MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program [online]. [cit. 2007-08-27]. Dostupné online. 
  2. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r LUNINE, Jonathan. I. The Atmospheres of Uranus and Neptune. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1993, s. 217–263. Dostupné online. DOI 10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. 
  3. ↑ a b c d e f g h i j PODOLAK, M., Weizman, A.; Marley, M. Comparative models of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci.. 1995, s. 1517–1522. Dostupné online. DOI 10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  4. ↑ a b c d SMITH, B.A., Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et al. Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results. Science. 1986, s. 97–102. Dostupné online. DOI 10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. 
  5. ↑ a b c d e SROMOVSKY, L.A., Fry, P.M. Dynamics of cloud features on Uranus. Icarus. 2005, s. 459–483. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2005.07.022.  Chybná citace: Neplatná značka <ref>; název „Sromovsky2005“ použit vícekrát s různým obsahem
  6. ↑ POKORNÝ, Zdeněk. Exoplanety. Praha: Academia, 2007. ISBN 978-80-200-1510-5. S. 62.  [Dále jen Pokorný]
  7. ↑ a b Jupiter sa (možno) sformoval za 300 rokov. Kozmos. 2003, roč. XXXIV, čís. 1, s. 2. ISSN 0323-049X. (slovensky) 
  8. ↑ Pokorný, str. 75.
  9. ↑ a b c d e GRYGAR, Jiří. Nebeský cestopis [online]. Český rozhlas Leonardo, 2009-01-10 [cit. 2009-01-11]. Kapitola Co víme o Uranu. Čas 30:10 od začátku stopáže. Dostupné online. 
  10. ↑ a b c d RIDPATH, Ian. Hvězdy a planety. Praha: Euromedia Group, k. s. – Knižní klub, 2004. ISBN 80-242-1193-9. Kapitola Uran, s. 54-55. 
  11. ↑ JACOBSON, R.A., Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P. The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data. The Astronomical Journal. 1992, s. 2068–2078. Dostupné online. DOI 10.1086/116211. 
  12. ↑ a b SEIDELMANN, P. Kenneth, Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al. Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006. Celestial Mech. Dyn. Astr.. 2007, s. 155–180. Dostupné online. DOI 10.1007/s10569-007-9072-y. 
  13. ↑ a b c PODOLAK, M., Podolak, J.I.; Marley, M.S. Further investigations of random models of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci.. 2000, s. 143–151. Dostupné online. DOI 10.1016/S0032-0633(99)00088-4. 
  14. ↑ a b c d FAURE, Gunter, Mensing, Teresa. Introduction to Planetary Science. Uranus: What Happened Here?. Redakce Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.. [s.l.]: Springer Netherlands, 2007. DOI 10.1007/978-1-4020-5544-7_18. 
  15. ↑ a b c ATREYA, S., Egeler, P.; Baines, K. Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?. Geophysical Research Abstracts. 2006, s. 05179. Dostupné online. 
  16. ↑ a b c HANEL, R., Conrath, B.; Flasar, F.M.; et al. Infrared Observations of the Uranian System. Science. 1986, s. 70–74. Dostupné online. DOI 10.1126/science.233.4759.70. PMID 17812891.  Chybná citace: Neplatná značka <ref>; název „1986Hanel“ použit vícekrát s různým obsahem
  17. ↑ a b c d e f g h PEARL, J.C., Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A. The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data. Icarus. 1990, s. 12–28. Dostupné online. DOI 10.1016/0019-1035(90)90155-3.  Chybná citace: Neplatná značka <ref>; název „Pearl1990“ použit vícekrát s různým obsahem
  18. ↑ David Hawksett. Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?. Astronomy Now. 2005, s. 73. 
  19. ↑ a b Emily Lakdawalla. No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics [online]. 2004 [cit. 2007-06-13]. Dostupné online. 
  20. ↑ B. Conrath et al.. The helium abundance of Uranus from Voyager measurements. Journal of Geophysical Research. 1987, s. 15003–15010. Dostupné online. DOI 10.1029/JA092iA13p15003. 
  21. ↑ LODDERS, Katharin. Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements. The Astrophysical Journal. 2003, s. 1220–1247. Dostupné online. DOI 10.1086/375492. 
  22. ↑ a b LINDAL, G.F., Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; et al. The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2. J. Of Geophys. Res.. 1987, s. 14,987–15,001. Dostupné online. DOI 10.1029/JA092iA13p14987. 
  23. ↑ a b c d TYLER, J.L., Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et al. Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites. Science. 1986, s. 79–84. Dostupné online. DOI 10.1126/science.233.4759.79. PMID 17812893. 
  24. ↑ a b c d e BISHOP, J., Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P. Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere. Icarus. 1990, s. 448–463. Dostupné online. DOI 10.1016/0019-1035(90)90094-P. 
  25. ↑ DEPATER, Imke, Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. Uranius Deep Atmosphere Revealed. Icarus. 1989, s. 288–313. Dostupné online. DOI 10.1016/0019-1035(89)90040-7. 
  26. ↑ a b c SUMMERS, Michael E., Strobel, Darrell F. Photochemistry of the Atmosphere of Uranus. The Astrophysical Journal. 1989, s. 495–508. Dostupné online. DOI 10.1086/168031. 
  27. ↑ a b c d e BURGORF, Martin, Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al. Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy. Icarus. 2006, s. 634–637. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2006.06.006. 
  28. ↑ a b c ENCRENAZ, Therese. ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?. Planet. Space Sci.. 2003, s. 89–103. Dostupné online. DOI 10.1016/S0032-0633(02)00145-9. 
  29. ↑ a b ENCRENAZ, Th., Lellouch, E.; Drossart, P. First detection of CO in Uranus. Astronomy & Astrophysics. 2004, s. L5–L9. Dostupné online [cit. 2007-08-05]. DOI 10.1051/0004-6361:20034637. 
  30. ↑ a b DEPATER, Imke, Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. Possible Microwave Absorption in by H2S gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres. Icarus. 1991, s. 220–233. Dostupné online. DOI 10.1016/0019-1035(91)90020-T. 
  31. ↑ ATREYA, Sushil K., Wong, Ah-San. Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes. Space Sci. Rev.. 2005, s. 121–136. Dostupné online. DOI 10.1007/s11214-005-1951-5. 
  32. ↑ a b c d HERBERT, Floyd, Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et al. The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2. J. Of Geophys. Res.. 1987, s. 15,093–15,109. Dostupné online. DOI 10.1029/JA092iA13p15093. 
  33. ↑ a b YOUNG, Leslie A., Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et al. Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation. Icarus. 2001, s. 236–247. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.2001.6698. 
  34. ↑ a b c d e f g HERBERT, Floyd, Sandel, Bill R. Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci.. 1999, s. 1119–1139. Dostupné online. DOI 10.1016/S0032-0633(98)00142-1. 
  35. ↑ TRAFTON, L.M., Miller, S.; Geballe, T.R.; et al. H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora. The Astrophysical Journal. 1999, s. 1059–1023. Dostupné online. DOI 10.1086/307838. 
  36. ↑ ENCRENAZ, Th., Drossart, P.; Orton, G.; et al. The rotational temperature and column density of H+3 in Uranus. Planetary and Space Sciences. 2003, s. 1013–1016. Dostupné online. DOI 10.1016/j.pss.2003.05.010. 
  37. ↑ a b LAM, Hoanh An, Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et al. Variation in the H+3 emission from Uranus. The Astrophysical Journal. 1997, s. L73–L76. Dostupné online. DOI 10.1086/310424. 
  38. ↑ a b c d e f g h i NESS, Norman F., Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Magnetic Fields at Uranus. Science. 1986, s. 85–89. Dostupné online. DOI 10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. 
  39. ↑ a b c d e f g RUSSELL, C.T. Planetary Magnetospheres. Rep. Prog. Phys.. 1993, s. 687–732. Dostupné online. DOI 10.1088/0034-4885/56/6/001. 
  40. ↑ STANLEY, Sabine, Bloxham, Jeremy. Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields. Letters to Nature. 2004, s. 151–153. Dostupné online [cit. 2007-08-05]. DOI 10.1038/nature02376. 
  41. ↑ a b c d e f KRIMIGIS, S.M., Armstrong, T.P.; Axford, W.I.; et al. The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment. Science. 1986, s. 97–102. Dostupné online. DOI 10.1126/science.233.4759.97. PMID 17812897. 
  42. ↑ Voyager: Uranus: Magnetosphere [online]. 2003 [cit. 2007-06-13]. Dostupné online. 
  43. ↑ BRIDGE, H.S., Belcher, J.W.; Coppi, B.; et al. Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2. Science. 1986, s. 89–93. Dostupné online. DOI 10.1126/science.233.4759.89. PMID 17812895. 
  44. ↑ Voyager Uranus Science Summary [online]. 1988 [cit. 2007-06-09]. Dostupné online. 
  45. ↑ SHOWALTER, Mark; LISSAUER, Jack. The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics. Science. 2006, roč. 311, čís. 11, s. 973-977. Dostupné online. ISSN 0036-8075. 
  46. ↑ VÁCLAVÍK, Michal. S/2007 S4 aneb „Saturn slaví šedesátku“ [online]. Česká astronomická společnost, 2007-07-22 [cit. 2009-01-17]. Dostupné online. 
  47. ↑ Uran [online]. Sdružení Aldebaran Group for Astrophysics, 2007-03-13 [cit. 2009-01-17]. Dostupné online. 
  48. ↑ Prstence velkých planet [online]. [cit. 2009-01-17]. Kapitola Uran. Dostupné online. 
  49. ↑ a b Astronomia [online]. Pedagogická fakulta Západočeské univerzity, 2007 [cit. 2009-01-18]. Kapitola Měsíce. Dostupné online. 
  50. ↑ Astronomia [online]. Pedagogická fakulta Západočeské univerzity, 2007 [cit. 2009-01-18]. Kapitola Uran. Dostupné online. 
  51. ↑ a b Fred Espenak. Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006 [online]. 2005 [cit. 2007-06-14]. Dostupné online. 
  52. ↑ NASA's Uranus fact sheet [online]. [cit. 2007-06-13]. Dostupné online. 
  53. ↑ Gary T. Nowak. Uranus: the Threshold Planet of 2006 [online]. 2006 [cit. 2007-06-14]. Dostupné online. 
  54. ↑ Neptune [online]. nineplanets.org [cit. 2008-12-28]. Dostupné online. (anglicky) 
  55. ↑ HAMILTON, Calvin. The Voyager Planetary Mission [online]. Jet Propulsion Laboratory [cit. 2008-03-02]. Dostupné online. (anglicky) 
  56. ↑ NSSDC ID: 1977-076A [online]. nssdc.gsfc.nasa.gov [cit. 2008-02-22]. Dostupné online. (anglicky) 

Externí odkazy

Související články

Logo Wikimedia Commons Obrázky, zvuky či videa k tématu Uran na Wikimedia Commons Šablona:Portál Planetární vědy

Sluneční soustava
SlunceMerkurVenušeZeměMěsícMarsMěsíce MarsuCeresHlavní pás asteroidůJupiterMěsíce JupiteruSaturnMěsíce SaturnuUranMěsíce UranuNeptunMěsíce NeptunuPlutoMěsíce PlutaHaumeaMěsíce HaumeyMakemakeKuiperův pásErisDysnomiaRozptýlený diskHillsův oblakOortův oblak
Slunce • Merkur • Venuše • Země • Mars • Ceres • Jupiter • Saturn • Uran • Neptun • Pluto • Haumea • Makemake • Eris

Šablona:Uranovy měsíce Šablona:Link FA Šablona:Link FA

Šablona:Link FA

Citováno z „https://cs.wikipedia.org/w/index.php?title=Uran_(planeta)&oldid=4497327“