ურანი — მზიდან მეშვიდე პლანეტა დაშორების მიხედვით. ის რადიუსით მესამე, ხოლო მასითმეოთხეა მზის სისტემაში. ურანის შედგენილობანეპტუნისას ჰგავს, ხოლო ეს ორი პლანეტა გაზური გიგანტებისგან, იუპიტერისა და სატურნისგანგანსხვავებულია, ამიტომაც ასტრონომები ურანს და ნეპტუნს განცალკევებულ კატეგორიაში - „ყინულის გიგანტებში“ - მოიხსენიებენ. მიუხედავად იმისა, რომ ურანის ატმოსფერო წყალბადისა და ჰელიუმისძირითადი შედგენილობით სატურნსა და იუპიტერს წააგავს, ის შეიცავს უფრო მეტ „ყინულს“, როგორებიცაა ამიაკი და მეთანი, სხვა ჰიდროკარბონებთან ერთად.[6] მისი ატმოსფერო ყველაზე ცივია მზის სისტემაში ტემპერატურით−224,2 °C. ურანის ატმოსფეროს რთულ ფენებიანი ღრუბლის სტრუქტურა აქვს და მეცნიერთა ვარაუდით, მეცნიერთა ვარაუდით, მის ძირეულ ღრუბლებში წყალია, ხოლო ყველაზე მაღალ ღრუბლებში - მეთანი.[6] ამის საპირისპიროდ, ურანის შიდა ნაწილები ძირითადად გაჯერებულია ყინულითა და ქვით.[7]
ურანი ერთადერთი პლანეტაა, რომლის სახელიცბერძნული მითოლოოგიდან მოდის და არარომაულიდან, განსხვავებით სხვა პლანეტებისა. მას ცის ბერძნენი ღმერთის ლათინური ვერსიის, ურანის (Ouranos) სახელი ჰქვია. სხვა გიგანტი პლანეტების მსგავსად, ურანსაც აქვს რგოლების სისტემა,მაგნეტოსფერო და რამდენიმე თანამგზავრი. ურანისეულ სისტემას ამ პლანეტათა შორის უნიკალური კონფიგურაცია აქვს, რადგან მისიბრუნვის ღერძი თითქმის „მხარზეა წამოწოლილი“. აქედან გამომდინარე, მისი ჩრდილოეთ და სამხრეთ პოლუსები იქ არის, სადაც სხვა პლანეტების ეკვატორები.[8] 1986 წელს „ვოიაჯერ 1-ის“ მიერ გადაღებულ სურათებზე ხილულ სინათლეში ურანი თითქმის ნიშან-თვისებების გარეშე გამოჩნდა - ღრუბლების ჯგუფებისა და შტორმების გარეშე, რომლებიც სხვა გიგანტ პლანეტებთან ასოცირდება.[8]დამკვირვებლებმა დედამიწიდან შენიშნეს სეზონური ცვლილების ნიშნები და ამინდის გაზრდილი აქტიურობა, როდესაც ურანმა ბუნიაობას მიაღწია. ურანზე ქარები 250 მ/წმ სიჩქარით ქრის.[9]
სექციების სია
[დამალვა]ისტორია[რედაქტირება]
მიუხედავად იმისა, რომ ის ხუთი კლასიკურიპლანეტის მსგავსად შეუიარაღებელი თვალით ჩანს, უძველესი დამკვირვებლები პლანეტად არასოდეს აღიქვამდნენ მისი სიმკრთალისა და ნელი ორბიტის გამო.[10] 1781 წლის 13 მარტს სერ უილიამ ჰერშელმა ურანის აღმოჩენა გამოაცხადა და პირველად ისტორიაში მზის სისტემის საზღვრები გააფართოვა. ურანი ასევე პირველი პლანეტა იყო, რომელიცტელესკოპით იქნა აღმოჩენილი.
აღმოჩენა[რედაქტირება]
ურანი ხშირად შეინიშნებოდა, სანამ მას პლანეტად აღიქვამდნენ, მაგრამ უმეტესად იგი ვარსკვლავშიეშლებოდათ. სავარაუდოდ, ყველაზე ადრეული დაკვირვება ჰიპარქეს ეკუთვნის, რომელმაც ძვ.წ. 128 წელს შესაძლოა ეს პლანეტა ვარსკვლავად შეიტანა თავის კატალოგში, რომელიც მოგვიანებით პტოლემესალმაგესტს შეუერთდა.[11] უეჭველი ყველაზე ადრეული შემჩნევა კი 1690 წელს მოხდა, როდესაცჯონ ფლემსტიდმა ის სულ ცოტა 6-ჯერ მაინც დაინახა და ის კატალოგში შეიტანა, როგორც 34 Tauri. ფრანგმაასტრონომმა პიერ ლემონიემ ურანი სულ ცოტა 12-ჯერ დააფიქსირა 1750-სა და 1769 წლებს შორის.[12]
სერ უილიამ ჰერშელმა ურანი დააფიქსირა 1781 წლის 13 მარტს თავისი სახლის ბაღში, რომელიც ნიუ კინგ სტრიტის 19 ნომერში იყო (ბატი, სომერსეტი,ინგლისი (ახლა ჰერშელის ასტრონომიული მუზეუმი)),[13] მაგრამ თავიდან ის „კომეტად“ გამოაცხადა.[14] ჰერშელი „დაკავებული იყო უძრავი ვარსკვლავების პარალაქსის დაკვირვებების სერიით“[15] მის მიერ შექმნილი ტელესკოპითვე.
მან თავის ჟურნალში ჩაწერა: „ζ Tauri-სთან ახლოს მდებარე კვარტილში ნისლეულისებრი ვარსკვლავი ან კომეტა“.[16] 17 მარტს, მან შენიშნა: „მე ვეძებდი კომეტას ან ნისლეულისებრ ვარსკვლავს და აღმოჩნდა, რომ იგი კომეტაა, რადგან მან შეიცვალა ადგილი“.[17] როდესაც მან თავისი აღმოჩენა სამეფო საზოგადოებას წარუდგინა, გააგრძელა იმის მტკიცება, რომ მან კომეტა აღმოაჩინა, მაგრამ უყოყმანოდ შეადარა იგი პლანეტას:[18]
 | „სიმძლავრე, რითაც კომეტა დავინახე, იყო 227. ჩემი გამოცდილებიდან ვიცი, რომ უძრავი ვარსკვლავების დიამეტრები პროპორციულად არ დიდდება უფრო მაღალი სიმძლავრისას, როგორც პლანეტებისა; აქედან გამომდინარე, მე გამოვიყენე სიმძლავრე 460 და 932 და აღმოვაჩინე, რომ კომეტის დიამეტრი სიმძლავრის პროპორციულად იზრდებოდა, როგორც უნდა ყოფილიყო და რომ ვივარაუდე, ის არ იყო უძრავი ვარსკვლავი, ხოლო იმ ვარსკვლავების დიამეტრები, რომლებსაც შევადარე იგი, არ იყო გაზრდილი იმავე ფარდობაში. უფრო მეტიც, კომეტა, გადიდებული იმაზე მეტად, ვიდრე მისი სინათლე იძლევა საშუალებას, გამოჩნდა ნისლიანი და ცუდად გამოკვეთილი ამ უზარმაზარი სიმძლავრეებით, ხოლო ვარსკვლავები ინარჩუნებდა ამ სიკაშკაშესა და სიცხადეს, რომლიდანაც დავასკვენი, რომ ჩემი მრავალ ათასიანი დაკვირვებიდან გამოვიდოდა. გაგრძელებამ აჩვენა, რომ ჩემი ვარაუდი კარგად დამუშავებული იყო, ეს კი ამტკიცებს, რომ რასაც ბოლო ხანს დავაკვირდით, კომეტა იყო.“ |
| (უილიამ ჰერშელი) |
ჰერშელმა შეატყობინა სამეფო ასტრონომ ნევილ მასკელაინს თავისი აღმოჩენის შესახებ და მიიღო ეს პასუხი 23 აპრილს:
| „არ ვიცი, რა დავარქვა ამას. ეს უფრო წააგავს ჩვეულებრივ პლანეტას, რომელიც თითქმის წრიულ ორბიტაზე ბრუნავს მზის გარშემო, მაშინ როცა კომეტა ძალიან ექსცენტრიულ ელიფსზე ბრუნავს. მე არ შემინიშნავს მისი კომა ან კუდი.[19]“ |
მიუხედავად იმისა, რომ ჰერშელი აგრძელებდა მის მიერ აღმოჩენილი ობიექტის კომეტად აღქმას, სხვა ასტრონომები სხვაგვარად დაეჭვდნენ. რუსმა ასტრონომმაანდერს იუჰან ლექსელმა პირველმა გამოთვალა ახალი ობიექტის ორბიტა[20] და მისმა თითქმის წრიულობამ საშუალება მისცა, ევარაუდა, რომ ის პლანეტა იყო და არა კომეტა. ბერლინელმა ასტრონომმა იოჰან ელბერტ ბოდემ ჰერშელის აღმოჩენა აღწერა, როგორც „მოძრავი ვარსკვლავი, რომელიც აქამდე მიჩნეული იყო უცნობი პლანეტის მსგავს ობიექტად და ბრუნავდა სატურნის ორბიტის გაღმა“.[21] ბოდემ დაასკვნა, რომ მისი თითქმის წრიული ორბიტა უფრო პლანეტობაზე მიანიშნებდა და არა კომეტობაზე.[22]
ეს ობიექტი მალე ყველამ აღიქვა ახალ პლანეტად. 1783 წელს ჰერშელმა დაუდასტურა ეს ფაქტი სამეფო საზოგადოების პრეზიდენტ ჯოზეფ ბანკსს: „ევროპაში ყველაზე გამორჩეული ასტრონომების მიერ ჩატარებული დაკვირვებებით ჩანს, რომ ახალი ვარსკვლავი, რომლის აღმოჩენის პატივი 1781 წლის მარტში მხვდა, ჩვენი მზის სისტემის ძირითადი პლანეტაა.[23] ამ მიღწევისთვის მეფე ჯორჯ III-მ ჰერშელს წლიური სტიპენდია £200 დაუნიშნა იმ პირობით, რომ ის უნდა ჩასულიყო ვინდსორში, რათა სამეფო ოჯახს მის ტელესკოპში გახედვის შანსი ჰქონოდა.[24]
სახელდება[რედაქტირება]
მასკელაინმა ჰერშელს სთხოვა: „გაუკეთე ასტრონომიულ სამყაროს სიკეთე და დაარქვი სახელი შენს პლანეტას, რომელიც მთლიანად შენი საუკთრებაა [და] ძალიან დავალებულები ვართ შენი ამ აღმოჩენით“.[25] მასკელაინის მოთხოვნის საპასუხოდ, ჰერშელმა გადაწყვიტა ობიექტისთვის Georgium Sidus (ჯორჯის ვარსკვლავი) ან ჯორჯის პლანეტა დაერქმია თავისი ახალი მფარველის, მეფე ჯორჯ III-ის პატივსაცემად.[26] მან ეს გადაწყვეტილება ჯოსეფ ბანკსთან მიწერილ წერილში ასე ახსნა:[23]
| „უძველესი დროის ზღაპრულ ხანებში სახელები: მერკური, ვენერა, მარსი, იუპიტერი და სატურნი პლანეტებს ეწოდა მათი მთავარი გმირებისა და ღვთაებების პატივსაცემად. ახლანდელ უფრო ფილოსოფიურ ხანაში თითქმის მიუღებელი იქნება, იმავე მეთოდს მივმართოთ და ჩვენს ახალ ციურ სხეულს. ვუწოდოთ იუნონა, პალასი, აპოლო ან მინევრა. ნებისმიერი განსაკუთრებული მოვლენის ან შესანიშნავი შემთხვევის პირველი აღქმა უნდა იყოს მისი ქრონოლოგიური: თუ მომავალ ხანაში ვინმე იკითხავს, როდის აღმოაჩინეს ეს ბოლოს ნაპოვნი პლანეტა? ძალიან დამაკმაყოფილებელი პასუხი იქნებოდა, რომ გვეთქვა: „მეფე ჯორჯ III-ს მეფობის დროს“.“ |
ჰერშელის მიერ წამოყენებული სახელი ბრიტანეთის გარეთ არ იყო პოპულარული და მისი ალტერნატივები მალე შემოიღეს. ასტრონომმა ჯერომ ლალანდი აზრით, ამ ობიექტს ჰერშელი უნდა დარქმეოდა აღმომჩენის პატივსაცემად.[27] შვედმა ასტრონომმა ერიკ პროსპერინმა წამოაყენა ახალი სახელი ნეპტუნი, რომელსაც მხარი მრავალმა ასტრონომმა დაუჭირა, რომელთაც მოსწონდათ ის იდეა, რომ აღნიშნავდნენ ბრიტანული სამეფო ფლოტის გამარჯვებებს ამერიკული რევოლუციური ომის დროს ახალი პლანეტის ნეპტუნ ჯორჯ III ან ნეპტუნ დიდი ბრიტანეთის სახელის დარქმევით.[20] ბოდემ არჩია ურანი — ცის ბერძნული ღმერთის, ურანუსის ლათინიზირებული ვერსია. ბოდე ირწმუნებოდა, რომ რადგანაც სატურნი იყო იუპიტერის მამა, ახალ პლანეტას სატურნის მამის სახელი უნდა დარქმეოდა.[24][28][29] 1789 წელს ბოდეს სამეფო აკადემიის კოლეგამ მარტინ კლაპროთმა მის მიერ აღმოჩენილ ახალ ელემენტს ურანი დაარქვა ბოდეს არჩევანის მხარდასაჭერად.[30] საბოლოოდ, ბოდეს შემოთავაზება ყველაზე ფართოდ გამოყენებადი გახდა და 1850 წელს უნივერსალური გახდა, როდესაც Georgium Sidus-ს ურანი ეწოდა.[28]
სახელწოდება[რედაქტირება]
ურანი ცის უძველესი ბერძნული ღვთაების, ურანოსის (უძველესი ბერძნული: Οὐρανός), კრონოსის (სატურნი) მამა და ზევსის (იუპიტერის) ბაბუა, რომელიც ლათინურად არის Ūranus.[31] ის ერთადერთი პლანეტაა, რომლის სახელიც მოდის ბერძნული მითოლოგიიდან და არა რომაულიდან.
ურანს ორი ასტრონომიული სიმბოლო აქვს. პირველი, რომელიც ლალანდმა 1784 წელს წამოაყენა, არის 
. ჰერშელთან გაგზავნილ წერილში ლალანდმა ის აღწერა, როგორც "un globe surmonté par la première lettre de votre nom" („ციური სხეული, რომელიც თქვენი გვარის პირველი ასოთია დაფარული“).[27] შემდგომი სიმბოლო, 
, არის მარსისა და მზის სიმბოლოების ჰიბრიდი, რადგან ურანი ბერძნულ მითოლოგიაში ცის ღმერთი იყო, რომელიც, მიჩნეული იყო, რომ მარსისა და მზის გაერთიანებული ძალებით დომინირებდა.[32] ჩინურ, იაპონურ,კორეულსა და ვიეტნამურ ენებში მისი სახელი პირდაპირ ითარგმნება, როგორც „ცის მეფე ვარსკვლავი“ (天王星).[33]
. ჰერშელთან გაგზავნილ წერილში ლალანდმა ის აღწერა, როგორც "un globe surmonté par la première lettre de votre nom" („ციური სხეული, რომელიც თქვენი გვარის პირველი ასოთია დაფარული“).[27] შემდგომი სიმბოლო, 
, არის მარსისა და მზის სიმბოლოების ჰიბრიდი, რადგან ურანი ბერძნულ მითოლოგიაში ცის ღმერთი იყო, რომელიც, მიჩნეული იყო, რომ მარსისა და მზის გაერთიანებული ძალებით დომინირებდა.[32] ჩინურ, იაპონურ,კორეულსა და ვიეტნამურ ენებში მისი სახელი პირდაპირ ითარგმნება, როგორც „ცის მეფე ვარსკვლავი“ (天王星).[33]ორბიტა და ბრუნვა[რედაქტირება]
ურანი მზის გარშემო ერთ სრულ ბრუნს 84 წელიწადს ანდომებს. მზიდან მისი საშუალო მანძილი არის დაახლოებით 3 მილიარდი კილომეტრი (20აე). ამ მანძილის ცვალებადობა ყველა პლანეტისაზე დიდია – 1,8 აე.[34] მზისსინათლის ინტენსივობა მანძილის კვადრატის პროპორციულად მცირდება: აქედან გამომდინარე, ურანზე, როდესაც ის 20-ჯერ შორს იმყოფება მზიდან, ვიდრე დედამიწა, მზის სხივების ინტენსივობა დედამიწისაზე 400-ჯერ ნაკლებია.[35] მისი ორბიტალური ელემენტები პირველად 1783 წელს პიერ-საიმონ ლაპლასმა გამოითვალა.[36] დროთა განმავლობაში ნაწინასწარმეტყველებსა და დაკვირვებულს შორის შეუსაბამობები გამოჩნდა. 1841 წელს ჯონ კოუჩ ადამსმა პირველად წამოაყენა იდეა, რომ ეს სხვადასხვაობები შესაძლებელია ყოფილიყო უხილავ პლანეტასთანგრავიტაციული ურთიერთქმედების გამო. 1845 წელს ურბენ ლე ვერიემთავისი მხრივ დაიწყო ურანის ორბიტის დამოუკიდებელი კვლევა. 1846წლის 23 სექტემბერს იოჰან გოტფრიდ გალემ დააფიქსირა ახალი პლანეტათითქმის იმ პოზიციაზე, რომელიც ლე ვერიემ იწინასწარმეტყველა.[37] ამ პლანეტას კი მოგვიანებით ნეპტუნი ეწოდა.
ურანის შიდა ნაწილების ბრუნვის პერიოდი არის 17 საათი და 14 წუთი საათის ისრის მიმართულებით. როგორც ყველა გიგანტი პლანეტა, მისი ზედა ატმოსფეროც განიცდის უძლიერეს ქარებს ბრუნვის მიმართულებით. ზოგიერთ განედზე, როგორიცაა 60 გრადუსი სამხრეთით, ატმოსფეროს ხილული ნიშნები ბევრად სწრაფად გადაადგილდება, რის შედეგადაც სრული ბრუნი 14 საათში სრულდება.
ღერძული დახრა[რედაქტირება]
ურანის ღერძი 97,77°-ით არის დახრული, ამიტომ მისი ბრუნვის ღერძი თითქმის პარალელურია მზის სისტემის სიბრტყისა. ამის გამო ურანზე ისეთი სეზონური ცვლილებებია, როგორიც არც ერთ სხვა გიგანტ პლანეტებზე არ შეინიშნება. სხვა პლანეტები შესაძლებელია წარმოვიდგინოთ, რომ ბრუნავს, როგორც დახრილი ბზრიალა მზის სისტემის სიბრტყეზე, ხოლო ურანი ბრუნავს დახრილი მგორავი ბურთი. ურანის ნაბუნიობისას ერთ-ერთი პოლუსი მზისკენაა მიშვერილი, ხოლო მეორე — პირიქით. მხოლოდ ეკვატორის გარშემო არსებული ვიწრო ზოლი განიცდის სწრაფ დღე-ღამის ციკლს, მაგრამ მზე ჰორიზონტთან ჩადის, როგორც დედამიწის პოლუსების რეგიონებში. ურანის ორბიტის სხვა მხარეს პოლუსების მიმართულება მზისკენ შებრუნებულია. თითოეული პოლუსი დაახლოებით 42 წლიან განუწყვეტელ მზის სინათლეს იღებს, რომელსაც შემდგომ 42 წლიანი წყვდიადი მოჰყვება.[38] ბუნიაობის მოახლობებისას მზე მიეშვირება ურანის ეკვატორს, ეს კი ურანს დღე-ღამის ისეთ პერიოდს მისცემს, როგორებიც პლანეტების უმეტესობაზე დაიმზირება. ურანმა მის უკანასკნელ ნაბუნიობას 2007 წლის 7 დეკემბერს მიაღწია.[39][40]
| ჩრდილოეთ ნახევარსფერო | წელიწადი | სამხრეთ ნახევარსფერო |
|---|---|---|
| ზამთრის ნაბუნიაობა | 1902, 1986 | ზაფხულის ნაბუნიაობა |
| გაზაფხულის ბუნიაობა | 1923, 2007 | შემოდგომის ბუნიაობა |
| ზაფხულის ნაბუნიაობა | 1944, 2028 | ზამთრის ნაბუნიაობა |
| შემოდგომის ბუნიაობა | 1965, 2049 | გაზაფხულის ბუნიაობა |
ამ ღერძული დახრილობის ერთი შედეგი არის ის, რომ საშუალო ურანის წელიწადში მისი პოლარული რეგიონები ბევრად მეტ ენერგიას იღებს მზიდან, ვიდრე მისი ეკვატორული რეგიონები. ამის მიუხედავად, ურანი ეკვატორზე უფრო ცხელია, ვიდრე პოლუსებზე. ამის გამომწვევი მთავარი მიზეზი უცნობია. ურანის უჩვეულო ღერძული დახრის მიზეზიც დანამდვილებით არავინ იცის, მაგრამ ყველაზე მიღებული ვარაუდი არის ის, რომ მზის სისტემის ფორმირებისას დედამიწის ზომის პროტოპლანეტა შეეჯახა ურანს და გამოიწვია მისი გადახრა.[41]ურანის სამხრეთ პოლუსი მიმართული იყო თითქმის პირდაპირ მზისკენ, როდესაც მან „ვოიაჯერ 2-მა“ 1986 წელს ჩაუფრინა. ამ პოლუსს „სამხრეთი“ საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირის განმარტების მიხედვით დაერქვა, სახელდობრ იმით, რომ პლანეტის ან თანამგზავრის ჩრდილოეთ პოლუსი არის ის პოლუსი, რომელიც მიმართულია მზის სისტემის უცვლელი სიბრტყის ზემოთ, მიუხედავად იმისა, თუ რა მიმართულებით ბრუნავსპლანეტა.[42][43] ზოგჯერ განსხვავებული კონვენცია გამოიყენება, რომლის მიხედვითაც სხეულის ჩრდილოეთ და სამხრეთ პოლუსები განისაზღვრება მარჯვენა ხელის წესის მიხედვით ბრუნვის მიმართულებასთან კავშირით.[44]ამ მეორე კოორდინატთა სისტემის მიხედვით, ურანის ჩრდილოეთ პოლუსი იყო ის, რომელიც 1986 წელს მზისსხივებმა გაანათა.
ხილვადობა[რედაქტირება]
1995-დან 2006 წლამდე ურანის ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე მერყეობდა +5,6-სა და +5,9-ს შორის, ხოლო შეუიარაღებელი თვალის ხილვადობა +6,5-ია, ამიტომ ის რთულად შესამჩნევია.[45] მისი კუთხური დიამეტრი 3,4-3,7 არკწამია. შედარებისთვის, სატურნის არის 16-20 არკწამი, ხოლო იუპიტერისა — 32-45.[45] მიუხედავად ამისა, ურანი შეუიარაღებელი თვალით ჩანს ბნელ ცაზე და ადვილი დასანახია ბინოკლით ქალაქის პირობებშიც კი.[2]უფრო დიდი სამოყვარულო ტელესკოპებით, რომელთა ობიექტივის დიამეტრი 15-23 სანტიმეტრია, ურანი მკრთალ ცისფერ დისკოდ ჩანს მკაფიო დისკოს დაბნელებით. უფრო დიდი ტელესკოპებით, 25 სანტიმენტრიანით ან უფრო დიდით, ღრუბლები და დიდი თანამგზავრებიც კი ჩანს, როგორებიცაა ტიტანია და ობერონი.[46]
შინაგანი სტრუქტურა[რედაქტირება]
ურანი დაახლოებით 14,5 დედამიწის მასისაა და 4 გიგანტ პლანეტასშორის ყველაზე ნაკლებად მასიურია. მისი დიამეტრი ნეპტუნისაზეოდნავ დიდია, ხოლო დედამიწისას 4-ჯერ აღემატება. მისი სიმკვრივე1,27 გ/სმ3-ია და სატურნის შემდეგ ყველაზე ნაკლებად მკვრივიპლანეტაა.[47][48] მისი სიმკვრივის ეს მნიშვნელობა მიუთითებს იმაზე, რომ ის ძირითადად სხვადასხვა ყინულებისაგან შედგება, როგორებიცაა: წყალი, ამიაკი და მეთანი.[7] ურანის შიდა ნაწილებში არსებული ყინულის მთლიანი მასა ზუსტად არაა ცნობილი, რადგან განსხვავებული რიცხვი მიიღება მოდელის ამორჩევისას: ის უნდა იყოს 9,3-13,5 დედამიწის მასა.[7][49] წყალბადი და ჰელიუმი მთლიანის პატარა ნაწილს შეადგენს: 0,5-1,5 დედამიწის მასას.[7] არაყინულოვანი მასის (0,5-3,7 დედამიწის მასა) ნარჩენს კლდოვანი მატერია მოიცავს.[7]
ურანის სტრუქტურის სტანდარტული მოდელი არის ის, რომ იგი მოიცავს სამ ფენას: კლდოვან (სილიკატი/რკინა-ნიკელი) ბირთვს ცენტრში, ყინულოვან მანტიას შუაში და გაზურ მდგომარეობაში მყოფწყალბადის/ჰელიუმის გარსს.[7][50] ბირთვი შედარებით მცირეა. მისი მასა 0,55 დედამიწის მასაა და რადიუსი ურანის რადიუსის 20%-ზე ნაკლებია. 13,4 დედამიწის მასის მქონე მანტია მის ძირითად მასას მოიცავს, ხოლო მისი ზედა ატმოსფერო შედარებით არასუბსტანციურია, რომელიც 0,5 დედამიწის მასას იწონის და ფართოვდება ურანის რადიუსის 20%-ზე.[7][50] ურანის ბირთვის სიმკვრივე დაახლოებით 9 გ/სმ3-ია და მის ცენტრში არსებული წნევა 8 მილიონი ბარია (800 გპა), ხოლო ტემპერატურა დაახლოებით 5000 K.[49][50] საყოველთაოდ მიღებულია, რომ ყინულის მანტია სინამდვილეში ყინულისაგან კი არა, არამედ ცხელი და მკვრივი სითხისგან შედგება, რომელიც მოიცავს წყალს, ამიაკს და სხვა აქროლად ნივთიერებებს.[7][50] ამ სითხეს, რომელსაც მაღალი ელექტროგამტარობა აქვს, ზოგჯერ წყალი-ამიაკის ოკეანეს უწოდებენ.[51]
კალიფორნიის უნივერსიტეტში ჩატარებული კვლევის თანახმად, ურანის სიღრმეებში არსებულმა უკიდურესმაწნევამ და ტემპერატურამ შესაძლოა მეთანის მოლეკულები დაშალოს და ამის შედეგად ნახშირბადის ატომებიალმასის კრისტალებად კონდენსირდეს, რომლებიც მანტიას სეტყვასავით დააწვიმს.[52] „ძალიან მაღალი წნევის“ ექსპერიმენტმა ლორენს ლივმორის ეროვნულ ლაბორატორიაში აჩვენა, რომ მანტიის ძირში შესაძლოა თხევადი ალმასის ოკეანეა, სადაც მყარი „ალმას-ბერგები“ დაცურავს.[53][54]
ნეპტუნისა და ურანის ძირითადი შემადგენელი ნაწილები იუპიტერისა და სატურნისაგან განსხვავებულია. მათში ყინული გაზებზე მეტია, აქედან გამომდინარე, მათ განცალკევებულ კლასიფიკაციაში, ყინულის გიგანტებშიმოიხსენიებენ.
მიუხედავად იმისა, რომ ზემოთ განხილული მოდელი საკმაოდ სტანდარტულია, ის უნიკალური არ არის. სხვა მოდელებიც ემთხვევა ექსპერიმენტებს. მაგალითად, თუ წყალბადის სუბსტანციური რაოდენობა და კლდოვანი მატერია შეერია ყინულის მანტიას, ინტერიერში არსებული ყინულების მთლიანი მასა უფრო მცირე იქნება და, შესაბამისად, კლდოვანი მატერიისა და წყალბადის მთლიანი მასა — უფრო მეტი. ამჟამად ხელმისაწვდომი მონაცემები არ იძლევა საშუალებას, რომ განისაზღვროს, რომელი მოდელია მართებული.[49] ურანის სითხის შინაგანი სტრუქტურა ნიშნავს, რომ მას მყარი ზედაპირი არ აქვს. გაზური ატმოსფერო თანდათანობით გადადის შინაგან თხევად ფენებში.[7] მოხერხებულობისთვის, მბრუნავი შეკუმშული სფეროიდი დაყენებული წერტილზე, რომელზეც ატმოსფერული წნევა 1 ბარს (100 კპა) უდრის, პირობითად მოხსენებულია „ზედაპირად“. მისი ეკვატორული და პოლარული რადიუსი 25 559 ± 4 და 24 973 ± 20 კილომეტრია, შესაბამისად.[47] ეს ზედაპირი მთელ სტატიაში იქნება გამოყენებული, როგორც ნულოვანი წერტილი სიმაღლისათვის.
შინაგანი სითბო[რედაქტირება]
ურანის შიაგანი სითბო შესამჩნევად დაბალი ჩანს, ვიდრე სხვა გიგანტი პლანეტებისა. ასტრონომიული ტერმინებით, მას დაბალი თერმული მიმოცვლა აქვს.[9][55] რატომ არის ურანის შინაგანი ტემპერატურა ასეთი დაბალი, კვლავ გაურკვეველია. ნეპტუნი, რომელიც ურანის თითქმის ტყუპია ზომითა და შედგენილობით, ურანზე 2,61-ჯერ მეტ მზისგან მიღებულ სითბოს ასხივებს.[9] ამის საპირისპიროდ, ურანი გადაჭარბებით თითქმის საერთოდ არ ასხივებს. ურანის მიერ გამოსხივებული მთლიანი სიმძლავრე შორეულ ინფრაწითელში (ე.ი. სითბო) არის დაახლოებით 1,06 ± 0,08 იმ ენერგიისა, რომელსაც მისი ატმოსფერო შთანთქავს.[6][56] ფაქტობრივად, ურანის თერმული მიმოცვლა სულ რაღაც 0.042 ± 0.047 ვ/მ2-ია, რომელიც უფრო დაბალია, ვიდრე დედამიწის შინაგანი თერმული მიმოცვლა — დაახლოებით 0,075 ვ/მ2.[56] ყველაზე დაბალი ტემპერატურა, რაც კი ურანისტროპოპაუზაში დაფიქსირებულა, არის 48 K (−224 °C), რის გამოც ურანი მზის სისტემაში ყველაზე ცივი პლანეტაა.[6][56]
ერთ-ერთი ჰიპოთეზის თანახმად, ურანმა ზემასიური შეჯახება გადაიტანა, რომელმაც მისი ძირითადი სითბოს უმეტესი ნაწილი გამოაგდო და დარჩა ბირთვი გამოლეული ტემპერატურით.[57] სხვა ჰიპოთეზის მიხედვით, ურანის ზედა ფენებში არსებობს ბარიერი, რომელიც ბირთვის სითბოს ზედაპირამდე მიღწევაში ხელს უშლის..[7]მაგალითად, კონვექცია შესაძლოა შედგენილობით განსხვავებულ ფენებში მოხდეს, რომელიც შეაჩერებს ამომავალი სითბოს გადაცემას.[6][56] შესაძლოა ორმაგი დიფუზური კონვექცია არის შემზღუდველი ფაქტორი.[7]
ატმოსფერო[რედაქტირება]
მიუხედავად იმისა, რომ ურანის შიდა ნაწილებში კარგად გამოკვეთილი მყარი ზედაპირი არ არის, ურანის გარე გაზური გარსი, რომელიც ხელმისაწვდომია დისტანციური მართვისთვის, ატმოსფერო ეწოდება.[6] დისტანციური მართვის შესაძლებლობა ვრცელდება დაახლოებით 300 კილომეტრს ქვემოთ 1 ბარის (100 კპა) დონეზე, შესაბამისიწნევით და ტემპერატურით: 100 ბარი (10 მპა) და 320 კელვინი.[58] ატმოსფეროს გაუხშოებელი გვირგვინი შესანიშნავად იჭიმება ორ პლანეტურ რადიუსზე ნომინალური ზედაპირიდან, რომელიც განსაზღვრულია, რომ 1 ბარი წნევის ქვეშაა.[59] ურანის ატმოსფერო სამ ფენად იყოფა: ტროპოსფერო — -300-დან 50 კილომეტრამდე სიმაღლით და 100-დან 0,1 ბარამდე (10 მპა-10 კპა); სტრატოსფერო — 50-4000 კილომეტრის სიმაღლეზე მდებარე წნევით 0,1-სა და 10−10 (10 მპა და 10 µმპა); და ბოლოს თერმოსფერო/გვირგვინი — ეს უკანასკნელი 4000 კილომეტრიდან 50 000 კილომეტრამდე იჭიმება ზედაპირიდან.[6] ურანს მეზოსფერო არ აქვს.
შედგენილობა[რედაქტირება]
ურანის ატმოსფეროს შედგენილობა განსხვავებულია მისი ძირითადი შემადგენელი მასისაგან, რომელიც უმეტესად მხოლოდ მოლეკულურ წყალბადსა და ჰელიუმს მოიცავს.[6] ჰელიუმის მოლური წილი, ესე იგი ჰელიუმის ატომების რიცხვი გაზის მოლეკულაში, არის 0,15 ± 0,03 ზედა ტროპოსფეროში, რომელიც შეესაბამება მასის წილს 0,26 ± 0,05.[6][56] ეს მნიშვნელობა ახლოსაა პროტომზიური ჰელიუმის მასის წილთან, რომელიც შეადგენს 0,275 ± 0,01-ს,[60] რაც იმაზე მიუთითებს, რომ ჰელიუმი არ არსებობდა მის ცენტრში, როგორც ეს გაზურ გიგანტებშია.[6] ურანის ატმოსფეროს სიუხვით მესამე შემაგენელი ნაწილი არის მეთანი (CH4).[6] მეთანი ფლობს შთანთქმის ჯგუფებს ხილულ და ინფრაწითელთან მიახლოებულ დიაპაზონში, რის გამოც ურანი ცისფერი ჩანს.[6][61][62] შერევის ფარდობა ბევრად დაბალია ზედა ატმოსფეროში, რისი წყალობითაც ძალიან დაბალიტემპერატურაა, რომელიც ამცირებს გაჟღენთის დონეს და იწვევს ზედმეტი მეთანის გაყინვას.[63] ისეთი აქროლადი ნარევების სიუხვე ატმოსფეროს სიღრმეებში, როგორებიცაა ამიაკი, წყალი და წყალბადის სულფიდი, ნაკლებადაა ცნობილი. მათი შემცველობა ალბათ ბევრად მეტია, ვიდრე მზეში.[6][64] მეთანთან ერთად სხვადასხვა ნახშირწყლების არსებობაც შეინიშნება ურანის სტრატოსფეროში, რომლებიც, მეცნიერთა ვარაუდით, მზისულტრაიისფერი გამოსხივების დახმარებით მეთანმა წარმოქმნა.[65] ესენია: ეთანი (C2H6), აცეტილინი (C2H2),მეთილაცეტილინი (CH3C2H) და დიაცეტილინი (C2HC2H).[63][66][67] სპექტროსკოპულმა დაკვირვებებმა ასევე გამოავლინა წყლის ორთქლის, ნახშირჟანგისა და ნახშირორჟანგის არსებობა ზედა ატმოსფეროში, რომელთა წარმოქმნა შესაძლებელია მხოლოდ გარეშე წყაროდან, როგორიცაა კომეტა.[66][67][68]
ტროპოსფერო[რედაქტირება]
ტროპოსფერო ურანის ატმოსფეროს ყველაზე დაბალი და მკვრივი ნაწილია, რომელიც ხასიათდება სიმაღლესთან ერთად კლებადი ტემპერატურით.[6] ტემპერატურა ნომინალური ტროპოსფეროს ძირში -300 კილომეტრზე 320 K-დან 53 K-მდე ეცემა 50 კმ-ზე.[58][62] ტროპოსფეროს ყველაზე ცივ ზედა რეგიონში (ტროპოპაუზა) სინამდვილეში იცვლება 49-სა და 57 K-ს შორის. ეს დამოკიდებულია პლანეტურ განედზე.[6][55] ტროპოპაუზა პასუხისმგებელია ურანის თერმული გამოსხივების უმეტესობაზე.[55][56]
მიჩნეულია, რომ ტროფოსფეროს ღრუბლების ძალიან რთული სტრუქტურა აქვს. ჰიპოთეზის თანახმად, წყლის ღრუბლები მდებარეობს 50-100 ბარ წნევებს შორის, ამიაკის ჰიდროსულფიდის ღრუბლები — 20-40 ბარის, ამიაკის ან წყალბადის სულფიდის ღრუბლები — 3-10 ბარის, ხოლო საბოლოოდ პირდაპირ აღმოჩენილი თხელი მეთანისღრუბლები — 1-2 ბარ წნევებს შორის.[6][58][61][69] ტროპოსფერო ატმოსფეროს დინამიკური ნაწილია, სადაც ძლიერ ქარები, კაშკაშა ღრუბლები და სეზონური ცვლილებები შეინიშნება.
ზედა ატმოსფერო[რედაქტირება]
ურანის ატმოსფეროს შუა ფენა არის სტრატოსფერო, სადაც ტემპერატურა ძირითადად იზრდება სიმაღლესთან ერთად ტროპოპაუზაში 53 K-დან 800-850 K-მდე თერმოსფეროს ფუძემდე.[59] სტრატოსფეროს გათბობას მეთანისადა სხვა ნახშირწყლების მიერ მზის ულტრააისფერი და ინფრაწითელი გამოსხივების შთანთქმა იწვევს,[70]რომელიც წარმოქმნის ატმოსფეროს ამ ნაწილს მეთანის ფოტოლიზის შედეგად.[65] სითბო ასევე ცხელი თერმოსფეროდანაც გაიცემა.[70] ნახშირწყლები იკავებს შედარებით ვიწრო ფენებს 100-300 კილომეტრ სიმაღლეებზე წნევით 10-0,1 მეგაბარით და ტემპერატურით 75-170 K.[63][66] ყველაზე უხვი ნახშირწყალი არისმეთანი, აცეტილინი და ეთანი წყალბადის შერევის ფარდობით 10−7. ნახშირჟანგის შერევის ფარდობა ამ სიმაღლეებზე იგივეა.[63][66][66][68] წყლის სიუხვის ფარდობა არის 7×10−9.[67] ეთანი და აცეტილინი სტრატოსფეროსა და ტროპოპაუზის (10 მეგაბარის დონის ქვემოთ) უფრო ცივ და დაბალ ნაწილებში კონდენსირებისკენ მიისწრაფის, რის შედეგადაც წარმოიქმნება ნისლის ფენები,[65] რომლებიც შესაძლოა ნაწილობრივ ურანის რბილ გარეგნობაზე იყოს პასუხისმგებელი. ურანის სტრატოსფეროს ნახშირწყლების კონცენტრაცია შესამჩნევად დაბალია, ვიდრე სხვაგიგანტი პლანეტების სტრატოსფეროებში.[63][71]
ურანის ატმოსფეროს კიდურა ფენა არის თერმოსფერო და გვირგვინი, რომელთაც ერთგვაროვანი ტემპერატურა800 და 850 K აქვს.[6][71] ასეთი მაღალი დონის შენარჩუნებისთვის საჭირო წყარო გაურვეველია, რადგან არც მზისულტრაიისფერ გამოსხივებას, უკიდურეს ულტრაიისფერ გამოსხივებას, და არც ციალურ აქტივობებს არ შეუძლია წარმოქმნან ამ ტემპერატურებამდე მისაღწევი ენერგია. ამის მიზეზი შესაძლოა იყოს სუსტი გამაგრილებელი ეფექტურობა, რომელიც გამოწვეულია ნახშირწყლების ნაკლებობით სტრატოსფეროში 0,1 მეგაბარი წნევაზე ზემოთ.[59][71] მოლეკულური წყალბადის გარდა, თერმოსფერო-გვირგვინი შეიცავს ძალიან ბევრ თავისუფალწყალბადის ატომს. მათი საერთო მასა მაღალ ტემპერატურასთან ერთად ხსნის, რატომ იჭიმება გვირგვინი ზედაპირიდან 50 000 კილომეტრზე.[59][71] ეს გადაჭიმული გვირგვინი ურანის უნიკალური ნიშანია.[71] მისი ეფექტები მოიცავს ურანის გარშემო არსებული პატარა ნაწილაკების „თრევას“, რომელიც იწვევს მტვრის გამოლევას ურანის რგოლებში.[59] ურანის თერმოსფერო, სტრატოსფეროს ზედა ნაწილთან ერთად, შეესაბამება ურანის იონოსფეროს.[62] დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ იონოსფერო 2000-10 000 კილომეტრამდე იკავებს.[62] ურანის იოსნოსფერო სატურნისაზე და ნეპტუნისაზე მკვრივია, რომელიც შესაძლოა სტრატოსფეროში არსებული ნახშირწყლების დაბალი კონცენტრაციამ წარმოქმნა.[71][72] იონოსფერო ძირითადად მზის ულტრაიისფერი გამოსხივებით „იკვებება“ და მისი სიმკვრივე დამოკიდებულია მზის აქტიურობაზე.[73] ციალური აქტივობა შეუმჩნეველია სატურნისა და იუპიტერის აქტივობასთან შედარებით.[71][74]
- ურანის ატმოსფერო
პლანეტური რგოლები[რედაქტირება]
რგოლები უკიდურესად ბნელი ნაწილაკებისაგან შედგება, რომლებიც სხვადასხვა ზომისაა — დაწყებული მიკრომეტრებიდან, დამთავრებული მეტრის ნაწილებით.[8] ამჟამად 13 რგოლია ცნობილი. მათგან ყველაზე კაშკაშა ε რგოლია. ურანის ორი რგოლის გარდა, ყველა უკიდურესად ვიწროა — ჩვეულებრივ რამდენიმე კილომეტრის სიგანისა. ურანის რგოლები ალბათ საკმაოდ ახალგაზრდაა. მისი დინამიკის შესწავლა მიუთითებს, რომ ისინი ურანთან ერთად არ წარმოქმნილა. რგოლებში არსებული მატერია შესაძლოა ოდესღაც მთვარის (ან მთვარეების) ნაწილი იყო, რომელიც მაღალი სიჩქარის შეჯახებებმა ნამსხვრევებად აქცია. ნარჩენების მრავალი ნაწილებიდან, რომლებიც წარმოიქმნა ამ შეჯახებების შედეგად, მხოლოდ მცირე რაოდენობის ნაწილაკები გადარჩა სტაბილური ზონების ზღვრულ რაოდენობაში, რომელიც შეესაბამება ამჟამინდელი რგოლების მდებარეობას.[75][76]
უილიამ ჰერშელმა ურანის გარშემო სავარაუდოდ არსებული რგოლები ჯერ კიდევ 1789 წელს აღწერა. მისი ეს აღმოჩენა საეჭვოა, რადგან რგოლები საკმაოდ მკრთალია და მომდევნო ორ საუკუნეში არც ერთ სხვა დამკვირვებელს არ შეუნიშნავს. და მაინც, ჰერშელმა ზუსტად აღწერა ეფსილიონ რგოლის ზომა, მისი კუთხედედამიწის მიმართ, მისი წითელი ფერი და მისი ხილული ცვლილებები, როდესაც ის მზის გარშემო ბრუნავდა.[77][78] რგოლების სისტემა საბოლოოდ 1977 წლის 10 მარტს აღმოაჩინეს ჯეიმს ელიოტმა, ედუარდ დანჰემმა დადუგლას მინკმა კოიპერის საჰაერო ობსერვატორიის გამოყენებით. აღმოჩენა წინასწარ იყო დაგეგმილი: მათ დაგეგმეს, რომ გამოეყენებინათ ურანის ატმოსფეროს მიერ ვარსკვლავ SAO 158687-ის დაბნელება, რის შემდეგაც მის ატმოსფეროს გამოიკვლევდნენ. როდესაც მათი დაკვირვებების ანალიზი გაკეთდა, მათ აღმოაჩინეს, რომვარსკვლავი მცირე ხნით გაუჩინარდა თვალთახედვიდან 5-ჯერ, სანამ ურანის უკან დაიმალებოდა. აქედან მათ დაასკვნეს, რომ ურანის გარშემო უნდა ყოფილიყო რგოლური სისტემა.[79] მოგვიანებით მათ 4 სხვა რგოლი აღმოაჩინეს.[79] ეს რგოლები პირდაპირ დაფიქსირდა, როდესაც „ვოიაჯერ 2-მა“ ჩაუფრინა ურანს 1986 წელს.[8]„ვოიაჯერ 2-მა“ ასევე აღმოაჩინა 2 სხვა მკრთალი რგოლი, საერთო ჯამში კი რგოლთა რაოდენობამ 11-ს მიაღწია.[8]
2005 წლის დეკემბერში ჰაბლის კოსმოსურმა ტელესკოპმა აქამდე უცნობი ორი რგოლი აღმოაჩინა. უდიდესი ურანიდან მდებარეობს ორჯერ შორს, ვიდრე აქამდე ცნობილი რგოლები. ეს ახალი რგოლები ურანიდან ისე შორ მანძილზეა, რომ მათ „გარე“ რგოლური სისტემა ეწოდება. ჰაბლმა ასევე ორი მცირე თანამგზავრი შენიშნა, რომელთაგან ერთ-ერთი, სახელად მაბი, თავის ორბიტას ახლად აღმოჩენილ კიდურა რგოლთან იზიარებს. ამ ორი რგოლით ურანის რგოლების რაოდენობა 13 გახდა.[80] 2006 წლის აპრილში კეკის ობსერვატორიიდან ამ ახალი რგოლების ფოტოებმა უზრუნველყო გარე რგოლების ფერები: კიდურა ცისფერია, ხოლო მეორე — წითელი.[81][82]ერთი ჰიპოთეზა, რომელიც მიიჩნევს, რომ გარე რგოლის ფერი ცისფერია, არის ის, რომ იგი გაჯერებულია წყლის ყინულის ნაწილაკებით მაბის ზედაპირიდან, რომელიც იმდენად პატარაა, რომ ცისფერ სინათლეს ფანტავს.[81]ამის საპირისპიროდ, ურანის შიდა რგოლები ნაცრისფერია.[81]
- ურანის რგოლები
მაგნეტოსფერო[რედაქტირება]
„ვოიაჯერ 2-ის“ ვიზიტამდე ურანის ატმოსფეროზე არანაირი მონაცემები არ არსებობდა, ამიტომ მისი ბუნება გამოცანა რჩებოდა. 1986 წლამდე ასტრონომები ვარაუდობნენ, რომ ურანის მაგნიტური ველი მზიური ქარის წრფივი უნდა ყოფილიყო, რადგან უსწორდება ურანის პოლუსებს, რომლებიც ეკლიპტიკაზე მდებარეობს.[83]
ვოიაჯერის დაკვირვებებმა ცხადყო, რომ ურანის მაგნიტური ველი უნიკალურია, რადგან ის არ წარმოიქმნება მისი გეომეტრიული ცენტრიდან და ბრუნვის ღერძის მიმართ 59°-ით არის დახრილი.[83][84] ფაქტობრივად, მაგნიტური დიპოლიურანის ცენტრიდან წანაცვლებულია სამხრეთ მბრუნავი პოლუსისკენ პლანეტის რადიუსის მესამედით.[83] ეს უჩვეულო გეომეტრია იწვევს მაგნეტოსფეროს მაღალ ასიმეტრიულობას, სადაც მაგნიტური ველის სიძლიერე სამხრეთ ნახევარსფეროს ზედაპირზე შესაძლოა 0,1 გაუსი (10 µT) იყოს, ხოლო ჩრდილოეთ ნახევარსფეროზე — 1,1 გაუსი (110 µT).[83] ზედაპირზე საშუალო ველი არის 0,23 გაუსი (23 µT).[83] შედარებისთვის, დედამიწის მაგნიტური ველი თითქმის იმავე სიძლიერისაა ორივე პოლუსზე და მისი „მაგნიტური ეკვატორი“ თითქმის პარალელურია მის გეოგრაფიულ ეკვატორთან.[84] ურანის დიპოლის მომენტი 50-ჯერ მძლავრია დედამიწისაზე.[83][84] ნეპტუნსაც გადანაცვლებული და დახრილი მაგნიტური ველი აქვს, რაც მეცნიერებს აძლევს ვარაუდის საფუძველს, რომ ეს ყინულის გიგანტების გავრცელებული თვისებაა.[84] ერთი ჰიპოთეზა არის ის, რომ, განსხვავებით გაზის გიგანტებისა და კლდოვანი პლანეტებისგან, რომელთა
მაგნიტური ველი წარმოიქმნება მათ ბირთვებში, ყინული გიგანტების მაგნიტური ველები წარმოიქმნება შედარებით არაღრმა რეგიონებში მოძრაობით, მაგალითად წყალი-ამიაკის ოკეანეში.[51] მაგნეტოსფეროს ფორმის სხვა შესაძლო ახსნა არის ის, რომ ურანის შიდა ნაწილებში თხევადი ალმასის ოკეანე არსებობს, რომელიც მაგნიტურ ველს აკავებს.[85]
მისი უცნაური ფორმის მიუხედევად, სხვა მხრივ ურანის მაგნეტოსფერო სხვა პლანეტების მსგავსია: მას აქვსრკალისებრი დარტყმითი ტალღა დაახლოებით 23 ურანის რადიუსის მოშორებით, მაგნეტოპაუზა — 18 ურანის რადიუსით, სრულად განვითარებული მაგნეტოკუდი და რადიაციული სარტყელები.[83][84][86] საერთო ჯამში, ურანის მაგნეტოსფეროს სტრუქტურა იუპიტერისაგან განსხვავებულია და სატურნისას უფრო წააგავს.[83][84] ურანის მაგნეტოკუდი იშლება მის უკან სივრცეში მილიონობით კილომეტრზე და იხვევა მისი გვერდული მოძრაობით გრძელი კორძსაძრობის მსგავსად.[83][87]
ურანის მაგნეტოსფერო მოიცავს დამუხტულ ნაწილაკებს: ძირითადად პროტონებსა და ელექტრონებს H2+ იონების მცირე რაოდენობით.[84][86] უფრო მძიმე იონები არ აღმოუჩენიათ. ამ ნაწილაკების უმეტესობა ალბათ ცხელი ატმოსფერული გვირგვინიდან წარმოიქმნება.[86] იონებისა და ელექტრონების ენერგია შესაძლოა 4 და 1,2მეგაელექტრონვოლტი იყოს, შესაბამისად.[86] დაბალი ენერგიის (1 კილოელექტრონვოლტზე ქვემოთ) იონებისსიმკვრივე შიდა მაგნეტოსფეროში დაახლოებით 2 სმ−3-ია.[88] ნაწილაკების პოპულაციაზე დიდ გავლენას ურანის მთვარეები ახდენს, რომლებიც მაგნეტოსფეროს ასუფთვებს და შესამჩნევ ნაპრალებს ტოვებს.[86] ნაწილაკების ნაკადი საკმარისად მაღალია, რომ წარმოქმნას დამაბნელებელი ან კოსმოსური ამინდი თავიანთ ზედაპირებზე ასტრონომიულად სწრაფ დროში — 100 000 წელიწადში.[86] ეს შესაძლოა ურანის თანამგზავრებისა და რგოლების ერთგვაროვნად მუქი შეფერილობის გამომწვევი მიზეზი იყოს.[76] ურანს შედარებით კარგად განვითარებული ციალები აქვს, რომლებიც ორივე მაგნიტური პოლუსის გარშემო კაშკაშა რკალებად ჩანს.[71] იუპიტერისგან განსხვავებით, ურანის ციალები შეუმჩნეველია პლანეტური თერმოსფეროს ენერგიის ბალანსისთვის.[74]
კლიმატი[რედაქტირება]
ულტრაიისფერ და ხილულ ტალღის სიგრძეში ურანის ატმოსფერო ზომიერია სხვა გიგანტი პლანეტების ატმოსფეროებთან შედარებით,ნეპტუნის ატმოსფეროსთანაც კი, რომელიც ძალიან წააგავს ურანისას.[9]როდესაც 1986 წელს „ვოიაჯერ 2-მა“ ჩაუფრინა ურანს, მან დააფიქსირა ღრუბლის 10 მახასიათებელი მთლიანი პლანეტის მასშტაბით.[8][89] ამ მახასიათებლების ნაკლებობის ერთ-ერთი ახსნა არის ის, რომ ურანის შინაგანი სითბო შესამჩნევად დაბალია, ვიდრე სხვა გიგანტი პლანეტებისა. ყველაზე დაბალი ტემპერატურა, რომელიც ურანის ტროპოპაუზაში დაფიქსირდა, არის 49 K, რის გამოც ურანი ყველაზე ცივი პლანეტაა მზის სისტემაში, ნეპტუნზე ცივიც კი.[6][56]
ზონური სტრუქტურა, ქარები და ღრუბლები[რედაქტირება]
1986 წელს „ვოიაჯერ 2-მა“ აღმოაჩინა, რომ ურანის ხილული სამხრეთ ნახევარსფერო შესაძლოა ორ რეგიონად დაიყოს: კაშკაშა პოლარულ ქუდად და ბნელ ეკვატორულ ზონებად (იხილეთ ფიგურა მარჯვნივ).[8] მათი საზღვარი მდებარეობს −45° განედზე. ვიწრო ზონა, რომელიც მდებარეობს −45°-დან −50° განედურ ჯგუფზე, არის ყველაზე კაშკაშა დიდი მახასიათებელი მის ხილულ ზედაპირზე.[8][90] მას სამხრეთ „საყელო“ ეწოდება. ითვლება, რომ ქუდი და საყელო არის მეთანის ღრუბლების მკვრივი რეგიონი, რომელიც მოთავსებულია 1,3-2 ბარ წნევებს შორს (იხ. ზემოთ).[91] გარდა დიდი მასშტაბის ზონური სტრუქტურისა, „ვოიაჯერ 2-მა“ დააფიქსირა 10 მცირე ზომის კაშკაშა ღრუბელი, რომელთა უმეტესობა რამდენიმე გრადუსით იყო დახრილი ჩრდილოეთისკენ საყელოდან.[8] სხვა ყველა მხრივ ურანი დინამიკურად მკვდარ პლანეტად ჩანდა 1986 წელს. სამწუხაროდ, „ვოიაჯერ 2“ ურანს სამხრეთ ზაფხულის დროს ეწვია და ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს დაკვირვება ვერ მოახერხა. 21-ე საუკუნის დასაწყისში, როდესაც ჩრდილოეთ პოლარული რეგიონი ხილული გახდა, ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპი და კეკის ტელესკოპი თავდაპირველად არც საყელოს და არც პოლარულ ქუდს დააკვირდა ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში.[90] ამიტომ, როგორც აღმოჩნდა, ურანი ასიმეტრიული იყო: კაშკაშა სამხრეთ პოლუსზე და ერთგვაროვნად ბნელი სამხრეთ საყელოს ჩრდილოეთ რეგიონში.[90] 2007 წელს, როცა ურანმა მისი ნაბუინობა გაიარა, სამხრეთ საყელო თითქმის გაუჩინარდა, ხოლო მკრთალი ჩრდილოეთ საყელო 45° განედთან ახლოს გამოჩნდა.[92]
1990-იან წლებში დაფიქსირებული კაშკაშა ღრუბლების მახასიათებლები საგრძნობლად გაიზარდა ნაწილობრივ იმის გამო, რომ ახალი მაღალი გარჩევადობის გადაღების ტექნიკა ხელმისაწვდომი გახდა.[9] უმეტესობა ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში აღმოაჩინეს, როდესაც ხილული გახდა.[9]ადრეული ახსნა — რომ კაშკაშა ღრუბლების იდენტიფიცირება უფრო ადვილია მის ბნელ ნაწილში, ხოლო სამხრეთ ნახევარსფეროში კაშკაშა საყელო ფარავს მათ — მცდარი აღმოჩნდა: მახასიათებლების ნამდვილი რაოდენობა ნამდვილად შესამჩნევად გაიზარდა.[93][94] მიუხედავად ამისა, თითოეული ნახევარსფეროს ღრუბლებს შორის არსებობს განსხვავებები. ჩრდილოეთ ღრუბლები უფრო პატარა, მახვილი და კაშკაშაა.[94] ისინი უფრო მაღლა მდებარეობს.[94] ღრუბლების სიცოცხლის ხანგრძლივობა რამდენიმე მნიშვნელობით იზომება. ზოგიერთი მცირე ღრუბელი საათობით „ცოცხლობს“, ხოლო სულ ცოტა ერთი სამხრეთ ღრუბელი შესაძლოა ვოიაჯერის ჩაფრენის შემდეგ დღესაც აქტიურია.[9][89] ბოლო დროინდელმა დაკვირვებებმა ცხადყო, რომ ღრუბლის მახასიათებლებს ბევრი საერთო აქვს ნეპტუნის ღრუბლებთან.[9]მაგალითად, ნეპტუნზე არსებული ბნელი ლაქები არასდროს შენიშნულა ურანზე 2006 წლამდე. ეს ის წელია, როდესაც პირველი ასეთი მახასიათებელი, სახელად „ურანის ბნელი ლაქა“, დააფიქსირეს.[95] როგორც ჩანს, ურანი ნეპტუნის მსგავსი ხდება მისი ნაბუინობის სეზონისას.[96]
რამდენიმე ღრუბლის მახასიათებლის მონიტორინგის საშუალებით მოხერხდა ზონური ქარების განსაზღვრა, რომელიც ურანის ზედა ტროპოსფეროში უბერავს.[9] ეკვატორთან ქარები რეტროგრადულია, რაც ნიშნავს იმას, რომ ისინი პლანეტის მოძრაობის საპირისპირო მიმართულებით უბერავს. მათი სიჩქარე −100-დან −50 მ/წმ-მდე მერყეობს.[9][90] ქარის სიჩქარე უფრო მეტია, რაც უფრო შორსაა ეკვატორიდან, ნულს კი ±20° განედზე აღწევს, სადაც ტროპოსფეროს ტემპერატურული მინიმუმია მოთავსებული.[9][55] პოლუსებთან ახლოს ქარები წაინაცვლებს პროგრადული მიმართულებით, ანუ მიჰყვება ურანის ბრუნვას. ქარის სიჩქარე იზრდება და მაქსიმუმს ±60° განედზე აღწევს, სანამ ნულზე დაეცემა პოლუსებზე.[9] ქარის სიჩქარე ±40° განედზე 150-დან 200 მ/წმ-მდე მერყეობს. რადგანაც საყელო აბნელებს ყველა ღრუბელს ამ პარალელის ქვემოთ, სიჩქარეების გაზომვა მის და სამხრეთ პოლუსს შორის შეუძლებელია.[9] ამის საპირისპიროდ, ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში მაქსიმალური სიჩქარე 240 მ/წმ-ია და დაიმზირება +50° განედთან ახლოს.[9][90][97]
სეზონური ცვლილებები[რედაქტირება]
2004 წლის მარტიდან მაისამდე ურანის ატმოსფეროში რამდენიმე დიდი ღრუბელი გამოჩნდა, რის გამოც მას ნეპტუნის მსგავსი გარეგნობა ჰქონდა.[94][98] დაკვირვებებმა ცხადყო ქარის რეკორდული სიჩქარე — 229 მ/წმ (824 კმ/სთ) — ძლიერი ელჭექი, სახელად „ივლისის ფეიერვერკებიდან მეოთხე“.[89] 2006 წლის 23 აგვისტოს„კოსმოსური მეცნიერების ინსტიტუტისა“ და ვისკონსის უნივერსიტეტისმკვლევრებმა დააფიქსირეს მუქი ლაქა ურანის ზედაპირზე, ამან კი ასტრონომებს საშუალება მისცა, მეტი გაეგოთ ურანის ატმოსფერულ აქტივობაზე.[95] რატომ უნდა ხდებოდეს ეს უეცარი აღმავლობა, ჯერ სრულად არ არის შესწავლილი, მაგრამ, როგორც ჩანს, ურანის ექსტრემალური ღერძული დახრილობა წარმოქმნის ექსტრემალურ სეზონურ ცვლილებებს მის ამინდში.[40][96] ამ სეზონური ცვლილებების ზუსტად განსაზღვრა ძალიან რთულია, რადგან კარგი მონაცემები არსებობს ურანის ატმოსფეროზე 84 წელიწადზე (ურანისეული წელიწადი) მცირე ხანს. რამდენიმე აღმოჩენა გაკეთდა. ნახევარი ურანისეული წელიწადის განმავლობაში ფოტომეტრიამ აჩვენა რეგულარული ცვალებადობები სიკაშკაშეში ორ სპექტრულ ჯგუფში — მაქსიმუმი ხდებოდა ნაბუნიაობას და მინიმუმი —ბუნიაობისას.[99] მსგავსი პერიოდული ცვლილებები, მაქსიმუმი ნაბუინობისას, შეინიშნა 1960-იან წლებში დაწყებულ ღრმა ტროპოსფეროს მიკროტალღურგაზომვებში.[100] სტრატოსფეროს ტემპერატურის გაზომვებმა, რომელიც 1970-იანებში დაიწყო, ასევე აჩვენა მაქსიმალური მნიშვნელობები 1986 წლის ნაბუინობისას.[70][93]
არსებობს რამდენიმე მიზეზი იმისა, დავიჯეროთ, რომ ურანში ფიზიკური სეზონური ცვლილებები ხდება. მიუხედავად იმისა, რომ ცნობილია, ურანის სამხრეთ პოლარული რეგიონი კაშკაშაა, ჩრდილოეთ პოლუსი ძალიან მკრთალია, რომელიც ვერ ერგება სეზონური ცვლილების იმ მოდელს, რომელიც ზემოთაა აღწერილი.[96] წინა ნაბუინობისას, 1944 წელს, ურანმა სიკაშკაშის მომატებული დონე, რაც იმის მაუწყებელია, რომ ჩრდილოეთ პოლუსი ყოველთვის ასეთი მკრთალი არ იყო.[99] ეს ინფორმაცია მანიშნებელია იმისა, რომ ხილული პოლუსი გაბრწყინდება გარკვეული დროის მანძილზე ნაბუინიაობამდე და დაბნელდება ბუნიაობისას.[96] ხილულ და მიკროტალღურ დიაპაზონში ჩატარებულმა დეტალურმა ანალიზებმა ცხადყო, რომ სიკაშკაშის პერიოდული ცვლილებები არ არის მთლიანად სიმეტრიული ნაბუნიაობისას, რომელიც ასევე მიუთითებს ცვლილებაზემერიდიანულ ალბედოს სტრუქტურაში.[96] საბოლოოდ 1990-იანებში, როდესაც ურანი ნაბუნიაობიდან გამოვიდა,ჰაბლმა და მიწაზე არსებულმა ტელესკოპებმა აჩვენა, რომ სამხრეთ პოლარული ქუდი დაბნელდა შესამჩნევად (გარდა სამხრეთ საყელოსი, რომელიც კაშკაშა დარჩა),[91] ხოლო ჩრილოეთ ნახევარსფერომ ზრდადი აქტიურობა აჩვენა,[89] როგორებიცაა ღრუბლების წარმონაქმნები და ძლიერი ქარები, რამაც გააძლიერა მოლოდინი, რომ ის მალე უნდა განათებულიყო.[94] ეს მართლაც მოხდა 2007 წელს, როდესაც მან გაიარა ბუნიაობა: მკრთალი ჩრდილოეთ პოლარული საყელო გამოჩნდა, ხოლო სამხრეთ საყელო თითქმის უხილავი გახდა, თუმცა, ზონური ქარის მოხაზულობა ოდნავ ასიმეტრიული დარჩა და ჩრდილოეთ ქარები ნაწილობრივ ნელი იყო, ვიდრე სამხრეთისა.[92]
ფიზიკური ცვლილებების მექანიზმი ჯერ კიდევ არ არის ზუსტი.[96] ზაფხულისა და ზამთრის ნაბუნიაობისას ურანის ნახევარსფეროები მონაცვლეობით მიბრუნდება ან მზის კაშკაშა სხივებისკენ ან ღრმა კოსმოსისკენ. როგორც ვარაუდობენ, მზის შუქის მიერ განათებული ნახევარსფეროს სიკაშკაშე წარმოქმნება ადგილობრივი მეთანისღრუბლების შესქელებებისა და თხელი ნისლის ფენებისაგან, რომელიც ტროპოსფეროშია მოთავსებული.[91] კაშკაშა საყელო −45° განედზე ასევე დაკავშირებულია მეთანის ღრუბლებთან.[91] სამხრეთ პოლარულ რეგიონში სხვა ცვლილებები შესაძლოა აღიწეროს დაბალი ღრუბლების ფენებში არსებული ცვლილებებით.[91] ურანიდან მიკროტალღური გამოსხივების ცვალებადობა სავარაუდოდ გამოწვეულია ღრმა ტროპოსფერულ ცირკულაციებში ცვლილებებით, რადგან სქელი პოლარული ღრუბლები და თხელი ნისლი შესაძლოა კონვექციას აჩერებს.[101] ახლა გაზაფხულისა და შემოდგომის ბუნიაობა მოდის ურანზე და დინამიკა იცვლელა, ამიტომ კონვექციის დაწყება უკვე შესაძლებელია.[89][101]
წარმოქმნა[რედაქტირება]
მრავალი მეცნიერი ამტკიცებს, რომ სხვაობა ყინულის გიგანტებსა და გაზურ გიგანტებს შორის მათი წარმოქმნისას გაჩნდა.[102][103] მიჩნეულია, რომ მზის სისტემა წარმოიქმნა გაზისა და მტვრის მბრუვანი გიგანტური ბურთისაგან, რომელსაც პრემზიური ნისლეული ეწოდება. ამ ნისლეულის გაზის უმეტესობა, რომელიც ძირითადად წყალბადიდა ჰელიუმი იყო, წარმოქმნა მზე, ხოლო მტვრის მარცხველი შეგროვდა ერთად და წარმოქმნა პირველიპროტოპლანეტები. ზოგიერთმა პლანეტამ ზრდასთან ერთად მოახერხა იმდენი მატერიის შეგროვებაგრავიტაციისთვის, რომ გააგრძელა ნისლეულის დარჩენილი გაზი შეერთება.[102][103] რაც უფრო მეტ გაზს იერთებდა, მით უფრო დიდი ხდებოდა; რაც უფრო დიდი ხდებოდა, უფრო მეტ გაზს იერთებდა მანამდე, სანამ კრიტიკულ წერტილს არ მიაღწევდა და მათი ზომა ექსპონენციალურად (მაჩვენებლიან) ზრდას არ დაიწყებდა. ყინულის გიგანტებს, რომლებსაც ნისლეულის გაზის რამდენიმე დედამიწის მასა აქვს, ამ კრიტიკული წერტილისთვის არასოდეს მიუღწევია.[102][103][104] ბოლო დროინდელმა პლანეტების მიგრაციის სიმულაციებმა აჩვენა, რომ ორივე ყინულის გიგანტი მზესთან წარმოიქმნა იმაზე ახლოს, ვიდრე დღესაა, და წინ წაინაცვლა წარმოქმნის შემდეგ (ნიცის მოდელი).[102]
მთვარეები[რედაქტირება]
.jpg&filetimestamp=20150116013106&)
ურანს 27 აღმოჩენილი ბუნებრივი თანამგზავრიჰყავს.[104] ამ თანამგზავრებს შექსპირისა დაალექსანდრე პოპის ნაწარმოებების გმირების სახელები ჰქვია.[50][105] ხუთი მთავარი თანამგზავრია: მირანდა, არიელი, უმბრიელი,ტიტანია და ობერონი.[50] ურანის თანამგზავრული სისტემა ყველაზე ნაკლებად მასიურია 4 გიგანტ პლანეტას შორის. მართლაც, 5 დიდი მთვარის საერთო მასა ტრიტონის(ნეპტუნის უდიდესი მთვარე) მასის ნახევარზე ნაკლებია.[48] ურანის უდიდეს თანამგზავრის, ტიტანიას რადიუსი სულ რაღაც 788,9 კილომეტრია, ან, სხვანაირად რომ ვთქვათ, დედამიწისმთვარის დიამეტრის ნახევარზე ნაკლები, მაგრამ რეაზე ოდნავ მეტი, რომელიც სატურნის სიდიდით მეორე თანამგზავრია. ამის გამო ტიტანია მასით მერვე მთვარეა მზის სისტემაში. ურანის თანამგზავრებს შედარებით დაბალი ალბედო აქვს: 0,20 უბრიელს და 0,35 არიელს (მწვანე სინათლეში).[8] ისინი ყინულისა და კლდის გაერთიანებაა, რომლებიც შედგება, უხეშად რომ ვთქვათ, 50% ყინულისაგან და 50% ქვისგან. ყინულში შესაძლოა შედისამიაკი და ნახშირორჟანგი.[76][106]
ურანის თანამგზავრებს შორის არიელს ყველაზე ახალგაზრდა ზედაპირი აქვს რამდენიმე შეჯახების კრატერით, ხოლო უმბრიელის ყველაზე ხნიერია.[8][76] მირანდას ნაკლებ აქვს კანიონები, რომლებიც 20 კილომეტრი სიღრმისაა, ასევე საფეხურებიანი ფენები და ქაოტური ცვლილებები ზედაპირის ასაკსა და მახასიათებლებში.[8] მიჩნეულია, რომ მირანდას ადრინდელი გეოლოგიური აქტივობები მიქცევა-მოქცევის ძალით წარმოქმნილმა სითბობ წარმართა იმ დროს, როდესაც მისი ორბიტა დღევანდელზე ბევრად ექსცენტრიული იყო ალბათ უმბრიელთან 3:1 ორბიტალური რეზონანსის გამო.[107] აპველინგთანასოცირებული გაფართოებადი პროცესები სავარაუდოდ არის მირანდას „იპოდრომის“ მსგავსი გვირგვინების წარმომქმნელი.[108][109] ამის მსგავსად, მიჩნეულია, რომ არიელს ოდესღაც ტიტანიასთან 4:1 რეზონანსი ჰქონდა.[110]
ურანს სულ ცოტა ერთი ისეთი ობიექტი ჰყავს, რომელსაც ნალისებრი ორბიტა აქვს. იგი იკავებს მზე-ურანის L3ლაგრანჟის წერტილს — გრავიტაციულად არასტაბილური რეგიონი მისი ორბიტის 180º-ზე. ამ ობიექტს 83982 კრანტორი ეწოდება.[111][112] კრანტორი მოძრაობს ურანის თანაორბიტალურ რეგიონში რთულ, დროებით ნალისებრ ორბიტაზე. 2010 EU65 ასევე ნალისებრი ორბიტის ქონის კანდიდატია.[112]
კვლევა[რედაქტირება]
1986 წელს ნასას „ვოიაჯერ 2“ ესტუმრა ურანს. ეს ვიზიტი ურანის ერთადერთი გამოკვლევაა და მას შემდეგ მისი ახლო მანძილიდან კვლევა აღარასოდეს მომხდარა და სხვა ვიზიტებიც არ არის დაგეგმილი. 1977 წელს გაშვებული ვოიაჯერი ურანს ყველაზე ახლოს 1986 წლის 24 იანვარს ჩაუფრინა — 81 500 კილომეტრის დაშორებით, სანამ გზას ნეპტუნისაკენ განაგრძობდა. „ვოიაჯერ 2-მა“ ურანის ატმოსფეროს ქიმიური შედგენილობა[62] და სტრუქტურა შეისწავლა მისი უნიკალური ამინდის ჩათვლით, რომელიც გამოწვეულია მისი 97,77°-იანი ღერძული დახრით. მან ურანის 5 ყველაზე დიდი მთვარის პირველი კვლევა ჩაატარა და 10 ახალიც აღმოაჩინა. ის დააკვირდა სისტემის 9 რგოლს და 2 ახალიც აღმოაჩინა.[8][76][113] ზონდმა ასევე შეისწავლა მაგნიტური ველი, მისი არარეგულარული სტრუქტურა, მისი დახრილობა და მისი უნიკალური კორძსაძრობისებრი მაგნეტოკუდი, რომელიც ურანის „მხარზე წამოწოლილი“ მიმართულებითაა გამოწვეული.[83]
„კასინის“ მისიის გაფართოების დაგეგმვის ფაზაში (2009 წელს) მეცნიერებმა განიხილეს ზონდის გაგზავნა სატურნიდან ურანზე.[114] მას 20 წელიწადი დასჭირდებოდა სატურნიდან ურანის სისტემამდე მისაღწევად.[114] ურანის ორბიტერისა და ზონდის რეკომენდაცია 2013-2022 წლებისთვის„პლანეტური მეცნიერების დეკადალურმა კვლევამ“ გააკეთა, რომელიც 2011 წელს გამოქვეყნდა. განცხადება ითვალისწინებს გაშვებას 2020-2023 წლებში და 13 წლიან კრუიზს ურანამდე.[115] ურანის ზონდმა შესაძლოა გამოიყენოს „პიონერ 13-ის“ მემკვიდრეობა და დაეშვას 1-5 ატმოსფეროზე.[115] ESA-მ გამოთვალა „საშუალო კლასის“ მისია, რომელსაც Uranus Pathfinder ეწოდება.[116] New Frontiers Uranus Orbiter შეფასებული და რეკომენდირებული იქნა კვლევაში — The Case for Uranus Orbiter.[117] ასეთი მისია საქმეს აადვილებს, რომლითაც შესაძლებელია შედარებით დიდი მასის გაგზავნა სისტემაში — 1500 კგ-ზე მეტი ატლას 521-ით და 12 წლიანი მოგზაურობა.[118]
.jpg&filetimestamp=20150116013106){kind=link}
No comments:
Post a Comment