Uran (planet): Redaktələr arasındakı fərq
Silinən məzmun Əlavə edilmiş məzmun
kRedaktənin izahı yoxdur Teq: 2017 viki-mətn redaktoru |
|||
Sətir 130:
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 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.
== Tarixi ==
Sətir 226:
Uranın atmosferinin tərkibi onun əsas tərkib hissələrindən fərqlənir. Atmosferin əsasən tərkibinə molekulyar [[hidrogen]] və [[helium]] daxildir.<ref name="Lunine 1993" /> Heliumun molyar fraksiyası, yəni qaz molekulu başına helium atomlarının sayı 0.15±0.03 təşkil edir<ref name="Conrath Gautier et al. 1987" />, yuxarı [[troposfer]]<nowiki/>də kütlə fraksiyasına uyğun gələn göstərici isə 0,26 ± 0,05 təşkil edir.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /> Bu göstərici heliumun qaz nəhənglərində olduğu kimi mərkəzdə mövcud olmadığını ifadə edən, heliumun protosolar kütlə fraksiyasına yaxındır (0,275 ± 0,01).<ref name="Lodders 2003" /> Uranın atmosferinin üçüncü ən çox zəngin tərkib hissəsi [[metan]]<nowiki/>dır (CH<sub>4</sub>).<ref name="Lunine 1993" /> Metan görünən və yaxın infraqırmızı diapozonda udulma zolaqlarına sahibdir, bunun nəticəsində də Uran mavi rəngdə görünür.<ref name="Lunine 1993" /> [[Metan]] molekulları metan buludlarının aşağısında 1.3 bar (130 kPa) təzyiq səviyyəsində, molyar fraksiya ilə atmosferin 2.3% hissəsini təşkil edir. Bu göstərici [[Günəş]]<nowiki/>də qeydə alınan [[karbon]]<nowiki/>un bolluğunun 20-30 dəfə çoxdur.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Lindal Lyons et al. 1987" /><ref name="Tyler 1986" /> Yuxarı atmosferdə çox aşağı temperatura görə qatılıq nisbəti azdır hansı ki, bu da doyğunluq səviyyəsini düşürüb ifrat miqdarda metanın donmasına səbəb olur.<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /> Dərin atmosferdə [[ammonyak]], [[su]] və [[Hidrogen-sulfid qazı|hidrogen-sulfid]] kimi daha az uçucu olan madələrin bolluğu yaxşı tədqiq edilməmişdir. Ehtimal ki, onların göstəricisi [[Günəş]]<nowiki/>dəkindən çoxdur.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="de Pater Romani et al. 1989" /> Metanla yanaşı Uranın [[stratosfer]]<nowiki/>ində, Günəşin [[Ultrabənövşəyi şüalanma|ultrabənövşəyi]] şüalarının təsiri altında metandan fotoliz vasitəsi ilə hasil edildiyi düşünülən bir miqdar müxtəlif cür hidrokarbonların mövcudluğu təsdiqlənmişdir.<ref name="Summers & Strobel 1989" /> Bunlara daxildir: [[etan]] (C<sub>2</sub>H<sub>6</sub>), [[asetilen]] (C<sub>2</sub>H<sub>2</sub>), [[Propin|metilasetilen]] (CH<sub>3</sub>C<sub>2</sub>H), [[diasetilen]] (C<sub>2</sub>HC<sub>2</sub>H).<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /><ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /><ref name="Encrenaz 2003" /> Spektroskopik tədqiqatlar həmçinin aşkar etmişdir ki, Uranın üst atmosferində su buxarı, karbondioksid və karbonmonoksid vardır hansı ki, bunlar toz və [[Kometa|komet]] kimi xarici mənbələrdən gəlmişdir.<ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /><ref name="Encrenaz 2003" /><ref name="Encrenaz Lellouch et al. 2004" />
=== Troposferi ===
[[Troposfer]] temperaturun hündürlüklə birlikdə azalması ilə xarakterizə edilən, atmosferin ən aşağı və ən sıx hissəsidir.<ref name="Lunine 1993" /> Temperatur nominal səthdən- 300 km-də 47 °C-dən 50 km-də −220 °C-yə qədər düşür.<ref name="de Pater Romani et al. 1991" /><ref name="Tyler 1986" /> Troposferin ən soyuq üst bölgəsində temperatur, planetar enliklərə bağlı olaraq, −224°C və −216 °C aralığında dəyişir.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Hanel Conrath et al. 1986" /> [[Tropopauz]], Uranın termal uzaq [[İnfraqırmızı şüalanma|infraqırmızı]] emissiyalarının böyük əksəriyyətindən cavabdehdir beləlikə, onun effektiv istiliyini (−214.1 ± 0.3 °C) müəyyən edir.<ref name="Hanel Conrath et al. 1986" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" />
Troposferin çox mürəkkəb bulud quruluşuna malik olduğu hesab edilir: irəli sürülən hipotezə görə, su buludları 50-100 bar (5 -10 MPa) təyziq
=== Yuxarı atmosferi ===
Sətir 244:
[[Şəkil:Uranian Magnetic field.gif|left|thumb|300x300px|1986-cı ildə ''[[Voyacer 2]]'' tərəfindən müşahidə edilmiş Uranın maqnit sahəsi]]
''[[Voyacer 2]]''-nin Urana çıxmasından əvvəl maqnitosferi ilə əlaqəli hər hansı göstəricilər əldə olunmamışdı, buna görə də onun təbiyyəti sirr olaraq qalırdı. 1986-cı ilə qədər elm adamları fərz edirdilər ki, Uranın [[maqnit sahəsi]], [[Günəş küləyi|Günəş küləkləri]] ilə eyni xətdə olmalı idi ona görə ki, Uranın ekliptikində yerləşən qütbləri eyni xətdə olacaqdı.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" />
''[[Voyacer 2]]-in'' müşahidələri, Uranın maqnit sahəsinin, həm başlanğıcını özünün həndəsi mərkəzindən götürmədiyindən, həm də fırlanma oxu ilə 59° əmələ gətirdiyindən, onun ünikal olduğunu göstərdi.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name="Russell993" /> Faktiki olaraq, maqnit dipolu Uranın mərkəzindən cənub fırlanma qütbünə doğru, planet radiusunun üçdə biri qədər yerini dəyişmişdir.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> Bu qeyri-adi geometriya maqnitosferin yüksək assimetriyasına səbəb olur. Mümkündür ki, maqnit sahəsinin gücü cənub yarımkürəsinin səthində 0,1 qaus (10 [[Tesla (ölçü vahidi)|µT]]), şimali yarımkürə səthində isə 1,1 qaus (110 [[Tesla (ölçü vahidi)|µT]]) ola bilər.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> Səthdə orta sahə 0,23 qausdur (23 [[Tesla (ölçü vahidi)|μT]]).<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> ''[[Voyacer 2]]''-nin 2017-ci ildəki göstəriciləri üzərində aparılan tədqiqatlar göstərdi ki, bu asimmetriya, Uranın maqnitosferinin bir Uran günündə, bir dəfə Günəş küləyi ilə əlaqə yaratmasına və planetin Günəş hissəciklərinə açılmasına səbəb olur.<ref>{{cite web |url=http://www.news.gatech.edu/2017/06/26/topsy-turvy-motion-creates-light-switch-effect-uranus |title=Topsy-Turvy Motion Creates Light Switch Effect at Uranus |publisher=Georgia Tech |first=Jason |last=Maderer |date=26 June 2017 |accessdate=8 July 2017}}</ref> Müqayisə üçün, [[Yer]]<nowiki/>in maqnitosferi hər iki qütbdə eyni gücə sahibdir və "maqnetik ekvatoru" təxminən onun coğrafi ekvatoruna paraleldir.<ref name="Russell993" /> Uranın dipol momenti 50 dəfə Yerinkindən güclüdür.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name="Russell993" /> [[Neptun (planet)|Neptun]]<nowiki/>un da eyni şəkildə yer dəyişdirmiş və əyilmiş maqnit sahəsi vardır. Elm adamları fərz edir ki, bu buz nəhənglərinin ortaq xüsusiyyətidir.<ref name="Russell993" /> Bir hipotezə görə, maqnit sahəsinin nüvələrində meydana gəldiyi, qaz nəhəngləri və qayalıq planetlərdən fərqli olaraq, buz nəhənglərinin maqnit sahəsi nisbətən, dayaz bölgələrdəki, misal üçün amoniyak-su okaenındakı hərəkətlənmədən meydana gəlir.<ref name="Atreya2006" /><ref>{{cite journal |last=Stanley |first=Sabine |author2=Bloxham, Jeremy |title=Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields |journal=Letters to Nature |volume=428 |issue=6979 |pages=151–153 |url=http://mahi.ucsd.edu/johnson/ES130/stanley2004-nature.pdf |format=PDF |accessdate=5 August 2007 |date=2004 |pmid=15014493 |doi=10.1038/nature02376 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070807213745/http://mahi.ucsd.edu/johnson/ES130/stanley2004-nature.pdf |archivedate=7 August 2007 |deadurl=yes |bibcode=2004Natur.428..151S}}</ref> Maqnitosferin formasının başqa mümkün izahı budur ki, Uranın daxili hissələrində maye [[almaz]] okeanı mövcuddur və maqnit sahəsini tutur.<ref name="Bland, Eric" />
Sətir 260 ⟶ 262:
=== Zolaqlı qurluşu, küləklər və buludlar ===
1986-cı ildə ''[[Voyacer 2]],'' Uranın görünən cənub yarımkürəsinin iki bölgəyə bölündüyünü aşkar etdi: parlaq qütb başlıq və qaranlıq ekvatorial zolaqlar.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> Onların sərhədləri −45° enliklərdə yerləşir. −45°-dən −50°-yə qədər olan enliklərdə yerləşən dar zolaq, Uranın görünən səthində ən parlaq böyük cəhətidir.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /><ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005" /> Onu cənub "yaxa" adlandırırlar. Başlıq və yaxanın 1,3 və 2 bar təzyiq
<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" />
| |||