Уран — седьмая по удалённости от Солнца, третья по диаметру и четвёртая по массе планета Солнечной системы. Была открыта в 1781 году английским астрономом Уильямом Гершелем и названа в честь греческого бога неба Урана, отца Кроноса (в римской мифологии Сатурна) и, соответственно, деда Зевса.

Уран стал первой планетой, обнаруженной в Новое время и при помощи телескопа. Об открытии Урана Уильям Гершель объявил 13 марта 1781 года, тем самым впервые со времён античности расширив границы Солнечной системы в глазах человека. Несмотря на то, что порой Уран различим невооружённым глазом, ранние наблюдатели никогда не признавали Уран за планету из-за его тусклости и медленного движения по орбите. В отличие от газовых гигантов — Сатурна и Юпитера, состоящих в основном из водорода и гелия, в недрах Урана и схожего с ним Нептуна отсутствует металлический водород, но зато много высокотемпературных модификаций льда — по этой причине специалисты выделили эти две планеты в отдельную категорию «ледяных гигантов». Основу атмосферы Урана составляют водород и гелий. Кроме того, в ней обнаружены следы метана и других углеводородов, а также облака изо льда, твёрдого аммиака и водорода. Это самая холодная планетарная атмосфера Солнечной системы с минимальной температурой в 49 К (?224 °C). Полагают, что Уран имеет сложную слоистую структуру облаков, где вода составляет нижний слой, а метан — верхний. В отличие от Нептуна, недра Урана состоят в основном изо льдов и горных пород. Так же, как и у других газовых гигантов Солнечной системы, у Урана имеется система колец и магнитосфера, а кроме того, 27 спутников. Ориентация Урана в пространстве отличается от остальных планет Солнечной системы — его ось вращения лежит как бы «на боку» относительно плоскости обращения этой планеты вокруг Солнца. Вследствие этого планета бывает обращена к Солнцу попеременно то северным полюсом, то южным, то экватором, то средними широтами.

В 1986 году американский космический аппарат «Вояджер-2» передал на Землю снимки Урана с близкого расстояния. На них видна «невыразительная» в видимом спектре планета без облачных полос и атмосферных штормов, характерных для других планет-гигантов. Однако в настоящее время наземными наблюдениями удалось различить признаки сезонных изменений и увеличения погодной активности на планете, вызванных приближением Урана к точке своего равноденствия. Скорость ветров на Уране может достигать 240 м/с.

Уран — его кольца и спутники

Орбита и вращение

Период полного обращения Урана вокруг Солнца составляет 84 земных года. Большая полуось орбиты равна 19,229 а. е., или около 3 млрд км. Интенсивность солнечного излучения на таком расстоянии составляет 1/400 от значения на орбите Земли. Впервые орбитальные элементы Урана были вычислены в 1783 году французским астрономом Пьером Симоном Лапласом, однако со временем у них были выявлены несоответствия с наблюдаемым движением планеты. В 1841 году британец Джон Кауч Адамс первым предположил, что ошибки в расчётах вызваны гравитационным воздействием ещё не открытой планеты. В 1845 году французский математик Урбен Леверье начал независимую работу по вычислению элементов орбиты Урана, а 23 сентября 1846 года Иоганн Готфрид Галле обнаружил новую планету, позже названную Нептуном — почти в том же положении, в каком её предсказывал Леверье. Период вращения Урана вокруг своей оси составляет 17 часов 24 минуты. Однако, как и на других планетах-гигантах, в верхних слоях атмосферы Урана дуют очень сильные ветры в направлении вращения, достигающие скорости 240 м/c. Таким образом, вблизи 30 градусов южной широты некоторые части атмосферы делают оборот вокруг планеты всего за 14 часов.

Физические характеристики

Уран тяжелее Земли в 14,5 раз, что делает его наименее массивной из планет-гигантов Солнечной системы. Плотность Урана, равная 1,270 г/см?, ставит его на второе место после Сатурна по наименьшей плотности среди планет Солнечной системы. Несмотря на то, что радиус Урана немного больше радиуса Нептуна, его масса несколько меньше, что свидетельствует в пользу гипотезы, согласно которой он состоит в основном из различных льдов — водного, аммиачного и метанового. Их масса, по разным оценкам, составляет от 9,3 до 13,5 земных масс. Водород и гелий составляют лишь малую часть от общей массы (между 0,5 и 1,5 земных масс); оставшаяся доля (0,5 — 3,7 земных масс) приходится на горные породы (которые, как полагают, составляют ядро планеты).

Стандартная модель Урана предполагает, что Уран состоит из трёх частей: в центре каменное ядро, в середине ледяная оболочка и снаружи водородно-гелиевая атмосфера. Ядро является относительно маленьким, с массой приблизительно от 0,55 до 3,7 земных масс и с радиусом в 20 % от радиуса всей планеты. Мантия (льды) составляет бо?льшую часть планеты (60% от общего радиуса, до 13,5 земных масс). Атмосфера при массе, составляющей всего 0,5 земных масс (или, по другим оценкам, 1,5 земной массы), простирается на 20% радиуса Урана. В центре Урана плотность должна повышаться до 9 г/см?. Давление на границе ядра и мантии должно достигать 8 млн бар (800 ГПа) при температуре в 5000 К. Ледяная оболочка фактически не является ледяной в общепринятом смысле этого слова, так как состоит из горячей и плотной жидкости, являющейся смесью воды, аммиака и метана. Эту жидкость, обладающую высокой электропроводностью, иногда называют «океаном водного аммиака». Состав Урана и Нептуна сильно отличается от состава Юпитера и Сатурна благодаря «льдам» преобладающим над газами, оправдывая помещение Урана и Нептуна в категорию ледяных гигантов.

Несмотря на то, что описанная выше модель наиболее распространена, она не является единственной. На основании наблюдений можно также построить и другие модели — например, в случае если существенное количество водородного и скального материала смешивается в ледяной мантии, то общая масса льдов будет ниже, и соответственно, полная масса водорода и скального материала — выше. В настоящее время доступные данные не позволяют определить, какая модель правильней. Жидкая внутренняя структура означает, что у Урана нет никакой твёрдой поверхности, так как газообразная атмосфера плавно переходит в жидкие слои. Однако, ради удобства за «поверхность» было решено условно принять сплющенный сфероид вращения, где давление равно 1 бару. Экваториальный и полярный радиус этого сплющенного сфероида составляют 25 559 ± 4 и 24 973 ± 20 км. Далее в статье эта величина и будет приниматься за нулевой отсчёт для шкалы высот Урана.

Температура Урана значительно ниже температуры других планет-гигантов Солнечной системы. Тепловое излучение планеты очень низкое, и причина этого в настоящее время остаётся неизвестной. Нептун, схожий с Ураном размерами и составом, излучает в космос в 2,61 раза больше тепловой энергии, чем получает от Солнца. У Урана же этот показатель равен 0,042 ± 0,047 Вт/м?, и эта величина меньше той, которую выделяет земное ядро (~0,075 Вт/м?). Измерения в дальней инфракрасной части спектра показали, что Уран излучает лишь 1,06 ± 0,08% энергии от той, что получает от Солнца (то есть избыточная теплота крайне мала, почти отсутствует). Самая низкая температура, зарегистрированная в тропопаузе Урана, составляет 49 К, что делает планету самой холодной из всех планет Солнечной системы — даже более холодной, чем Нептун.

Существуют две гипотезы, пытающиеся объяснить этот феномен. Первая из них утверждает, что протопланета, предположительно столкнувшаяся с Ураном во время формирования Солнечной системы и вызвавшая большой наклон его оси вращения, также «унесла» с собой и часть исходной температуры, оставив планету с уже заранее исчерпанными запасами тепла. Вторая теория гласит, что в атмосфере Урана имеется некая прослойка, препятствующая тому, чтобы тепло от ядра достигало верхних слоёв и выходило за пределы атмосферы в тех же количествах, в каких поступило в атмосферу. Например, такая конвекция может иметь место в том случае, когда рядом расположены два различных по составу слоя, которые и могут препятствовать восходящим «потокам» тепла от ядра.

Отсутствие избыточного теплового излучения планеты значительно затрудняет определение температуры её недр, однако если предположить, что температурные условия внутри Урана близки к характерным для других планет-гигантов, то там возможно существование жидкой воды и, следовательно, Уран может входить в число планет Солнечной системы, где возможно существование жизни.

Атмосфера

График зависимости давления от температуры на Уране

Хотя Уран и не имеет твёрдой поверхности в привычном понимании этого слова, наиболее удалённую часть газообразной оболочки принято называть его атмосферой. Полагают, что атмосфера Урана начинается на расстоянии в 300 км от внешнего слоя при давлении в 100 бар и температуре в 320 K. «Атмосферная корона» простирается на расстояние, в 2 раза превышающее радиус от «поверхности» с давлением в 1 бар[63]. Атмосферу условно можно разделить на 3 части: тропосфера (-300 км — 50 км; давление составляет 100 — 0,1 бар), стратосфера (50 — 4000 км; давление составляет 0,1 — 10?10 бар) и термосфера/атмосферная корона (4000 — 50000 км от поверхности). Мезосфера у Урана отсутствует.

Состав атмосферы Урана заметно отличается от остального состава планеты благодаря высокому содержанию молекулярного водорода и гелия. Молярная доля гелия (то есть отношение количества атомов гелия к количеству молекул водорода/гелия) в верхнем слое атмосферы соответствует массовой фракции 0,26 ± 0,05 . Это значение очень близко к протозвёздной гелиевой массовой фракции (0,275 ± 0,01). Гелий не локализован в центре планеты, что характерно для других газовых гигантов. Третья составляющая атмосферы Урана — метан (CH4). Метан обладает хорошо видимыми полосами поглощения в видимом и ближнем инфракрасном спектре. Молекулы метана составляют 2,3% от общей массовой фракции на уровне давления в 1,3 бара.

Это соотношение значительно снижается при повышении высоты из-за чрезвычайно низкой температуры, что заставляет метан «вымерзать». Присутствие метана, поглощающего свет красной части спектра, придаёт планете её зелёно-голубой цвет. Распространённости менее летучих соединений, таких, как аммиак, вода и сероводород, в глубине атмосферы известны плохо. Кроме того, в верхних слоях Урана обнаружены следы этана (C2H6), метилацетилена (CH3C2H) и диацетилена (C2HC2H). Эти углеводороды, как предполагают, являются продуктом фотолиза метана солнечной ультрафиолетовой радиацией. Спектроскопия также обнаружила следы водяного пара, угарного и углекислого газов. Вероятно, они попадают на Уран из внешних источников (например, из пролетающих мимо комет).

Тропосфера — самая нижняя и самая плотная часть атмосферы — характеризуется уменьшением температур с высотой. Температура падает от 320 К в самом начале тропосферы (на глубине в 300 км) до 53 К на высоте в 50 км. Температура в самой верхней части тропосферы (тропопаузе) варьирует от 57 до 49 К в зависимости от широты. Тропопауза ответственна за большую часть инфракрасного излучения (в дальней инфракрасной части спектра) планеты, и позволяет определить эффективную температуру планеты (59,1 ± 0,3 K). Тропосфера обладает сложным строением: предположительно, водные облака могут находиться в промежутке давления от 50 до 100 бар, облака гидросульфида аммония — в диапазоне 20-40 бар, облака аммиака и сероводорода — в диапазоне 3-10 бар. Метановые же облака могут быть расположены в промежутке между 1 и 2 барами. Тропосфера — очень динамичная часть атмосферы, и в ней хорошо видны сезонные изменения, облака и сильные ветры.

После тропопаузы начинается стратосфера, где температура не понижается, а, наоборот, увеличивается с высотой: с 53 К в тропопаузе — до 800—850 К в основной части термосферы. Нагревание стратосферы вызвано поглощением солнечной инфракрасной и ультрафиолетовой радиации метаном и другими углеводородами, образующимися благодаря фотолизу метана. Кроме того, стратосфера нагревается также и термосферой. Углеводороды занимают относительно низкий слой от 100 до 280 км в промежутке от 10 — до 0,1 миллибар и температурные границы между 75 и 170 К. Наиболее распространённые углеводороды — ацетилен и этан — составляют в этой области 10?7 относительно водорода, который по концентрации схож здесь с метаном и угарным газом. У более тяжёлых углеводородов, углекислого газа и водяного пара это отношение ещё на три порядка ниже. Этан и ацетилен имеют свойство уплотняться в более холодной и низкой части стратосферы и тропопаузе, формируя туманы. Однако концентрация углеводородов выше этих туманов значительно меньше, чем на других планетах-гигантах. Наиболее удалённая от поверхности часть атмосферы — термосфера/корона — имеет температуру в 800—850 К (как и стратосфера), но причины такой температуры пока не поддаются анализу. Ни солнечная ультрафиолетовая радиация (ни ближняя, ни дальняя часть ультрафиолетового спектра), ни полярные сияния не могут обеспечить нужную энергию. Хотя низкая эффективность охлаждения из-за отсутствия углеводородов в верхней части стратосферы может вносить свой вклад. В дополнение к молекулярному водороду, термосфера содержит большое количество свободных водородных атомов. Их маленькая молекулярная масса и большая температура могут помочь объяснить, почему термосфера простирается на 50 000 км или, говоря иначе, на два планетарных радиуса. Эта расширенная термосфера/корона является уникальной особенностью планеты. Именно она является причиной уменьшения пылевых частиц в кольцах Урана. Термосфера Урана и верхний слой стратосферы образуют ионосферу, которая занимает высоту от 2000 до 10000 км. Ионосфера Урана более плотная, чем у Сатурна и Нептуна, по причине отсутствия в верхней стратосфере концентрации углеводородов. Ионосфера, главным образом, поддерживается солнечной ультрафиолетовой радиацией и целиком зависит от солнечной активности. Полярные сияния не являются здесь такими же частыми и существенными, как на Юпитере и Сатурне.

Кольца Урана

Схема Колец Урана

У Урана есть слабо выраженная система колец, состоящая из частиц диаметром от нескольких миллиметров до 10 метров. Это — вторая кольцевая система, обнаруженная в Солнечной системе (первой была система колец Сатурна). На данный момент у Урана известно 13 колец, самым ярким из которых является кольцо ? (эпсилон). Кольца Урана, вероятно, весьма молоды — на это указывают промежутки между ними, а также различия в их прозрачности. Это говорит о том, что кольца не были сформированы вместе с планетой. Возможно, ранее кольца были одним из спутников Урана, который разрушился либо при столкновении с неким небесным телом, либо под действием приливообразующих сил.

В 1789 году Уильям Гершель утверждал, что видел кольца, однако этот факт выглядит сомнительным, поскольку ещё в течение двух веков после открытия другие астрономы не могли их обнаружить. Кольцевая система Урана была подтверждена официально лишь 10 марта 1977 года американскими учёными Джеймсом Л. Элиотом (James L. Elliot), Эдвардом В. Данхэмом (Edward W. Dunham) и Дугласом Дж. Минком (Douglas J. Mink), использовавшими бортовую обсерваторию Койпера. Открытие было сделано случайно — группа первооткрывателей планировала провести наблюдения атмосферы Урана при покрытии Ураном звезды SAO 158687. Однако, анализируя полученную после проведённых наблюдений информацию, они обнаружили покрытие звезды ещё до её покрытия Ураном, причём произошло это несколько раз подряд. В результате исследований было открыто 9 колец Урана. Когда в окрестности Урана прибыл космический аппарат Вояджер-2, при помощи бортовой оптики удалось обнаружить ещё 2 кольца, тем самым увеличив общее число известных колец до 11. В декабре 2005 года космический телескоп «Хаббл» позволил открыть ещё 2 ранее неизвестных кольца. Они были удалены на расстояние в два раза большее, чем ранее открытые кольца — и поэтому их ещё часто называют «внешней системой колец Урана». Кроме колец, «Хаббл» также помог открыть два ранее неизвестных небольших спутника, один из которых (Маб) разделяет свою орбиту с самым внешним кольцом. Последние два кольца доводят общее количество колец Урана до 13. В апреле 2006 года изображения новых колец, полученные обсерваторией Кек на Гавайских островах, позволили различить цвета внешних колец. Одно из них было красным, а другое (самое внешнее) — синим. Предполагают, что синий цвет внешнего кольца обусловлен тем, что он состоит из мелких частиц водяного льда с поверхности Маб. Внутренние кольца планеты выглядят серыми.

В работах первооткрывателя Урана Уильяма Гершеля первое упоминание о кольцах встречается в его записи от 22 февраля 1789 года. В своих примечаниях к наблюдениям он отметил, что предполагает у Урана наличие колец. Гершель также заподозрил наличие в них красного цвета (что и было подтверждено в 2006 году наблюдениями обсерватории Кек в случае предпоследнего кольца). Примечания Гершеля попали в Журнал Королевского общества в 1797 году. Однако впоследствии, на протяжении почти двух столетий с 1797 по 1979 год, кольца в литературе не упоминаются вовсе, что, конечно, даёт право подозревать ошибку учёного. Тем не менее, достаточно точные описания увиденного Гершелем не дают повода просто так сбрасывать со счетов его наблюдения.

При наблюдениях с Земли можно заметить, что иногда кольца Урана своей плоскостью повёрнуты в сторону наблюдателя. В 2007-2008 годах кольца были обращены к наблюдателю ребром.

Климат

Атмосфера Урана — необычно спокойная по сравнению с атмосферами других планет-гигантов, даже по сравнению с Нептуном, который схож с Ураном и по составу, и по размерам. Когда «Вояджер-2» приблизился к Урану, то удалось заметить всего 10 полосок облаков в видимой части этой планеты. Такое спокойствие в атмосфере может быть объяснено чрезвычайно низкой внутренней температурой. Она гораздо ниже, чем у других планет-гигантов. Самая низкая температура, зарегистрированная в тропопаузе Урана, составляет 49 К (-224 °C), что делает планету самой холодной среди планет Солнечной системы — даже холоднее по сравнению с более удалёнными от Солнца Нептуном и Плутоном.

Формирование Урана

Имеется много аргументов в пользу того, что отличия между ледяными и газовыми гигантами зародились ещё при формировании Солнечной системы. Как полагают, Солнечная система сформировалась из гигантского вращающегося шара, состоящего из газа и пыли, и известного как Протосолнечная туманность. Потом шар уплотнился, и сформировался диск с Солнцем в центре. Бо?льшая часть водорода с гелием пошла на формирование Солнца. А частицы пыли стали собираться вместе, чтобы впоследствии сформировать протопланеты. Поскольку планеты увеличивались в размерах, некоторые из них обзавелись достаточно сильным магнитным полем, позволившим им сконцентрировать вокруг себя остаточный газ. Они продолжали набирать газ до тех пор, пока не достигали предела, и дальше их размеры увеличивались по экспоненте. Ледяным же гигантам удалось «получить» значительно меньше газа — по массе полученный ими газ только в несколько раз превосходил массу Земли. Таким образом, их масса не достигала этого предела. Современные теории формирования Солнечной системы имеют некоторые трудности в объяснениях формирования Урана и Нептуна. Эти планеты слишком крупные для расстояния, на котором они находятся от Солнца. Возможно, ранее они были ближе к Солнцу, но потом каким-то образом поменяли орбиты. Впрочем, новые методы планетарного моделирования показывают, что Уран и Нептун действительно могли сформироваться на своём теперешнем месте, и, таким образом, их настоящие размеры согласно этим моделям не являются помехой в теории происхождения Солнечной системы.