Uranus (planeta)

Un article de Wikipèdia, l'enciclopèdia liura.
Anar a : navigacion, Recercar
exemple de tèxte
Fairytale bookmark gold.png



Uranus
Uranus : simbòl astronomic
Fotografia d'Uranus presa au moment dau passatge de Voyager 2, en 1986.
Fotografia d'Uranus presa au moment dau passatge de Voyager 2, en 1986.
Caracteristicas orbitalas
(Epòca J2000.0)
Semiaxe major 2,870972220×109 km
(19,19126393 ua)
Afèli 3,006389405×109 km
(20,09647190 ua)
Perièli 2,735555035×109} km
(18 28 605 596 ua)
Circonferéncia orbitala 17 620 000 000 km
Excentricitat 0,04716771
Periòde de revolucion 30 708,1600 d
(84 a 27 d 3,84 h)
Periòde sinodic 369,6538 d
Velocitat orbitala mejana 6,7989 km/s
Velocitat orbitala maximala 7,128 km/s
Velocitat orbitala minimala 6,486 km/s
Inclinason 0,76986°
Nos ascendent 74,22988°
Argument del perièli 96,73436°
Satellits 27
Caracteristicas fisicas
Rai eqüatorial 25 656 km
(4,007 Tèrras)
Rai polar 25 068 km
(3,929 Tèrras)
Perimètre eqüatorial 160 592 km
Superfícia 8,1156×109 km²
(15,849 Tèrras)
Volum 6,9142×1013 km³
(63,086 Tèrras)
Massa 8,6832×1025 kg
(14,536 Tèrras)
Massa volumica mejana 1,318×103 kg/m³
Gravitat a la superfícia 8,69 m/s²
(0,886 g)
Velocitat de liberacion 21,3 km/s
Periòde de rotacion
(jorn sideral)
-0,718 d
(17 h 13,9 min (retrograd))
Velocitat de rotacion
(a l’eqüator)
24 607 km/h
Inclinason de l’axe 97,86°
Albedo mejan 0,51
Temperatura de superfícia
  • Min. : 59 K=-214 °C
  • Mej. : 68 K=-205 °C
  • Max. :
Caracteristicas de l’atmosfèra
Pression atmosferica 1,20×105 Pa
Diidrogèn H2 83 %
Èli He 15 %
Metan CH4 1,99 %
Amoniac NH3 0,01%
Etan C2H6 0,000 25%
Acetilèn C2H2 0,000 01%
Monoxid de carbòni CO traças
Sulfur d’idrogèn H2S traças


Descobèrta
Descobreire William Herschel
Data 13 de març de 1781

Uranus es la setena planeta dau Sistèma Solar per òrdre de distància au Soleu après Saturne e avans Neptun. Es una planeta giganta e gasosa coma Jupitèr, Saturne e Neptun. Tèn donc la tresena talha e la quatrena massa dau Sistèma Solar. Son atmosfèra de color blava es fòrça espessa e es la pus freja entre lei planetas. De mai, coma leis autrei planetas gigantas, Uranus tèn un sistèma d'anèus. Dins aquò, sa caracteristica pus espectaclosa es son axe de rotacion clinat de maniera quasi parallèla au plan dau Sistèma Solar. Aquela especificitat se retròba egalament dins la forma de la magnetosfèra e dins leis orbitas dei 27 satellits coneguts que tèn Uranus.

En causa de son alunchament, Uranus es coneguda per sei temperaturas fòrça bassas e per lei dificultats per l'estudiar. Ansin, foguèt la premiera planeta desconeguda durant l'Antiquitat que foguèt descubèrta amb un telescòpi en 1781 per William Herschel. De mai, a l'ora d'ara, gaire de telescòpis pòdon veire de detalhs de la planeta e una unica sonda espaciala visitèt lo sistèma d'Uranus. Foguèt la mission estatsunidenca Voyager 2 en 1986 après un viatge de nòu ans.

Aquela planeta foguèt nomada Uranus en onor d'aqueu dieu roman qu'èra lo paire de Saturne. L'apelacion foguèt donada de la mema maniera que lo dieu Saturne èra lo paire de Jupitèr.

Caracteristicas fisicas[modificar | modificar la font]

Uranus fa partida dei planetas gigantas gasosas amb Jupitèr, Saturne e Neptun. Sa densitat es donc relativament febla amb una valor de 1,27. Sa massa, egala a 14,5 còps la massa de la Tèrra, es la quatrena dau Sistèma Solar mai son rai eqüatoriau de quasi 25 000 km, representant quatre còps lo rai terrèstre, es lo tresen dau Sistèma Solar[1] [2].

Estructura intèrna[modificar | modificar la font]

Estructura intèrna possibla per Uranus.


La composicion d'Uranus es mau coneguda e varia segon lei modèls utilizats. Leis elements principaus formant la planeta serián de glaç d'aiga, d'amoniac e de metan que comptarián per una massa compresa entre 9,3 e 13,5 massas terrèstras[3] [4]. Idrogèn e èli, fòrça presents dins lei composicions de Jupitèr e Saturne, son pus rars sus Uranus amb solament una massa situada entre 0,5 e 1,5 massas terrèstras[3]. Lo rèsta de la massa de la planeta, entre 0,5 e 3,7 massas terrèstras, seriá rocassós[3].

Lo modèl classic de l'estructura intèrna d'Uranus es un nuclèu rocassós au centre de la planeta, enviroutat per un mantèu fach de glaç e subremontat d'una envolopa gasosa d'èli e d'idrogèn[3] [5]. Lo nuclèu seriá relativament pichon amb una massa de 0,55 massa terrèstra e auriá un rai egau a 20% dau rai de la planeta[3] [5]. Sa densitat seriá pròcha de 9 amb una pression de 800 GPa e una temperatura de 4 800 °C[4] [5]. Lo mantèu de glaç [Nòta 1] representariá la màger part de la planeta amb una massa de 13,4 massas terrèstras[3] [5]. Enfin, l'atmosfèra [Nòta 2] d'èli e d'idrogèn aviá una massa egala a 0,5 massa terrèstra per una espessor egala a 20% dau rai planetari[3] [5].

Dins aquò, aqueu modèl es pas totalament satisfasent. Ansin, de quantitats de materiaus rocassós o d'idrogèn podrián èsser mescladas dins lo mantèu de glaç. La consequéncia es que lei percentatges dei materiaus rocassós o d'idrogèn podrián èsser pus importants. A l'ora d'ara, i a pas de donadas per resòuvre aqueu problèma[4].

Un autre fach incomprés pertocant l'estructura intèrna d'Uranus es son flux termic relativament feble a respècte deis autrei planetas gigantas dau Sistèma Solar[6] [7]. Per exemple, Neptun emet un flux 2,6 còps superior a la quantitat d'energia recebuda dau Soleu[6]. Òr, en comparason, dins l'infraroge, Uranus emet solament 1,08 còps lo flux solar absorbit per son atmosfèra[8] [9]. Ansin, lo flux termic, egau a 42 mW/m², es inferior au flux terrèstre[9]. Una ipotèsi per explicar aqueleis observacions seriá l'existéncia d'un jaç que, per exemple, dispersariá la calor per conveccion e empachariá adonc son passatge vèrs la superficia[9].

Atmosfèra[modificar | modificar la font]

Comparason entre lei talhas de la Tèrra e d'Uranus.

A respècte dau rèsta de la planeta, l'atmosfèra d'Uranus a una composicion fòrça diferenta, tenent principalament d'idrogèn (83%), d'èli (15%) e de metan (1,99%). De mesuras espectroscopicas mostrèron tanben la preséncia de traças d'etan, d'acetilèn, de metilacetilèn, de diacetilèn, de dioxid de carbòni, de monoxid de carbòni e d'aiga[10]. Leis aparelhs scientifics pòdon obtenir de mesuras fins a una prefondor de 300 km sota la superficia nominala[11]. En aquel endrech, la pression es egala a 100 bar amb una temperatura de quasi 50 °C[11]. Aquela atmosfèra se pòt devesir en divèrseis estructuras : una troposfèra entre -300 e 50 km, una estratosfèra entre 50 e 4 000 km e una termosfèra/corona entre 4 000 e 50 000 km[8]. I a pas de mesosfèra.

D'autra part, l'atmosfèra d'Uranus sembla d'èsser calma a respècte d'aquelei de Jupitèr o de Saturne amb una color blava unida sus leis imatges de la sonda Voyager 2. Pasmens, Uranus tèn tanben una estructura de nívols en bendas e una activitat climatica activa.

Troposfèra[modificar | modificar la font]

La troposfèra es lo jaç bas de l'atmosfèra e lo pus actiu entre leis altituds -300 km e 50 km. La temperatura baissa amb l'altitud de 47 °C a -300 km a -224 °C a 50 km onte se situa la tropopausa [7] [8]. Pasmens, la temperatura de la tropopausa varia leugierament entre -224 e -216 °C amb la latitud[7] [8]. Aquelei valors fan qu'Uranus a l'atmosfèra pus freja dau Sistèma Solar. Enterin, la pression varia de 100 bar a 0,1 bar[8]. L'estructura dei nívols seriá complèxa amb la preséncia de nívols d'aigan dins lei zonas amb una pression situada entre 50 bar e 100 bar, de nívols d'idrosulfur d'amòni entre 20 e 40 bar, de nívols d'amoniac o de sulfur d'idrogèn entre 3 e 10 bar e finalament de nívols de metan entre 1 e 2 bar[12]. Pasmens, la màger part dei jaç de nívols es especulativa car Voyager 2 a solament observat la preséncia dei nívols de metan[13].

Estratosfèra[modificar | modificar la font]

L'estratosfèra es lo jaç intermediari de l'atmosfèra d'Uranus. Sa temperatura varia de -220 °C a la basa a 530 °C - 580 °C a la cima[8]. Lo rescaufament es probablament causat per lei transferiments de calor dempuei la termosfèra e la preséncia de metan e d'autreis idrocarburs formats per la dissociacion dei moleculas de metan sus lei rais solars[14] [15]. Aqueleis idrocarburs son situats dins un jaç relativament fin entre 100 e 280 km[10] [16]. Forman adonc una bruma probablament responsabla de l'aspècte calme de la planeta[14].

Termosfèra e corona[modificar | modificar la font]

Fotografia d'Uranus facha en 2005 amb son sistèma d'anèus e de nívols atmosferics.

L'atmosfèra exteriora d'Uranus es compausada de la termosfèra e d'un jaç dich corona. La temperatura de la termosfèra es quasi constanta entre 530 °C e 580 °C[17]. Es donc pus importanta que per la termosfèra de Saturne (environ 150 °C) mai se conois pas la rason d'aqueu fenomèn. D'efiech, lei radiacions ultravioletas dau Soleu o l'activitat d'auròras polaras fornisson pas l'energia necessària[18]. De mai, l'activitat deis auròras polaras es insignificanta a respècte de Jupitèr o de Saturne. La corona es facha de moleculas de diidrogèn e d'atòms d'idrogèn[17]. Aquela composicion explica la talha unica dins lo Sistèma Solar de la corona fins a 50 000 km[17] amb, per consequéncia, la creacion d'una tirassiera per lei particulas orbitant près d'Uranus. Ansin, la corona entraïna especialament una reduccion de la quantitat de poussa dins lo sistèma d'anèus de la planeta[17].

Ionosfèra[modificar | modificar la font]

L'ionosfèra d'Uranus es situada entre 2 000 e 10 000 km dins lei partidas auta de l'estratosfèra e bassa de la termosfèra. Es pus densa que leis ionosfèras de Saturne e de Neptun, probablament en causa de la preséncia d'una concentracion febla d'idrocarburs dins l'estratosfèra[18] [19]. L'ionosfèra es principalament sostenguda per lei rais ultraviolets dau Soleu. Leis auròras polaras an pas de ròtles importants coma per Jupitèr o Saturne[20].

Bendas, vents e nívols[modificar | modificar la font]

En 1986, la sonda Voyager 2 observèt l'emisfèri sud d'Uranus d'estiu mai manca l'emisfèri nòrd. Leis observacions de la sonda, puei de telescòpis Hubble, e Keck mostrèron que l'emisfèri sud èra devesit entre una calòta polara brilhanta e de bendas sornas a l'eqüator. Lo limit èra una benda estrecha, entre lei latituds -45° e -50°, dicha còl polar[21] [22]. Se supausa que la calòta e lo còl polars tènon de nívols de metan amb una pression entre 1,3 e 2 bar. La planeta sembla donc assimetrica amb de regions lusentas e sornas.

La mission Voyager 2 vetz tanben de nívols d'auta altitud au nòrd dau còl. La durada de vida dei nívols varia entre quauquei jorns e uneis annadas mai permetèron de definir unei zonas dei vents de la partida superiora de la troposfèra. Ansin, la circulacion dei vents de l'eqüator es dins lo sens retrograd. Lei velocitats, enregistradas entre 50 e 100 m/s, aumentan en s'alunchant de l'eqüator[21]. Vèrs lo pòl nòrd, lei vents se desplaçan dins lo sens prograd e la velocitat monta a 240 m/s per la latitud +50° per venir nulla au pòl[22]. En revenge, l'abséncia de nívols dins la region polara sud empacha de conóisser lei vents en dessota dau còl. Dins aquò, la velocitat dei vents dins l'emisfèri sud sembla pus rapida que dans l'emisfèri nòrd, especialament entre lei latituds ±20 e ±40°.

En 2006, una tempèsta similara a la taca blava observada per Voyager 2 sus Neptun foguèt detectada per lei telescòpis Hubble e Keck dins l'emisfèri nòrd vers la latitud +28°. La taca aviá una talha relativament pichona a respècte dei tempèstas similaras de Neptun amb una longor de 1 300 km en longitud e 2 700 km en latitud[23]. Sa preséncia mòstra que l'atmosfèra d'Uranus deu subir de cambiaments climatics importants durant lei periòdes d'equinòcci[23].

Sistèma d'anèus[modificar | modificar la font]

Sistèma d'anèus d'Uranus observat per la sonda Voyager 2 en 1986. L'anèu pus brilhant es l'anèu ε.

Uranus a un sistèma d'anèus tèunes descubèrt en 1977 per azard durant una observacion de l'atmosfèra de la planeta[24]. Foguèt lo segond sistèma conegut dins lo Sistèma Solar[25]. Aqueu sistèma es pas tant complèxe coma leis anèus de Saturne mai es pus important qu'aquelei que s'obsèrva a l'entorn de Jupitèr o de Neptun. A l'ora d'ara, se conois 13 anèus amb una espessor eqüatoriala de quauquei quilomètres. Son probablament joves e dos pichons satellits partejan seis orbitas. Son fachs de particulas e de blòts d'una talha variant dau micromètre au mètre[21].

Anèus d'Uranus
Nom Distància (km) Espessor (km)
Anèu ζ 38 000 2
Anèu 6 41 840 1 a 3
Anèu 5 42 230 2 a 3
Anèu 4 42 580 2 a 3
Anèu α 44 720 7 a 12
Anèu β 45 670 7 a 12
Anèu η 47 190 0 a 2
Anèu γ 47 630 1 a 4
Anèu δ 48 290 3 a 9
Anèu λ 50 020 1 a 2
Anèu ε 51 140 20 a 100
Anèu ν ~ 66 000  ?
Anèu μ 97 734  ?

Camp magnetic[modificar | modificar la font]

Camp magnetic d'Uranus mesurat per Voyager 2 en 1986 amb sa forma assimetrica e son centre desplaçat.

Lo camp magnetic d'Uranus a una forma particulara en causa de l'enclinason fòrça importanta de l'axe de rotacion de la planeta e dau fach que lo centre dau camp es desplaçat a respècte dau centre geometric de la planeta. En consequéncia, la forma de la magnetosfèra es assimetrica e lei valors enregistradas vàrian de maniera importanta entre lei pòls nòrd e sud[26]. Ansin, l'intensitat mejana dau camp es 0,23 µT mai pòu baissar a 0,1 µT dins l'emisfèri sud e montar a 1,1 µT au nòrd[26]. Coma Neptun presenta un comportament similar, podriá èsser una caracteristica frequenta dei planetas gigantas d'aqueu tipe[27]. L'origina d'aquelei camps magnetics seriá de movements dins lei jaç d'aiga e d'amoniac dau mantèu de la planeta[28] [29].

La magnetosfèra creada per aqueu camp magnetic a un un arc de tuert vèrs 23 rais planetaris causat per l'interaccion amb lo vent solar. Enviroutant la magnetosfèra, se tròba la magnetopausa, situada vèrs 18 rais planetaris, onte lo camp magnetic vèn feble e desorganizat[30]. Puei, lo vent solar interagís amb aquelei regions e estira la magnetosfèra sus una distància de quauquei milions de quilomètres. Pasmens, la rotacion particulara de la planeta deforma aquela coa e li dona una forma de tiratap.

Orbita e rotacion[modificar | modificar la font]

Uranus orbita a l'entorn dau Soleu a una distància mejana egala a quasi 3 miliards de quilomètres en 84 annadas terrèstras dins un plan clinat de 0,77° a respècte dau plan ecliptic. L'excentricitat de son orbita es 0,044. Pasmens, la caracteristica pus remarcabla es l'enclinason de l'axe de rotacion de la planeta egala a 97,77°; ansin, l'axe es quasi parallèl au plan dau Sistèma Solar. Lo periòde de rotacion a l'entorn d'aquel axe es 17 h 14 min 24 s. Lei pòls an donc de periòdes de jorn e nuech continús d'environ 42 ans[31]. Se conois pas l'origina d'aquela rotacion. L'ipotèsi principala es la collision amb un còrs de la talha de la Tèrra dins lei premiers temps dau Sistèma Solar[32].

Satellits[modificar | modificar la font]

Exquisite-kfind.png Veire l'article: Satellits d'Uranus.
Sistèma d'Uranus vist per lo telescòpi VLT.

Uranus a 27 satellits naturaus coneguts dichs segon de personatges de William Shakespeare e Alexander Pope[33]. Son devesits en tres grops. De mai, Uranus podriá tanben aver de quasi-satellits estables amb una durada de vida egala a aquela dau Sistèma Solar[34]. Pasmens, ges d'objècte d'aqueu tipe es estat observat.

Satellits interiors[modificar | modificar la font]

Uranus a tretze satellits pichons amb una orbita situada a l'interior de la trajectòria de Miranda[35]. Totei lei satellits d'aqueu grop son liats ais anèus. Lo pus grand es dich Puck amb un diamètre egau a 162 km. Aquelei satellits an un albedo fòrça feble, a l'entorn de 0,10[36]. Son fachas d'una mescla d'aiga e de poussas sornas. De mai, lei calculs mòstran que lo sistèma dei satellits interiors es pas estable es que de collisions entre lunas son possiblas[35]. Totei lei satellits semblan estacats ais anèus[37].

Satellits principaus[modificar | modificar la font]

Fotografia dau satellit Titània.
Lei cinc grands satellits d'Uranus comparats a la Luna
Nom Diamètre Massa Semiaxe major Periòde orbital
km  % kg  % km  % jorns  %
Miranda 471,6 ± 1,4 13,6 6,59.1019 0,09 129 390 33,6 1,41 5,1
Ariel 1 157,8 ± 1,2 33,3 1,353.1021 1,8 191 020 49,7 2,52 9,2
Umbriel 1 169,4 ± 5,6 33,7 1,172.1021 1,6 266 300 69,2 4,14 15,2
Titània 1 576,8 ± 1,2 45,3 3,527.1021 4,8 435 910 113,5 8,71 31,8
Oberon 1 522,8 ± 5,2 43,9 3,014.1021 4,1 583 520 151 13,46 49,3

Lei cinc satellits principaus d'Uranus son Miranda, Ariel, Umbriel, Titània e Oberon. Pasmens, Aqueu sistèma de lunas es lo mens massís dau Sistèma Solar : la massa dei cinc grands satellits monta pas a la mitat de la massa de Triton. Titània es lo pus grand satellit amb un rai mejan egau a 788,9 km.

Totei lei lunas an un albedo feble, variant de 0,20 a 0,35, e son probablament fachas d'una mescla de glaç e de ròcas. Lo glaç podriá tanben tenir de percentatges importants de dioxid de carbòni e d'amoniac dins sa composicion[38] [39]. Ges d'atmosfèra espessa foguèt detectada. Ansin, la pression atmosferica sus Titània passa probablament pas 10-20 nPa[40]. Miranda podriá aver una activitat geologica anciana en causa de fòrças de marèia amb Uranus[41]. D'efiech, un criovolcanisme ancian podriá explicar la preséncia d'estructuras semblablas a de volcans dau tipe coronae[42] [43]. Dins aquò, totei lei satellits dau grop principau an una superficia amb una craterizacion importanta.

Enfin, lei periòdes de rotacion dei satellits principaus a l'entorn d'Uranus son comprés entre 1,4 e 13,5 jorns terrèstres. Lor axe de rotacion es quasi parallèl a l'axe d'Uranus. Lei satellits an donc una enclinason fòrça similara a la planeta. Enfin, i a de resonàncias 3:1 entre Miranda e Umbriel e 4:1 entre Ariel e Umbriel[41] [44].

Satellits irregulars[modificar | modificar la font]

En 2005, Uranus aviá nòu satellits dichs irregulars a l'exterior de l'orbita d'Oberon. Son d'objèctes probablament capturats per la gravitat de la planeta gaire de temps après sa formacion[45]. Lor talha varia de 18 a 150 km per Sícorax, lo pus important. La màger part d'aquelei satellits an una trajectòria retrograda. Ges de satellit irregular a una enclinason compresa entre 60 e 140° car l'estabilitat dins aquela region es limitada, e la durada de vida d'un satellit d'aqueu tipe es estimada a environ 10 milions d'annadas[45].

Observacion[modificar | modificar la font]

Entre 1995 e 2006, la magnitud d'Uranus èra situada entre +5,6 e +5,9 amb un diamètre angular entre 3,4 e 3,7 segondas d'arc[46]. Èra donc un objècte dificilament visible a l'uèlh mai observable durant una nuech sorna[46]. En revenge, vèn una buta facila per un pòrtavista, e mai en vila. Amb un telescòpi amator d'un diamètre de 150 a 230 mm, la planeta apareis coma un disc blau. Enfin, un telescòpi de 250 mm de diamètre, o pus grand, pòu mostrar de bendas de nívols o certanei dei grands satellits coma Titània o Oberon[47].

Descubèrta, recèrca e exploracion[modificar | modificar la font]

Descubèrta[modificar | modificar la font]

Uranus foguèt observada per divèrseis astronòms avans sa descubèrta oficiala. D'efiech, lo premier que notèt sa posicion foguèt John Flamsteed (1646-1719) en 1690 sota lo nom 34 Tauri[48]. Lo Francés Pierre Lemonnier (1715-1799) la veguèt tanben dotze còps entre 1750 e 1769[49]. En 1781, William Herschel foguèt donc lo premier astronòm que comprenguèt qu'Uranus èra pas una estela. Pasmens, pensèt premier que vesiá una cometa[50] [51] [52]. Pasmens, de dobtes apareguèron e leis astronòms rus Anders Johan Lexell e alemand Johann Elert Bode calculèron l'orbita de l'objècte descubèrt per Herschel[53] [54]. Lei resultats mostrèron la preséncia d'una orbita quasi circulara e concluguèron que se tractava d'una planeta. Lo fach foguèt finalament confiermat en 1783 per Herschel au president de la Royal Society[55].

Nom[modificar | modificar la font]

En onor dau rèi d'Anglatèrra Jòrdi III (en anglés George III), Herschel vouguèt nomar la planeta Georgium Sidus (Estela de Jòrdi) mai lo nom èra pas veritablament popular en Euròpa. L'astronòm Jérôme Lalande prepausèt l'apelacion Herschel e lo Suedés Erik Prosperin lo nom Neptun per celebrar lei victòrias de la flòta britanica durant la Guèrra d'Independéncia deis Estats Units[56]. Enfin, Bode prepausèt Uranus qu'es lo paire de Saturne dins la mitologia grèga. Aqueu nom venguèt pauc a pauc lo pus espandit e s'impausèt definitivament vèrs 1850 quand l'HM Nautical Almanac Office renoncièt a l'apelacion d'Herschell.

Recèrca amb lei telescòpis terrèstres[modificar | modificar la font]

Premiera taca sorna d'Uranus observada per lo telescòpi espaciau Hubble.

Avans lo passatge de la sonda Voyager 2, lei conoissenças sus Uranus èran limitadas[57]. A l'ora d'ara, l'exploracion d'Uranus amb de telescòpis necessita generalament l'utilizacion dei telescòpis Hubble o Keck que pòu observar la planeta dempuei la Tèrra. Aqueleis observacions mostrèron la preséncia de fenomèns climatics coma de tacas blavas similaras a Neptun en 2006. Descurbiguèron tanben dos anèus e dotze satellits naturaus suplementaris.

Exploracion amb de missions espacialas[modificar | modificar la font]

La mission espaciala estatsunidenca Voyager 2 es la soleta sonda que foguèt mandada dins lo sistèma d'Uranus en 1986. Descurbiguèt dètz satellits naturaus suplementaris e la forma asimetrica dau camp magnetic. Estudièt tanben la composicion dei cinc grands satellits e realizèt de fotografias detalhadas de Miranda. Enfin, la sonda observèt l'atmosfèra d'Uranus.

Cultura[modificar | modificar la font]

Uranus es lo nom latinizat dau dieu grèc Oranos representant lo cèu. Foguèt lo paire dei Titans e foguèt reversat per son fiu Crònos. L'urani, descubèrt en 1789 per lo quimista alemand Martin Heinrich Klaproth, foguèt nomat en onor dau nom prepausat per la novèla planeta per Johann Elert Bode[58]. En 1943, lei Sovietics nomèron tanben lor còntraofensiva a l'entorn de Stalingrad Operacion Uranus.

Nòtas[modificar | modificar la font]

  1. Lo tèrme de glaç designa aicí un còrs fluid e caud, somés a de pressions e temperaturas autas, e non un còrs coma lo glaç d'aiga visible d'ivèrn.
  2. Per convencion, lo limit entre l'interior de la planeta e son atmosfèra es fixat a una pression d'un bar.

Referéncias[modificar | modificar la font]

  1. 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.
  2. 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.
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 43 (12): 1517–1522.
  4. 4,0 4,1 4,2 Podolak, M.; Podolak, J.I.; Marley, M.S. (2000). "Further investigations of random models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 48: 143–151.
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). "Uranus: What Happened Here?". in Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.. Introduction to Planetary Science. Springer Netherlands.
  6. 6,0 6,1 Sromovsky, L.A.; Fry, P.M. (2005). "Dynamics of cloud features on Uranus". Icarus 179: 459–483.
  7. 7,0 7,1 7,2 Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F.M.; et al. (1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science 233 (4759): 70–74.
  8. 8,0 8,1 8,2 8,3 8,4 8,5 Lunine, Jonathan. I. (1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263.
  9. 9,0 9,1 9,2 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.
  10. 10,0 10,1 Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al. (2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy". Icarus 184: 634–637
  11. 11,0 11,1 dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1991). "Possible Microwave Absorption in by H2S gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres" (PDF). Icarus 91: 220–233.
  12. 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.
  13. G.F. Lindal, J.R. Lyons, D.N. Sweetnam et al., « The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2 », dans J. of Geophys. Res., vol. 92, 1987, pp. 14 987 – 15 001.
  14. 14,0 14,1 Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F. (1989). "Photochemistry of the Atmosphere of Uranus". The Astrophysical Journal 346: 495–508.
  15. 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.
  16. 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.
  17. 17,0 17,1 17,2 17,3 Herbert, Floyd; Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et al. (1987). "The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2". J. Of Geophys. Res. 92: 15,093–15,109.
  18. 18,0 18,1 Floyd Herbert et Bill R. Sandel, « Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune », dans Planet. Space Sci., vol. 47, 1999, p. 1119–1139.
  19. 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.
  20. Hoanh An Lam, Steven Miller, Robert D. Joseph et al., « Variation in the H+3 emission from Uranus », dans The Astrophysical Journal, vol. 474, 1997, p. L73–L76.
  21. 21,0 21,1 21,2 B.A. Smith, L.A. Soderblom, A. Beebe et al., « Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results », dans Science, vol. 233, 1986, p. 97–102
  22. 22,0 22,1 H.B. Hammel, I. de Pater, S. Gibbard et al., « Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features », dans Icarus, vol. 175, 2005, p. 534–545
  23. 23,0 23,1 Hammel, H.B.; Sromovsky, L.A.; Fry, P.M.; et al., K.; Showalter, M.; De Pater, I.; Van Dam, M.A.; Lebeau, R.P. et al. (2009). "The Dark Spot in the atmosphere of Uranus in 2006: Discovery, description, and dynamical simulations". Icarus 201: 257–271.
  24. Elliot, J. L.; Dunham, E.; Mink, D. (1977). "The rings of Uranus". Cornell University. [1]
  25. Esposito, L.W. (2002). "Planetary rings". Reports on Progress in Physics 65: 1741–1783.
  26. 26,0 26,1 Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science 233 (4759): 85–89.
  27. Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres". Rep. Prog. Phys. 56: 687–732.
  28. Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (pdf). Geophysical Research Abstracts 8: 05179. [2].
  29. Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy (2004). "Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields". Letters to Nature 428 (6979): 151–153.
  30. 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.
  31. Lawrence Sromovsky (2006). "Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus". University of Wisconsin Madison. [3]
  32. Bergstralh, Jay T.; Miner, Ellis; Matthews, Mildred (1991). Uranus. pp. 485–486.
  33. 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.
  34. P. Wiegert and K. Innanen, « The stability of quasi satellites in the outer solar system », dans The Astronomical Journal, vol. 119, no 4, 2000, p. 1978–1984.
  35. 35,0 35,1 Showalter, Mark R.; Lissauer, Jack J. (2006). "The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics". Science 311: 973–977.
  36. Karkoschka, Erich (2001). "Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope". Icarus 151: 51–68.
  37. Esposito, L. W. (2002). "Planetary rings" (pdf). Reports On Progress In Physics 65: 1741–1783.
  38. W.M. Grundy, « Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations », dans Icarus, vol. 184, 2006, p. 543–555.
  39. 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.
  40. Widemann, Thomas; B. Sicardy, E. Lellouch (2008). "Upper Limits for a Titania's Atmosphere and for a Large KBO's Atmosphere From Stellar Occultations [archive]" in DPS meeting #40, #36.05. , American Astronomical Society.
  41. 41,0 41,1 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.
  42. Pappalardo, R. T.; Reynolds, S. J., Greeley, R. (1997-06-25). "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.
  43. Chaikin, Andrew (2001-10-16). "Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists". Space.Com.
  44. Tittemore, W.C. (1990). "Tidal Heating of Ariel". Icarus 87: 110–139.
  45. 45,0 45,1 Sheppard, Scott S.; Jewitt, David and Kleyna, Jan (2005). "An ultradeep survey for irregular satellites of Uranus: Limits to completeness". The Astronomical Journal 129: 518–525.
  46. 46,0 46,1 Espenak, Fred (2005). "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006". NASA. [4]
  47. Nowak, Gary T. (2006). "Uranus: the Threshold Planet of 2006". [5]
  48. John Flamsteed, Historia coelestis Britannica, 1712
  49. Iain Nicholson, Patrick Moore, L'Univers, Edicions dau Club France Loisirs (1990), p. 14.
  50. 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.
  51. Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23.
  52. Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30.
  53. A. J. Lexell (1783). "Recherches sur la nouvelle planete, decouverte par M. Herschel & nominee Georgium Sidus". Acta Academia Scientarum Imperialis Petropolitanae (1): 303–329.
  54. Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781.
  55. Dreyer, J. L. E., (1912). The Scientific Papers of Sir William Herschel. 1. Royal Society and Royal Astronomical Society. p. 100.
  56. Francisca Herschel (1917). "The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus". The Observatory.
  57. Michel Marcelin, L'Astronomie, Edicions Compagnie Internationale du Livre (1988), p. 70.
  58. James Finch (2006). "The Straight Scoop on Uranium". allchemicals.info: The online chemical resource. [6]


Sistèma Solar (estela : lo Solelh)
Solar System XXVII.png
Planetas :  Mercuri · Vènus · Tèrra · Mart · Jupitèr · Saturne · Uranus · Neptun
Planetas nanas :  Cères · Pluton · Èris
Pichons còrses :  Asteroïdes · Cencha d'asteroïdes · Cometas · Cencha de Kuiper · Objèctes eparses · Nívol d'Oort
Satellits :  T (1) Luna · M  (2) Fòbos Deimos · J  (63) Io Euròpa Ganimèdes Callisto... ·
S   (62) Titan Rhea Mimas Enceladus Tethys Dione...  · U (27)  Miranda Ariel Umbriel Titània Oberó... · N (13) Triton...
Vejatz tanben la lista d'objèctes celèstes del Sistèma Solar · La galariá del Sistèma Solar