Uran (planet): Redaktələr arasındakı fərq

 

'''Uran''' — [[Günəş]]ə yaxınlığına görə yeddinci planet. [[Günəş sistemi]]<nowiki/>ndə radiusuna görə üçüncü, kütləsinə görə dördüncü ən böyük planetdir. Uranın tərkibi [[Neptun (planet)|Neptun]]<nowiki/>un tərkibi ilə eynidir, hər ikisində də eyni kimyəvi elementlər mövcuddur, bu tərkib hissələri onları böyük qaz nəhəngləri olan [[Yupiter (planet)|Yupiter]] və [[Saturn (planet)|Saturn]]<nowiki/>dan fərqləndirir. Bu səbəblə, elm adamları Uran və Neptunu qaz nəhənglərindən ayırmaq üçün "buz nəhəngləri" kimi təsnif edirlər. Uranın atmosferinin əsasən [[hidrogen]] və [[helium]] tərkibi ilə [[Saturn (planet)|Saturn]] və [[Yupiter (planet)|Yupiter]]<nowiki/>in atmosferinə oxşarlığına baxmayaraq, [[ammonyak]], [[metan]] və başqa hidrokarbonlarla birlikdə tərkibində daha çox buz mövcuddur.<ref name="Lunine 1993" /> Uran minumum 49 K (−224 °C; −371 °F) temperatur ilə [[Günəş sistemi]]<nowiki/>ndə ən soyuq atmosferə sahibdir. Uran kompleks təbəqəli [[bulud]] strukturuna sahibdir. Ən aşağı təbəqədəki buludlarda su, ən üst təbəqədəki buludlarda isə [[metan]] olduğu düşünülür.<ref name="Lunine 1993" /> Uranın daxili əsasən buz və qayalıq maddədən təşkil olunmuşdur.<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" />

 

Digər nəhəng planetlər kimi Uranın bir halqa sistemi, bir maqnitosferi və çox sayda peyki vardır. Uran sisteminin digər planetlərdən fərqləndirən özünəməxsus konfiqurasiyası var. Onun fırlanma oxu yana əyilmiş şəkildədir və buna görə də, digər planetlərin [[ekvator]]<nowiki/>ları olan bölgə onun şimal və cənub qütbləridir.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> 1986-cı ildə, ''[[Voyacer 2|Voyager 2]]-dən'' gələn görüntülər Uranı görünən işıqda, digər nəhəng planetlərlə əlaqəli bulud qrupları və ya tufanları olmayan xüsusiyyətsiz planet kimi göstərdi.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> [[Yer]]<nowiki/>dən həyata keçirilən müşahidələr 2007-ci ildə, Uran özünün [[ekinoks]]<nowiki/>una yaxınlaşdığı zaman onda mövsümi dəyişikliklər və hava aktivliyi olduğunu göstərdi. Uranda küləyin sürəti saniyədə 250 metrə çatır (900&nbsp;km/saat).<ref name="Sromovsky & Fry 2005" />

Uran yeganə planetdir ki, adı birbaşa, [[Qədim yunan mifologiyası|yunan mifologiyası]]<nowiki/>ndaki yunan səma tanrısının latın versiyası olan ''[[Uran (mifologiya)|Ūranus]]'' dan gəlir.

 

[[Şəkil:Alien aurorae on Uranus.jpg|thumb|Urandaki qütb parıltıları: Şəkil [[Habbl teleskopu|Habl teleskopuna]] bağlı Kosmik Teleskop Görüntüləmə Spektrografı tərəfindən çəkilib.<ref>{{cite web |title=Alien aurorae on Uranus |url=https://www.spacetelescope.org/images/potw1714a/ |website=www.spacetelescope.org |accessdate=3 April 2017}}</ref>]]<br /><nowiki/><nowiki/><nowiki/><nowiki/><nowiki/><nowiki/><nowiki/><nowiki/>

Uranın atmosferinin üçüncü təbəqəsi [[stratosfer]]<nowiki/>dir. Uranın stratosferində, əsasən hündürlüklə birlikdə [[tropopauz]]da temperatur −220 °C-dən termosferə qədər 527-577 °C-yə qədər artır.<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /> Stratosferin isinməsi, metan fotolizi nəticəsində atmosferin bu bölgəsində meydana gələn metan və digər hidrokarbonlar tərəfindən<ref name="Summers & Strobel 1989" /> Günəşin [[Ultrabənövşəyi şüalanma|ultrabənövşəyi]] və [[İnfraqırmızı şüalanma|infraqırmızı]] şüalarını udması nəticəsində baş verir.<ref name="Young et al. 2001" /> İstilik həmçinin, isti termosferdən də gəlir.<ref name="Young et al. 2001" /> Hidrokarbonlar 100 km-dən 300&nbsp;km qədər, 10 bar-dan 0.1 mbar-a qədər (10.00 – 0.10 hPa), −198°C temperaturdan −103 °C temperatura qədər olan, nisbətən dar təbəqəni əhatə edir.<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /><ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /> Ən bol karbohidrogenlər hidrogenə nisbətən 10⁻⁷ qarışma nisbəti ilə, [[metan]], [[asetilen]] və [[etan]]<nowiki/>dır. Karbon monoksidin qarışma nisbəti bu hündürlüklərdə eynidir.<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /><ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /><ref name="Encrenaz Lellouch et al. 2004" /> Suyun bolluq nisbəti 7×10⁻⁹ təşkil edir.<ref name="Encrenaz 2003" /> Etan və asetilen [[stratosfer]]<nowiki/>in və [[tropopauz]]<nowiki/>un (10 mBar təzyiq səviyəsindən aşağıya) daha soyuq və aşağı hissələrində yoğunlaşmağa meyillidir,<ref name="Summers & Strobel 1989" /> bunun nəticəsində də duman təbəqələri meydana gətirir və bu da ehtimal ki, Urana qismən yumuşaq görkəm verməkdə cavabdehdir. Uranın [[stratosfer]]<nowiki/>indəki karbohidrogenlərin konsentrasiyası digər nəhəng planetlərin stratosferlərindəkindən daha azdır.<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /><ref name="Herbert & Sandel 1999" />

 

Uranın atmosferinin ən üst təbəqəsi 800 və 850 K temperatura sahib olan termosfer və tacdır.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Herbert & Sandel 1999" /> Bu qədər yüksək istilik səviyyənin saxlanılması üçün lazım olan istilik mənbələri qeyri-müəyyəndir, nə Günəşin [[Ultrabənövşəyi şüalanma|ultrabənövşəyi şüalar]]ı nə də, qütb parıltısı aktivliyi bu istiliyi saxlamaq üçün kifayət miqdarda enerjini təmin edə bilməz. Bunun səbəbinin, stratosferdə 0.1 mBar təzyiq səviyyəsinin üstündə hidrokarbonun əksikliyindən meydana gələn zəif soyutma effektivliyi olduğu ehtimal edilir.<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /><ref name="Herbert & Sandel 1999" /> Molekulyar hidrogendən başqa termosfer-tac çoxlu sayda sərbəst [[hidrogen]] atomlarını ehtiva edir. Onların kiçik kütləsi və yüksək temperaturu, tacın nəyə görə səthdən 50 000 km-ə qədər genişləndiyini açıqlayır.<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /><ref name="Herbert & Sandel 1999" /> Bu genişlənmiş tac Uranın unikal cəhətidir.<ref name="Herbert & Sandel 1999" /> O, Uranın ətrafında mövcud olan xırda hissəciklərin sürtünməsinə səbəbiyyət verir, bunun nəticəsində də Uran halqalarında tozun ümumi tükənməsi baş verir.<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /> Uranın [[termosfer]]<nowiki/>i, stratosferin üst hissəsi ilə birlikdə Uranın ionosferinə uyğun gəlir.<ref name="Tyler 1986" /> Müşahidələr göstərir ki, [[ionosfer]] 2 000-dən 10 000 km-ə qədər olan bölgəni əhatə edir.<ref name="Tyler 1986" /> Uranın ionosferi [[Saturn (planet)|Saturn]] və ya [[Neptun (planet)|Neptun]]<nowiki/>dan daha yoğundur. Onu [[stratosfer]]dəki hidrokarbonların aşağı konsentrasiyası meydana gətirdiyi düşünülür.<ref name="Herbert & Sandel 1999" /><ref name="Trafton Miller et al. 1999" /> [[İonosfer]] əsasən Günəşin ultrabənövşəyi şüaları ilə "qidalanır" və onun sıxlığı Günəşin aktivliyinə bağlıdır.<ref name="Encrenaz Drossart et al. 2003" /> [[Qütb parıltısı|Qütb parıltıları]], Yupiter və Saturn ilə müqayisədə cüzidir.<ref name="Herbert & Sandel 1999" /><ref name="Lam Miller et al. 1997" />

 

<nowiki/><gallery widths="400" heights="400" perrow="2" caption="Uranın atmosferi">

 

Qəribə formasına baxmayaraq, digər cəhətdən Uranın maqnitosferi digər planetlərin maqnitosferinə oxşardır: onun təxminən 23 Uran radiusu genişliyində qövsvari zərbə dalğası, 18 Uran radiusu qədər olan maqnitopauza və tam inkişaf etmiş maqnitoquyruq və [[Van Allen Qurşaqları|radiasiya qurşağı]] vardır.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name="Russell993" /><ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> Ümumi olaraq, Uranın maqnitosferi [[Yupiter (planet)|Yupiter]]<nowiki/>inkindən fərqlidir və [[Saturn (planet)|Saturn]]<nowiki/>unkinə daha çox bənzəyir.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name="Russell993" /> Uranın maqnitoquyruğu arxa fəzasına doğru milyon km-ə qədər genişlənir və onun yan tərəfi istiqamətində uzun burğu şəklində bükülür.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref>{{cite web |title=Voyager: Uranus: Magnetosphere |url=http://voyager.jpl.nasa.gov/science/uranus_magnetosphere.html |publisher=NASA |date=2003 |accessdate=13 June 2007}}</ref>

 

Uranın maqnitosferi yüklü hissəcikləri ehtiva edir: az miqdarda H₂⁺ [[ion]]<nowiki/>u ilə birlikdə əsasən [[Proton (fizika)|protonlar]] və [[elektron]]lar.<ref name="Russell993" /><ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> Daha ağır [[ion]]<nowiki/>lar aşkar edilməmişdir. Bu hissəciklərin əksəriyyəti, ehtimal ki, termosferdən meydana gəlmişdir.<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> Mümkündür ki, ion və elektronların enerjisi, uyğun olaraq, 4 və 1,2 [[Elektron volt|meqaelektronvolt]] olsun.<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> Düşük enerjili ionların (1 [[Elektron volt|kiloelektronvolt]]<nowiki/>dan aşağı) sıxlığı maqnitosferdə 2 sm⁻³ təşkil edir.<ref name="Bridge1986" /> Hissəciklərin populiyasiyası Uranın peykləri tərəfindən güclü təsirə məruz qalır. Peyklər onları maqnitosferdən təmizləyərək nəzərəçarpan boşluqlar meydana gətirir.<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> Hissəciklərin axını, astronomik cəhətdən sürətli vaxt şkalasında (100 000 ildə), öz səthlərində qaralma və ya kosmik hava yaradacaq qədər yüksəkdir.<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> Mümkündür ki, bu Uranın peyklərinin və halqalarının müntəzəm olaraq qaralmasına səbəbiyyət versin.<ref name="summary" /> Uran, hər iki maqnetik qütbünün ətrafında parlaq qövsvari olaraq görünən, yaxşı inkişaf etmiş qütb parıltılarına sahibdir.<ref name="Herbert & Sandel 1999" /> Yupiterin qütb parıltılarından fərqli olaraq, Uranın qütb parıltıları, planetar termosferin enerji balansı nəzərindən əhəmiyyətsiz görünür.<ref name="Lam Miller et al. 1997" />

 

== İqlimi ==

[[Şəkil:Uranuscolour.png|thumb|Xəfif bulud zolaqlarının və atmosferik "kapüşonun" göründüyü, təxminən təbbi rəngdə olan (solda) və qıssa dalğa uzunluğunda olan (sağda) Uranın cənub yarımkürəsi. Şəkil ''[[Voyacer 2]]'' tərəfindən şəkilmişdir]]

[[Ultrabənövşəyi spektroskopiya|Ultrabənövşəyi]] və görünən dalğa uzunluğunda Uranın atmosferi, digər nəhəng planetlərlə, hətta bənzəşdiyi [[Neptun (planet)|Neptun]]<nowiki/>un atmosferi ilə müqayisədə mülayim görkəmə sahibdir.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> ''[[Voyacer 2|Voyager 2]]'' 1986-cı ildə Uranın ətrafında uçduğu zaman, bütün planet miqasında buludların on xüsusiyyətini müşahidə etdi.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /><ref name="planetary" /> Bu xüsusiyyətlərin azlığının bir izahı budur ki, Uranın daxili istiliyi əlamətdar şəkildə, digər nəhəng planetlərdəkindən daha aşağıdır. Uranda ən aşağı temperatur, onun [[tropopauz]]<nowiki/>unda −224 °C olaraq qeydə alınmışdır. Buna əsasən, Uran [[Günəş sistemi]]<nowiki/>ndəki ən soyuq planetdir.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" />

<nowiki/><nowiki/><nowiki/><nowiki/><nowiki/><nowiki/>''<nowiki/>''

 

=== Zolaqlı qurluşu, küləklər və buludlar ===

<nowiki/>[[Şəkil:Uranus Dark spot.jpg|thumb|Uranda müəyyən edilmiş ilk tünd ləkə. Şəkil 2006-cı ildə, [[Habbl teleskopu|Habl teleskopu]]<nowiki/>nun ACT cihazı vasitəsi ilə çəkilmişdir.]]

1990-cı illərdə müəyyən edilmiş parlaq bulud xüsusiyyətlərinin sayı əhəmiyyətli dərəcədə artdı, ona görə ki, yeni yüksək keyfiyyətli görüntüləmə metodları əlçatan olmuşdu.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> Görünməyə əlverişli olduğu vaxt, buludların çoxusu şimal yarımkürədə aşkar edilmişdi.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> Bunun ilk izahı (parlaq buludları qaranlıq bölgədə müəyyən etmək daha asandır lakin, şimal yarımkürədə parlaq yaxa onları gizlədir) səhv çıxdı.<ref name="Karkoschka ('Uranus') 2001" /><ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /> Halbuki, hər yarımkürənin buludları arasında fərqliliklər vardır. Şimal buludları daha kiçik, daha iti və daha parlaqdır.<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /> Onlar daha yüksək hündürlüklərdə yerləşir.<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /> Buludların ömrü bir neçə göstərici ilə ölçülür. Bəzi kiçik buludlar saatlarla yaşayır; cəmi bir cənub buludu, ''[[Voyacer 2]]''-nin uçuşundan bəri aktiv ola bilər.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /><ref name="planetary" /> Son müşahidələr həmçinin ortaya çıxardı ki, Uran buludları ilə [[Neptun (planet)|Neptun]] buludlarının bir çox ortaq xüsusiyyətləri vardır.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> Məsələn, Neptunda mövcud olan tünd ləkələr, Uranda 2006-cı ildən əvvəl müşahidə edilməmişdi. Həmin, 2006-cı ildə, Uranın tünd ləkəsi olaraq adandırılan, belə bir xüsusiyyət ilk dəfə müəyyən edildi.<ref name="DarkSpot" /> Belə görünür ki, Uran özünün [[ekinoks]] mövsümü əsnasında, Neptun bənzəri olur.<ref name="Hammel2007" />

 

== Formalaşması ==

Bir çox elm adamları iddia edir ki, qaz nəhəngləri ilə buz nəhəngləri bir-birindən formalaşmağına görə fərqlənirlər.<ref name="Thommes1999" /><ref name="Brunini1999" /> Bir hipotezə görə, [[Günəş sistemi]] presolar nebula adlanan, fırlanan nəhəng qaz və toz topundan meydana gəlmişdir. Nebula qazının, helium və hidrogen ibarət böyük bir hissəsi, əvvəlcə [[Günəş]]<nowiki/>i meydana gətirdi və toz zərrəcikləri isə bir araya gələrək ilk protoplanetləri meydana gətirdi. Planetlər böyüdükcə, bəziləri nebulanın artıq qalan qazını toplaya biləcək [[Cazibə qüvvəsi|qravitasiya]] üçün kifayət qədər maddəni yığa bildi.<ref name="Thommes1999" /><ref name="Brunini1999" /> Topladıqları qaz miqdarı artdıqca, daha da böyüdülər; böyüdükcə kiritik nöqtəyə çatana qədər daha çox qaz topladılar və ölçüləri sürətlə artmağa başladı. Bir neçə yer kütləli nebula qazına sahib olan buz nəhəngləri , bu kritik nöqtəyə heç vaxt çatmayıblar.<ref name="Thommes1999" /><ref name="Brunini1999" /><ref name="Sheppard Jewitt Kleyna 2006" /> Planet miqrasiyasının axrıncı simulasiyası göstərdi ki, hər iki buz nəhəngi, [[Günəş]]ə indiki mövqelərinin daha da yaxınında formalaşmış və formalaşmasından sonra geriyə doğru yerdəyişmə etmişlər ([[Nays modeli]]).<ref name="Thommes1999" />

<nowiki/><nowiki/>''<nowiki/><nowiki/>''