URANüS GEZEGENI

Send

Adını gökyüzünün Yunan Tanrısı'ndan alan Uranüs, bir gaz devi ve Güneşimizden gelen yedinci gezegendir. Aynı zamanda Jüpiter ve Satürn'ün arkasında yer alan Güneş Sistemimizdeki üçüncü en büyük gezegendir. Diğer gaz devleri gibi, birçok uydusu, bir halka sistemi vardır ve esas olarak katı bir çekirdeği çevrelediğine inanılan gazlardan oluşur.

Çıplak gözle görülebilmesine rağmen, Uranüs'ün bir gezegen olduğu gerçeği nispeten yeni bir gezegendir. Son iki bin yıl boyunca birkaç kez tespit edildiğine dair göstergeler olmasına rağmen, ne olduğu için tanındığı 18. yüzyıla kadar değildi. O zamandan beri, gezegenin uyduları, halka sistemi ve gizemli doğası tam olarak biliniyor.

Keşif ve Adlandırma:

Beş klasik gezegen gibi - Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn - Uranüs teleskop yardımı olmadan görülebilir. Ancak karanlıklığı ve yavaş yörüngesinden dolayı eski gökbilimciler bunun bir yıldız olduğuna inanıyorlardı. Bilinen en eski gözlem, MÖ 128'de yıldız kataloğunda bir yıldız olarak kaydeden Hipparchos tarafından gerçekleştirildi - daha sonra Ptolemy’ye dahil edilen gözlemler Almagest.

Uranüs'ün en erken kesin görüşü, 1690'da İngiliz astronom John Flamsteed - ilk Astronom Royal - onu en az altı kez gördüğü ve bir yıldız olarak katalogladığı zaman gerçekleşti (34 Tauri). Fransız gökbilimci Pierre Lemonnier de 1750 ve 1769 yılları arasında en az on iki kez gözlemledi.

Ancak, 13 Mart 1781'de Sir William Herschel’in Uranüs'ü gözlemlemesi, onu bir gezegen olarak tanımlama sürecini başlattı. O zaman, bir kuyruklu yıldız nişangahı olarak rapor etti, ancak daha sonra yıldızlara göre konumunu ölçmek için kendi tasarımında bir teleskop kullanarak bir dizi gözlem yaptı. Kraliyet Cemiyeti'ne rapor verdiğinde, bunun bir kuyruklu yıldız olduğunu iddia etti, ancak örtük olarak bir gezegenle karşılaştırdı.

Daha sonra, birkaç gökbilimci Herschel’in “kuyruklu yıldızının” aslında bir gezegen olma olasılığını araştırmaya başladı. Bunlar, neredeyse dairesel yörüngesini ilk hesaplayan Rus astronom Anders Johan Lexell'i içeriyordu ve sonuçta onun bir gezegen olduğu sonucuna vardı. “Birleşik Astronomi Derneği” üyesi Berlin gökbilimcisi Johann Elert Bode, yörüngesine benzer gözlemler yaptıktan sonra buna katıldılar.

Yakında, Uranüs'ün bir gezegen olarak statüsü bilimsel bir fikir birliği haline geldi ve 1783'te Herschel bunu Kraliyet Toplumu'na kabul etti. İngiltere Kralı III.George, keşfinin farkında olarak, Kraliyet Ailesi'nin teleskoplarına bakabilmesi için Windsor'a taşınması şartıyla Herschel'e yıllık 200 sterlin verdi.

Yeni patronunun onuruna, William Herschel keşfini adlandırmaya karar verdiry Georgium Sidus (“George’un Yıldızı” veya “Georges Gezegeni”). İngiltere dışında bu isim popüler değildi ve yakında alternatifler önerildi. Bunlara Fransız astronom Jerome Lalande diyelim ki Hershel keşfinin onuruna ve İsveçli gökbilimci Erik Prosperin Neptün adını teklif etti.

Johann Elert Bode, Yunan gökyüzü tanrısı Ouranos'un Latinize versiyonu olan Uranüs adını önerdi. Satürn'ün Jüpiter'in efsanevi babasının adını verdiği göz önüne alındığında, bu isim uygun görünüyordu, bu yüzden bu yeni gezegene Satürn'ün efsanevi babasının ismi verilmelidir. Sonuçta, Bode’nin önerisi en yaygın kullanılan ve 1850’ye kadar evrensel hale geldi.

Uranüs'ün Boyutu, Kütlesi ve Yörüngesi:

Ortalama yarıçapı yaklaşık 25.360 km, hacmi 6.833 × 10¹³ km³ve 8,68 × 10'luk bir kütle²⁵ kg, Uranüs Dünya'nın büyüklüğünün yaklaşık 4 katı ve hacminin 63 katıdır. Bununla birlikte, bir gaz devi olarak yoğunluğu (1.27 g / cm³) önemli ölçüde düşüktür; bu nedenle, Dünya kadar büyüktür sadece 14.5. Düşük yoğunluğu aynı zamanda gaz devlerinin üçüncü en büyüğü olsa da, en az masif olduğu anlamına gelir (2.6 Dünya kütlesi ile Neptün'ün gerisinde kalır).

Uranüs'ün Güneş'ten uzaklığı da diğer gezegenlerden daha büyüktür (cüce gezegenler veya plütonlar dahil değil). Esasen, gaz devinin Güneş'e uzaklığı, akşam saatlerinde 18.28 AU (2.735.118.100 km) ile 20.09 AU (3.006.224.700 km) arasında değişmektedir. Güneş'e ortalama 3 milyar km mesafede, Uranüs'ün yaklaşık bir yıllık Güneş yörüngesini tamamlaması yaklaşık 84 yıl (veya 30,687 gün) sürüyor.

Uranüs'ün iç dönme süresi 17 saat, 14 dakikadır. Tüm dev gezegenlerde olduğu gibi, üst atmosferi de dönme yönünde güçlü rüzgarlar yaşar. Yaklaşık 60 derece güney gibi bazı enlemlerde, atmosferin görünür özellikleri çok daha hızlı hareket eder ve 14 saat gibi kısa bir sürede tam dönüş yapar.

Uranüs'ün eşsiz bir özelliği, yan tarafında dönmesidir. Güneş Sistemi'nin tüm gezegenleri eksenlerinde bir dereceye kadar eğilirken, Uranüs 98 ° 'nin en aşırı eksenel eğimine sahiptir. Bu, kutuplarda olağandışı bir gündüz-gece döngüsünden bahsetmemek yerine, gezegenin yaşadığı radikal mevsimlere yol açar. Ekvatorda, Uranüs normal gündüz ve gece yaşar; ancak kutuplarda, her biri 42 Dünya yılını takip eder ve bunu 42 yıl gecesi takip eder.

Uranüs'ün Kompozisyonu:

Uranüs'ün yapısının standart modeli üç katmandan oluşmasıdır: merkezde kayalık (silikat / demir-nikel) bir çekirdek, ortada buzlu bir manto ve gazlı hidrojen ve helyumun dış zarfı. Jüpiter ve Satürn gibi, hidrojen ve helyum atmosferin büyük bir kısmını oluşturur - yaklaşık% 83 ve% 15 - ancak gezegenin toplam kütlesinin sadece küçük bir kısmı (0.5 ila 1.5 Dünya kütlesi).

Üçüncü en bol element metan buzudur (CH⁴), bileşiminin% 2,3'ünü oluşturur ve gezegenin akuamarin veya camgöbeği rengini açıklar. Meran ve ultraviyole radyasyona bağlı fotolizden üretildiği düşünülen Uranüs stratosferinde eser miktarda çeşitli hidrokarbonlar bulunur. Etan (C₂'H₆), asetilen (C₂'H₂), metilasetilen (CH₃C₂H) ve diasetilen (C₂HC₂İH).

Buna ek olarak, spektroskopi, Uranüs'ün üst atmosferinde bulunan karbon monoksit ve karbon dioksitin yanı sıra buzlu su buharı bulutlarının ve amonyak ve hidrojen sülfür gibi diğer uçucu maddelerin varlığını ortaya çıkarmıştır. Bu nedenle, Uranüs ve Neptün, esas olarak daha ağır uçucu maddelerden oluştuğu için “Buz Devleri” olarak bilinen ayrı bir dev gezegen sınıfı olarak kabul edilir.

Buz mantosu aslında geleneksel anlamda buzdan değil, su, amonyak ve diğer uçuculardan oluşan sıcak ve yoğun bir sıvıdan oluşur. Elektriksel iletkenliği yüksek olan bu sıvıya bazen su amonyak okyanusu denir.

Uranüs'ün çekirdeği nispeten küçüktür, sadece 0.55 kütle kütlesi ve gezegenin toplam büyüklüğünün% 20'sinden daha az bir yarıçapa sahiptir. Manto yaklaşık 13.4 Dünya kütlesi ile kütlesini içerir ve üst atmosfer nispeten 0,5 Dünya kütlesi ağırlığında ve Uranüs yarıçapının son% 20'si kadar uzanır.

Uranüs'ün çekirdek yoğunluğunun 9 g / cm olduğu tahmin edilmektedir.³, 8 milyon çubuğun (800 GPa) ortasında bir basınç ve yaklaşık 5000 K (Güneş'in yüzeyi ile karşılaştırılabilir) bir sıcaklıkla.

Uranüs'ün Atmosferi:

Dünyada olduğu gibi, Uranüs'ün atmosferi sıcaklık ve basınca bağlı olarak katmanlara ayrılır. Diğer gaz devleri gibi, gezegenin sağlam bir yüzeyi yoktur ve bilim adamları yüzeyi atmosferik basıncın bir bar'ı (deniz seviyesinde Dünya'da bulunan basınç) aştığı bölge olarak tanımlar. 1 bar seviyesinin yaklaşık 300 km altına kadar uzanan uzaktan algılama özelliğine erişilebilen her şey de atmosfer olarak kabul edilir.

Bu referans noktaları kullanılarak Uranüs'ün atmosferi üç katmana ayrılabilir. Birincisi, yüzeyin -300 km altındaki ve 50 km üzerindeki irtifalar arasındaki troposferdir, burada basınçlar 100 ila 0.1 bar (10 MPa ila 10 kPa) arasında değişir. İkinci katman, 50 ila 4000 km'ye ulaşan ve 0.1 ila 10 arasında basınç yaşayan stratosferdir.^-10 bar (10 kPa ila 10 uPa).

Troposfer, Uranüs'ün atmosferindeki en yoğun tabakadır. Burada sıcaklık, tabandaki (-300 km) 320 K (46,85 ° C / 116 ° F) ile 50 km'de 53 K (-220 ° C / -364 ° F) arasında değişir, üst bölge en soğuktur güneş sisteminde. Tropopoz bölgesi Uranüs'ün termal kızılötesi emisyonlarının büyük çoğunluğundan sorumludur, böylece 59.1 ± 0.3 K etkin sıcaklığını belirler.

Troposferde bulut katmanları vardır - en düşük basınçlarda su bulutları, üstlerinde amonyum hidrosülfür bulutları vardır. Ardından amonyak ve hidrojen sülfür bulutları gelir. Son olarak, ince metan bulutları tepede yatıyordu.

Stratosferde, sıcaklıklar üst seviyedeki 53 K (-220 ° C / -364 ° F) ile termosferin tabanındaki 800 ve 850 K (527 - 577 ° C / 980 - 1070 ° F) arasında değişir, büyük ölçüde güneş radyasyonunun neden olduğu ısıtma sayesinde. Stratosfer, gezegenin donuk görünümüne katkıda bulunabilecek etan dumanı içerir. Asetilen ve metan da mevcuttur ve bu tehlikeler stratosferin ısınmasına yardımcı olur.

En dıştaki katman, termosfer ve korona, yüzeyden 4.000 km'den 50.000 km'ye kadar uzanır. Bilim adamları bunun nedeni konusunda emin olmasa da, bu bölgenin 800-850 (577 ° C / 1.070 ° F) düzgün bir sıcaklığı vardır. Uranüs'e Güneş'ten olan mesafe çok büyük olduğundan, ondan gelen ısı miktarı bu kadar yüksek sıcaklıklar üretmek için yetersizdir.

Jüpiter ve Satürn gibi, Uranüs'ün hava durumu da sistemlerin gezegenin etrafında dönen ve üst atmosfere yükselen iç ısı tarafından yönlendirilen bantlara ayrıldığı benzer bir patern izler. Sonuç olarak, Uranüs'teki rüzgarlar 900 km / saate (560 mil / sa) kadar ulaşabilir ve 2012'de Hubble Uzay Teleskobu tarafından tespit edilen gibi büyük fırtınalar oluşturabilir. Jüpiter'in Büyük Kırmızı Noktasına benzer şekilde, bu “Karanlık Nokta” bir devdi 1.700 kilometreyi 3000 kilometreye (1.100 mil x 1.900 mil) ölçen bulut girdabı.

Uranüs'ün Ayları:

Uranüs, daha büyük aylar, iç aylar ve düzensiz aylar (diğer gaz devlerine benzer) kategorilerine ayrılan 27 bilinen uyduya sahiptir. Uranüs'ün en büyük uyduları, büyüklük sırasına göre Miranda, Ariel, Umbriel, Oberon ve Titania'dır. Bu aylar çap ve kütle olarak 472 km ve 6.7 × 10 arasında değişmektedir.¹⁹ 1578 km ve 3,5 × 10 için kg²¹ Titania için kg. Bu ayların her biri, düşük bağ ve geometrik albedolarla özellikle karanlıktır. Ariel en parlak, Umbriel en karanlık.

Uranüs'ün tüm büyük aylarının, oluşumundan sonra bir süre Uranüs çevresinde bulunan veya tarihinin başlarında Uranüs'ün maruz kaldığı büyük etkiden kaynaklanan toplanma diskinde oluştuğuna inanılmaktadır. Her biri, esas olarak buzdan yapılmış Miranda hariç, yaklaşık olarak eşit miktarda kaya ve buzdan oluşur.

Buz bileşeni amonyak ve karbon dioksit içerebilirken, kayalık malzemenin organik bileşikler (asteroitler ve kuyruklu yıldızlara benzer) dahil karbonlu malzemeden oluştuğuna inanılmaktadır. Bileşimlerinin kayalık bir çekirdeği çevreleyen buzlu bir örtü ile farklılaştığına inanılmaktadır.

Titania ve Oberon durumunda, çekirdek / manto sınırında sıvı su okyanuslarının bulunabileceğine inanılmaktadır. Yüzeyleri de yoğun şekilde çatlamış; ancak her durumda endojenik yüzey yenileme, özelliklerinin bir dereceye kadar yenilenmesine yol açmıştır. Ariel, en küçük yüzeye sahip ve en az etki krateriyle görünürken, Umbriel en eski ve en krater gibi görünüyor.

Uranüs'ün ana uydularının ayırt edilebilir bir atmosferi yoktur. Ayrıca, Uranüs çevresindeki yörüngeleri nedeniyle aşırı mevsimsel döngüler yaşarlar. Uranüs Güneş'in neredeyse yanında yörüngede kaldığından ve büyük aylar Uranüs'ün ekvatoral düzleminin etrafında yörüngede olduğundan, kuzey ve güney yarımkürelerde uzun süreli gündüz ve gece süreleri (her seferinde 42 yıl) yaşanır.

2008 itibariyle, Uranüs'ün yörüngeleri Miranda'nın içinde bulunan 13 iç ayına sahip olduğu bilinmektedir. Bunlar, gezegenden uzaklık sırasıyla: Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Cupid, Belinda, Perdita, Puck ve Mab. Uranüs'ün daha büyük uydularının isimlendirilmesiyle tutarlı olarak, hepsine Shakespeare oyunlarındaki karakterlerin ismi verilmiştir.

Tüm iç aylar, muhtemelen bir veya birkaç küçük iç ayın parçalanmasından kaynaklanan Uranüs'ün halka sistemine yakından bağlıdır. 162 km uzaklıktaki Puck, Uranüs'ün iç uydularının en büyüğü - ve sadece Yolcu 2 herhangi bir detayda - Puck ve Mab Uranüs'ün en dıştaki iki iç uydusudur.

Tüm iç uydular karanlık nesnelerdir. Muhtemelen Uranüs'ün radyasyonuyla işlenen organik malzemeler olan karanlık bir malzeme ile kontamine su buzundan yapılırlar. Sistem aynı zamanda kaotik ve görünüşte kararsızdır. Bilgisayar simülasyonları, önümüzdeki 100 milyon yıl içinde, özellikle Desdemona ve Cressida veya Juliet arasında çarpışmaların meydana gelebileceğini tahmin ediyor.

2005 itibariyle, Uranüs'ün Oberon'dan çok daha uzak bir yörüngede yörüngesinde olan dokuz düzensiz ayın olduğu bilinmektedir. Tüm düzensiz aylar muhtemelen Uranüs tarafından oluşumundan hemen sonra yakalanan nesnelerdir. Bunlar, Uranüs'ten uzaklık sırasına göre: Francisco, Caliban, Stephano, Trincutio, Sycorax, Margaret, Prospero, Setebos ve Ferdinard (bir kez daha Shakespeare oyunlarındaki karakterler için adlandırılmıştır).

Uranüs’ün düzensiz ayları yaklaşık 150 km (Sycorax) ila 18 km (Trinculo) arasında değişmektedir. Margaret hariç, tüm Uranüs'ü retrograd yörüngelerde daire içine alır (yani gezegenin dönüşünün ters yönünde yörüngede oldukları anlamına gelir).

Uranüs'ün Halka Sistemi:

Satürn ve Jüpiter gibi Uranüs'ün de bir halka sistemi var. Bununla birlikte, bu halkalar boyut olarak mikrometrelerden bir metrenin bir kısmına kadar değişen son derece karanlık parçacıklardan oluşur - bu yüzden neden Satürn'ler kadar farkedilmezler. Şu anda on üç ayrı halka bilinmektedir, en parlakı epsilon halkadır. Ve iki çok dar olanlar hariç, bu halkalar genellikle birkaç kilometre genişliğindedir.

Halkalar muhtemelen oldukça genç ve Uranüs ile oluştuğuna inanılmıyor. Halkalardaki madde bir zamanlar yüksek hızlı etkilerle parçalanan bir ayın (veya ayların) bir parçası olabilir. Bu etkilerin bir sonucu olarak oluşan çok sayıda döküntüden, mevcut halkaların konumlarına karşılık gelen kararlı bölgelerde sadece birkaç parçacık hayatta kaldı.

Halka sisteminin bilinen en eski gözlemleri 10 Mart 1977'de James L. Elliot, Edward W. Dunham ve Jessica Mink tarafından Kuiper Havadan Gözlemevi kullanılarak gerçekleştirildi. SAO 158687 yıldızının (HD 128598 olarak da bilinir) bir oklüzyonu sırasında, gezegenin çevresindeki bir sistemde bulunan beş halkayı fark ettiler ve dört tane daha gözlemlediler.

Halkalar doğrudan görüntülendiğinde Yolcu 2 1986'da Uranüs'ü geçti ve sonda iki ilave zayıf halkayı tespit edebildi - gözlemlenen halka sayısını 11'e getirdi. Aralık 2005'te Hubble Uzay Teleskobu, daha önce bilinmeyen bir çift halka tespit etti ve toplamı 13'e getirdi. Uranüs'ten daha önce bilinen halkalardan iki kat daha uzaktadır, bu yüzden bunlara neden “dış” halka sistemi denir.

Nisan 2006'da, Keck Gözlemevi'nden yeni halkaların görüntüleri dış halkaların renklerini verdi: en dıştaki mavi ve diğeri kırmızı. Buna karşılık, Uranüs'ün iç halkaları gri görünür. Dış halkanın mavi rengiyle ilgili bir hipotez, Mab'in yüzeyinden mavi ışığı saçacak kadar küçük olan küçük su buzu parçacıklarından oluşmasıdır.

Keşif:

Uranüs herhangi bir uzay aracı tarafından sadece bir kez ziyaret edildi: NASA’lar Yolcu 2 1986'da gezegeni aşan uzay sondası. 24 Ocak 1986'da, Yolcu 2 gezegenin yüzeyinin 81.500 km içinde geçti, Uranüs'ün şimdiye kadar çekilen tek yakın fotoğrafını geri gönderdi. Yolcu 2 daha sonra 1989'da Neptün ile yakın bir görüşme yapmaya devam etti.

Gönderme olasılığı Cassini Satürn'den Uranüs'e uzay aracı 2009'da bir görev uzantısı planlama aşamasında değerlendirildi. Ancak, bu asla yirmi yıl süreceği için meyve vermedi. Cassini Satürn'ü terk ettikten sonra Uran sistemine ulaşmak.

Gelecekteki görevler açısından birden fazla teklif yapıldı. Örneğin, 2011 yılında yayınlanan 2013-2022 Gezegen Bilimi Decadal Araştırması tarafından bir Uranüs yörüngesi ve soruşturması önerilmiştir. Bu öneri 2020-2023 arasında bir lansman ve 13 yıllık Uranüs'e bir yolculuk öngörüyordu. Yeni Sınır Uranüs Orbiter'i değerlendirilmiş ve çalışmada önerilmiş, Uranüs Yörüngesi Davası. Ancak, bu misyonun gelecekteki Mars ve Jovian Sistem misyonlarından daha düşük öncelikli olduğu düşünülmektedir.

Birleşik Krallık'taki Mullard Uzay Bilimi Laboratuvarı'ndan bilim adamları, Uranüs'e NASA olarak bilinen ortak bir NASA-ESA misyonu önerdiler Uranüs Yol Bulucu. Bu misyon, 2022 yılına kadar orta sınıf bir misyonun başlatılmasını içerecek ve tahminlerin maliyetini 470 milyon € (~ 525 milyon USD) olarak belirleyecek.

Uranüs'e bir başka görev daha Uranyan Sistemin Herschel Yörünge Keşfi (HORUS), Johns Hopkins Üniversitesi Uygulamalı Fizik Laboratuvarı tarafından tasarlanmıştır. Öneri, bir görüntüleme kamerası, spektrometreler ve bir manyetometre dahil olmak üzere bir dizi enstrüman taşıyan nükleer enerjili bir yörüngeye yöneliktir. Misyon Nisan 2021'de başlayacak ve 17 yıl sonra Uranüs'e ulaşacaktı.

2009 yılında NASA’nın Jet Tahrik Laboratuvarı’ndan bir gezegen bilim insanı ekibi, güneş enerjisiyle çalışan bir Uranüs yörüngesi için olası tasarımlar geliştirdi. Böyle bir sonda için en uygun fırlatma penceresi, Eylül 2030'da Uranüs'e varışla birlikte Ağustos 2018'de olacaktır. Bilim paketi manyetometreler, parçacık dedektörleri ve muhtemelen bir görüntüleme kamerası içerebilir.

Söylemek yeterli, keşif söz konusu olduğunda Uranüs zor bir hedeftir ve uzaklığı, geçmişte sorunlu olduğu için onu tanıma sürecini gözlemlemiştir. Ve gelecekte, misyonumuzun çoğu Mars, Europa ve Dünyaya Yakın Asteroitleri keşfetmeye odaklanmışken, Güneş Sisteminin bu bölgesine bir görevin gelmesi pek olası görünmüyor.

Ancak bütçe öncelikleri ve bilimsel öncelikler değişir. Ve son yıllarda birçok Trans-Neptunian Nesnesinin keşfi sayesinde patlayan Kuiper Kuşağı'na ilgi ile, bilim adamlarının dışarıdaki güneş sistemine bir misyonun monte edilmesini talep etmeleri tamamen mümkündür. Eğer biri meydana gelirse ve ne zaman ortaya çıkarsa, probun çıkışta Uranüs tarafından sallanması, bu “Buz Devi” anlayışımızı ilerletmemize yardımcı olacak bilgi ve resimler toplamak mümkün olabilir.

Space Magazine'de Uranüs hakkında birçok ilginç makalemiz var. Aradığınızı aşağıdaki listede bulacağınızı umuyoruz: