Uran (planeta)

Z Multimediaexpo.cz

Aktuální verze z 10. 4. 2023, 11:56

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 dráhy	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

Uran je sedmá planeta sluneční soustavy. Je to plynný obr, počítáno podle průměru třetí největší. Byl pojmenován po řeckém bohu Úranovi.

Jeho symboly jsou unikódový ♅ (užívaný v astrologii) nebo (užívaný v astronomii).

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^[1] a teorii gravitačního kolapsu.^[2] 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.^[3]

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.^[2]

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.^[4]

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.^[5]

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.^[6] 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. Nízké hodnoty hustoty a hmotnosti naznačují, že planeta je složená převážně z lehkých prvků a sloučenin jako například ledu (vodního ledu, čpavku a methanu).^[7] 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.^[7][8] Vodík a hélium tvoří pouze malou část celkové hmotnosti, pouze mezi 0,5 až 1,5 hmotnosti Země.^[7] Zbytek materiálu odpovídající 0,5 až 3,7 hmotností Země připadá na kamenný materiál.^[7]

Standardní model stavby Uranu předpokládá tři oddělené vrstvy: kamenné jádro ve středu planety, ledovým pláštěm a plynným obalem tvořeným převážně vodíkem a héliem. 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.^[7] 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. Ledový plášť není ve skutečnosti tvořený z pevného ledu, ale z husté tekuté kapaliny tvořené vodou, čpavkem a dalšími lehkými látkami. Vzniklá kapalina je silně elektricky vodivá a občas se nazývá jako vodo-čpavkový oceán [1]. 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. Oba modely se ale schodují, že Uran nemá pevný povrch a že atmosféra pozvolna přechází do kapalné celoplanetární vrstvy. 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 [2].

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 [3]. 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. 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. 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. Současně nejmenší zaznamenaná teplota 49 K (−224 °C) v Uranově tropopauze dělá z Uranu nejchladnější planetu ve sluneční soustavě.

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. Jiná hypotéza předpokládá, že uvnitř Uranu existuje vrstva či vrstvy bránící proudění tepla od jádra k povrchu. Konvekce by tak mohla probíhat mezi vrstvami různého složení, které by účinně bránily výstupu teplého materiálu.

Atmosféra

Uran je nejchladnější planetou sluneční soustavy. Teplota jeho atmosféry dosahuje jen -220 °C.^[4] 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 neznámý. Ví se pouze, že zde vane velmi silný vítr rychlostí až 900 km/h.

Vzhled atmosféry Uranu je většinu času jednolitý bez znatelné struktury. Je to způsobeno pravděpodobně tím, že Uran nemá téměř žádné zdroje vnitřního tepla. Na snímcích sondy Voyager 2 bylo zjištěno několik nevýrazných světlých skvrn, které byly později pozorovány i Hubbelovým teleskopem.

Magnetické pole

Uranovo magnetické pole je zvláštní tím, že se jeho centrum nenachází v centru planety a je vychýleno téměř 60° vzhledem k 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 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 Voyageru 2.

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.^[4]

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.

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.

Prstence a měsíce

Uranovy prstence jak je viděla sonda Voyager 2

Prstence Uranu

Podívejte se také na: Uranovy prstence

Uranův systém planetárních prstenců je nezřetelný. Skládá se z dosud objevených 13 prstenců. [4] Ty jsou velmi tenké a jsou složeny z tmavých balvanů o velikosti od 10 cm do 30 metrů v průměru.

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 [5]. Zatím se podařilo objevit dva z nich: Cordelia a Ophelia [6]. Další pastýřské měsíce jsou pravděpodobné, zatím však nebyly nalezeny.

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).^[9] 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.

Uranovy měsíce

Podívejte se také na: 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.^[5]

Měsíce se dají rozdělit do tří skupin, které se obvykle nazývají rodiny.^[10]

• 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.^[4]

Historie objevu

První dva měsíce byly objeveny ještě objevitel Uranu Williamem Herschelem [7]. 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. 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.^[5] V tu dobu je jeho hvězdná velikost 5,5 mag.

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. [8] Touto sondou se stala americká planetární sonda Voyager 2, která v roce 1986 prolétla okolo planety.

Voyager 2

Podívejte se také na: 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.^[11] Během průletu sonda odeslala k Zemi okolo 8 000 fotografií.^[12]

Kosmická planetární sonda Voyager 2 v představách umělce

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.

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.

Související články

• Uran (prvek)

Reference

1. ↑ POKORNÝ, Zdeněk. Exoplanety. Praha : Academia, 2007. ISBN 978-80-200-1510-5. S. 62.   [Dále jen Pokorný]
2. ↑ ^{2,0 2,1} Jupiter sa (možno) sformoval za 300 rokov. Kozmos, 2003, roč. XXXIV, čís. 1, s. 2. ISSN 0323-049X. (slovensky) 
3. ↑ Pokorný, str. 75.
4. ↑ ^{4,0 4,1 4,2 4,3} Český rozhlas Leonardo – Co víme o Uranu (čas 30:10 od začátku stopáže)
5. ↑ ^{5,0 5,1 5,2} RIDPATH, Ian. Hvězdy a planety. Praha : Euromedia Group, k. s. – Knižní klub, 2004. ISBN 80-242-1193-9. Kapitola Uran, s. 54-55.  
6. ↑ 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, roč. 103, čís. 6, s. 2068–2078. Dostupné online. DOI:10.1086/116211.  
7. ↑ ^{7,0 7,1 7,2 7,3 7,4} PODOLAK, M., Weizman, A.; Marley, M. Comparative models of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci., 1995, roč. 43, čís. 12, s. 1517–1522. Dostupné online. DOI:10.1016/0032-0633(95)00061-5.  
8. ↑ PODOLAK, M., Podolak, J.I.; Marley, M.S. Further investigations of random models of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci., 2000, roč. 48, s. 143–151. Dostupné online. DOI:10.1016/S0032-0633(99)00088-4.  
9. ↑ Prstence velkých planet
10. ↑ Pedagogická fakulta Západočeské univerzity – Astronomia
11. ↑ Jet Propulsion Laboratory – The Voyager Planetary Mission (anglicky)
12. ↑ NSSDC ID: 1977-076A (anglicky)

Externí odkazy

• Seznam údajů o Uranu (NASA, anglicky)
• http://planety.astro.cz/uran.html
• http://www.aldebaran.cz/astrofyzika/sunsystem/uran.html - článek na serveru sdružení propagujícího astrofyziku a fyziku plazmatu
• http://www.boskowan.com/www/jirka/vesmir/planets/uran/uran.htm