[go: up one dir, main page]
Wikipedia

Uranus

Sewende planeet van die Son af
(Aangestuur vanaf Uranus (planeet))
Hierdie artikel handel oor die planeet Uranus. Vir ander betekenisse van die naam, sien Uranus (dubbelsinnig).

Uranus is die sewende planeet van die Son af. Dit is 'n gasagtige, siaankleurige ysreus. Die grootste deel van die planeet bestaan uit water, ammoniak en metaan, wat in sterrekunde "ys" of "vlugtige stowwe" genoem word.

Uranus   ⛢
Die planeet Uranus
Uranus, soos waargeneem deur die Voyager 2-wenteltuig op 16 Desember 1986.
Ontdekking
Ontdek deur William Herschel
Datum 13 Maart 1781
Wentelbaaneienskappe[1]
Epog J2000
Afelium 20,083 305 26 AE
Perihelium 18,375 518 63 AE
Halwe lengteas 19,229 411 95 AE
Wentelperiode 30 799,095 dae
84,323 326 jaar
42 718 Uranus-sondae[2]
Gem. omwentelingspoed 6,81 km/s[3]
Baanhelling 0,772 556° (tot ekliptika)
6,48° (tot die Son se ewenaar)[4]
Lengteligging van stygende nodus 73,989 821°
Periheliumhoek 96,541 318°
Natuurlike satelliete 27
Fisiese eienskappe
Radius by ewenaar 25 559 ± 4 km
(4,007 Aardes)
Radius na pole 24 973 ± 20 km
(3,929 Aardes)
Oppervlakte 8,115 6×109 km2[5]
(15,91 Aardes)
Volume 6,833×1013 km3[3]
Massa (8,6810 ± 0,0013)×1025 kg[6]
GM=5 793 939 ± 13 km3/s2
Gem. digtheid 1,27 g/cm3[3]
Oppervlak-
aantrekkingskrag		 8,69 m/s2[3]
Ontsnapping-
snelheid		 21,3 km/s[3]
Sideriese
rotasieperiode		 −0,718 33 dae
Rotasiespoed
by ewenaar		 2,59 km/s
9 320 km/h
Ashelling 97,77°
Deklinasie −15,175°
0,300 (geometries)
0,51 (Bond)[3]
Oppervlak-temp.
   By 1 bar
   By 0,1 bar
mingem.maks
76 K[3]
49 K53 K
Skynmagnitude 5,9[7] tot 5,32[3]
Atmosfeer
Samestelling 83 ± 3% Waterstof

15 ± 3% Helium
2,3% Metaan

0,009%
(0,007–0,015%) Waterstofdeuteried
[8]

Uranus se atmosfeer het 'n ingewikkelde struktuur met lae wolke. Dit het die laagste minimum temperatuur (van 49 K of -224 °C) van al die planete in die Sonnestelsel. Dit het 'n ashelling van 97,8° met 'n retrograde rotasietempo van 17 uur. Dit beteken sy pole kry in die 84 aardjare wat 'n omwenteling om die Son duur, sowat 42 jaar onophoudelik sonskyn en is die ander 42 jaar in volkome donkerte gehul.

Uranus het die derde grootste deursnee en vierde grootste massa van die Sonnestelsel se planete. Volgens huidige modelle is daar in sy vlugtige mantellaag 'n rotsagtige kern en die planeet word omhul deur 'n dik atmosfeer van waterstof en helium. Spoorhoeveelhede koolwaterstowwe en koolstofmonoksied, asook koolstofdioksied (wat vermoedelik van komete af kom), is in die boonste atmosfeer bespeur.

Daar is baie klimaatsverskynsels in Uranus se atmosfeer wat nie verduidelik kan word nie, soos sy windsnelhede van tot 900 km/h,[9] variasies in sy poolkap en sy onreëlmatige wolkvorming. Die planeet het ook 'n baie lae interne hitte in vergelyking met ander planete, wat ook nie verduidelik kan word nie.

Nes die ander reuseplanete, het Uranus 'n ringstelsel, mane en 'n magnetosfeer. Sy ringstelsel is uiters donker, met net sowat 2% van die inkomende lig wat weerkaats word, en dit bevat die 13 bekende binneste planete. Verder weg lê die grootste vyf mane van die planeet: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania en Oberon. Veel verder weg is Uranus se nege onreëlmatige mane. Die planeet se magnetosfeer is hoogs asimmetries en bevat baie gelaaide deeltjies, wat die donker ringe en mane kan verduidelik.

Uranus is met die blote oog sigbaar, maar is baie dof en is eers in 1781 as 'n planeet geklassifiseer, toe dit die eerste keer deur William Herschel besigtig is. Dit is die eerste planeet wat met ’n teleskoop ontdek is en nie met die blote oog nie. Al die ander planete van dié tyd was van die antieke tye af reeds bekend. Sowat ses dekades ná sy ontdekking is eers eenstemmigheid bereik om dit na die god Uranus, een van die Griekse oergode, te noem.

Tot op hede was dit nog net een keer besoek, in 1986 toe Voyager 2 'n verbyvlug gedoen het.[10]

Geskiedenis

wysig
 
Uranus se posisie (met 'n kruis aangedui) op die datum van sy ontdekking, 13 Maart 1781.

Nes die klassieke planete, is Uranus met die blote oog sigbaar. Antieke waarnemers het dit egter nooit as 'n planeet erken nie, omdat dit so dof was en so stadig beweeg het.[11]

Sir William Herschel het dit op 13 Maart 1781 die eerste keer gesien, en dit het gelei tot sy ontdekking as 'n planeet, wat die grense van die Sonnestelsel vir die eerste keer in sy geskiedenis uitgebrei het. Uranus was die eerste planeet wat met 'n teleskoop ontdek is.

Ontdekking

wysig

Uranus is op baie geleenthede waargeneem voor sy ontdekking as 'n planeet, maar dit is gewoonlik vir 'n ster aangesien. Die vroegste moontlike waarneming was deur Hipparchos, wat dit in 128 v.C. as 'n ster aangeteken het in sy sterkatalogus wat later in Ptolemaeus se Almagest opgeneem is.[12] Die vroegste definitiewe waarneming was in 1690, toe John Flamsteed dit minstens ses keer gesien en dit as die ster "34 Tauri" aangeteken het. Die Franse sterrekundige Pierre Charles le Monnier het Uranus tussen 1750 en 1769 minstens 12 keer gesien,[13] insluitende op vier agtereenvolgende nagte.

Herschel het Uranus op 13 Maart 1781 die eerste keer uit sy tuin in Bath, Somerset, Engeland (nou die Herschel-sterrekundemuseum),[14] gesien en dit aanvanklik (op 26 April 1781) as 'n komeet aangeteken.[15][16] Op 17 Maart het hy aangeteken: "Ek het gesoek na die komeet of newelagtige ster en besef dit is 'n komeet, want dit het van plek verander."[17] Hy het dit egter ook later met 'n planeet vergelyk.[18]

Ander sterrekundiges het ook begin vermoed dit was 'n planeet. Die Fins-Sweedse sterrekundige Anders Johan Lexell, wat in Rusland gewerk het, was die eerste mens wat die wentelbaan van die nuwe voorwerp bereken het.[19] Sy byna ronde wentelbaan het hom laat vermoed dit is is 'n planeet en nie 'n komeet nie. Die Berlynse sterrekundige Johann Elert Bode het Herschel se ontdekking beskryf as "'n bewegende ster wat beskou kan word as 'n tot nog toe onbekende planeetagtige voorwerp wat verder as Saturnus in 'n wentelbaan is".[20]

Die voorwerp is gou algemeen as 'n planeet aanvaar. Teen 1783 het Herschel dit ook erken.[21] Uit erkenning vir sy prestasie het George III van die Verenigde Koninkryk Herschel 'n jaarlikse toelae van £200 gegee (in 2021 gelyk aan £26 000), op voorwaaarde dat hy na Windsor sou trek sodat die koninklike familie deur sy teleskope kon kyk.[22]

Naam

wysig

Die naam "Uranus" verwys na die antieke Griekse god van die lug, Οὐρανός, Oeranos, wat in die Romeinse mitologie as Caelus bekend is. Hy was die vader van Kronos (Saturnus) en die oupa van Zeus (Jupiter). Dit word in Latyn "Uranus" gespel. Dit is die enigste van die agt planete waarvan die naam uit die Griekse mitologie kom. Sterrekundiges verkies die uitspraak met die klem op die eerste lettergreep, soos in Latyn, in plaas van die tweede lettergreep, hoewel albei aanvaarbaar is. (Veral in Engels voorkom dit 'n verleentheid weens die ooreenkoms van die tweede uitspraak met "your anus".)[23]

 
Grootte van die Aarde en Uranus.

Konsensus oor die naam is eers bereik byna 70 jaar ná die planeet se ontdekking. Herschel is aanvanklik gevra om die planeet 'n naam te gee, en hy het op die naam Georgium Sidus (George se Ster) besluit ter ere van sy nuwe beskermheer, koning George III.[24] Herschel se voorgestelde naam was nie gewild buite Brittanje en Hannover nie en ander name is voorgestel, soos "Herschel"[25] en "Neptunus", die naam van die volgende planeet wat ontdek sou word.[19][26]

In Maart 1782 het Bode "Uranus" voorgestel. Dit was die Latynse spelling van die naam van die Griekse god van die lug, Oeranos.[27] Bode het gevoel die planeet moet 'n mitologiese naam hê sodat dit nie 'n uitsondering onder die planete is nie; Uranus was 'n aanvaarbare naam, want hy was die vader van Saturnus van die Titane, na wie die vorige planeet genoem is.[27][22][28] Bode was egter vermoedelik onbewus van die feit dat "Uranus" net die Latynse vorm van die god se naam was en dat sy Romeinse ekwivalent Caelus was. In 1789 het 'n oudkollega van Bode sy nuut ontdekte element genoem uraan, in ondersteuning van Bode se keuse.[29] Eindelik het Bode se keuse die gewildste naam geword.[30]

In Chinees, Japannees, Koreaans en Viëtnamees beteken die naam van die planeet letterlik "Hemelkoningster" (天王星).[31]

Vorming

wysig

Daar word gereken die verskille tussen die ys- en gasreuse is as gevolg van hulle vormingsgeskiedenis.[32][33][34] Volgens 'n hipotese het die Sonnestelsel uit 'n roterende skyf gas en stof om die Son ontstaan. 'n Groot deel van die sonnewel se gas, hoofsaaklik waterstof en helium, het die Son gevorm. Die stof het saamgesmelt om die eerste protoplanete te vorm. Namate die planete gegroei het, het sommige van hulle eindelik genoeg materie versamel sodat hulle swaartekrag aan die newel se oorskietgas vasgeklou het.[32][33][35] Aan hoe meer gas hulle vasgeklou het, hoe groter het hulle geword; hoe groter hulle geword het, aan hoe meer gas het hulle vasgeklou totdat 'n kritieke punt bereik is, en hulle grootte het eksponensieel begin toeneem.[36]

Die ysreuse, met net 'n paar aardmassas newelgas, het nooit dié kritieke punt bereik nie.[32][33][37] Onlangse simulasies van planeetmigrasie dui daarop dat albei ysreuse nader aan die Son ontwikkel het as waar hulle nou is, en dat hulle ná hulle vorming verder van die Son af beweeg (die Nicemodel).[32]

Wentelbaan en rotasie

wysig

Uranus wentel elke 84 aardjare om die Son. Sy gemiddelde afstand van die Son is rofweg 3 miljard km (sowat 20 AE). Die intensiteit van die sonlig op die planeet is sowat 1/400ste van dié op Aarde.[38] Sy wentelelemente is in 1783 die eerste keer bereken deur Pierre-Simon Laplace.[39] Mettertyd het onreëlmatighede duidelik geword tussen die voorgestelde en die waargenome wentelbaan, en in 1841 het John Couch Adams die eerste keer voorgestel dat die verskille veroorsaak kan word deur die swaartekrag van ’n onsigbare planeet. In 1845 het Urbain Le Verrier sy eie ondersoek na Uranus se wentelbaan begin. Op 23 September 1846 het Johann Gottfried Galle ’n planeet ontdek wat later Neptunus genoem is – by feitlik die presiese plek wat deur Le Verrier voorspel is.[40]

Die rotasieperiode van Uranus se binnekant is 17 uur, 14 minute, kloksgewys (’n retrograde beweging). Soos op al die reuseplanete is daar baie sterk winde in die rigting van die rotasie in sy boonste atmosfeer. By sekere breedtegrade, soos sowat twee derdes van die pad van die ewenaar tot die suidpool, beweeg dele van die atmosfeer baie vinniger; ’n volle rotasie duur so kort as 14 uur.

Helling van die as

wysig
 
'n Gesimuleerde uitsig van die Aarde af op Uranus van 1986 tot 2028, van die suidelike somersonstilstand in 1986 tot die herfsnagewening in 2007 en die noordelike somersonstilstand in 2028.

Uranus se draaias is amper parallel met die vlak van die Sonnestelsel, met 'n ashelling van 97,77° (soos bepaal deur retrograde rotasie). Dit bring mee dat sy seisoensveranderings verskil van die ander planete s'n. Naby die sonstilstand wys die een pool voortdurende na die Son en die ander een weg, met net 'n smal strook om die ewenaar wat 'n vinnige dag-nag-siklus ondervind met die Son laag oor die horison soos by die Aarde se poolstreke.

Aan die ander kant van Uranus se wentelbaan is die oriëntasie van die pole na die Son omgekeerd. Elke pool kry dus 42 jaar lank aanhoudend sonskyn, gevolg deur 42 jaar donkerte.[41] Naby die tyd van die nagewenings wys die ewenaar na die Son en is die tydperk van dag-nag-siklusse dieselfde as op die meeste ander planete.

Een gevolg van sy as-oriëntasie is dat die streke naby die pole in die loop van Uranus se jaar 'n groter energie-inset van die Son kry as sy ewenaarstreke. Tog is Uranus by sy ewenaar warmer as by sy pole. Die meganisme wat dit veroorsaak, is onbekend. Die rede vir die planeet se ongewone ashelling is ook nie met sekerheid bekend nie, maar die algemene spekulasie is dat 'n aardgrootte-protoplaneet in die vormingsjare van die Sonnestelsel met Uranus gebots en hom skeef gestamp het.[42] Navorsing deur Jacob Kegerreis van die Durham-universiteit dui daarop dat die ashelling veroorsaak is deur 'n rots groter as die Aarde wat die planeet 3 miljard tot 4 miljard jaar gelede getref het.[43]

Toe Voyager 2 in 1986 verby Uranus gevlieg het, het die planeet se suidpool feitlik reguit na die Son gewys. Die aanwysing van dié pool as suid is volgens die Internasionale Sterrekundige Vereniging se definisie dat 'n planeet of satelliet se noordpool die pool is wat bo die onveranderlike vlak van die Sonnestelsel wys, ongeag die rigting waarin die liggaam draai.[44][45] 'n Ander konvensie word ook soms gebruik.[46]

Noordelike halfrond Jaar Suidelike halfrond
Wintersonstilstand 1902, 1986 Somersonstilstand
Lentenagewening 1923, 2007 Herfsnagewening
Somersonstilstand 1944, 2028 Wintersonstilstand
Herfsnagewening 1965, 2049 Lentenagewening

Sigbaarheid

wysig

Uranus se skynbare magnitude is tussen 5,5 en 6,0, wat beteken dit kan op ’n donker aand met die blote oog gesien word as ’n dowwe ster. Dit kan maklik met ’n verkyker gesien word, selfs in ’n stadsomgewing.[3] Deur ’n amateurteleskoop het die planeet ’n ligblou skynsel en deur groter teleskope kan wolkpatrone en van die groter mane, soos Titania en Oberon, gesien word.[47]

Interne struktuur

wysig
 
Uranus wentel elke 84 aardjare om die Son. Sy gemiddelde afstand van die Son is rofweg 3 miljard km (sowat 20 AE).
 
’n Naby-infrarooifoto uit 1998 wys Uranus se wolkbande, planetêre ringe en mane. (Foto: Hubble-ruimteteleskoop se NICMOS-kamera)

Uranus se massa is rofweg 14,5 keer dié van die Aarde en dit is dus die kleinste van die reuseplanete. Sy deursnee is effens groter as Neptunus s’n teen rofweg vier keer dié van die Aarde. Sy digtheid van 1,27 g/cm3 is dus die laagste naas dié van Saturnus en dit dui daarop dat dit bestaan uit hoofsaaklik verskeie yssoorte, soos water, ammoniak en metaan.[48] Verskillende modelle gee ’n verskillende aanduiding van die hoeveelheid ys in Uranus, maar dit moet tussen 9,3 en 13,5 aardmassas wees. Waterstof en helium maak net ’n klein deel van die totaal uit: tussen 0,5 en 1,5 aardmassas. Die res van die nie-ysmateriaal (0,5 tot 3,7 aardmassas) is rotsagtige stowwe.[48]

Die standaardmodel van Uranus se struktuur bestaan uit drie dele: ’n rotsagtige kern (van silikaat en yster-nikkel), ’n ysagtige mantel en ’n buitenste gaslaag van waterstof en helium.[48][49] Die kern is relatief klein (net sowat 0,55 aardmassas) en het ’n radius van minder as 20% van die hele planeet s'n. Die mantel vorm die grootste deel (sowat 13,4 aardmassas). Die buitenste laag is taamlik onbeduidend (sowat 0,5 aardmassas) en dit maak die laaste 20% van Uranus se radius uit.[49] Die druk in die kern is 8 miljoen bar (800 GPa) en die temperatuur sowat 5 000 K.[49] Die ysmantel bestaan nie uit konvensionele ys nie, maar is ’n warm, digte vloeistof wat uit water, ammoniak en ander vlugtige materiale bestaan.[48][49] Dit word soms ’n water-ammoniak-oseaan genoem.[50]

 
'n Diagram van die binnekant van Uranus.

Die uiterse druk en temperatuur diep binne-in Uranus breek dalk die metaanmolekules op, met die koolstofatome wat in diamantkristalle kondenseer wat soos haelkorrels deur die mantel reën.[51][52] Dieselfde soort diamantreëns bestaan vermoedelik op Jupiter, Saturnus en Neptunus.[53][54]

Die grootste samestelling van Uranus en Neptunus verskil van dié van Jupiter en Saturnus, met ys wat die gasse oorheers; dit is hoekom hulle apart as ysreuse geklassifiseer word. Daar is dalk 'n laag ioniese water waar die watermolekules opbreek in 'n sop van waterstof- en suurstofione, en dieper in superioniese water waarin die suurstof kristalliseer maar die waterstofione vryelik binne die suurstofraamwerk beweeg.[55]

Hoewel bogenoemde model redelik standaard is, is dit nie die enigste een wat waarnemings verduidelik nie. As aansienlike hoeveelhede waterstof en rotsagtige materiale byvoorbeeld in die ysmantel gemeng is, sal die totale massa van die yse in die binnekant laer wees en die totale massa van rotse en waterstof hoër. Daar is nie tans 'n metode om te bepaal watter model korrek is nie.[56]

Die vloeibare interne struktuur van Uranus beteken dit het geen soliede oppervlak nie. Die gasagtige atmosfeer verander geleidelik in die interne vloeibare lae.[48] Gerieflikheidshalwe word 'n afgeplatte sferoïed by die punt waar die atmosfeerdruk 1 bar (100 kPa) is, geneem as die "oppervlak". Uranus se radius by sy ewenaar en pole is onderskeidelik 25 559 ± 4 km en 24 973 ± 20 km.[57] Dié oppervlak word in hierdie artikel gebruik as 'n nulpunt vir hoogtes.

Interne hitte

wysig

Dit lyk of Uranus se interne hitte merkbaar laer is as dié van die ander reuseplanete. In sterrekundige terme het dit 'n lae termiese vloed.[9][58] Hoekom dit so is, word nie goed begryp nie. Neptunus, wat amper net so groot is en 'n byna soortgelyke samestelling het, straal 2,61 keer soveel energie in die ruimte uit as wat dit van die Son kry,[9] maar Uranus straal feitlik geen oortollige hitte uit nie. Die totale krag wat Uranus in die ver-infrarooideel (dus hittedeel) van die spektrum uitstraal, is 1,06±0,08 keer soveel as die sonenergie wat in sy atmosfeer geabsorbeer word.[59][60] Die planeet se hittevloed is net 0,042±0,047 W/m2, wat laer is as die interne hittevloed van die Aarde (sowat 0,075 W/m2).[60] Die laagste temperatuur wat in Uranus se tropopouse gemeet is, is 49 K (-224,2 °C), wat Uranus die koudste planeet in die Sonnestelsel maak.[59][60]

Een van die hipoteses vir dié ongerymdheid is dat Uranus teen 'n supermassiewe liggaam gebots het, wat veroorsaak het dat die planeet die grootste deel van sy oerhitte verloor het en dit met 'n uitgeputte kerntemperatuur gelaat is.[61] Die impakhipotese word ook soms gebruik om sy ongewone ashelling te verduidelik. Nog 'n hipotese is dat die een of ander versperring in Uranus se boonste lae keer dat die kerntemperatuur die oppervlak bereik.[48] Konveksie kan byvoorbeeld in verskillende lae voorkom en die opwaartse beweging van hitte verhoed.[59][60]

Volgens 'n studie van 2021 kan 'n groot hoeveelheid magnesium in die vloeibare interne deel van die planeet voorkom en 'n termiese isolasielaag vorm.[62]

Atmosfeer

wysig

Hoewel geen goed gedefinieerde soliede oppervlak in Uranus se binnekant bestaan nie, word die buitenste deel van sy gasagtige omhulsel sy atmosfeer genoem.[59] Die dun atmosfeer strek twee planeetradiusse van wat as die oppervlak beskou word (by 'n druk van 1 bar).[63]

Die atmosfeer kan in drie dele verdeel word: die troposfeer, tussen die hoogtes -300 en 50 km en 'n druk van tussen 100 en 0,1 bar (10 MPa en 10 kPa); die stratosfeer, tussen die hoogtes 50 en 4 000 km en 'n druk van tussen 0,1 en 10-10 bar (10 kPa en 10 µPa); en die termosfeer, van 4 000 km tot so hoog as 50 000 km van die oppervlak af.[59] Daar is geen mesosfeer nie.

Samestelling

wysig
 
'n Diagram van Uranus se atmosfeersamestelling en 'n grafiek van sy druk.

Die samestelling van Uranus se atmosfeer verskil van dié van de res van die planeet: Dit is hoofsaaklik molekulêre waterstof en helium.[59] Die derde volopste element in die atmosfeer is metaan (CH4).[59] Metaan het prominente absorpsiebande in sigbare lig en naby-infrarooi (IR), wat maak dat die planeet siaankleurig lyk.[59]

Die hoeveelheid minder vlugtige samestellings soos ammoniak, water en waterstofsulfied in die diep atmosfeer is nie baie bekend nie. Net soos met metaan die geval is, is daar waarskynlik meer as in die Son.[59][64] Saam met metaan word spoorhoeveelhede van verskeie koolwaterstowwe in Uranus se stratosfeer aangetref. Hulle ontstaan vermoedelik van metaan deur middel van fotolise wat deur die Son se UV-staling veroorsaak word.[65] Dit sluit in etaan (C2H6), etyn (C2H2), propyn (CH3C2H) en diasetileen (C2HC2H).[66][67][68]

Met spektroskopie is ook spore van waterdamp, koolstofmonoksied en koolstofdioksied in die boonste atmosfeer opgespoor. Dit kan net 'n eksterne bron hê, soos stof of komete wat op Uranus val.[67][68][69]

Troposfeer

wysig

Die troposfeer is die laagste en digste deel van die atmosfeer en word gekenmerk deur 'n afname in temperatuur met hoogte.[59] Die temperatuur daal van sowat 320 K (47 °C) by die basis van die nominale troposfeer by -300 km, tot 53 K (-220 °C) by 50 km.[70][71] Die temperature in die koudste boonste streek van die troposfeer (die tropopouse) wissel eintlik tussen 49 en 57 K (-224 en -216 °C) na gelang van die planetêre breedtegraad.[59][58] Die tropopouse is verantwoordelik vir die grootste deel van Uranus se termiese ver-infrarooi-emissies en bepaal dus sy effektiewe temperatuur van 59,1 ± 0,3 K (-214,1 ± 0,3 °C).[58][60]

Die troposfeer het vermoedelik 'n hoogs ingewikkelde wolkstruktuur; die hipotese bestaan dat waterwolke se druk strek van 50 tot 100 bar (5 tot 10 MPa), wolke van ammoniumhidrosulfied van 20 tot 40 bar (2 tot 4 MPa) en wolke van ammoniak of waterstofsulfied van 3 tot 10 bar (0,3 tot 1 MPa), en eindelik direk opgespoorde dun metaanwolke van 1 tot 2 bar (0,1 tot 0,2 MPa).[59][72][70][73] Die troposfeer is 'n dinamiese deel van die atmosfeer en bevat sterk winde, helder wolke en seisoensveranderings.[9]

Boonste atmosfeer

wysig
 
Uranus se boonste atmosfeer, afgeneem tydens die Outer Planet Atmosphere Legacy- (OPAL)-program.[74]

Die middelste laag van Uranus se atmosfeer is die stratosfeer, waar die temperatuur gewoonlik met hoogte toeneem van 53 K (-220 °C) in die tropopouse tot tussen 800 and 850 K (527 en 577 °C) by die basis van die termosfeer.[63] Die verhitting van die stratosfeer word veroorsaak deur die absorpsie van UV- en IR-staling van die Son af deur metaan en ander koolwaterstowwe,[75] wat in dié deel van die atmosfeer vorm as gevolg van die fotolise van metaan.[65] Hitte word ook van die warm termosfeer oorgedra.[75] Die koolwaterstowwe beslaan 'n relatief smal laag op 'n hoogte van tussen 100 en 300 km, wat ooreenstem met 'n druk van tussen 1 000 en 10 Pa en temperature van tussen 75 en 170 K (-198 en -103 °C).[66][67]

Die volopste koolwaterstowwe is metaan, etyn en etaan. Laasgenoemde twee is geneig om by die kouer onderste deel van die stratosfeer en tropopouse te kondenseer en mislae te vorm,[65] wat deels verantwoordelik kan wees vir Uranus se vaal voorkoms. Die konsentrasie van koolwaterstowwe in die stratosfeer bo die mis is aansienlik laer as in die stratosfeer van die ander reuseplanete.[66][76]

 
'n Sikloon by die noordpool van Uranus (Very Large Array; Oktober 2021).

Die buitenste deel van Uranus se atmosfeer is die termosfeer en korona, wat min of meer dieselfde temperatuur van tussen 800 K (527 °C) en 850 K (577 °C) het.[59][76] Die hittebron wat so 'n hoë temperatuur onderhou, word nie verstaan nie omdat nie die son se UV-straling of die aurora-aktiwiteit daarvoor verantwoordelik kan wees nie. Swak verkoeling weens die gebrek aan koolwaterstowwe in die stratosfeer bo drukvlakke van 0,1 mBar kan daartoe bydra.[63][76] Benewens die molekulêre waterstof, bevat die termosfeer-korona baie vrye waterstofatome. Hulle klein massa en hoë temperature kan verduidelik hoekom die korona tot so ver as 50 000 km, of twee Uranusradiusse, van die oppervlak af strek.[63][76]

Die uitgebreide korona is 'n unieke eienskap van Uranus.[76] Die uitwerking daarvan sluit in 'n sleurkrag van klein deeltjies wat om Uranus wentel en 'n algemene uitputting van stof in Uranus se ringe veroorsaak.[63] Uranus se termosfeer, saam met die boonste deel van sy stratosfeer, stem ooreen met sy ionosfeer.[71] Waarnemings wys dat die ionosfeer hoogtes van 2 000 tot 10 000 km beslaan.[71] Die ionosfeer is digter as beide Saturnus en Neptunus s'n, wat veroorsaak kan word deur die lae konsentrasie van koolwaterstowwe in die stratosfeer.[76][77] Die ionosfeer word hoofsaaklik deur die Son se UV-straling onderhou en die digtheid daarvan hang af van die sonaktiwiteit.[78] Aurora-aktiwiteit is klein in vergelyking met dié op Jupiter en Saturnus.[76][79]

Klimaat

wysig

By UV- en sigbare golflengtes lyk Uranus se atmosfeer vaal in vergelyking met dié van die ander reuseplanete, selfs dié van Neptunus, waarmee dit andersins baie ooreenstem.[9] Toe Voyager 2 in 1986 verby Uranus gevlieg het, het dit net 10 wolkverskynsels oor die hele planeet waargeneem.[80][81] Een voorgestelde verduideliking is dat Uranus se interne hitte merkbaar laer as dié van die ander reuseplanete is. Soos voorheen genoem, is Uranus die koudste planeet in die Sonnestelsel.[59][60]

Bandstruktuur, winde en wolke

wysig
 
Voyager 2 se opname van Uranus se dinamiese atmosfeer.

In 1986 het Voyager 2 bevind die sigbare suidelike halfrond van Uranus kan in twee dele verdeel word: 'n helder poolkap en donker ewenaarbande.[80] Die grens tussen hulle lê by 'n breedtegraad van ongeveer -45°. 'n Smal band oor die breedtegrade -45 tot -50° is die helderste verskynsel op sy sigbare oppervlak.[80][82] Dit word 'n suidelike "kraag" genoem. Die kap en kraag is vermoedelik 'n digte streek van metaanwolke binne 'n druk van 1,3 tot 2 bar.[83] Benewens die grootskaalse bandstruktuur, het Voyager 2 altesaam 10 klein helder wolke waargeneem wat verskeie grade noord van die kraag geleë is.[80] In alle ander opsigte het Uranus in 1986 soos 'n dinamies dooie planeet gelyk.

Voyager 2 het dit in die middel van Uranus se suidelike somer waargeneem en het nie die noordelike halfrond bekyk nie. Aan die begin van die 21ste eeu, toe die noordpoolstreek sigbaar word, het die Hubble-ruimteteleskoop en die Keck-sterrewag nie aanvanklik 'n kraag of poolkap in die noordelike halfrond waargeneem nie.[82] Uranus het dus asimmetries gelyk: helder naby die suidpool en donker in die streek noord van die suidelike kraag.[82] In 2007, toe Uranus verby sy nagewening beweeg, het die suidelike kraag byna verdwyn en het 'n dowwe noordelike kraag naby die breedtegraad 45° verskyn.[84] In 2023 het 'n span wat die Very Large Array gebruik het, 'n donker kraag by 'n breedtegraad van 80° waargeneem asook 'n helder kol by die noordpool, wat gedui het op die teenwoordigheid van poolvorteks: 'n groot streek koue, roterende lug.[85]

 
Die eerste donker vlek wat op Uranus waargeneem is. Foto deur die Advanced Camera for Surveys in 2006.

In die 1990's het die aantal waargenome helder wolkverskynsels aansienlik gegroei, deels danksy nuwe hoëresolusiefotografie.[9] Die meeste kom in die noordelike halfrond voor.[9] 'n Vroeëre verduideliking – dat helder wolke makliker is om in Uranus se donker dele op te spoor, terwyl die helder suidelike halfrond dit verbloem – het verkeerd geblyk te wees.[86][87] Tog is daar verskille tussen die wolke van die twee halfrondes. Die noordelike wolke is kleiner, skerper en helderder.[87] Dit lyk of hulle by hoër breedtegrade voorkom.[87] Sommige klein wolke bestaan net enkele ure lank; minstens een suidelike wolk bestaan al sedert Voyager 2 se verbyvlug.[9][81]

Volgens onlangse waarnemings het waargenome wolkformasies ook baie gemeen met dié op Neptunus.[9] Die donker vlekke wat ook op Neptunus voorkom, is nie voor 2006 op Uranus gesien nie. Toe is die verskynsel wat "Uranus se Donker Vlek" genoem is, afgeneem.[88] Die spekulasie is dat Uranus tydens sy nageweningseisoen meer soos Neptunus begin lyk.[89]

Die opsporing van verskeie wolkverskynsels het ook lig gewerp op die winde wat in Uranus se boonste troposfeer waai.[9] By die ewenaar is winde retrograad, dus in die teenorgestelde rigting as waarin Uranus roteer. Hulle snelhede is van -360 tot -180 km/h.[9][82] Windsnelhede neem toe met die afstand van die ewenaar af en bereik nulwaardes naby 'n breedtegraad van ±20°, waar die troposfeer se minimum temperature aangetref word.[9][58] Nader aan die pole verander die winde in 'n prograde rigting, dus in dieselfde rigting as Uranus se rotasie. Winde bereik 'n maksimum snelheid by 'n breedtegraad van ±60°, voordat hulle tot nul afneem by die pole.[9]

Seisoenale variasie

wysig
 
Uranus in 2005. Ringe, die suidelike kraag en 'n helder wolk in die noordelike halfrond is sigbaar.

Vir 'n kort tydperk van Maart tot Mei 2004 het groot wolke in Uranus se atmosfeer verskyn en dit 'n Neptunusagtige voorkoms gegee.[87][90] Waarnemings het rekordwindsnelhede van 820 km/h ingesluit, asook volgehoue donderstorms.[81]

Op 23 Augustus 2006 het navorsers by die Space Science Institute (Boulder, Colorado) en die Universiteit van Wisconsin 'n donker vlek op Uranus se oppervlak waargeneem, en dit het wetenskaplikes 'n groter insig in Uranus as atmosfeeraktiwiteit gegee.[88] Dit is nie heeltemal bekend hoekom dié oplewing in aktiwiteit voorgekom het nie, maar dit lyk of Uranus se uiterse ashelling lei tot uiterse seisoenale variasies in sy weer.[91][89] Om die aard van dié seisoenale variasies te bepaal is moeilik, want goeie data oor Uranus se atmosfeer bestaan korter as 84 jaar ('n Uranusjaar). Fotometrie oor die helfte van 'n Uranusjaar (wat in die 1950's begin het) het 'n gereelde variasie in helderheid getoon in twee spektraalbande, met maksimums wat by die sonstilstande voorkom en minimums by die nagewenings.[92]

'n Soortgelyke periodiese variasie is van die 1960's af waargeneem in mikrogolfmetings van die diep troposfeer.[93] Stratosferiese temperatuurmetings wat in die 1970's begin het, toon ook maksimum waardes naby die 1986-sonstilstand.[75]

Daar is aanduidings dat fisieke seisoenale veranderings in Uranus voorkom. Hoewel Uranus 'n helder suidpoolstreek het, is die noordpool taamlik dof, en dit stem ooreen met die model van seisoenale veranderings wat hier bo beskryf is.[89] Tydens sy vorige noordelike sonstilstand in 1944 het Uranus verhoogde vlakke van helderheid getoon, wat daarop dui dat die noordpool nie altyd so dof was nie.[92] Dié inligting dui aan dat die sigbare poolhelderheid 'n tyd voor die sonstilstand verhelder en ná die nagewening verdonker het.[89]

In die 1990's, terwyl Uranus weg van sy sonstilstand beweeg het, het Hubble en grondgebaseerde teleskope onthul dat die suidelike poolkap aansienlik donkerder geword het (buiten die suidelike kraag, wat helder gebly het),[83] terwyl die noordelike halfrond 'n toename in aktiwiteit getoon het,[81] soos wolkformasies en sterker winde. Dit het die verwagting geskep dat dit binnekort sou verhelder,[87] wat ook gbeur het in 2007 toe dit verby sy nagewening beweeg het: 'n Dowwe noordelike kraag het verskyn en die suidelike kraag het feitlik onsigbaar geword. Die windprofiel was egter effens asimmetries, met noordewinde wat 'n bietjie stadiger as suidewinde was.[84]

Die meganisme van dié fisieke veranderings is nog nie duidelik nie.[89] Naby die somer- en wintersonstilstand lê Uranus se halfrondes óf ten volle in die sonlig óf in die skadu. Die verheldering van die verligte halfrond is vermoedelik vanweë die plaaslike verdikking van die metaanwolke en mislae in die troposfeer.[83] Die helder kraag by 'n breedtegraad van -45° word ook met metaanwolke verbind.[83] Ander veranderings in die suidpoolstreek kan verduidelik word aan die hand van veranderings in die laer wolklae.[83]

Mane

wysig
Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Uranus se natuurlike satelliete.
 
Die grootste mane van Uranus, in volgorde van toenemende afstand van die planeet af, met hulle werklike relatiewe groottes en albedo's ('n collage van Voyager 2-foto's).

Uranus het 27 bekende natuurlike satelliete.[37] Hulle name word gekies uit werke van William Shakespeare en Alexander Pope.[49][94] Die vyf grootste mane is Miranda, Ariel, Umbriel, Titania en Oberon.[49] Uranus het die mane met die kleinste massa van al die reuseplanete; die gesamentlike massa van die vyf grootste mane is omtrent die helfte van Triton (die grootste maan van Neptunus) alleen.[95]

Die grootste van Uranus se mane, Titania, het 'n radius van net 788,9 km, of minder as die helfte van die Maan s'n, maar effens groter as dié van Rhea, die tweede grootste maan van Saturnus – Titania is dus die agtste grootste maan in die Sonnestelsel. Uranus se mane het relatief lae albedo's: van 0,20 vir Umbriel tot 0,35 vir Ariel (in groen lig).[80] Hulle is samestellings van omtrent ewe veel rots en ys. Die ys kan ammoniak en koolstofdioksied insluit.[96][97]

Dit lyk of Ariel die jongste oppervlak van Uranus se mane het (dit het die minste slagkraters) en Umbriel die oudste.[80][96] Miranda het canyons van tot 20 km diep, lae wat terrasse vorm en 'n chaotiese wisseling van oppervlakverskynsels en -ouderdomme.[80] Miranda se geologiese aktiwiteit van die verlede is vermoedelik veroorsaak deur getyverwarming op 'n tyd toe sy wentelbaan eksentrieker was as nou, moontlik vanweë 'n vorige baanresonansie van 3:1 met Umbriel.[98] Ariel was vermoedelik voorheen in 'n baanresonansie van 4:1 met Titania.[99]

Uranus het minstens een meereisende satelliet met die naam 83982 Crantor by dié planeet en die Son se Lagrange-punt L3 – 'n gravitasioneel onstabiele streek by 180° van sy wentelbaan.[100][101] Crantor het 'n ingewikkelde wentelbaan. Ook 2010 EU65 is 'n moontlike trojaan.[101]

 
Uranus en ses van sy mane, afgeneem deur die James Webb-ruimteteleskoop se NIRCam.
Die grootste mane van Uranus
(in vergelyking met die Maan)
Naam
Deursnee
(km) 		Massa
(×1016 kg) 		Wentelradius
(km) 		Wentelperiode
(d)
Miranda 470
(14%)		 0,7
(0,1%)		 129 000
(35%)		 1,4
(5%)
Ariel 1 160
(33%)		 14
(1,8%)		 191 000
(50%)		 2,5
(10%)
Umbriel 1 170
(34%)		 12
(1,6%)		 266 000
(70%)		 4,1
(15%)
Titania 1 580
(45%)		 35
(4,8%)		 436 000
(115%)		 8,7
(30%)
Oberon 1 520
(44%)		 30
(4,1%)		 584 000
(150%)		 13,5
(50%)

Ringe

wysig
Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Uranus se ringe.
 
Uranus se ringe en atmosfeer, soos afgeneem deur die James Webb-ruimteteleskoop se NIRCam-naby-infrarooikamera.

Uranus se ringe bestaan uit uiers donker deeltjies, wat in grootte wissel van mikrometers tot 'n deel van 'n meter.[80] Altesaam 13 aparte ringe is tans bekend, waarvan die helderste een die ε-ring is. Almal is uiters smal – hulle is gewoonlik net 'n paar kilometer breed. Die ringe is waarskynlik baie jonk en het nie saam met die planeet gevorm nie. Die materie in die ringe was dalk deel van 'n maan (of mane) wat deur botsings opgebreek is.[96][102]

William Herschel het in 1789 'n moontlike ring om Uranus beskryf. Dit word gewoonlik in twyfel getrek, want die ringe is baie dof en in die volgende twee eeue is geen ander ringe waargeneem nie. Tog het Herschel die epsilonring akkuraat beskryf: sy grootte, sy hoek relatief tot die Aarde, sy rooi kleur en sy skynbare veranderings terwyl Uranus om die Son wentel.[103][104]

Die ringstelsel is definitief op 10 Maart 1977 deur James L. Elliot, Edward W. Dunham en Jessica Mink ontdek terwyl hulle die Kuiper Airborne Observatory gebruik het. Die ontdekking was toevallig; hulle wou na die verduistering van die ster SAO 158687 (ook bekend as HD 128598) by Uranus kyk om sy atmosfeer te bestudeer. Toe hulle waarnemings ontleed word, is gevind die ster het vyf keer vir kort rukkies verdwyn voor en nadat dit agter Uranus verdwyn het. Hulle het afgelei Uranus moet 'n ringstelsel hê. [105] Later het hulle nog vier ringe ontdek.[105] Die ringe is regstreeks afgeneem toe Voyager 2 in 1986 verby Uranus gevlieg het.[80] Voyager 2 het ook nog twee dowwe ringe ontdek, wat die totaal op 11 te staan gebring het.[80]

In Desember 2005 het die Hubble-ruimteteleskoop nog twee voorheen onbekende ringe ontdek. Die grootste een is twee keer so ver van die planeet af as die voriges. Die twee ringe is so ver van Uranus af dat hulle die "buitenste" ringstelsel genoem word. Hubble het ook twee klein mane opgespoor. Die een, Mab, deel 'n wentelbaan met die buitenste nuutontdekte ring. Dit beteken Uranus het 13 bekende ringe.[106]

In April 2006 het foto's van die nuwe ringe van die Keck-sterrewag die kleure van die buitenste ringe onthul: Die buitenste een is blou en die ander een rooi.[107][108] Een hipotese vir die buitenste ring se blou kleur is dat dit uit baie klein deeltjies waterys van die oppervlak van Mab bestaan wat klein genoeg is om blou lig te verstrooi.[107][109] In teenstelling lyk Uranus se binneste ringe grys.[107]

Verkenning

wysig
 
Uranus, soos gesien deur die Cassini-ruimtetuig by Saturnus.

Voyager 2 is in 1977 gelanseer en het die naaste afstand van Uranus op 24 Januarie 1986 bereik; dit het binne 81 500 km van die boonste wolke gekom voordat dit na Neptunus aanbeweeg het. Die tuig het die struktuur en chemiese samestelling van Uranus se atmosfeer bestudeer,[71] insluitende sy unieke weer, wat deur sy ashelling van 97,77° veroorsaak word.

Die tuig het die eerste gedetailleerde ondersoek van die planeet se grootste vyf mane gedoen en 10 nuwes ontdek. Voyager 2 het al nege die destyds bekende ringe ondersoek en twee nuwes ontdek.[80][96][110] Dit het ook Uranus se magneetveld, onreëlmatige struktuur en ashelling ondersoek, asook sy unieke spiraalvormige magnetostert wat deur sy skewe oriëntasie veroorsaak word.[111]

Geen ander ruimtetuig het sedertdien by Uranus verbygevlieg nie, hoewel baie sendings al voorgestel is om die Uranusstelsel se besoek. Die moontlikheid om Cassini van Saturnus na Uranus te stuur is in 2009 oorweeg, maar eindelik is besluit om die tuig eerder in Saturnus se atmosfeer te vernietig.[112] Dit sou sowat 20 jaar geduur het om Uranus van Saturnus af te bereik.[112]

Verwysings

wysig
  1. ↑ Yeomans, Donald K. (13 Julie 2006). "HORIZONS System" (in Engels). NASA JPL. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 28 Mei 2020. Besoek op 8 Augustus 2007.
  2. ↑ Seligman, Courtney. "Rotation Period and Day Length" (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 18 Desember 2019. Besoek op 13 Augustus 2009.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 3,7 3,8 Williams, Dr. David R. (31 Januarie 2005). "Uranus Fact Sheet" (in Engels). NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 18 Junie 2020. Besoek op 10 Augustus 2007.
  4. ↑ "The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter". 3 April 2009. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 14 Mei 2009. Besoek op 10 April 2009. (geprodusier met Solex 10 Geargiveer 20 Desember 2008 op Wayback Machine geskryf van Aldo Vitagliano)
  5. ↑ Munsell, Kirk (14 Mei 2007). "NASA: Solar System Exploration: Planets: Uranus: Facts & Figures" (in Engels). NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 November 2015. Besoek op 13 Augustus 2007.
  6. ↑ Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P. (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal. 103 (6): 2068–2078. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211.
  7. ↑ Espenak, Fred (2005). "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006". NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 5 Desember 2012. Besoek op 14 Junie 2007.
  8. ↑ Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Bezard, B.; Encrenaz; De Graauw; Davis (1999). "Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio". Astronomy and Astrophysics. 341: L17–L21. Bibcode:1999A&A...341L..17F.
  9. ↑ 9,00 9,01 9,02 9,03 9,04 9,05 9,06 9,07 9,08 9,09 9,10 9,11 9,12 Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. (Desember 2005). "Dynamics of cloud features on Uranus". Icarus. 179 (2): 459–484. arXiv:1503.03714. Bibcode:2005Icar..179..459S. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022.
  10. ↑ "Exploration | Uranus". NASA Solar System Exploration. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 Augustus 2020. Besoek op 8 Februarie 2020. Jan. 24, 1986: NASA's Voyager 2 made the first - and so far the only - visit to Uranus.
  11. ↑ "MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program". Monterey Institute for Research in Astronomy. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 1 Mei 2021. Besoek op 5 Mei 2021.
  12. ↑ René Bourtembourg (2013). "Was Uranus Observed by Hipparchos?". Journal for the History of Astronomy. 44 (4): 377–387. Bibcode:2013JHA....44..377B. doi:10.1177/002182861304400401. S2CID 122482074.
  13. ↑ Dunkerson, Duane. "Uranus – About Saying, Finding, and Describing It". Astronomy Briefly. thespaceguy.com. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 10 Augustus 2011. Besoek op 5 Mei 2021.
  14. ↑ "Bath Preservation Trust". Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 September 2018. Besoek op 29 September 2007.
  15. ↑ Herschel, William; Watson, Dr. (1781). "Account of a Comet, By Mr. Herschel, F. R. S.; Communicated by Dr. Watson, Jun. of Bath, F. R. S". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 71: 492–501. Bibcode:1781RSPT...71..492H. doi:10.1098/rstl.1781.0056. S2CID 186208953.
  16. ↑ Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23; quoted in Miner p. 8.
  17. ↑ RAS MSS Herschel W.2/1.2, 24, quoted in Miner p. 8.
  18. ↑ Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, quoted in Miner, p. 8.
  19. ↑ 19,0 19,1 Lexell, A. J. (1783). "Recherches sur la nouvelle Planète, découverte par Mr. Herschel et nommé [sic] Georgium Sidus (part 1)". Acta Academiae Scientiarum Imperialis Petropolitanae: 303–329.
  20. ↑ Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781, aangehaal in Miner, p. 11.
  21. ↑ Dreyer, J. L. E. (1912). The Scientific Papers of Sir William Herschel. Vol. 1. Royal Society and Royal Astronomical Society. p. 100. ISBN 978-1-84371-022-6.
  22. ↑ 22,0 22,1 Miner, p. 12
  23. ↑ Cain, Frasier (12 November 2007). "Astronomy Cast: Uranus". Geargiveer vanaf die oorspronklike op 26 April 2009. Besoek op 20 April 2009.
  24. ↑ "Voyager at Uranus". NASA JPL. 7 (85): 400–268. 1986. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 10 Februarie 2006.
  25. ↑ Herschel, Francisca (1917). "The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus". The Observatory. 40: 306. Bibcode:1917Obs....40..306H.
  26. ↑ Gingerich, O. (1958). "The Naming of Uranus and Neptune, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, Vol. 8, No. 352, p.9". Leaflet of the Astronomical Society of the Pacific. 8 (352): 9. Bibcode:1958ASPL....8....9G. Besoek op 1 Junie 2023.
  27. ↑ 27,0 27,1 Bode 1784, pp. 88–90
  28. ↑ Daugherty, Brian. "Astronomy in Berlin". Brian Daugherty. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 8 Oktober 2014. Besoek op 24 Mei 2007.
  29. ↑ Finch, James (2006). "The Straight Scoop on Uranium". allchemicals.info: The online chemical resource. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 21 Desember 2008. Besoek op 30 Maart 2009.
  30. ↑ Littmann, Mark (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. pp. 10–11. ISBN 978-0-486-43602-9.
  31. ↑ "Sailormoon Terms and Information" (in Engels). The Sailor Senshi Page. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 4 Oktober 2019. Besoek op 5 Maart 2006.
  32. ↑ 32,0 32,1 32,2 32,3 Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (1999). "The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System" (PDF). Nature. 402 (6762): 635–638. Bibcode:1999Natur.402..635T. doi:10.1038/45185. PMID 10604469. S2CID 4368864. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 21 Mei 2019. Besoek op 10 Augustus 2007.
  33. ↑ 33,0 33,1 33,2 Brunini, Adrian; Fernandez, Julio A. (1999). "Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 47 (5): 591–605. Bibcode:1999P&SS...47..591B. doi:10.1016/S0032-0633(98)00140-8.
  34. ↑ D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2021). "Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch". Icarus. 355: 114087. arXiv:2009.05575. Bibcode:2021Icar..35514087D. doi:10.1016/j.icarus.2020.114087. S2CID 221654962.
  35. ↑ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). "Three-dimensional Radiation-hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks". The Astrophysical Journal. 778 (1): 77. arXiv:1310.2211. Bibcode:2013ApJ...778...77D. doi:10.1088/0004-637X/778/1/77. S2CID 118522228.
  36. ↑ D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). "Formation of Giant Planets". In Deeg H., Belmonte J. (red.). Handbook of Exoplanets. Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. pp. 2319–2343. arXiv:1806.05649. Bibcode:2018haex.bookE.140D. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID 116913980.
  37. ↑ 37,0 37,1 Sheppard, S. S.; Jewitt, D.; Kleyna, J. (2005). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness". The Astronomical Journal. 129 (1): 518. arXiv:astro-ph/0410059. Bibcode:2005AJ....129..518S. doi:10.1086/426329. S2CID 18688556.
  38. ↑ "Next Stop Uranus" (in Engels). 1986. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 17 Mei 2012. Besoek op 9 Junie 2007.
  39. ↑ George Forbes (1909). "History of Astronomy" (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 6 November 2018. Besoek op 7 Augustus 2007.
  40. ↑ O'Connor, J.J. en Robertson, E.F. (1996). "Mathematical discovery of planets" (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 5 September 2019. Besoek op 13 Junie 2007.{{cite web}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  41. ↑ Sromovsky, Lawrence (2006). "Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus". University of Wisconsin Madison. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 20 Julie 2011. Besoek op 9 Junie 2007.
  42. ↑ Bergstralh, Jay T.; Miner, Ellis; Matthews, Mildred (1991). Uranus. University of Arizona Press. pp. 485–486. ISBN 978-0-8165-1208-9.
  43. ↑ Borenstein, Seth (21 Desember 2018). "Science Says: A big space crash likely made Uranus lopsided". Associated Press. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 19 Januarie 2019. Besoek op 17 Januarie 2019.
  44. ↑ Seidelmann, P. K.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Davies, M. E.; De Bergh, C.; Lieske, J. H.; Oberst, J.; Simon, J. L.; Standish, E. M.; Stooke, P.; Thomas, P. C. (2000). "Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 82 (1): 83. Bibcode:2002CeMDA..82...83S. doi:10.1023/A:1013939327465. S2CID 189823009. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Mei 2020. Besoek op 13 Junie 2007.
  45. ↑ "Cartographic Standards" (PDF). NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 7 April 2004. Besoek op 13 Junie 2007.
  46. ↑ "Coordinate Frames Used in MASL". 2003. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 4 Desember 2004. Besoek op 13 Junie 2007.
  47. ↑ Nowak, Gary T. (2006). "Uranus: the Threshold Planet of 2006" (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 8 Februarie 2012. Besoek op 14 Junie 2007.
  48. ↑ 48,0 48,1 48,2 48,3 48,4 48,5 Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (Desember 1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 43 (12): 1517–1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5.
  49. ↑ 49,0 49,1 49,2 49,3 49,4 49,5 Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). "Introduction to Planetary Science". Introduction to Planetary Science. Ed. Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.. Springer Netherlands. 369. DOI:10.1007/978-1-4020-5544-7_18. ISBN 978-1-4020-5233-0. 
  50. ↑ Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (PDF). Geophysical Research Abstracts. 8: 05179.
  51. ↑ "Is It Raining Diamonds on Uranus". Space Daily. 1 Oktober 1999. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 22 Mei 2013. Besoek op 17 Mei 2013.
  52. ↑ Kraus, D.; et al. (September 2017). "Formation of diamonds in laser-compressed hydrocarbons at planetary interior conditions". Nature Astronomy. 1 (9): 606–611. Bibcode:2017NatAs...1..606K. doi:10.1038/s41550-017-0219-9. S2CID 46945778. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 September 2021. Besoek op 23 Oktober 2018.
  53. ↑ Kane, Sean (29 April 2016). "Lightning storms make it rain diamonds on Saturn and Jupiter". Business Insider. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 26 Junie 2019. Besoek op 22 Mei 2019.
  54. ↑ Kaplan, Sarah (25 Maart 2017). "It rains solid diamonds on Uranus and Neptune". The Washington Post. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 27 Augustus 2017. Besoek op 22 Mei 2019.
  55. ↑ Shiga, David (1 September 2010). "Weird water lurking inside giant planets". New Scientist. No. 2776. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Februarie 2018. Besoek op 11 Februarie 2018.
  56. ↑ Podolak, M.; Podolak, J. I.; Marley, M. S. (Februarie 2000). "Further investigations of random models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 48 (2–3): 143–151. Bibcode:2000P&SS...48..143P. doi:10.1016/S0032-0633(99)00088-4. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 21 Desember 2019. Besoek op 25 Augustus 2019.
  57. ↑ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; et al. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. S2CID 122772353.
  58. ↑ 58,0 58,1 58,2 58,3 Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F. M.; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. (4 Julie 1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science. 233 (4759): 70–74. Bibcode:1986Sci...233...70H. doi:10.1126/science.233.4759.70. PMID 17812891. S2CID 29994902.
  59. ↑ 59,00 59,01 59,02 59,03 59,04 59,05 59,06 59,07 59,08 59,09 59,10 59,11 59,12 59,13 Lunine, Jonathan I. (September 1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31: 217–263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.
  60. ↑ 60,0 60,1 60,2 60,3 60,4 60,5 Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis, A. (Maart 1990). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data". Icarus. 84 (1): 12–28. Bibcode:1990Icar...84...12P. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3. ISSN 0019-1035.
  61. ↑ Hawksett, David (2005). "Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?". Astronomy Now: 73.
  62. ↑ Taehyun, Kim; et al. (2021). "Atomic-scale mixing between MgO and H2O in the deep interiors of water-rich planets". Nature Astronomy. 5 (8): 815–821. Bibcode:2021NatAs...5..815K. doi:10.1038/s41550-021-01368-2. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 20 Mei 2021. Besoek op 20 Mei 2021.
  63. ↑ 63,0 63,1 63,2 63,3 63,4 Herbert, F.; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N. (30 Desember 1987). "The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2" (PDF). Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 15, 093–15, 109. Bibcode:1987JGR....9215093H. doi:10.1029/JA092iA13p15093. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 6 Junie 2011. Besoek op 7 Augustus 2007.
  64. ↑ de Pater, I.; Romani, P. N.; Atreya, S. K. (Desember 1989). "Uranius Deep Atmosphere Revealed" (PDF). Icarus. 82 (2): 288–313. Bibcode:1989Icar...82..288D. CiteSeerX 10.1.1.504.149. doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7. hdl:2027.42/27655. ISSN 0019-1035. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 6 Junie 2011. Besoek op 7 Augustus 2007.
  65. ↑ 65,0 65,1 65,2 Summers, M. E.; Strobel, D. F. (1 November 1989). "Photochemistry of the atmosphere of Uranus". The Astrophysical Journal. 346: 495–508. Bibcode:1989ApJ...346..495S. doi:10.1086/168031. ISSN 0004-637X.
  66. ↑ 66,0 66,1 66,2 Bishop, J.; Atreya, S. K.; Herbert, F.; Romani, P. (Desember 1990). "Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere" (PDF). Icarus. 88 (2): 448–464. Bibcode:1990Icar...88..448B. doi:10.1016/0019-1035(90)90094-P. hdl:2027.42/28293. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 18 September 2019. Besoek op 7 Augustus 2007.
  67. ↑ 67,0 67,1 67,2 Burgdorf, M.; Orton, G.; Vancleve, J.; Meadows, V.; Houck, J. (Oktober 2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy". Icarus. 184 (2): 634–637. Bibcode:2006Icar..184..634B. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.006.
  68. ↑ 68,0 68,1 Encrenaz, Thérèse (Februarie 2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planetary and Space Science. 51 (2): 89–103. Bibcode:2003P&SS...51...89E. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9.
  69. ↑ Encrenaz, T.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K. (Januarie 2004). "First detection of CO in Uranus" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 413 (2): L5–L9. Bibcode:2004A&A...413L...5E. doi:10.1051/0004-6361:20034637. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 23 September 2011. Besoek op 28 Augustus 2007.
  70. ↑ 70,0 70,1 de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (Junie 1991). "Possible microwave absorption by H2S gas in Uranus' and Neptune's atmospheres" (PDF). Icarus. 91 (2): 220–233. Bibcode:1991Icar...91..220D. doi:10.1016/0019-1035(91)90020-T. hdl:2027.42/29299. ISSN 0019-1035. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 6 Junie 2011. Besoek op 7 Augustus 2007.
  71. ↑ 71,0 71,1 71,2 71,3 Tyler, J.L.; Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; Campbell, J. K.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Levy, G. S.; Lindal, G. F.; Marouf, E. A.; Simpson, R. A. (1986). "Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites". Science. 233 (4759): 79–84. Bibcode:1986Sci...233...79T. doi:10.1126/science.233.4759.79. PMID 17812893. S2CID 1374796.
  72. ↑ Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L. (30 Desember 1987). "The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2". Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 14, 987–15, 001. Bibcode:1987JGR....9214987L. doi:10.1029/JA092iA13p14987. ISSN 0148-0227.
  73. ↑ Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). "Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – A Case for Multiprobes" (PDF). Space Science Reviews. 116 (1–2): 121–136. Bibcode:2005SSRv..116..121A. doi:10.1007/s11214-005-1951-5. hdl:2027.42/43766. ISSN 0032-0633. S2CID 31037195. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 22 Julie 2011. Besoek op 1 September 2015.
  74. ↑ "Adding to Uranus's legacy". www.spacetelescope.org (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Februarie 2019. Besoek op 11 Februarie 2019.
  75. ↑ 75,0 75,1 75,2 Young, Leslie A.; Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; Elliot, J. L.; Wasserman, Lawrence H. (2001). "Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation" (PDF). Icarus. 153 (2): 236–247. Bibcode:2001Icar..153..236Y. CiteSeerX 10.1.1.8.164. doi:10.1006/icar.2001.6698. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 10 Oktober 2019. Besoek op 7 Augustus 2007.
  76. ↑ 76,0 76,1 76,2 76,3 76,4 76,5 76,6 Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (Augustus–September 1999). "Ultraviolet observations of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 47 (8–9): 1, 119–1, 139. Bibcode:1999P&SS...47.1119H. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1.
  77. ↑ Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T. R.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (Oktober 1999). "H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora". The Astrophysical Journal. 524 (2): 1, 059–1, 083. Bibcode:1999ApJ...524.1059T. doi:10.1086/307838.
  78. ↑ Encrenaz, T.; Drossart, P.; Orton, G.; Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Atreya, S. K. (Desember 2003). "The rotational temperature and column density of H3+ in Uranus" (PDF). Planetary and Space Science. 51 (14–15): 1013–1016. Bibcode:2003P&SS...51.1013E. doi:10.1016/j.pss.2003.05.010. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 29 Oktober 2015. Besoek op 7 Augustus 2007.
  79. ↑ Lam, H. A.; Miller, S.; Joseph, R. D.; Geballe, T. R.; Trafton, L. M.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (1 Januarie 1997). "Variation in the H3+ Emission of Uranus" (PDF). The Astrophysical Journal. 474 (1): L73–L76. Bibcode:1997ApJ...474L..73L. doi:10.1086/310424. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 3 Maart 2016. Besoek op 1 September 2015.
  80. ↑ 80,00 80,01 80,02 80,03 80,04 80,05 80,06 80,07 80,08 80,09 80,10 Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (4 Julie 1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science. 233 (4759): 43–64. Bibcode:1986Sci...233...43S. doi:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. S2CID 5895824. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 23 Oktober 2018. Besoek op 23 Oktober 2018.
  81. ↑ 81,0 81,1 81,2 81,3 Lakdawalla, Emily (2004). "No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics". The Planetary Society. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Februarie 2012. Besoek op 13 Junie 2007.
  82. ↑ 82,0 82,1 82,2 82,3 Hammel, H. B.; De Pater, I.; Gibbard, S. G.; Lockwood, G. W.; Rages, K. (Junie 2005). "Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features" (PDF). Icarus. 175 (2): 534–545. Bibcode:2005Icar..175..534H. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.012. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 25 Oktober 2007. Besoek op 16 Augustus 2007.
  83. ↑ 83,0 83,1 83,2 83,3 83,4 Rages, K. A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. (11 September 2004). "Evidence for temporal change at Uranus' south pole". Icarus. 172 (2): 548–554. Bibcode:2004Icar..172..548R. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.009.
  84. ↑ 84,0 84,1 Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Hammel, H. B.; Ahue, W. M.; de Pater, I.; Rages, K. A.; Showalter, M. R.; van Dam, M. A. (September 2009). "Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics". Icarus. 203 (1): 265–286. arXiv:1503.01957. Bibcode:2009Icar..203..265S. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.015. S2CID 119107838.
  85. ↑ Alex Akins, Mark Hofstadter, Bryan Butler, A. James Friedson, Edward Molter, Marzia Parisi, Imke de Pater (23 Mei 2023). "Evidence of a Polar Cyclone on Uranus From VLA Observations". Geophysical Research Letters. 50 (10). arXiv:2305.15521. Bibcode:2023GeoRL..5002872A. doi:10.1029/2023GL102872.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  86. ↑ Karkoschka, Erich (Mei 2001). "Uranus' Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters". Icarus. 151 (1): 84–92. Bibcode:2001Icar..151...84K. doi:10.1006/icar.2001.6599.
  87. ↑ 87,0 87,1 87,2 87,3 87,4 Hammel, H. B.; Depater, I.; Gibbard, S. G.; Lockwood, G. W.; Rages, K. (Mei 2005). "New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a southern feature at 2.2 µm" (PDF). Icarus. 175 (1): 284–288. Bibcode:2005Icar..175..284H. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.016. OSTI 15016781. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 27 November 2007. Besoek op 10 Augustus 2007.
  88. ↑ 88,0 88,1 Sromovsky, L.; Fry, P.; Hammel, H.; Rages, K. "Hubble Discovers a Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus" (PDF). physorg.com. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 6 Junie 2011. Besoek op 22 Augustus 2007.
  89. ↑ 89,0 89,1 89,2 89,3 89,4 Hammel, H.B.; Lockwood, G.W. (2007). "Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune". Icarus. 186 (1): 291–301. Bibcode:2007Icar..186..291H. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.027.
  90. ↑ Devitt, Terry (2004). "Keck zooms in on the weird weather of Uranus". University of Wisconsin-Madison. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 13 Augustus 2011. Besoek op 24 Desember 2006.
  91. ↑ "Hubble Discovers Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus". Science Daily. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 22 Junie 2019. Besoek op 16 April 2007.
  92. ↑ 92,0 92,1 Lockwood, G. W.; Jerzykiewicz, M. A. A. (Februarie 2006). "Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004". Icarus. 180 (2): 442–452. Bibcode:2006Icar..180..442L. doi:10.1016/j.icarus.2005.09.009.
  93. ↑ Klein, M. J.; Hofstadter, M. D. (September 2006). "Long-term variations in the microwave brightness temperature of the Uranus atmosphere" (PDF). Icarus. 184 (1): 170–180. Bibcode:2006Icar..184..170K. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.012. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 September 2021. Besoek op 4 November 2018.
  94. ↑ "Uranus". nineplanets.org. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 11 Augustus 2011. Besoek op 3 Julie 2007.
  95. ↑ Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. (Junie 1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal. 103 (6): 2068–2078. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211.
  96. ↑ 96,0 96,1 96,2 96,3 "Voyager Uranus Science Summary". NASA/JPL. 1988. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 26 Julie 2011. Besoek op 9 Junie 2007.
  97. ↑ Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus. 185 (1): 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005.
  98. ↑ Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (Junie 1990). "Tidal evolution of the Uranian satellites: III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities" (PDF). Icarus. 85 (2): 394–443. Bibcode:1990Icar...85..394T. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S. hdl:1721.1/57632. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 September 2021. Besoek op 25 Augustus 2019.
  99. ↑ Tittemore, W. C. (September 1990). "Tidal heating of Ariel". Icarus. 87 (1): 110–139. Bibcode:1990Icar...87..110T. doi:10.1016/0019-1035(90)90024-4.
  100. ↑ Gallardo, T. (2006). "Atlas of the mean motion resonances in the Solar System". Icarus. 184 (1): 29–38. Bibcode:2006Icar..184...29G. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.001.
  101. ↑ 101,0 101,1 de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R. (2013). "Crantor, a short-lived horseshoe companion to Uranus". Astronomy and Astrophysics. 551: A114. arXiv:1301.0770. Bibcode:2013A&A...551A.114D. doi:10.1051/0004-6361/201220646. S2CID 118531188. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 30 Augustus 2021. Besoek op 29 September 2021.
  102. ↑ Esposito, L.W. (2002). Planetary rings. pp. 1741–1783. Bibcode:2002RPPh...65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. ISBN 978-0-521-36222-1. {{cite book}}: |journal= ignored (hulp)
  103. ↑ "Uranus rings 'were seen in 1700s'". BBC News. 19 April 2007. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 3 Augustus 2012. Besoek op 19 April 2007.
  104. ↑ "Did William Herschel Discover The Rings of Uranus in the 18th Century?". Physorg.com. 2007. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 11 Februarie 2012. Besoek op 20 Junie 2007.
  105. ↑ 105,0 105,1 Elliot, J. L.; Dunham, E.; Mink, D. (1977). "The rings of Uranus". Nature. 267 (5609): 328–330. Bibcode:1977Natur.267..328E. doi:10.1038/267328a0. S2CID 4194104.
  106. ↑ "NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus". Hubblesite. 2005. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 5 Maart 2012. Besoek op 9 Junie 2007.
  107. ↑ 107,0 107,1 107,2 dePater, Imke; Hammel, Heidi B.; Gibbard, Seran G.; Showalter Mark R. (2006). "New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring" (PDF). Science. 312 (5770): 92–94. Bibcode:2006Sci...312...92D. doi:10.1126/science.1125110. OSTI 957162. PMID 16601188. S2CID 32250745. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 3 Maart 2019.
  108. ↑ Sanders, Robert (6 April 2006). "Blue ring discovered around Uranus". UC Berkeley News. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 6 Maart 2012. Besoek op 3 Oktober 2006.
  109. ↑ Battersby, Stephen (April 2006). "Blue ring of Uranus linked to sparkling ice". New Scientist. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 4 Junie 2011. Besoek op 9 Junie 2007.
  110. ↑ "Voyager: The Interstellar Mission: Uranus". JPL. 2004. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 Augustus 2011. Besoek op 9 Junie 2007.
  111. ↑ Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E. P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (Julie 1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science. 233 (4759): 85–89. Bibcode:1986Sci...233...85N. doi:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. S2CID 43471184.
  112. ↑ 112,0 112,1 Spilker, Linda (1 April 2008). "Cassini Extended Missions" (PDF). Lunar and Planetary Institute. Geargiveer (PDF) vanaf die oorspronklike op 30 Augustus 2021. Besoek op 7 Mei 2021.

Nog leesstof

wysig

Skakels

wysig
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Uranus&oldid=2661916"