Urán (planéta)

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Urán Uranus symbol.svg
Uranus.jpg
Objav
Objaviteľ William Herschel
Dátum objavu 1781
Elementy dráhy
(Epocha 2000.0)
Veľká polos 2 870,9-mil. km
Obvod dráhy 18,029 Tm
120,515 AU
Excentricita (e) 0,047 167 71
Periapsida (q) 2 735 555 035 km
18 286 055 96 AU
Apoapsida (Q) 3 006 389 405 km
20,096 471 90 AU
Doba obehu (P) 30 707,489 6 d
(84,07 a)
Synodická doba obehu 369,65 d
Priemerná obežná rýchlosť 6,795 km/s
Maximálna obežná rýchlosť 7,128 km/s
Minimálna rýchlosť 6,486 km/s
Sklon dráhy (i) 0,769 86°
Dĺžka výstupného uzla (Ω) 74,229 88°
Argument perihélia (ω) 96,734 36°
Stredná anomália (M) ?
Počet satelitov 27
Fyzikálne charakteristiky
Rovníkový priemer 51 118 km
Povrch 8,084 × 109 km²
Objem 6,834 × 1013 km³
Hmotnosť 8,683 2 × 1025 kg
Hustota (ρ) 1,318 g/cm³
Gravitácia na rovníku 8,69 m/s²
Úniková rýchlosť 21,29 km/s
Rotačná perióda −0,718 33 d
(17 h 14 min 24 s)
Rýchlosť rotácie 2 59 km/s (9 320 km/h)
Sklon osi rotácie 97,77°
Rektascenzia
severného pólu
77,31°
(5 h 9 min 15 s)
Deklinácia +15,175°
Albedo 0,51
Povrchová teplota min. – 59 K
priemer – 68 K
max. – ?
Atmosféra
Zloženie atmosféry vodík 83 %
hélium 15 %
metán 1,99 %
amoniak 0,01 %
etán 0,000 25 %
acetylén 0,000 01 %
Atmosférický tlak 120 kPa

Urán je siedma planéta od Slnka, tretia najväčšia a štvrtá najhmotnejšia planéta v slnečnej sústave. Patrí medzi plynné obry a spolu s Neptúnom aj medzi tzv. ľadové obry. Meno má po gréckom bohovi nebies Uránovi, čo je ojedinelé – ostatné planéty sú pomenované po rímskych bohoch. Symboly planéty Urán sú znak ♅ (používaný v astrológii) alebo Astronomický symbol Urána (používaný v astronómii). Je to najbližšia planéta k Zemi, ktorá nebola ľuďom známa už od staroveku. Aj napriek tomu, že Urán je možné za priaznivých podmienok pozorovať voľným okom na nočnej oblohe, antickí astronómovia ho kvôli pomalej rýchlosti a nízkej jasnosti nepovažovali za planétu, ale za hviezdu.[1] Objav Urána ohlásil William Herschel 13. marca 1781, čím prvýkrát v modernej dobe posunul známe hranice slnečnej sústavy.

Chemickým zložením sa Urán podobá Neptúnu. Obe planéty majú rozdielne celkové zastúpenie prvkov oproti Jupiteru či Saturnu. Urán má podobné zloženie atmosféry ako Jupiter či Saturn. Tvoria ju prevažne plynné formy vodíka a hélia, ale obsahuje aj výrazný podiel vody, amoniaku a metánu so stopami ďalších uhľovodíkov. Atmosféra Uránu je najchladnejšou v slnečnej sústave, minimálne teploty sa pohybujú okolo 49 K. Jej štruktúra je vrstevnatá: v najnižších poschodiach sa nachádzajú mraky vody, vo vrchných poschodiach mraky tvorené hlavne metánom.[2] Vnútro planéty je pravdepodobne zložené predovšetkým z ľadu a kamenia.[3]

Podobne ako ďalšie plynné planéty má aj Urán prstence, magnetosféru a množstvo mesiacov. Zvláštnosťou Urána je sklon jeho rotačnej osi: os leží takmer v rovine, v ktorej planéta obieha. Severný a južný pól sa preto nachádzajú v oblastiach, ktoré sú u iných planét charakteristické pre rovník.[4] Pri pohľade zo Zeme sa preto občas stane, že sa prstence Urána javia ako terč s Uránom v strede.

Planétu skúmala zblízka iba sonda Voyager 2, ktorá okolo nej preletela v roku 1986. Sonda nespozorovala v atmosfére planéty žiadne väčšie množstvo mračien a búrkových systémov, ktoré sú typické pre iné plynné obry.[4] Pozemské pozorovania priniesli náznaky sezónnych zmien počasia, s čím súvisia aj vetry vanúce v atmosfére. Tie môžu dosahovať rýchlosť až 900 km/h.[5]

Fyzikálne a chemické vlastnosti[upraviť | upraviť zdroj]

Urán je približne 14,5-krát hmotnejší ako Zem, takže je najľahší zo všetkých plynných obrov. Jeho hustota je 1,27 g/cm³, čo je druhá najmenšia hodnota z planét v slnečnej sústave po Saturne.[6] Priemer planéty je o málo väčší než priemer Neptúna a je približne 4-krát väčší ako priemer Zeme, ale Urán je ľahší ako menší Neptún.[7]

Porovnanie veľkostí Zeme a Urána

Jupiter a Saturn sú zložené takmer výhradne z vodíka. Urán na rozdiel od nich obsahuje len 83 % vodíka, ďalej 15 % hélia a stopové množstvá metánu a ďalších látok. Jadrá Urána a Neptúna sa v mnohých smeroch podobajú jadrám Jupitera a Saturna, nemajú však masívnu obálku z tekutého kovového vodíka. Zdá sa, že Urán nemá výrazne diferencované kamenné jadro ako Jupiter a Saturn, ale jeho materiál je viac-menej rovnomerne rozložený. Uránova modrozelená farba je spôsobená absorpciou červeného svetla jeho metánovou atmosférou.[8]

Pomerne rýchla rotácia planéty je príčinou jej zreteľného sploštenia na póloch.[9] Pre popis planéty sa preto používa rotačný elipsoid, u ktorého je povrch umelo definovaný ako miesto, kde sa atmosférický tlak rovná 1 baru. Ako rovníkový polomer sa udáva hodnota 25 559 km ±4 km, a polárny polomer je 24 973 km ±20 km. Takto definovaný povrch planéty sa používa ako nulová nadmorská výška.[7]

Dráha a rotácia[upraviť | upraviť zdroj]

Urán obieha Slnko v strednej vzdialenosti 2 870 972 220 km. Planéta sa približuje k Slnku najviac na 2 735 555 035 km a vzďaľuje na 3 006 389 405 km. Okolo Slnka obehne raz za 84,07 rokov a okolo svojej osi sa otočí za 17 hodín a 14 minút.

Odklon osi[upraviť | upraviť zdroj]

Jedným z najvýraznejších znakov Urána je sklon rovníka k rovine jeho dráhy o 97,86°, takže planéta rotuje retrográdne (spätne). Rovina obehu Urána je k rovine ekliptiky sklonená len pod uhlom 0,769 86°, preto rotačná os leží takmer v rovine ekliptiky.[9] V dôsledku toho svieti Slnko počas Uránovho roka striedavo na severný a južný pól. Deň na póle trvá 42 rokov a nasleduje po ňom 42 rokov dlhá noc.[10] Iba na dvoch miestach obežnej dráhy, keď je planéta natočená rovníkom k Slnku, Slnko vychádza a zapadá obdobne ako na Zemi. Prstence spoločne s mesiacmi obiehajú v rovine Uránovho rovníka, takže sa celá Uránova sústava v podstate okolo Slnka „valí“.[10]

Posledná snímka Urána, ktorú vytvorila sonda Voyager 2. Zo Zeme nikdy nie je možné vidieť Urán ako kosáčik.

V čase preletu Voyagera 2 bol Uránov južný pól nasmerovaný takmer presne k Slnku. Samotné označenie tohto pólu je predmetom diskusií. O Uráne možno povedať, že buď má odklon osi rotácie o niečo málo viac ako 90°, alebo že má odklon osi rotácie o niečo málo menej než 90° a rotuje v spätnom smere. Tieto dva opisy presne zodpovedajú skutočnému správaniu planéty; výsledkom odlišných definícií je len určenie, ktorý pól je severný a ktorý južný. Keďže rotačná os nie je presne rovnobežná s rovinou ekliptiky, nachádza sa jeden pól nad rovinou a druhý pod rovinou podobne ako pozemské póly. Vzhľadom na medzinárodnú dohodu sa využíva označenie severný pól pre ten, ktorý sa nachádza nad rovinou ekliptiky bez ohľadu na smer, ktorým sa planéta otáča.[11]

Možným vysvetlením takejto nezvyčajnej orientácie rotačnej osi je teória kolízie Urána s veľkou protoplanétou, ktorá by mohla vysvetliť tiež stratu vnútorného tepla. Simulácie ju však nepotvrdzujú, pretože osi jeho mesiacov nie sú odklonené. Z tohto dôvodu sa uvažuje aj o vplyve hustej atmosféry, ktorá kvôli sklonu osi rotácie cirkuluje zvláštnym spôsobom.[12] Ďalšou možnosťou vysvetlenia je dočasná prítomnosť veľkého mesiaca.[13] Ak by podľa vykonaných simulácií mal Urán v minulosti mesiac s 1 % svojej hmotnosti (teda teleso porovnateľné s veľkosťou planéty Mars), mohol by po 2 miliónoch rokoch skloniť rotačnú os planéty na súčasnú úroveň.

Je zrejmé, že Uránov extrémny odklon osi spôsobuje aj radikálne sezónne výkyvy počasia. Počas preletu Voyagera 2 bol pásový vzor atmosféry Urána veľmi jemný a pokojný. Pozorovanie Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu vo chvíli, keď Slnko osvetľovalo Uránov rovník (presne nad Uránovým rovníkom bolo Slnko v roku 2007), zase ukazovalo oveľa zreteľnejšie pásovanie.

Vznik a vývoj planéty[upraviť | upraviť zdroj]

Searchtool.svg
Pozri aj: Vznik a vývoj slnečnej sústavy

Predpokladá sa, že Urán spolu s ostatnými plynnými obrami vznikol z protoplanetárneho disku pred 4,6 až 4,7 miliardami rokov. Existujú dve hlavné teórie, ako mohli veľké plynné planéty vzniknúť a sformovať sa do súčasnej podoby: teória akrécie[14] a teória gravitačného kolapsu.[15]

Teória akrécie predpokladá, že sa v protoplanetárnom disku postupne zlepovali drobné prachové častice, čím začali vznikať väčšie častice a následne balvany. Neustálymi zrážkami častice rástli, až vznikli telesá s veľkosťou niekoľko tisíc kilometrov. Tieto veľké železokamenité telesá začali vplyvom veľkej gravitácie strhávať do svojho okolia plyn a prach, ktorý sa postupne nabaľoval na pevné jadro, až planéta dorástla do dnešnej veľkosti.[16]

Na druhej strane, teória gravitačného kolapsu predpokladá, že veľké planéty nevznikali postupným zlepovaním drobných častíc, ale pomerne rýchlym zmrštením z nahusteného zhluku v zárodočnom disku podobným spôsobom, ktorý je známy pri vzniku hviezd. Podľa teórie niekoľkých gravitačných kolapsov, ktorej autorom je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington, bol vznik plynných obrov krátky.[15]

Je pravdepodobné, že Urán nevznikol na súčasnom mieste, pretože v tejto vzdialenosti od Slnka zrejme nebolo v čase formovania planét dostatočné množstvo zárodočného materiálu. Jeho zrod (či akréciou alebo gravitačným kolapsom) preto prebehol na miestach bližších k Slnku a Urán potom postupne migroval na svoju súčasnú polohu.[12]

Magnetické pole[upraviť | upraviť zdroj]

Magnetické pole Urána zaznamenané sondou Voyager 2 v roku 1986. N a S sú magnetický severný a južný pól.

Magnetické pole Urána je zvláštne tým, že jeho centrum sa nenachádza v strede planéty, ale o 8 000 km ďalej[17] a je vychýlené takmer o 59° vzhľadom na os rotácie.[18][19] Magnetická os je posunutá od stredu planéty smerom k južnému rotačnému pólu o jednu tretinu polomeru Urána.[18] Magnetosféra je skrútená rotáciou planéty do dlhého vývrtkovitého tvaru[17] tiahnuceho sa za planétou do vzdialenosti miliónov kilometrov.[18][20]

Anomálna poloha magnetického poľa spôsobuje silnú asymetriu magnetosféry na rôznych stranách planéty. Na južnej pologuli môže intenzita magnetického poľa pri povrchu dosahovať len 10 μT, na severnej pologuli však môže dosahovať až 110 μT. V priemere má pole silu okolo 23 μT.[18] Pre porovnanie, magnetické pole Zeme je zhruba rovnako silné pri oboch póloch (a porovnateľné svojou intenzitou s poľom Urána[17]), a jej „magnetický rovník“ je približne rovnobežný so zemepisným rovníkom.[19] Magnetický dipólový moment Urána je 50-krát väčší ako v prípade Zeme.[18][19] Neptún má podobne posunuté a odklonené magnetické pole, čo napovedá, že by mohlo ísť o všeobecný znak ľadových obrov[19] a nie je to následok nezvyčajného sklonu osi Urána. Jedna hypotéza predpokladá, že u ľadových obrov je vznik magnetického poľa spojený s pohybom v menšej hĺbke, ako u terestrických planét a plynných obrov – napríklad v oceáne vody a amoniaku nachádzajúcom sa v oblasti nad jadrom[21][22], avšak podľa novších poznatkov tento oceán neexistuje.

V iných ohľadoch je však magnetosféra rovnaká ako u iných planét: má rázovú vlnu nachádzajúcu sa 23 polomerov planéty pred Uránom, magnetopauzu vo vzdialenosti 18 polomerov Urána, úplne vyvinutý magnetický chvost a radiačné pásy.[18][19][23] Celkovo je štruktúra magnetosféry odlišná od magnetosféry Jupitera a skôr sa podobá magnetosfére Saturna.[18][19]

Magnetosféra Urána obsahuje nabité častice: protóny a elektróny s malým množstvom iónov H2+.[19][23] Ťažšie ióny neboli zaznamenané. Väčšina spomínaných častíc pravdepodobne pochádza z horúcej atmosférickej koróny. Energia iónov a elektrónov môže dosahovať 1,2 až 4 miliónov elektrónvoltov.[23] Hustota nízkoenergetických iónov (pod 1 kiloelektrónvolt) je vo vnútornej magnetosfére okolo 2 cm−3.[24] Množstvo častíc je veľmi ovplyvnené mesiacmi Urána, ktoré vyčistili oblasti okolo svojich dráh, a vytvorili tak medzery. Tok častíc je dostatočne vysoký, aby spôsobil stmavnutie mesačných povrchov za astronomicky relatívne krátku dobu 100 000 rokov,[23] čo môže byť príčinou rovnomerne tmavého sfarbenia mesiacov a prstencov.[25] Urán má pomerne dobre vyvinutú polárnu žiaru, ktorá je viditeľná ako jasný oblúk okolo oboch magnetických pólov.[26] Na rozdiel od Jupitera polárna žiara Urána výrazne neovplyvňuje energetickú bilanciu termosféry.[27]

Atmosféra[upraviť | upraviť zdroj]

Kvôli výraznému odklonu rotačnej osi prijímajú polárne oblasti od Slnka oveľa viac energie ako rovníkové oblasti. Napriek tomu je teplota v oblasti rovníka rovnaká ako na póloch. Mechanizmus spôsobujúci tento jav zatiaľ vedci nepoznajú.

Vzhľad atmosféry Urána je väčšinu času jednoliaty bez viditeľnej štruktúry ako vo viditeľnom, tak aj ultrafialovom spektre. Jedným z možných vysvetlení je, že Urán nemá takmer žiadne zdroje vnútorného tepla v porovnaní s inými plynnými obrami, a preto je dynamika jeho atmosféry veľmi slabá. Na snímkach sondy Voyager 2 sa zistilo desať nevýrazných svetlých škvŕn, ktoré neskôr pozoroval aj Hubblov teleskop a boli interpretované ako mračná.[4][28]

Zloženie[upraviť | upraviť zdroj]

Atmosféru Urána tvoria prevažne molekulárny vodík a hélium.[2] Mólový podiel hélia, t. j. podiel počtu atómov hélia voči počtu molekúl všetkých plynov, je 0,15 ±0,03[29] vo vrchnej troposfére, čo zodpovedá hmotnostnému podielu hélia 0,26 ±0,05.[2][30] Táto hodnota je veľmi blízka množstvu hélia v protohviezdach (0,275 ±0,01),[31] čo naznačuje, že sa hélium nesústredilo do stredu planéty ako u iných plynných obrov.[2]

Tretia najpočetnejšia zložka atmosféry Urána je metán (CH4), ktorý spôsobuje absorpciu viditeľného a infračerveného žiarenia prejavujúcu sa typickou modrastou farbou.[2] Pod metánovou vrstvou mrakov, teda nad hladinou tlaku 1,3 baru (130 kPa), tvoria molekuly metánu 2,3 % molárneho podielu atmosféry. To predstavuje 20-krát až 30-krát väčší podiel uhlíka, ako sa vyskytuje v Slnku.[2][32][33] Pomerné zastúpenie[pozn. 1] je oveľa nižšie vo vrchnej atmosfére kvôli extrémne nízkej teplote, ktorá znižuje mieru nasýtenia a spôsobuje tuhnutie nadbytočného metánu.[34]

Zastúpenie ľahkých prchavých látok, ako napríklad čpavku, vody či sulfánu v spodnej atmosfére nie je známe, bude pravdepodobne vyššie ako v Slnku.[2][35] Okrem metánu sa v stratosfére Urána vyskytujú aj ďalšie uhľovodíky, pri ktorých sa predpokladá, že vznikli ako výsledok chemického rozkladu metánu vyvolaného slnečným ultrafialovým žiarením.[36] Sú to napríklad látky ako etán (C2H6), acetylén (C2H2), metylacetylén (CH3C2H) či diacetylén (C2HC2H).[34][37][38] Spektroskopické merania taktiež odhalili stopy vodnej pary, oxidu uhoľnatého a oxidu uhličitého vo vrchnej časti atmosféry, ktoré môžu pochádzať len z externých zdrojov ako sú kométy či medziplanetárny prach.[37][38][39]

Vertikálna štruktúra[upraviť | upraviť zdroj]

Vrchná atmosféra[upraviť | upraviť zdroj]

Najvzdialenejšia vrstva atmosféry Urána je tvorená termosférou a korónou, ktorá má jednotnú teplotu medzi 800 až 850 K.[2][26] Nevieme, čo je príčinou takých vysokých teplôt, keďže ultrafialové ani infračervené žiarenie zo Slnka na to neposkytujú potrebnú energiu. Je možné, že k vysokej teplote prispieva aj slabé vyžarovanie tepla do okolia kvôli prikrývke uhľovodíkov v stratosfére nad hladinou tlaku 0,1 mbar. Okrem molekulárneho vodíka obsahuje termosféra a koróna aj vysoký podiel voľných atómov vodíka. Ich malá hmotnosť spolu s vysokou teplotou sú dôvodom, prečo táto unikátna koróna siaha až do vzdialenosti 50 000 km, čo zodpovedá dvom polomerom planéty. V slnečnej sústave je takýto jav úplne ojedinelý.[26][40] Koróna odtláča preč malé častice obiehajúce okolo Urána, čo sa prejavuje na prstencoch Urána .[40] Termosféra planéty spolu s vrchnou stratopauzou tvoria ionosféru Urána. Ionosféra sa rozkladá vo výške medzi 2 000 až 10 000 km[33] a je hustejšia ako ionosféra Saturna a Neptúna.[26][41] Ionosféru vyživuje ultrafialové žiarenie zo Slnka a jej hustotu ovplyvňuje slnečná aktivita.[42] V porovnaní s Jupiterom je polárna žiara vznikajúca týmto spôsobom úplne zanedbateľná.[26][27]

Stratosféra[upraviť | upraviť zdroj]

Teplotný profil troposféry a nižšej stratosféry Urána. Sú tu znázornené aj oblasti mračien a zahmlených vrstiev.

Prostredná vrstva atmosféry Urána je stratosféra, kde teplota vo všeobecnosti klesá s výškou z 800 až 850 K v spodnej časti termosféry na 53 K v tropopauze.[40] Pokles teploty v stratosfére je spôsobený absorpciou ultrafialového a infračerveného žiarenia metánom a ďalšími uhľovodíkmi,[43] ktoré vznikajú v tejto vrstve ako výsledok fotolýzy.[36] Uhľovodíky sa vyskytujú v pomerne úzkej vrstve vo výške medzi 100 až 280 km, kde sa tlak pohybuje medzi 10 až 0,1 mbar (1 000 až 10 kPa) a teplota medzi 75 až 170 K. Najhojnejšie uhľovodíky v tejto oblasti sú metán, acetylén a etán s pomerným zastúpením okolo 10−7 vzhľadom k vodíku. V týchto výškach je rovnaké aj pomerné zastúpenie oxidu uhoľnatého.[34][39] Ťažšie uhľovodíky a oxid uhličitý majú pomerné zastúpenie o tri rády nižšie.[37] Priemerný relatívny výskyt vody je okolo 7 × 10−9.[38] Etán a acetylén kondenzujú v chladnejších častiach stratosféry a tropopauzy (keď dôjde k poklesu tlaku pod 10 mbar), čím vzniká zahmlená vrstva,[36] ktorá je čiastočne zodpovedná za nevýrazný vzhľad Urána. Výskyt uhľovodíkov v stratosfére Urána nad hmlistou vrstvou je významne nižší než výskyt uhľovodíkov v stratosfére iných plynných obrov.[26][34]

Troposféra[upraviť | upraviť zdroj]

Troposféra je najnižšia a tiež najhustejšia časť atmosféry, charakteristická nárastom teploty s klesajúcou výškou.[2] Teplota stúpa z približne 53 K vo výške 50 km na okolo 320 K v spodnej hranici troposféry (výška 300 km).[33][44] V najchladnejšej vrchnej oblasti troposféry (tzv. tropopauza) sa teplota v súčasnosti pohybuje v rozmedzí 49 až 57 K v závislosti na planetárnej šírke.[2][45] Oblasť tropopauzy vyžaruje väčšinu dlhého infračerveného žiarenia, ktoré má efektívnu teplotu 59,1 K ±0,3 K.[30][45]

Predpokladá sa, že v troposfére existujú zložité mračná; vodné mraky sa môžu hypoteticky vyskytovať v oblastiach, kde sa tlak pohybuje medzi 50 až 100 barmi, mračná hydrosulfidu amónneho v rozmedzí 20 až 40 barov, amoniakové či sulfánové mračná medzi 3 až 10 barov a ako posledné boli detegované riedke metánové mračná v oblastiach s tlakom 1 až 2 barov. [2][32][44][46] Troposféra Urána je veľmi dynamická oblasť so silnými vetrami, svetlými mračnami a sezónnymi zmenami.[5]

Klíma[upraviť | upraviť zdroj]

Zonálne rýchlosti vetra na Uráne. Tieňované oblasti ukazujú južný golier a jeho zodpovedajúci severný náprotivok. Červená línia je symetrická krivka údajov.

Atmosféra Urána je menej výrazná než atmosféra Neptúna, inak jej je veľmi podobná.[5] Keď okolo planéty v roku 1986 preletela americká sonda Voyager 2, spozorovala v celej atmosfére iba desať mračien.[4][28]

Pásmové útvary, vietor a mraky[upraviť | upraviť zdroj]

V roku 1986 Voyager 2 objavil, že viditeľná južná pologuľa Urána sa dá rozdeliť na dve oblasti: svetlejšia polárna oblasť (tzv. polárna čiapočka) a tmavší rovníkový pás.[4] Hranica medzi týmito dvoma oblasťami je približne na −45. rovnobežke. V úzkom páse medzi −45° a −50° sa potom nachádza najjasnejšia viditeľná oblasť na planéte,[4][47] ktorá sa nazýva južný „golier“. Čiapočka a golier sú pravdepodobne tvorené hustejšou oblasťou metánových mračien v rozmedzí tlaku 1,3 až 2 bary.[48] Sonda Voyager 2 preletela v blízkosti planéty v čase kulminujúceho leta na južnej pologuli. Z toho dôvodu nemohla sledovať momentálne odvrátenú severnú pologuľu, na ktorej by vedci videli, ako prebieha na planéte zima. Na začiatku 21. storočia však začala byť viditeľná stále väčšia časť severnej pologule, a mohol ju preskúmať aj Hubblov vesmírny ďalekohľad a teleskop Keck. Ani jedno pozorovanie neprinieslo žiadne dôkazy o prítomnosti polárnej čiapočky a goliera na severnej pologuli, čo naznačuje, že Urán je asymetrický: svetlý v oblasti južného pólu a goliera a tmavý severne od goliera.[47] Okrem veľkých útvarov v tvare pásiem pozoroval Voyager 2 desať malých svetlých mračien, z ktorých väčšina ležala severne od goliera.[4] Vo všetkých ďalších ohľadoch sa v roku 1986 Urán javil ako neaktívna planéta.

Prvá tmavá škvrna objavená na Uráne. Snímku nasnímala kamera ACS Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu v roku 2006. Výrez vpravo má priemer 8 000 km.

V 90. rokoch 20. storočia prebehli ďalšie pozorovania svetlých mrakov v atmosfére planéty, ktoré vplyvom rozvoja pozorovacej techniky priniesli vysokokvalitné snímky. Väčšina z mračien bola objavená na severnej pologuli, keď sa naskytla možnosť ich pozorovať. [5] Dávnejšia teória, že svetlejšie mraky je ľahšie objaviť na tmavších severných častiach planéty namiesto svetlejších južných, sa nepotvrdil, keď došlo ku skutočnému nárastu množstva mračien. [49][50] Existujú však rozdiely medzi mrakmi na oboch pologuliach Urána. Severné mračná sú menšie, ostrejšie a svetlejšie a zrejme ležia vo väčšej výške.[50] Doba životnosti oblakov sa pohybuje v rozmedzí niekoľkých rádov. Niektoré malé mračná zaniknú po niekoľkých hodinách, aj keď jedno sa v oblasti na južnej pologuli vyskytuje už od čias preletu Voyagera.[5][28] Súčasné pozorovania tiež naznačujú, že mračná na Uráne majú veľa podobných charakteristík s mrakmi na Neptúne.[5] Napríklad tmavé škvrny časté na Neptúne neboli na Uráne pozorované až do roku 2006.[51] Špekuluje sa, že keď sa Urán priblíži k Slnku, začne sa viac podobať Neptúnu.[52]

Pozorovanie pohybov rôznych druhov mračien pomohlo identifikovať zonálne prúdenie vo vrchnej časti troposféry Urána.[5] V oblasti rovníka sa vetry pohybujú retrográdne, čiže prúdia proti rotácii planéty. Ich rýchlosť dosahuje 50 až 100 m/s.[5][47] Rýchlosť vetrov rastie so vzdialenosťou od rovníka, nulovú rýchlosť dosahujú v oblasti okolo ±20° výšky, kde je teplota troposféry najmenšia.[5][45] Bližšie k pólom sa smer vetra mení na prográdny, t. j. rovnaký ako rotácia planéty. Rýchlosť prúdenia tu rastie až na maximálnu hodnotu okolo ±60° zemepisnej šírky a potom klesá na nulu v oblasti pólov. Rýchlosť vetra v oblasti −40° šírky dosahuje 150 až 200 m/s. Vzhľadom na to, že golier je rovnobežný s prúdením vetrov pod ním, nedokážeme zmerať rýchlosť prúdenia vetrov medzi týmto golierom a južným pólom.[5] Na druhej strane, na severnej pologuli je prúdenie možné merať. Maximálna rýchlosť vetra 240 m/s bola pozorovaná okolo +50° šírky.[5][47][53]

Sezónne variácie[upraviť | upraviť zdroj]

Urán v roku 2005. Viditeľné sú planetárne prstence, južný golier a svetlejšie mračná na severnej pologuli.

V krátkom časovom úseku medzi marcom až májom roku 2004 sa objavilo v atmosfére planéty veľké množstvo mračien, ktoré spôsobili, že sa Urán viac podobal Neptúnu.[50][54] Počas tejto zmeny boli namerané rýchlosti prúdiacich vetrov dosahujúce až 229 m/s (824 km/h) a pozorovali sa mohutné búrky.[28] 23. augusta 2006 sa podarilo výskumníkom zo Space Science Institute (Boulder, štát Colorado) a University of Wisconsin na povrchu Urána pozorovať tmavú škvrnu, čo poskytlo astronómom príležitosť lepšie preskúmať jeho atmosféru.[51] Prečo došlo k tomuto náhlemu vzostupu aktivity v atmosfére, nie je dostatočne vysvetlené, ale zdá sa, že je to výsledok extrémneho axiálneho naklonenia, ktoré spôsobuje sezónne variácie počasia v atmosfére.[52][55] Je ťažké zistiť presný dôvod týchto sezónnych zmien, pretože vedci zatiaľ nemajú údaje o správaní sa atmosféry planéty počas celého jedného jej obehu okolo Slnka.

Fotometria v priebehu polovice Uránovho roka (počnúc 50. rokmi 20. storočia) ukázala pravidelné zmeny v jase v dvoch spektrálnych pásmach s maximami vyskytujúcimi sa v období slnovratu a minimami počas rovnodennosti.[56] Podobné periodické zmeny v čase slnovratu boli zaznamenané aj v oblasti mikrovlnného žiarenia vychádzajúceho zo spodných vrstiev troposféry, ktoré sa meria od 60. rokov 20. storočia.[57] Meranie teploty v stratosfére začalo v 70. rokoch 20. storočia. Maximálna teplota bola zmeraná okolo roku 1986 v období slnovratu.[43]

Existuje viacero náznakov, že aj na Uráne dochádza k sezónnym variáciám atmosféry. Je známe, že južná pologuľa je svetlejšia a severná tmavšia, túto skutočnosť však nemožno vysvetliť modelom sezónnych zmien spomínaným vyššie.[52] V priebehu minulého slnovratu v roku 1944 sa Urán javil v niekoľkých stupňoch jasu, čo naznačuje, že severná oblasť nebola vždy taká tmavá, ako je tomu dnes.[56] Zdá sa, že viditeľný pól sa postupne vyvíja od doby slnovratu po rovnodennosť, kedy je od Slnka najviac vzdialený.

Podrobný rozbor viditeľného a mikrovlnného žiarenia ukázal, že periodické zmeny jasnosti nie sú úplne symetrické okolo slnovratov.[52] V 90. rokoch 20. storočia, kedy sa Urán nachádzal v čase slnovratu, Hubblov vesmírny ďalekohľad a pozemné observatória pozorovali malý pokles svetlosti južnej čiapočky (okrem goliera, ktorý zostal rovnako jasný),[48] v oblasti severnej pologule naopak aktivita narástla.[28] Zvýšila sa tu prítomnosť mračien a zdvihla sa sila veterného prúdenia.[50]

Blízko letného a zimného slnovratu sú pologule Urána striedavo obrátené k Slnku alebo smerom do hlbokého vesmíru. Rozjasnenie privrátenej pologule k Slnku sa vysvetľuje zmenou hmlovej vrstvy v troposfére planéty a hrúbky metánových mračien, s čím je spojená aj existencia svetlého goliera v oblasti −45° šírky. Ďalšie javy prebiehajúce na južnej pologuli sa dajú vysvetliť zmenami v nižších vrstvách mračien.[48] K zmenám v správaní a prúdení môže dochádzať následkom zmien vyžarovania mikrovlnného žiarenia zo stredu planéty, ako aj následkom rovnodennosti.[28][58]

Vnútorná stavba[upraviť | upraviť zdroj]

Vnútorná stavba planéty

Nízka hustota a hmotnosť Urána naznačuje, že planéta je zložená prevažne z ľahkých prvkov a zlúčenín, ako napríklad vodného ľadu, amoniaku a metánu.[3] Celková hmotnosť ľadu obsiahnutého vnútri Urána nie je presne známa a odhady sa výrazne líšia podľa použitého modelu vnútornej stavby. Mala by však byť medzi 9,3 až 13,5 hmotnosti Zeme.[3][59] Vodík a hélium tvoria iba malú časť celkovej hmotnosti, asi medzi 0,5 až 1,5 hmotnosti Zeme. Zvyšok materiálu zodpovedajúci 0,5 až 3,7 hmotnosti Zeme pripadá na kamenný materiál.[3]

Štandardný model stavby Urána predpokladá tri oddelené vrstvy: kamenné jadro v strede planéty, ľadový plášť a plynný obal tvorený prevažne vodíkom a héliom. Jadro je relatívne malé s hmotnosťou iba 0,55 hmotnosti Zeme a s polomerom 20 % veľkosti Urána. Hmotnosť plášťa sa odhaduje na 13,4 hmotnosti Zeme a jeho veľkosť na 60 % veľkosti planéty. Vrchná atmosféra planéty váži iba 0,5 hmotnosti Zeme, aj keď zaberá zvyšných 20 % veľkosti. Odhaduje sa, že jadro má hustotu okolo 9 g/cm³, tlak tu dosahuje 8-miliónov barov (800 GPa) a teplota sa pohybuje okolo 5 000 K.[59][60] Ľadový plášť nie je v skutočnosti z pevného ľadu, ale z hustej kvapaliny tvorenej vodou, čpavkom a ďalšími ľahkými látkami.[3][60] Vzniknutá kvapalina je silne elektricky vodivá a občas sa nazýva vodo-čpavkový oceán.[21] Odlišné zloženie plášťa v porovnaní s Jupiterom a Saturnom spolu s ďalšími znakmi zaraďuje Urán medzi tzv. ľadové obry.

Vyššie opísaný model nie je jediný, existujú aj ďalšie modely zloženia Urána. Jeden z nich vychádza z iného zastúpenia vodíka v plášti a horninového materiálu zmiešaného s ľadom v plášti. Tým by sa zmenšilo množstvo ľadu vo vnútornej stavbe. V súčasnosti nepanuje jednotný názor na to, ktorý model je správny.[59] Oba modely sa však zhodujú v tom, že Urán nemá pevný povrch a že atmosféra pozvoľna prechádza do kvapalnej celoplanetárnej vrstvy.[3] Teplotu v jadre planéty odhadujeme na 11 000 °C a tlak na 6 × 106 MPa.[9]

Vnútorné teplo[upraviť | upraviť zdroj]

Vnútorné teplo Urána je zrejme oveľa menšie ako u ostatných plynných obrov; hovorí sa o nízkom tepelnom toku.[5][45] Neptún, ktorý je veľkosťou a zložením veľmi podobný Uránu, vyžaruje do okolia 2,61-krát viac energie ako dostáva od Slnka.[5] Urán oproti tomu nevyžaruje do okolia skoro žiadnu energiu navyše. Tento jav sa doteraz nepodarilo spoľahlivo vysvetliť. Hypotézy pracujú napríklad s myšlienkou superhmotnej zrážky Urána s iným telesom, ktorá mala za výsledok prevrátenie sklonu rotačnej osi planéty. To mohlo viesť k strate väčšiny primárneho tepla a ochladeniu jadra.[61] Iná hypotéza predpokladá, že vnútri Urána existuje vrstva alebo vrstvy brániace prúdeniu tepla od jadra k povrchu.[3] Konvekcia (prenos tepla prúdením hmoty) by tak prebiehala medzi vrstvami rôzneho zloženia, ktoré by účinne bránili výstupu teplého materiálu smerom k povrchu.[2][30]

Celková vyžiarená energia Urána v infračervenej (tepelnej) časti spektra je 1,06 ±0,08 násobok slnečnej energie absorbovanej v jeho atmosfére.[2][30] Tepelný tok Urána je iba 0,042 W/m² ±0,047 W/m², čo je dokonca menej ako tepelný tok Zeme, ktorý dosahuje 0,075 W/m².[30] Najmenšia zaznamenaná teplota 49 K (−224 °C) v Uránovej tropopauze robí z Urána najchladnejšiu planétu v slnečnej sústave.[2][30]

Mesiace[upraviť | upraviť zdroj]

Prstence Urána spolu s najväčšími mesiacmi na snímke observatória ESO.
Mesiac Ariel na mozaike snímok sondy Voyager 2 urobenej zo vzdialenosti 130 000 km.
Prstence Urána ako ich videla sonda Voyager 2.
Bližšie informácie v hlavnom článku: Mesiace Urána

Urán má 27 známych mesiacov. Podobne ako aj pri samotnej planéte, ani pri pomenovaní mesiacov Urána sa nedodržala tradícia – nazývajú sa podľa postáv z hier Williama Shakespeara. Najväčší a najhmotnejší Uránov mesiac je Titania. Povrchy veľkých mesiacov sú zložené prevažne z vodíkového ľadu a skalnatého materiálu tmavej farby.[9] Všetky mesiace nie sú natoľko jasné, aby ich bolo možné pozorovať bežnými ďalekohľadmi.[8]

Mesiace sa dajú rozdeliť do troch skupín, ktoré sa zvyčajne nazývajú rodiny.[62]

  • Vnútorné mesiace s pravidelnými dráhami obiehajú v blízkosti planéty po kruhových dráhach ležiacich takmer presne v rovine rovníka planéty. Do tejto rodiny patria Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda, Puck, Perdita, Mab a Cupid. Všetky dráhy ležia medzi uránovými prstencami alebo v ich tesnej blízkosti.
  • Vonkajšie mesiace s pravidelnými dráhami obiehajú v strednej vzdialenosti až za prstencami. Ich dráhy sú tiež prakticky kruhové a ležia takmer presne v rovine rovníka. Do tejto rodiny patria najväčšie mesiace Urána Miranda, Ariel, Umbriel, Titania a Oberon.
  • Mesiace s nepravidelnými dráhami obiehajú vo väčších vzdialenostiach od planéty po viac či menej excentrických dráhach. Ide pravdepodobne o zachytené transneptúnske telesá. Do tejto rodiny patria Caliban, Stephano, Trinculo, Sycorax, Margaret, Prospero, Setebos, Francisco a Ferdinand.
Uránove najväčšie mesiace
Meno Priemer (km) Hmotnosť (kg) Priemerná vzdialenosť (km) Perióda obehu (dni)
Miranda 471,6 ±1,4 6,59 ±0,75 × 1019 129 390 1,413 479
Ariel 1 157,8 ±1,2 1,353  ±0,120 × 1021 191 020 2,520 379
Umbriel 1169,4 ±5.6 1,172 ±0,135 × 1021 266 300 4,144 177
Titania 1576,8 ±1,2 3,527 ±0,09 × 1021 435 910 8,705 872
Oberon 1522,8 ±5,2 3,014 ±0,075 × 1021 583 520 13,463 239

Prstence[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: Prstence Urána

Uránov systém prstencov je nezreteľný. Nebol objavený priamym pozorovaním, ale sledovaním zákrytu hviezdy Uránom dňa 10. marca 1977.[9] Skladá sa z 13 doteraz objavených prstencov,[63] ktoré sú veľmi tenké – ich šírka dosahuje iba niekoľko kilometrov. Sú zložené z tmavých balvanov s veľkosťou od 10 cm do 30 m v priemere.[12]

Väčšina prstencov je natoľko tenkých, že by nemohli existovať bez prítomnosti tzv. pastierskych mesiacov. To sú mesiace, ktoré sa pohybujú blízko prstencov, svojou gravitáciou ovplyvňujú častice v nich, a držia tak prstence pohromade.[64] Zatiaľ sa podarilo objaviť dva z pastierskych mesiacov: Cordelia a Ophelia,[65] a predpokladajú sa ďalšie.

V roku 2008 bolo známe, že prstence Urána tvoria 13 jednotlivých dielov. V poradí rastúcej vzdialenosti od planéty sú označené ako 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν a μ. Ich polomery sa pohybujú od 38 000 km u prstenca 1986U2R/ζ až k 98 000 km u prstenca μ. Prstence sú extrémne tmavé, väčšinou nepriehľadné a odrazivosť častíc, z ktorých sa skladajú, nepresahuje 2 %. Pravdepodobne sú tvorené vodným ľadom obohateným neznámou tmavou organickou látkou. Niektoré prstence vyzerajú byť opticky tenšie: široké a slabé prstence 1986U2R/ζ, μ a ν sú tvorené malými prachovými časticami, kým úzky prstenec λ obsahuje aj veľké telesá. Relatívny nedostatok prachových častíc v prstencoch je spôsobený aerodynamickým odporom častíc vznikajúcich v koróne planéty.[66] Všetky prstence ležia v takmer jednej rovine totožnej s rovníkom planéty.

Pozorovanie[upraviť | upraviť zdroj]

Za veľmi dobrých pozorovacích podmienok a pri znalosti jeho polohy (od roku 2009 sa nachádza v súhvezdí Ryby) možno Urán vidieť aj voľným okom.[8] V tom čase je jeho hviezdna veľkosť 5,5 mag, ale nie je stála, medzi rokmi 1995 až 2006 sa pohybovala medzi +5,6 až +5,9. Uhlový priemer má v rozmedzí 3,4 a 3,7 oblúkovej sekundy. V čase opozície je Urán viditeľný voľným okom v atmosfére neznečistenej svetelnými zdrojmi; pre pozorovanie v zastavaných oblastiach je nutné použiť minimálne ďalekohľad.[67] Malými teleskopmi s priemermi objektívov v rozmedzí 15 až 23 cm sa planéta javí ako svetlý azúrový disk s tmavšími oblasťami. Teleskopmi s priemerom objektívu 25 cm a viac je možné pozorovať mračná a väčšie mesiace planéty, napríklad Titaniu a Oberon.[68]

Objav a pomenovanie[upraviť | upraviť zdroj]

Planétu objavil v roku 1781 pomocou ďalekohľadu vlastnej výroby anglický astronóm nemeckého pôvodu William Herschel. Urán bol prvou objavenou planétou, ktorá nebola známa už od dávnych čias, a hoci bol pri mnohých príležitostiach pozorovaný už predtým, vždy bol mylne považovaný za ďalšiu hviezdu. Najstaršie zaznamenané pozorovanie sa datuje do roku 1690,[17] keď ho anglický astronóm John Flamsteed skatalogizoval ako 34. hviezdu súhvezdia Býk.

Herschel novoobjavenú planétu pôvodne pomenoval Georgium Sidus (Hviezda kráľa Juraja) na počesť anglického kráľa Juraja III. Toto meno sa však mimo Británie neujalo. Na návrh Jeromeho Lalanda ho francúzski astronómovia začali nazývať Herschel, zatiaľ čo Nemec Johann Bode presadil meno Urán po gréckom bohovi oblohy.[69]

Prieskum najstarších vydaní časopisu Monthly Notices of the Royal Astronomical Society z roku 1827 dokazuje, že minimálne v tej dobe (a možno aj skôr) bol medzi britskými astronómami názov Urán už bežný. Názov Georgium Sidus alebo „the Georgian“ Briti používali aj neskôr. Najdlhšie sa udržal pôvodný názov v HM Nautical Almanac Office, ktorý začal používať názov Urán až v roku 1850.

Výskum zblízka[upraviť | upraviť zdroj]

Voyager 2[upraviť | upraviť zdroj]

Pre veľkú vzdialenosť od Slnka skúmala Urán počas celej histórie kozmických letov iba jediná planetárna sonda. Tá priniesla väčšinu poznatkov, ktoré ľudstvo o tejto planéte má.[70] Bola ňou americká planetárna sonda Voyager 2, ktorá okolo planéty preletela v roku 1986.

Najväčšie priblíženie k Uránu nastalo 24. januára 1986, kedy sa sonda nachádzala 81 500 km nad hornou vrstvou atmosféry Urána. Počas preletu okolo planéty sonda objavila 10 predtým neznámych mesiacov, študovala unikátnu atmosféru planéty, preskúmala jej prstence a podarilo sa jej určiť presnú rotačnú dobu planéty.[71] Sonda odoslala na Zem celkovo okolo 8 000 fotografií Urána.[72] Na základe pozorovaní planéty sa zistilo, že teleso sa otočí okolo svojej osi za 17 hodín a 14 minút a že súčasne ako jediná planéta slnečnej sústavy rotuje s osou rotácie položenou do roviny obehu.

Kozmická planetárna sonda Voyager 2 v predstavách umelca.

Voyager 2 zároveň zistil, že jeden z najpozoruhodnejších dôsledkov Uránovej polohy na boku je vplyv na chvost magnetického poľa. Chvost magnetického poľa je skrútený rotáciou planéty do tvaru dlhej vývrtky. Pred príletom Voyagera 2 sa o existencii magnetického poľa Urána nevedelo. Sonda pozorovala aj radiačné pásy okolo Urána, ktoré sú veľmi podobné Saturnovým radiačným pásom. Podobne ako pri Jupiteri a Saturne aj tu sonda využila gravitačné pôsobenie planéty pre korekciu svojej dráhy smerom k Neptúnu a nabratie potrebnej rýchlosti.

Budúci výskum[upraviť | upraviť zdroj]

V nedávnej minulosti predložila skupina vedeckých pracovníkov z Európy a USA Európskej kozmickej agentúre návrh na vyslanie sondy určenej špeciálne na výskum Urána. Cieľom tejto misie s názvom Uranus Pathfinder bude prieskum planéty, jej mesiacov a prstencov z obežnej dráhy a hľadanie odpovedí na jej pretrvávajúce záhady. Sonda doletí k planéte pomocou gravitačnej asistencie iných telies. Najskorší možný rok štartu sondy je 2021.[73]

Život na Uráne[upraviť | upraviť zdroj]

Na Uráne sa určite nemôže vyskytovať život podobný pozemskému, keďže Urán nemá pevný povrch. Prípadné hypotetické živé organizmy by sa museli vznášať v atmosfére planéty tvorenej hlavne z vodíka a hélia. Keďže sú tu veľmi nízke teploty, musela by sa prípadná obývateľná zóna nachádzať hlboko v atmosfére planéty. Proti vzniku života potom hovorí skutočnosť, že v tejto potenciálne obývateľnej zóne by panovali extrémne tlaky spôsobené vrchnými vrstvami atmosféry, na ktoré by sa život musel adaptovať, ak by bol schopný vôbec vzniknúť. V súčasnosti sa javí možnosť života na Uráne ako nereálna.[74]

Urán v kultúre[upraviť | upraviť zdroj]

Astrológia[upraviť | upraviť zdroj]

Keďže bol Urán objavený až v roku 1781, nemá v klasickej astrológii svoj význam. Až dodatočne prebehli pokusy o jeho zakomponovanie do západnej astrológie.

Mytológia[upraviť | upraviť zdroj]

Pomenovanie planéty po gréckom bohovi je ojedinelé, pretože všetky ostatné planéty nesú mená rímskych bohov. Uranos bol predstaviteľom tzv. prvej generácie gréckych bohov. Bol manželom bohyne zeme Gaie a otcom dvanástich Titanov, troch jednookých obrov Kyklopov a troch obrov Hekatoncheirov. Niektorí antickí autori Považujú Urana tiež za otca bohyne lásky a krásy Afrodity. Kým ho nezvrhol z trónu jeho syn Kronos (v Ríme Saturnos), bol Uranos vládcom celého sveta.[75]

Sci-fi[upraviť | upraviť zdroj]

Urán nelákal autorov sci-fi zďaleka tak, ako obrí Jupiter alebo Saturn, napriek tomu neostal úplne mimo ich záujmu. Väčšinou je však len epizódnou súčasťou deja, ako napríklad vo veľmi populárnom seriáli Doctor Who vysielanom britskou televíziou BBC od 60. do 80. rokov 20. storočia. V ňom je Urán jediné miesto na svete, kde sa vyskytuje minerál taranium. Výnimkou z tohto pravidla je americký film Journey to the Seventh Planet (Cesta k siedmej planéte) z roku 1962.[76] Pozemšťania tu nájdu lesy a stretávajú sa s rôznymi stvoreniami, ktoré – ako sa neskôr ukáže – sú ovládané jednookým mozgom žijúcim v jaskyni.

V literatúre sa Urán vyskytuje málo: napríklad v ocenenom románe Larryho Nivena A World Out of Time je Urán použitý ako motor, ktorý odsunie Zem ďalej od zjasňujúceho sa Slnka.

Občas sa miestom deja stávajú miesto Urána jeho mesiace, ako napríklad v románe ruského spisovateľa Sergeja I. Pavlova Lunarnaja raduga (Mesačná dúha), neskôr na námety knihy aj sfilmovaného. V ňom sa kozmonauti na Oberone nakazia zvláštnou chorobou, vďaka ktorej získajú nadprirodzené schopnosti.

Poznámky[upraviť | upraviť zdroj]

  1. Pomerné zastúpenie je v tomto prípade počet molekúl zlúčeniny, ktorý pripadá na jednu molekulu vodíka.

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku Uran (planeta) na českej Wikipédii.

  1. MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program [online]. [Cit. 2007-08-27]. (Monterey Institute for Research in Astronomy.) Dostupné online.
  2. a b c d e f g h i j k l m n LUNINE, Jonathan I.. The Atmospheres of Uranus and Neptune. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 1993, roč. 31, s. 217-263. Dostupné online. DOI10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.
  3. a b c d e f g PODOLÁK, M., Weizman, A.; Marley, M. Comparative models of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci., 1995, roč. 43, čís. 12, s. 1517-1522. Dostupné online. DOI10.1016/0032-0633 (95) 00061-5.
  4. a b c d e f g SMITH, BA, Soderblom, LA; Beebe, A.; et al. Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results. Science, 1986, roč. 233, s. 97-102. Dostupné online. DOI10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889.
  5. a b c d e f g h i j k l m SROMOVSKY, LA, Fry, PM Dynamics of cloud features on Uranus. Icarus, 2005, roč. 179, s. 459-483. Dostupné online. DOI10.1016/j.icarus.2005.07.022.
  6. JACOBSON, RA, Campbell, JK; Taylor, AH; Synnott, SP The Masses of Uranus and its major Satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite dáta. The Astronomical Journal, 1992, roč. 103, čís. 6, s. 2068-2078. Dostupné online. DOI10.1086/116211.
  7. a b SEIDELMANN, P. Kenneth, Archinal, BA; A'hearn, MF; et al. Report of the IAU / IAGWorking Group on cartographic Coordinates and Rotational elements: 2006. Celestial Mech. Dyn. Astra., 2007, roč. 90, s. 155-180. Dostupné online. DOI10.1007/s10569-007-9072-y.
  8. a b c RIDPATH, Ian. Hviezdy a planéty. Praha : Euromedia Group, ks – Knižný klub, 2004. ISBN 80-242-1193-9. Kapitola Urán, s. 54-55.
  9. a b c d e ČEMAN, Róbert. Vesmír 1 Slnečná sústava. 1. vyd. Bratislava : Mapa Slovakia Bratislava, 2002. ISBN 80-8067-072-2.
  10. a b KLECZEK, Josip. Velká encyklopedie vesmíru. 1. vyd. Praha : Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X. S. 519.
  11. GREGERSEN, Erik. The Outer Solar System: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune, and the Dwarf Planets. 1. vyd. New York : Britannica Educational Pub, 2010. ISBN 9781615300143. S. 151.
  12. a b c GRYGAR, Jiří. Nebeský cestopis [online]. Český rozhlas Leonardo, 2009-01-10, [cit. 2009-01-11]. Kapitola Co víme o Uranu. Čas 30:10 od začiatku stopáže. Dostupné online.
  13. Monitor [online]. Český rozhlas Leonardo, 2009-12-08, [cit. 2009-12-28]. Kapitola Prečo leží Urán na boku. Čas 2:20 od začiatku stopáže. Dostupné online.
  14. POKORNÝ, Zdeněk. exoplanéty. Praha : Academia, 2007. ISBN 978-80-200-1510-5. S. 62. [Ďalej len Pokorný]
  15. a b Jupiter sa (možno) sformoval za 300 rokov. Kozmos, 2003, roč. XXXIV, čís. 1, s. 2. ISSN 0323-049X.
  16. Pokorný, str. 75.
  17. a b c d Uran [online]. [Cit. 2011-06-17]. Dostupné online. (česky)
  18. a b c d e f g NESS, Norman F., Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Magnetic Fields at Uranus. Science, 1986, roč. 233, s. 85-89. Dostupné online. DOI10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894.
  19. a b c d e f g RUSSELL, CT. Planetary Magnetospheres. Rep Prog. Phys., 1993, roč. 56, s. 687-732. Dostupné online [pdf]. DOI10.1088/0034-4885/56/6/001.
  20. Voyager: Uranus: Magnetosphere [online]. [Cit. 2007-06-13]. (NASA.) Dostupné online.
  21. a b ATREYU, S., Egeler, P.; Baines, K. Water-Ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?. Geophysical Research Abstracts, 2006, roč. 8, s. 05179. Dostupné online [pdf].
  22. STANLEY, Sabine, Bloxham, Jeremy Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields. Letters to Nature, 2004, roč. 428, s. 151-153. Dostupné online [PDF, cit. 2007-08-05]. DOI10.1038/nature02376.
  23. a b c d KRIMIGIS, SM, Armstrong, TP ; Axford, WI; et al. The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment. Science, 1986, roč. 233, s. 97-102. edu/abs/1986Sci...233...97K Dostupné online. DOI10.1126/science.233.4759.97. PMID 17812897.
  24. BRIDGE, H.S., Belcher, J.W.; Coppa, B.; et al. Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2. Science, 1986, roč. 233, s. 89-93. ... 233. .. 89b Dostupné online. DOI10.1126/science.233.4759.89. PMID 17812895.
  25. Voyager Uranus Science Summary [online]. [Cit. 2007-06-09]. (NASA / JPL.) Dostupné online.
  26. a b c d e f HERBERT, Floyd, Sandel, Bill R. Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci., 1999, roč. 47, s. 1119-1139. 26SS ... 47.1119H Dostupné online. DOI10.1016/S0032-0633 (98) 00142-1.
  27. a b LAM, Hoanh An, Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et al. Variation in the H + 3</ sub> emission from Uranus. The Astrophysical Journal, 1997, roč. 474, s. L73-L76. Dostupné online. DOI10.1086/310424.
  28. a b c d e f Emily Lakdawalla. No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics [online]. [Cit. 2007-06-13]. (The Planetary Society.) Dostupné online.
  29. B. Conrathet al.. The helium abundance of Uranus from Voyager measurements. Journal of Geophysical Research, 1987, roč. 92, s. 15003-15010. Dostupné online. DOI10.1029/JA092iA13p15003.
  30. a b c d e f PEARL, JC, Conrath, BJ; Hanel, RA; and Pirraglia, JA The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data. Icarus, 1990, roč. 84, s. 12-28. Dostupné online. DOI10.1016/0019-1035 (90) 90155-3.
  31. LODDERS, Katharina. Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements. The Astrophysical Journal, 2003, roč. 591, s. 1220-1247. Dostupné online. DOI10.1086/375492.
  32. a b LINDAL, GF, Lyons, JR; Sweetnam, DN; et al. The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2. J. Of Geophys. Res., 1987, roč. 92, s. 14,987-15,001. Dostupné online. DOI10.1029/JA092iA13p14987.
  33. a b c TYLER, JL, Sweetnam, DN; Anderson, JD; et al. Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites. Science, 1986, roč. 233, s. 79-84. Dostupné online. DOI10.1126/science.233.4759.79. PMID 17812893.
  34. a b c d BISHOP, J., Atreyu, SK; Herbert, F.; and Romani, P. Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere. Icarus, 1990, roč. 88, s. 448-463. ~ atreya/Articles/1990_Reanalysis.pdf Dostupné online [PDF]. DOI10.1016/0019-1035 (90) 90094-P.
  35. DEPATER, Imke, Romani, Paul N.; Atreyu, Sushil K. Uranius Deep Atmosphere revealed. Icarus, 1989, roč. 82, čís. 12, s. 288-313. ~ atreya/Articles/1989_Uranus_Deep_Atm.pdf Dostupné online [PDF]. DOI10.1016/0019-1035 (89) 90040-7.
  36. a b c SUMMERS, Michael E., Strobel, Darrell F. Photochemistry of the Atmosphere of Uranus. The Astrophysical Journal, 1989, roč. 346, s. 495-508. Dostupné online. DOI10.1086/168031.
  37. a b c BURGORF, Martin, Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al. Detection of new hydrocarbons in Uranus 'atmosphere by infrared Spectroscopy. Icarus, 2006, roč. 184, s. 634-637. Dostupné online. DOI10.1016/j.icarus.2006.06.006.
  38. a b c ENCRENAZ, Therese. ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?. Planet. Space Sci., 2003, roč. 51, s. 89-103. Dostupné online. DOI10.1016/S0032-0633 (02) 00145-9.
  39. a b ENCRENAZ, Th., LELLOUCHE, E.; Drossart, P. First detection of CO in Uranus. Astronomy & Astrophysics, 2004, roč. 413, s. L5-L9. Dostupné online [PDF, cit. 2007-08-05]. DOI10.1051/0004-6361: 20034637.
  40. a b c HERBERT, Floyd, Sandel, BR; Yell, RV; et al. The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2. J. Of Geophys. Res., 1987, roč. 92, s. 15,093-15,109. Dostupné online [PDF]. DOI10.1029/JA092iA13p15093.
  41. TRAFTON, LM, Miller, S.; Geballe, TR; et al. H2 Quadrupole and H3 + Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora. The Astrophysical Journal, 1999, roč. 524, s. 1059-1023. Dostupné online. DOI10.1086/307838.
  42. ENCRENAZ, Th., Drossart, P.; Orton, G.; et al. The Rotational temperature and column density of H + 3 in Uranus. Planetary and Space Sciences, 2003, roč. 51, s. 1013-1016. Dostupné online [PDF]. DOI10.1016/j.pss.2003.05.010.
  43. a b YOUNG, Leslie A., Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et al. Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation. Icarus, 2001, roč. 153, s. 236-247. Dostupné online [PDF]. DOI10.1006/icar.2001.6698.
  44. a b DEPATER, Imke, Romani, Paul N.; Atreyu, Sushil K. Possible Microwave Absorption in by H 2 S gas Uranus 'and Neptune's Atmospheres. Icarus, 1991, roč. 91, s. 220-233. ~ atreya/Articles/1991_Microwave_Absorption.pdf Dostupné online [PDF]. DOI10.1016/0019-1035 (91) 90020-T.
  45. a b c d HANEL, R., Conrath, B.; Flasar, FM; et al. Infrared Observations of the Uranian System. Science, 1986, roč. 233, s. 70-74. Dostupné online. DOI10.1126/science.233.4759.70. PMID 17812891.
  46. ATREYU, Sushil K., Wong, Ah-San Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes. Space Sci. Rev., 2005, roč. 116, s. 121-136. Dostupné online. DOI10.1007/s11214-005-1951-5.
  47. a b c d HAMMEL, H.B., de Pater, I.; Gibbard, S.; et al. Uranus in 2003: zonale winds, banded structure, and Discrete features. Icarus, 2005, roč. 175, s. 534-545. Dostupné online [pdf]. DOI10.1016/j.icarus.2004.11.012.
  48. a b c RAGES, K.A., Hammel, HB; Friedson, AJ Evidencia for temporal change at Uranus 'south pole. Icarus, 2004, roč. 172, s. 548-554. Dostupné online. DOI10.1016/j.icarus.2004.07.009.
  49. KARKOSCHKA, Erich. Uranus 'apparent Seasonal variability in 25 HST Filters. Icarus, 2001, roč. 151, s. 84-92. Dostupné online. DOI10.1006/icar.2001.6599.
  50. a b c d HAMMEL, H.B., de Pater, I.; Gibbard, SG; et al. New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a Southern feature at 2.2 mikrometrov. Icarus, 2005, roč. 175, s. 284-288. Dostupné online. DOI10.1016/j.icarus.2004.11.016.
  51. a b SROMOVSKY, L., Fry, P.; Hammel, H.; Rages, K Hubble Discovers a Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus [pdf]. physorg.com, [cit. 2007-08-22]. Dostupné online.
  52. a b c d HAMMEL, H.B., Lockwood, GW Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune. Icarus, 2007, roč. 186, s. 291-301. Dostupné online. DOI10.1016/j.icarus.2006.08.027.
  53. HAMMEL, H.B., Rages, K.; Lockwood, GW; et al. New Measurements of the Winds of Uranus. Icarus, 2001, roč. 153, s. 229-235. Dostupné online. DOI10.1006/icar.2001.6689.
  54. DEVITT, Terry. Keck zooms in on the weird weather of Uranus [online]. University of Wisconsin-Madison, [cit. 2006-12-24]. Dostupné online.
  55. Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus [online]. Science Daily, [cit. 2007-04-16]. Dostupné online.
  56. a b LOCKWOOD, G.W., Jerzykiewicz, Mikołaj Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950-2004. Icarus, 2006, roč. 180, s. 442-452. Dostupné online. DOI10.1016/j.icarus.2005.09.009.
  57. KLEIN, M.J., Hofstadter, MD Long-term Variations in the microwave Brightness temperature of the Uranus atmosphere. Icarus, 2006, roč. 184, s. 170-180. Dostupné online. DOI10.1016/j.icarus.2006.04.012.
  58. HOFSTADTER, Mark D., and Butler, Bryan J. Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus. Icarus, 2003, roč. 165, s. 168-180. Dostupné online. DOI10.1016/S0019-1035 (03) 00174-X.
  59. a b c PODOLAK, M., Podolak, J.U.; Marley, M.S. Further Investigations of random models of Uranus and Neptune. Planet. Space Sci., 2000, roč. 48, s. 143-151. 26SS ... 48. .143 P Dostupné online. DOI10.1016/S0032-0633 (99) 00088-4.
  60. a b Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. Uranus: What Happened Here?. [s.l.] : Springer Netherlands, 2007. DOI:10.1007/978-1-4020-5544-7_18
  61. David Hawksett. Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?. Astronomy Now, August 2005, s. 73.
  62. Astronómia [online]. Pedagogická fakulta Západočeskej univerzity, 2007, [cit. 2009-01-18]. Kapitola Mesiace. Dostupné online.
  63. SHOWALTER, Mark; LISSAUER. The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics. Science, 2006, roč. 311, čís. 11, s. 973-977. Dostupné online. ISSN 0036-8075.
  64. VÁCLAVÍK, Michal. S/2007 S4 aneb „Saturn slaví šedesátku“ [online]. Česká astronomická speločnost, 2007-07-22, [cit. 2009-01-17]. Dostupné online. (po česky)
  65. Urán [online]. Združenie Aldebaran Group for Astrophysics, 2007-03-13, [cit. 2009-01-17]. Dostupné online. (po česky)
  66. DE PATER, Imke, Gibbard, Seran G.; Lebofsky, Hammel, H.B. Evolution of the dusty rings of Uranus. Icarus, 2006, roč. 180, s. 186-200. Dostupné online. DOI10.1016/j.icarus.2005.08.011.
  67. NASA's Uranus fact sheet [online]. [Cit. 2007-06-13]. Dostupné online.
  68. Gary T. Nowak. Uranus: the Threshold Planet of 2006 [online]. [Cit. 2007-06-14]. Dostupné online.
  69. http://astronomia.zcu.cz/planety/uran/1878-uran
  70. Neptune [online]. nineplanets.org, [cit. 2008-12-28]. Dostupné online. (po anglicky)
  71. HAMILTON, Calvin. The Voyager Planetary Mission [online]. Jet Propulsion Laboratory, [cit. 2008-03-02]. Dostupné online. (po anglicky)
  72. NSSDC ID: 1977-076A [online]. nssdc.gsfc.nasa.gov, [cit. 2008-02-22]. Dostupné online. (po anglicky)
  73. MARTINEK, František. Uranus Pathfinder: sonda k Uranu? [online]. Česká astronomická společnost, 2011-03-25, [cit. 2011-06-17]. Dostupné online. (česky)
  74. CAIN, Fraser. Could There Be Life on Uranus? [online]. Universe Today, [cit. 2009-12-22]. Dostupné online. (po anglicky)
  75. Vojtech Zamarovský. Bohovia a hrdinovia antických bájí. [s.l.] : Perfekt, Bratislava. ISBN 80-8046-203-8. S. 451-452.
  76. Journey to the Seventh Planet [online]. Internet Movie Database, [cit. 2006-03-05]. Dostupné online.

Iné projekty[upraviť | upraviť zdroj]