Uran

Uran jest siódmą planetą Układu Słonecznego, znajduje się już na granicy widzialności gołym okiem. Wraz ze zmianą odległości planety od Ziemi, od 2586×10⁶ km do 3153×10⁶ km, (średnio 19,2 j.a.) zmienia się jej jasność od +5,4^m do +6,0^m. Uran obiega Słońce w ciągu 84,01 roku po eliptycznej orbicie z mimośrodem 0,0473. Średnia prędkość planety w ruchu wokół Słońca wynosi 6,8 km/s. Uran znajduje się daleko od Ziemi i dlatego na niebie porusza się wolno. Ponieważ w ciągu roku przesuwa się między gwiazdami średnio zaledwie o 4°÷5°, widzimy go w tym samym gwiazdozbiorze nawet przez kilka kolejnych lat.

Cechą charakterystyczną planety jest położenie jej osi obrotu. Nachylenie równika Urana do płaszczyzny jego orbity wynosi 97,9°, dlatego też obrót planety, podobnie jak obrót Wenus, jest wsteczny. Ponieważ płaszczyzna orbity Urana jest nachylona do ekliptyki pod kątem 0,8°, oś obrotu planety leży niemal w płaszczyźnie ekliptyki, odchylając się od niej tylko o 8,8°. Tak nietypowe nachylenie osi obrotu planety wiąże się nierozłącznie z jego historią. Najprawdopodobniej niedługo po uformowaniu Układu Słonecznego doznał zderzenia z innym ciałem o rozmiarach planety i został „przewrócony” na bok. Uran na przemian zwraca ku nam swój północny lub południowy biegun.

Uran należy do planet o szybkim ruchu obrotowym. Z obserwacji pola magnetycznego planety, przeprowadzonych z Voyagera 2, udało się uściślić wartość pierwotnie otrzymanego okresu obrotu z 23 h na 16,8 h z dokładnością ±0,3 h. Dziś wiemy że jest to 17,2 h. Ten szybki obrót jest przyczyną spłaszczenia planety na biegunach. Średnica równikowa Urana wynosi 52 900 km i jest o 3703 km dłuższa od średnicy biegunowej.

Ponieważ Uran jest ponad czterokrotnie większy od Ziemi, na niebie wygląda jak gwiazda. Stąd wielu obserwatorów, którzy widzieli Urana na długo przed jego odkryciem, brało go za gwiazdę i tak zaznaczyło w atlasach nieba. Gdy wytrawny obserwator czasów nowożytnych, William Herschel, skierował 13 marca 1781 roku swój 15,5 cm teleskop na tę „gwiazdę” w konstelacji Bliźniąt, wydała mu się ona większa od pozostałych. Zwiększył zatem powiększenie swego teleskopu z 227 do 460 razy i ku jego zdziwieniu gwiazda również zwiększyła swe rozmiary kątowe. Przy powiększeniu 932-krotnym rozmiary kątowe były jeszcze większe. W pierwszej chwili Herschel sądził, że odkrył kometę, nie miała ona jednak warkocza ani otoczki gazowej i jak się po pewnym czasie okazało, poruszała się po kołowej orbicie wokół Słońca. Nie było już wtedy wątpliwości, że nietypowa gwiazda jest planetą.

Odkrycie nowej planety było bardzo doniosłym wydarzeniem czasów nowożytnych. Układ planetarny, niezmienny od starożytności, zaczął się zwiększać. Chociaż znany ówczesny astronom Johann E. Bode usiłował nazwać nowo odkryty obiekt jednym z imion postaci mitologicznych, nawiązując do tradycji już istniejących nazw, Herschel nazwał planetę Georgium Sidus (Gwiazda Jerzego) na cześć swojego protektora, króla angielskiego Jerzego III. Nazwę Uran zaczęto powszechnie stosować dopiero w 60 lat po odkryciu planety.

Uran pozostawał przez ponad dwa stulecia zagadkową planetą. Jego tajemnice odsłoniła dopiero sonda Voyager 2, która 24 stycznia 1986 roku przeleciała w odległości 107 100 km od środka Urana. Znajdowała się ona wówczas w odległości 2966×10⁶ km od Ziemi, a wysłane z niej informacje o Uranie i jego księżycach biegły do nas 2 h 44 min i 55 s. Przesłała ona wtedy 7000 obrazów tej planety.

Południowa półkula Urana w naturalnym zabarwieniu

Ta sama półkula co obok, ale w nienaturalnych barwach. Pomarańczowy owal wskazuje obszar okołobiegunowy

Uran należy do planet olbrzymów. Jego budowa jest podobna do budowy Jowisza i Saturna. Masa Urana jest 14,54 razy większa od masy Ziemi. Jądro planety, zbudowane ze skał krzemianowych, skupia 24% całkowitej masy Urana. Otacza je rozległa warstwa lodu oraz amoniaku i metanu w postaci zestalonej. Warstwa ta stanowi aż 65% masy planety. Pozostałe 11% masy Urana przypada na jego atmosferę o grubości około 4000 km.

Atmosfera planety składa się z wodoru i helu, a w niższych warstwach również z chmur amoniaku i metanu. To właśnie metan nadaje tej planecie charakterystyczne zielonkawo-niebieskie zabarwienie, pochłaniając czerwoną składową białego światła słonecznego. Stąd też zrodziło się porównanie, że Uran swym zabarwieniem, w konsekwencji też kształtem przypomina oko gigantycznego byka. Chmury metanu i amoniaku położone są niżej niż w atmosferze Jowisza lub Saturna. Na wodór przypada 10% całkowitej objętości atmosfery Urana, a na hel 15%. Ilość helu w atmosferze Urana jest nieco większa niż na Słońcu (14%), na Jowiszu (10%) i na Saturnie (5%).

Temperatura atmosfery na wysokości około 1000 km nad powierzchnią planety wynosi −210 °C. W warstwach metanu i amoniaku jest nieco wyższa od −190 °C do −70 °C. Różnica temperatur pomiędzy obszarami biegunowymi i równikowymi wynosi tylko kilka stopni i średnio ma około 60 K. Świadczy to o dobrej dynamice atmosfery, w której następuje równomierne rozchodzenie się promieniowania słonecznego wokół całej planety.

Wiatr na Uranie wieje w kierunku obrotu planety. Chmury w atmosferze Urana układają się podobnie jak obłoki w atmosferach Jowisza i Saturna, lecz są mniej wyraźne. Ruch obłoków jest najwolniejszy w równikowych obszarach planety, natomiast w kierunku ku biegunom prędkość obłoków wzrasta. Wynosi ona od 46 do 160 m/s.

Nad południowym biegunem planety, zwróconym do Słońca, widoczna jest brązowa mgiełka. Wywołuje ją prawdopodobnie promieniowanie słoneczne przemieniające cząsteczki atmosfery na metan. Jest ona źródłem pewnej ilości promieniowania ultrafioletowego, zwanego blaskiem dziennym.

Najwyżej położona warstwa atmosfery składa się z wodoru. Temperatura w tej promieniującej wodorowej koronie nad biegunem zwróconym do Słońca wynosi 750 K, nad przeciwnym, biegunem aż 1000 K. Dalej od planety wodorowa korona ustępuje miejsca plazmie, złożonej z protonów, jonów i wolnych elektronów. Jej temperatura wynosi 400×10⁶ K. Korona ta świeci intensywniej niż korona Saturna. Część energetycznych cząstek plazmowej otoczki Urana absorbują jego księżyce.

Ciśnienie atmosfery rośnie równomiernie od 0,1 MPa w górnych jej warstwach do 1000 MPa przy powierzchni planety. Powierzchnia Urana jest prawdopodobnie pokryta grubą warstwą lodu i zestalonego amoniaku. Gęstość jądra kamiennego o masie 1÷2 mas Ziemi, sięga około 4,4 g/cm³. Średnia gęstość Urana, 1,71 g/cm³, jest nieco większa niż średnie gęstości Jowisza i Saturna. Uran zawiera zatem nieco mniej wodoru niż sąsiadujące z nim, omówione już dwie planety. Temperaturę we wnętrzu planety ocenia się na 11 000 K, a ciśnienie na 6×10⁶ MPa.

Uran produkuje mniej wewnętrznego ciepła niż Jowisz oraz Saturn, a nawet mniej niż Neptun. Niemal całe ciepło pochłania atmosfera planety, jedynie jego część jest wypromieniowywana w zakresie nadfioletu, przy czym jest go jedynie 1,14 razy więcej niż promieniowania, jakie otrzymuje Uran ze Słońca. Promieniowanie nadfioletowe powoduje typowe świecenie górnych warstw atmosfery planety. Ilość energii słonecznej padającej w jednostce czasu na jednostkę powierzchni Urana stanowi zaledwie 0,3% ilości dostarczanej Ziemi.

Pole magnetyczne Urana jest porównywalne z ziemskim. Nachylenie osi magnetycznej względem osi obrotu planety jest niewiarygodne: wynosi 59°, i jest ono źródłem jego dużej zmienności. Północny biegun pola magnetycznego zwrócony jest do Słońca. Jest ono przypuszczalnie utworzone przez znajdujący się pod wysokim ciśnieniem i przewodzący elektryczność ocean wody i amoniaku, leżący między atmosfera, planety a jej skalnym jądrem.

Źródłem spolaryzowanego radiopromieniowania Urana są elektrony poruszające się wzdłuż linii sił pola magnetycznego planety. Wirujący, cylindryczny ogon magnetyczny rozciąga się na co najmniej 10 milionów kilometrów poza planetę. Dzięki niezwykłej rotacji planety jest on skręcony w kształt przypominający korkociąg.

W lunecie o 100-krotnym powiększeniu Uran będzie widoczny jako mało wyraźna tarcza o zielonkawym zabarwieniu, bez wyraźnych szczegółów. Uran jest jednak zbyt oddalony, aby był odpowiednim obiektem do obserwacji. W niewielkiej lunetce nie dostrzeżemy żadnego z jego pięciu księżyców odkrytych z Ziemi, wszystkie są bowiem słabsze niż 14^m. W odróżnieniu od Saturna nie dostrzeżemy też pierścieni Urana, których istnienie definitywnie potwierdziły obserwacje z 1977 roku.

Pierścienie Urana. Jasny, najbardziej zewnętrzny to Epsilon

Odkrywca Urana i jego dwóch najjaśniejszych księżyców, W. Herschel, utrzymywał, że w latach 1787–1793 wielokrotnie obserwował pierścienie Urana, ale nigdy do końca nie wierzył w ich istnienie. Nikt więcej ich od tego czasu nie widział, nawet w znacznie silniejszych teleskopach. Obserwacje Herschela były więc tylko złudzeniem optycznym, któremu on sam, jako dobry i doświadczony obserwator, nie ulegał. Pierścienie Urana udało się odkryć dopiero metodą pośrednią, podczas obserwacji przez większą grupę astronomów zakrycia gwiazdy 9^m w dniu 10 marca 1977 roku. Jasność gwiazdy zmalała wcześniej, niż ją zdążyła zakryć tarcza planety, przy wyjściu zaś z zakrycia, na odwrót, gwiazda nie osiągnęła natychmiast swej normalnej jasności. Obserwacje przeprowadzone w rok później potwierdziły obecność pierścieni, których liczba, jak się obecnie przyjmuje, wynosi jedenaście.

Układ pierścieni Urana znajduje się w odległości od 41 880 km do 51 190 km od środka planety. Wszystkie pierścienie leżą w niemal jednej płaszczyźnie, identycznej z płaszczyzna równika planety (nachylenie orbit pierścieni wynosi od wartości bliskiej 0° do 0,066°, mimośród jest mniejszy niż 0,008). Pierścienie Urana, poczynając od wewnętrznego, otrzymały następujące oznaczenia: 6, 5, 4, Alfa, Beta, Eta, Gamma, Delta, 1986 U1R, Epsilon. Pierścień Epsilon jest niemal nieprzezroczysty, jego szerokość zmienia się od 20 km w obszarze znajdującym się najbliżej planety do 96 km w obszarze położonym najdalej. Pierścień Eta ma charakter bardziej rozmyty niż pozostałe pierścienie. Szerokość węższej z dwóch jego części składowych nie przekracza 5 km, natomiast szersza ma 55 km. Szerokość pozostałych pierścieni wynosi od 10 km (Alfa) do 600 m (Gamma). Pierścienie Epsilon oraz Delta dzieli odległość 2340 km. Największa przerwa między pierścieniami jest szerokości zaledwie 175 km.

Pierścienie Urana

Jedenaście wąskich pierścieni Urana różni się istotnie od obserwowanych na Jowiszu i Saturnie. Są one bardzo ciemne i składają się głównie z dużych, oblodzonych brył, osiągających kilkumetrowe rozmiary. Intensywne naświetlanie mogło spowodować znaczne pociemnienie metanu, uwięzionego w ich lodowej powierzchni. Bryły te muszą zderzać się ze sobą, tworząc drobny pył, który następnie rozprzestrzenia się w całym układzie pierścieni, tworząc pojawiające się i znikające ścieżki pyłowe pomiędzy pierścieniami. Wodorowa korona wokół Urana, zaobserwowana przez Voyagera 2, może powodować spiralny ruch cząstek pyłu w stronę planety.

Niekompletne pierścienie oraz zmienna nieprzezroczystość kilku pierścieni głównych zdają się sugerować, że powstały one później niż sam Uran. Cząstki tworzące pierścienie mogą być pozostałościami po księżycu, który został rozbiły w wyniku zderzenia lub rozerwany na części przez siły grawitacyjne.

Masa pierścieni Urana jest o wiele mniejsza od masy pierścieni Saturna i równa się zaledwie masie materiału zawartego w przerwie Cassiniego pierścieni Saturna.

Ponieważ pierścienie leżą w płaszczyźnie równika planety, niemal prostopadłej do ekliptyki, ich widok na niebie ulega jeszcze większym zmianom niż widok pierścieni Saturna. Podczas każdego 84-letniego obiegu Urana wokół Słońca widzimy je dwukrotnie w całej szerokości, dwukrotnie zaś pierścienie będą widoczne „z boku” jako bardzo cienka linia. Poza pierścieniami, planetę obiega 16 księżyców regularnych i 5 nieregularnych, ale to temat na inną okazję.