Acesta este un articol prezentat. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Uranus (astronomie)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Uranus
Uranus2.jpg
Fotografie a lui Uranus realizată de sonda Voyager 2 în 1986
Mama vedetă Soare
Descoperire 13 martie 1781 [1]
Descoperitor William Herschel [1]
Clasificare Gigant gazos
Parametrii orbitali
(la momentul respectiv J2000.0 )
Axa semi-majoră 2 872,46 × 10 6 km
19.2012 au [1]
Periheliu 2 741,3 × 10 6 km
18.324 au [1]
[2]
Afelion 3 003,62 × 10 6 km
20.0780 au [2]
Circum. orbital 18 029 000 000 km
120,52 au [2]
Perioadă orbitală 84.011 ani [1]
Perioada sinodică 369,66 zile [1]
Viteza orbitală 6,49 km / s [1] (min)
6,80 km / s [1] (medie)
7,11 km / s [1] (max)
Înclinare
pe ecliptică
0,76986 ° [1]
Excentricitate 0,0457 [1]
Longitudine de
nod ascendent
74.22988 ° [1]
Argom. a periheliului 96,541 ° [3]
Sateliți 27 [1]
Inele 13 [4]
Date fizice
Diametru egal 51 118 km [1]
Diametrul polar 49 946 km [1]
Zdrobitor 0,02293 [1]
Suprafaţă 8.1156 × 10 9 km² [3]
Volum 6 833 × 10 10 km³ [1]
Masa
86,813 × 10 24 kg [1]
Densitate medie 1.271 × 10 3 kg / m³ [1]
Accelerare de greutate la suprafață 8,69 m / s² [1]
(0,889 g) [1]
Viteza de evacuare 21,3 km / s [1]
Perioada de rotație 0,71833 zile
(17 h 14 min 24 s)
(retrograd)
Viteza de rotație
(la ecuator)
2 590 m / s
Înclinarea axială 97,77 °
AR polul nord 77,31 ° (5 h 9 min 15 s)
Declinaţie 15,175 °
Temperatura la
vârful norilor
55 K (−218,2 ° C) (medie)
Temperatura
superficial
59 K (−214,2 ° C ) (min)
68 K (-205,2 ° C) (medie)
Presiunea atmosferică 1 200 hPa
(la nivel de nor)
Albedo 0,65
Date observaționale
Aplicația Magnitude. 5.32 - 5.5 [1]

Uranus este a șaptea planetă din sistemul solar în ordinea distanței față de Soare , a treia după diametru și a patra după masă . Simbolul său astronomic Unicode este U + 26E2 [5] ( Simbol Uranus.svg ) (ocazional ♅ [6] , stilizarea H- ului inițial al lui William Herschel ). Poartă numele zeului grec al cerului Uranus (Οὐρανός în greaca veche ), tatăl lui Cronus ( Saturn ), la rândul său tată al lui Zeus ( Jupiter ).

Deși este vizibilă și cu ochiul liber , la fel ca celelalte cinci planete cunoscute din cele mai vechi timpuri , până în secolul al XVIII-lea nu a fost recunoscută ca atare și considerată o stea datorită luminozității reduse și orbitei sale deosebit de lente [7] și a fost identificată ca altceva decât o stea doar pe 13 martie 1781 de William Herschel . O curiozitate cu privire la descoperirea sa este că a venit complet neașteptată: planetele vizibile cu ochiul liber (până la Saturn ) erau cunoscute de milenii și nimeni nu bănuia existența altor planete, până la descoperirea lui Herschel, care a observat că un anume steaua slabă părea să se miște. De atunci, nimeni nu a fost mai sigur de adevăratul număr de planete din sistemul nostru solar.

Compoziția chimică a lui Uranus este similară cu cea a lui Neptun, dar diferită de cea a uriașilor gazoși mai mari ( Jupiter și Saturn). Din acest motiv, astronomii preferă uneori să se refere la Uranus și Neptun ca la o clasă separată, „ giganții înghețați ”. Atmosfera planetei , deși similară cu cea a lui Jupiter și Saturn datorită prezenței abundente a hidrogenului și heliului , conține o proporție ridicată de „ înghețuri ”, cum ar fi apa , amoniacul și metanul , împreună cu urme de hidrocarburi . [8] Uranus este, de asemenea, cea mai rece atmosferă din sistemul solar, cu o temperatură minimă care poate scădea până la 49 K (−224,2 ° C). Are o structură complexă de nori bine stratificați, unde se crede că „ apa se află în straturile inferioare și metanul în acele altitudini mai mari. [8] Pe de altă parte, interiorul planetei ar fi compus în principal din gheață și roci . [9]

Una dintre cele mai neobișnuite trăsături ale planetei este orientarea axei sale de rotație . Toate celelalte planete au propria axă aproape perpendiculară pe planul orbitei, în timp ce cea a lui Uranus este aproape paralelă. Apoi se rotește expunând unul dintre polii săi la Soare pentru jumătate din perioada de revoluție , rezultând faze sezoniere extreme. [10] Mai mult, deoarece axa este înclinată cu puțin peste 90 °, rotația este tehnic retrogradă : Uranus se rotește în direcția opusă celei a tuturor celorlalte planete din sistemul solar (cu excepția lui Venus ), deși, având în vedere excepționalitatea înclinare, rotația retrogradă este doar o notă minoră. Perioada revoluției sale în jurul Soarelui este de aproximativ 84 de ani pe Pământ. Orbita lui Uranus diferă foarte puțin de ecliptică (are o înclinație de 0,7 °).

La fel ca celelalte planete uriașe, Uranus posedă un sistem de inele planetare , o magnetosferă și numeroși sateliți ; privite de pe Pământ , datorită înclinației planetei, inelele sale pot apărea uneori ca un sistem concentric care înconjoară planeta sau, ca în 2007 și 2008 , pot apărea ca o margine. În 1986, sonda Voyager 2 a arătat Uranus ca o planetă fără marcaje distinctive pe suprafața sa, fără benzile și furtunile tipice altor giganți gazoși. [10] Cu toate acestea, observațiile ulterioare de pe Pământ au arătat dovezi ale schimbărilor sezoniere și ale activității climatice crescute pe măsură ce planeta se apropia de echinocțiul .

Observare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: observarea lui Uranus .
Tranzitul lui Ariel pe discul planetei, în 2007 . Imagine făcută de telescopul spațial Hubble

Planeta prezintă fluctuații de luminozitate bine documentate cauzate atât de schimbările fizice din atmosferă, cât și de factorii geometrici și de perspectivă. Luminozitatea lui Uranus este influențată de distanța sa față de Soare, distanța față de Pământ și de viziunea specială pe care o oferă planetei noastre: Uranus apare puțin mai mare [11] și mai luminos atunci când arată regiunile polare către Pământ. În plus, a fost identificată o corelație între activitatea solară și luminozitatea planetei: în perioadele de activitate solară intensă, fluctuațiile luminozității planetei sunt mai pronunțate. [12]

Între 1995 și 2006 , magnitudinea aparentă a lui Uranus a variat fluctuând între +5,5 și +6,0, plasându-l chiar deasupra limitei de vizibilitate cu ochiul liber , în jurul valorii de +6,5. [13] În opoziție , este vizibil ca o stea slabă atunci când cerul este întunecat și poate fi observat și într-un mediu urban folosind binoclu ; binoclul este mai potrivit decât telescopul pentru observarea amatorilor, deoarece permit recunoașterea mai ușoară a modelelor stelelor din apropiere pentru locația planetei. [14] De pe Pământ are un diametru unghiular între 3,4 și 3,7 secunde de arc . Cu un telescop la o mărire de 100, este posibil să se întrezărească forma unui disc, până la 500 × unde atinge dimensiunile unghiulare ale Lunii . Chiar și folosind telescoape mari , nu este posibil să vedeți niciun detaliu al discului său. În orice caz, observațiile în infraroșu ale atmosferei sale prin utilizarea opticii adaptive și a telescopului spațial Hubble au raportat date interesante în anii de după trecerea sondei Voyager 2. [15]

Observarea sateliților planetei este dificilă. Oberon și Titania pot fi detectate cu un telescop de 8 " , pe un cer deosebit de întunecat. Deschiderile de 12-14" și 16 "ar trebui să permită detectarea Ariel și, respectiv, a lui Umbriel . Miranda poate fi observată numai cu telescoape mari. [12]

Istoria observațiilor

Descoperire și alegerea numelui

Uranus este prima planetă descoperită în timpurile moderne; fusese observat cu multe ocazii înainte, dar a fost întotdeauna confundat cu o stea . Prima observație documentată este cea din 1690 a lui John Flamsteed , care a catalogat-o ca stea 34 a constelației Taurului . Flamsteed l-a mai observat pe Uranus de două ori, în 1712 și 1715 . James Bradley a observat-o în 1748 , 1750 și 1753 , Tobias Mayer în 1756 . Pierre Charles Le Monnier a observat-o de patru ori în 1750 , două în 1768 , șase în 1769 și ultima oară în 1771 . [16] Acesta din urmă, dacă și-ar fi elaborat minuțios observațiile, ar fi putut recunoaște propria mișcare a obiectului, dar a fost victima propriei sale tulburări: una dintre observațiile sale a fost găsită marcată pe o hârtie de ambalaj folosită pentru depozitarea pudrei de față pentru păr. [17] Acești astronomi nu bănuiau existența altor planete în afară de Saturn , pur și simplu pentru că nimeni nu o luase în considerare vreodată.

Uranus a fost descoperit accidental de Sir William Herschel la 13 martie 1781 , [18] când a observat că o stea anonimă părea să se miște peste cer. Cu toate acestea, Herschel nu a recunoscut inițial o planetă în obiectul pe care l-a observat: a făcut știrile publice abia la 26 aprilie 1781 , înregistrând-o ca o cometă [19] ( Contul unei comete de domnul Herschel, FRS; comunicat de Dr. Watson, iunie Of Bath, FRS, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, volumul 71, pp. 492-501).

Herschel i-a dat inițial numele de Georgium Sidus (steaua lui George) în onoarea regelui Marii Britanii George al III-lea . În 1783, când s-a dovedit că este o planetă, [20] Herschel a redenumit-o Georgian Planet (planeta lui George). Cu toate acestea, numele nu a fost acceptat în afara Marii Britanii. Jérôme Lalande a propus, în 1784 , să o numească Herschel și a creat și simbolul planetei (un glob depășit de H inițial); propunerea sa a fost ușor acceptată de astronomii francezi. Erik Prosperin , din Uppsala , a propus numele Astrea , Cibelei și Neptunului (deținute acum de doi asteroizi și, respectiv, de o planetă: 5 Astraea , 65 Cibele și Neptun ). Anders Johan Lexell , din Sankt Petersburg , a propus numele de Neptun al lui George al III-lea și Neptun al Marii Britanii ca compromis. Daniel Bernoulli , din Berlin , a sugerat Hypercronius și Transaturnis . Georg Christoph Lichtenberg , din Gottingen , l-a susținut pe Astrea, zeița menționată de Ovidiu ( Metamorfoză I: 150 ) care a părăsit ultima oară Pământul (asociat în mod tradițional cu Fecioara ). S-a propus și numele de Minerva . [21] În cele din urmă, Johann Elert Bode , în calitate de editor al Berliner Astronomisches Jahrbuch , a optat pentru Uranus . Maximilian Hell a folosit acest nume în prima efemeridă publicată la Viena . Privind publicațiile din Monthly Notices of the Royal Astronomical Society din 1827, se observă că numele Uranus era deja cel mai frecvent utilizat de astronomii britanici. Numele atribuit de descoperitor a fost folosit ocazional și doar de unii britanici. Ultimul care a încorporat numele Uranus a fost HM Nautical Almanac Office în 1850 .

După recunoașterea lui Uranus ca planetă, a devenit posibilă ipoteza existenței altor planete din sistemul solar care nu fuseseră niciodată căutate până acum. În special, această descoperire părea o confirmare suplimentară a legii Titius-Bode , o formulă empirică pentru determinarea axelor semi-majore ale planetelor care orbitează Soarele și, în mod accidental, i-a determinat pe astronomi douăzeci de ani mai târziu să caute și să găsească un nou corp ceresc între orbitele lui Jupiter și Marte: Ceres . [22]

Secolele XX și XXI

Observațiile lui Uranus cu telescoape de pe Pământ și pe orbită sunt îngreunate de distanța planetei de Pământ; ele nu permit să dezvăluie multe detalii, așa cum se întâmplă în schimb pentru cele mai apropiate planete. După descoperirea inițială, au existat, așadar, puține observații care au dus la descoperiri semnificative.

În 1948, Kuiper a descoperit-o pe Miranda, cea mai mică și ultima dintre cele cinci mari sune sferice ale lui Uranus, [23] folosind un telescop optic de doi metri. [24] În 1977 Elliot și Mink au descoperit un sistem de inele printr-un observator zburător. [25] Din 2003, observațiile de la telescopul spațial Hubble au făcut posibilă identificarea elementelor suplimentare, cum ar fi mai multe detalii despre inele, [26] lunile mici noi [27] și elementele atmosferei. [28] Observarea în infraroșu de către telescoapele Keck în 2014 a făcut posibilă detectarea furtunilor mari și de lungă durată în atmosferă. [29]

Misiuni spațiale

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: explorarea lui Uranus .
Ultima imagine a lui Uranus făcută de Voyager 2 când a trecut pe lângă planetă pentru a continua spre Neptun

Explorarea lui Uranus a avut loc numai prin intermediul sondei Voyager 2 și nu sunt planificate în prezent alte misiuni de explorare la fața locului . Pentru a depăși lipsa de informații directe, variațiile din atmosfera planetei sunt studiate prin campanii de observare telescopice, în special folosind camera planetară pe câmp larg la bordul telescopului spațial Hubble . [30] [31]

Explorarea lui Uranus, precum și a lui Neptun , este îngreunată de marile distanțe care separă planeta de Pământ și de Soare. Fiecare misiune trebuie să fie echipată cu un sistem de alimentare capabil să furnizeze energie sondei fără posibilitatea conversia energiei solare prin utilizarea panourilor fotovoltaice . În prezent, singura sursă viabilă de energie este un generator termoelectric de radioizotopi .

După misiunea Voyager, principalele agenții spațiale și-au concentrat resursele de zeci de ani în explorarea sistemelor lui Jupiter și Saturn , [32] , în timp ce studiul lui Uranus și Neptun nu a fost considerat o prioritate. Propunerile de misiuni în Uranus sunt în faza de evaluare științifică și nu vor începe înainte de 2020; printre principalele studiate se numără misiunea europeană MUSE [33] și misiunea SUA OCEANUS ; [34] pentru viitorul îndepărtat, pe de altă parte, se propune o misiune europeană cu două sonde gemene pentru Uranus și Neptun, ODINUS , [35] pentru 2034 și una în colaborare cu NASA-ESA pentru 2037, Uranus Pathfinder . . [36]

Survolul Voyager 2

Sonda Voyager 2 a atins cea mai apropiată apropiere de planetă pe 24 ianuarie 1986 , la o distanță de aproximativ 81 500 km . Observațiile au durat doar șase ore, dar au permis astronomilor să afle mult mai multe despre Uranus decât învățaseră în peste 200 de ani de observare de pe Pământ. [37]

Cu toate acestea, primele analize efectuate pe date au fost o dezamăgire imensă: nu s-au găsit benzi paralele sau nori, contrar celor observate de pe Pământ. Albastru-verde atmosfera a fost uniformă și complet lipsit de detaliu. Numai datorită unui tratament al imaginilor au apărut atât norii, cât și celelalte formațiuni.

Sonda a descoperit noi luni, a trimis primele imagini ale inelelor pe Pământ și a descoperit, de asemenea, activitatea geologică pe lunile majore: depozitele întunecate de pe fundul craterelor de gheață au indicat prezența apei murdare datorită activității vulcanice. [10]

Parametrii orbitali și de rotație

Uranus se învârte în jurul Soarelui în 84 de ani de pe Pământ. Distanța medie față de Soare este de aproximativ 3 miliarde de kilometri (aproximativ 19 UA). Prin urmare, intensitatea luminii solare pe Uranus este de aproximativ 1/400 față de cea de pe Pământ. Elementele orbitale au fost calculate pentru prima dată în 1783 de Pierre Simon Laplace . Discrepanțele dintre orbita prezisă și cea observată l-au determinat pe John Couch Adams în 1841 să creadă că s-a datorat influenței gravitaționale a unei alte planete dincolo de Uranus. [38] [39] În 1845, Urbain Le Verrier și-a început căutarea unei alte planete în vecinătatea orbitei lui Uranus. La 23 septembrie 1846 Johann Galle a descoperit o nouă planetă, numită mai târziu Neptun, în poziția prezisă de Le Verrier. [40]

Perioada de rotație a lui Uranus este de 17 ore și 14 minute, în sens retrograd . La fel ca în toate planetele gigant gazoase, atmosfera sa superioară este supusă vânturilor puternice care au aceeași direcție de rotație. La unele latitudini, cum ar fi aproximativ 60 de grade sud, atmosfera vizibilă se rotește mult mai repede decât planeta, completând o rotație în mai puțin de 14 ore. [41]

Înclinarea axială

Uranus cu inele și sateliți
Înclinarea axială a giganților gazoși

Particularitatea principală a lui Uranus constă în înclinarea axei sale, care măsoară 97,77 ° față de planul orbitei; prin urmare, axa de rotație a lui Uranus se află aproape pe planul său orbital. În consecință, fiecare dintre cei doi poli este direcționat către Soare pentru jumătate din orbită, iar pentru următoarea jumătate a orbitei cade în zona umbrelor. În întinderea intermediară la inversarea celor doi poli față de Soare, aceasta se ridică și se instalează în jurul ecuatorului , așa cum se întâmplă pentru majoritatea celorlalte planete. [42]

Polul sudic al lui Uranus a fost îndreptat spre Soare în timpul zborului Voyager 2 în 1986, rezultând complet iluminat. Acest pol este definit ca „sud” conform convențiilor Uniunii Astronomice Internaționale care definește polul nord al unei planete sau satelit ca polul care indică „deasupra” planului sistemului solar, indiferent de direcția de rotație a planetă. [43] [44] Un rezultat al acestei ciudate orientări este că regiunile polare din Uranus primesc mai multă energie de la Soare decât regiunile din apropierea ecuatorului. Cu toate acestea, Uranus este mai cald la ecuator decât la poli din cauza unui factor necunoscut în prezent. [45]

De asemenea, se pare că înclinația extremă a axei de rotație a lui Uranus are consecințe meteorologice importante, cum ar fi extremizarea anotimpurilor. În timpul călătoriei Voyager 2, norii lui Uranus au fost extrem de slabi și blândi, în timp ce observații mai recente făcute prin Telescopul Spațial Hubble, datând din 2005 , când înclinarea axei aducea ecuatorul în direcția perpendiculară pe Soare, au detectat o prezență mult mai pronunțată și mai turbulentă decât atunci. [46]

Motivul înclinației axiale neobișnuite a lui Uranus nu este cunoscut cu certitudine. S-a crezut în trecut că în timpul formării sistemului solar o protoplanetă cu masa de două ori mai mare decât cea a Pământului s-a ciocnit cu planeta provocând axa „rotirii” acesteia. Totuși, această ipoteză nu ar explica de ce lunile principale ale lui Uranus au, de asemenea, o axă de rotație de 98 ° ca planeta și nu și-au păstrat orbitele originale. Mai târziu, s-a gândit la o serie de impacturi, mai degrabă decât la unul singur, pentru a justifica orientarea sateliților, dar acest lucru sa dovedit a fi incompatibil cu modelul Nice . [47] O simulare mai recentă și mai complexă [48] ​​ar susține teoria impactului cu o protoplanetă. Obiectul, cu masa de două ori mai mare decât a Pământului, l-ar fi lovit pe Uranus suficient de violent pentru a-și schimba înclinația, dar nu în așa fel încât să-și compromită atmosfera. [49] Se presupune, de asemenea, că, în urma coliziunii, acest material, care a precipitat în interiorul planetei, i-ar fi perturbat câmpul magnetic descentralizându-l și că resturile pe orbită, grupate în bucăți de gheață topită și rocă, ar fi format ulterior din cele douăzeci și șapte de luni ale lui Uranus. De asemenea, coliziunea ar fi putut modifica rotația tuturor lunilor care existau deja în momentul impactului. [50]

Caracteristici fizico-chimice

Compoziţie

Modelul standard al structurii lui Uranus prevede împărțirea în trei straturi: stratul stâncos (silicați, fier, nichel) în centru, o manta înghețată în mijloc și un strat gazos compus din hidrogen și heliu la exterior. [51] Nucleul este relativ mic, cu o masă de doar 0,55 M și o rază mai mică de 20% din raza totală, în timp ce mantaua are o masă de 13,4 ori mai mare decât cea a pământului. Atmosfera exterioară are o masă de abia 0,5 M dar constituie 20% din raza lui Uranus. [51] Densitatea miezului lui Uranus este de aproximativ 9 g / cm³, cu o presiune în centrul de 8 milioane de bare și o temperatură de aproximativ 5.000 K. Mantaua nu este făcută din gheață în sensul convențional al termenului, ci mai degrabă dintr-un fluid care conține apă, amoniac și alte substanțe volatile. [52] Compozițiile lui Uranus și Neptun sunt destul de diferite de cele ale lui Jupiter și Saturn , cu o prevalență a materialelor înghețate față de gaze, [53] și din acest motiv sunt uneori clasificate ca „ giganți de gheață ”. [54]

Deși modelul citat mai sus este cel considerat standard, există și alte modele posibile, totuși datele disponibile în prezent nu permit oamenilor de știință să determine care model este cel corect. [55]

Masă și dimensiuni

Mărimea lui Uranus în comparație cu cea a Pământului

Masa lui Uranus este de aproximativ 14,5 ori mai mare decât a Pământului , făcându-l cea mai puțin masivă dintre planetele uriașe, în ciuda diametrului său, de aproximativ patru ori mai mare decât cea a Pământului, fiind puțin mai mare decât cea a lui Neptun. Cu o densitate de 1,27 g / cm³ Uranus este a doua planetă cel mai puțin densă din sistemul solar, după Saturn. [56] Densitatea sa indică faptul că Uranus este compus în principal din apă înghețată, amoniac și metan . [51] Masa totală de gheață internă a lui Uranus nu este cunoscută cu precizie, deoarece unele diferențe apar în funcție de modelul ales; ar trebui să fie între 9,3 și 13,5 mase de teren. Hidrogenul și heliul reprezintă doar o mică parte din masa totală, respectiv 0,5 și 1,5 mase de pământ. Restul masei necongelate (0,5 până la 3,7 mase terestre) este alcătuit din material rocos. [51]

Structura interna

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Structura internă a lui Uranus .

Uranus nu are o crustă solidă: gazul atmosferic devine din ce în ce mai dens pe măsură ce avansează spre interior și se transformă treptat în lichid. [51] În aceste cazuri se adoptă convenția de a considera ca suprafața corpului punctul în care presiunea atmosferică este egală cu 1 bar. Prin adoptarea acestei convenții, raza ecuatorială și raza polară a lui Uranus sunt, respectiv, egale cu 25 559 ± 4 și 24 973 ± 20 km. Prin urmare, are forma unui sferoid oblat . [57]

Uranus (ca și Neptun ) are o structură internă parțial similară cu cea a lui Jupiter și Saturn, deoarece nu are o manta de hidrogen metalic lichid care este în schimb prezent în cei doi giganți gazoși datorită presiunilor enorme pe care le exercită asupra părților lor interne. Uranus, de masă mai mică, nu exercită suficientă presiune pentru a forma un strat compozit din această materie degenerată . [58] Nucleul stâncos al lui Uranus este relativ mic și nu foarte masiv; în plus, diferă de cea a lui Neptun și a celorlalte planete uriașe, deoarece dispersează puțină căldură: în termeni astronomici are un flux termic redus . Fluxul de căldură al lui Uranus este de numai 0,042 ± 0,047 W / m², care este mai mic decât fluxul de căldură intern al Pământului de aproximativ 0,075 W / m². [59] . În consecință, căldura radiată de Uranus în banda infraroșie îndepărtată a spectrului este de doar 1,06 ± 0,08 ori energia solară absorbită în atmosfera sa. [59] [60] Pentru comparație, Neptun radiază în spațiu de 2,61 ori mai multă energie decât primește de la Soare. [61] Radiația redusă de căldură din interior face din Uranus cea mai rece planetă din sistemul solar: temperatura cea mai scăzută înregistrată în tropopauză este 49 K (-224 ° C). [59] [60]

Nu este clar de ce Uranus radiază atât de puțină energie spre exterior. Una dintre ipotezele prezentate pentru a explica această diferență față de alți giganți gazoși este că, atunci când Uranus a fost lovit de impactul cu corpul care a provocat înclinarea axială deosebită, cea mai mare parte a căldurii interne originale a fost expulzată, reducând semnificativ temperatura miezului. [62] O altă ipoteză este că există un fel de barieră în straturile superioare care împiedică căldura miezului să ajungă la suprafață. [51] De exemplu, poate exista o convecție între straturi de diferite compoziții, care inhibă transportul căldurii către exterior. [59] [60]

Atmosfera

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Atmosfera lui Uranus .

Atmosfera este compusă din hidrogen (83%), heliu (15%), metan (2%) și cu urme de apă și amoniac . [63] Capacitățile instrumentelor de detectare permit atingerea unei adâncimi de aproximativ 300 km sub suprafața convențională a lui Uranus (adică punctul în care presiunea măsoară 1 bar ) asumat ca zero altimetric. La acea adâncime există o presiune de 100 bari și o temperatură de 320 K. [64] Atmosfera poate fi împărțită în trei straturi: troposfera , la o altitudine cuprinsă între -300 km sub zero și 50 km, cu presiuni cuprinse între 100 și 0,1 bari (10 MPa până la 10 kPa), stratosfera , la altitudini între 50 și 4000 km și presiuni între 0,1 și 10 −10 bari (10 kPa până la 10 Pa) și termosfera / coroana, care se extinde de la 4 000 km 50 000 km deasupra suprafeței. [60]

Culoarea cian a planetei se datorează prezenței metanului în atmosferă , care absoarbe lumina roșie și reflectă albastrul . [65] Temperatura suprafeței norilor care acoperă Uranus este de aproximativ 55 K ( -218 ° C ). Uranus este atât de îndepărtat de Soare, încât intervalul de temperatură dintre vară și iarnă este aproape nul. [66]

Troposfera

Profilul de temperatură al troposferei Uranus și al stratosferei inferioare. Straturile de nor și ceață sunt, de asemenea, afișate

Troposfera este regiunea inferioară și cea mai densă a atmosferei și se caracterizează prin scăderea temperaturii cu înălțimea. [60] Sonda spațială Voyager 2 în timpul zborului planetei a detectat prezența norilor de metan prin măsurători radio în timpul unei ocultări, [67] dar structura exactă a celorlalte straturi de nor din Uranus nu este bine cunoscută. È stato ipotizzato che nuvole d'acqua giacciano entro i 50-100 bar di pressione, nuvole di idrosolfuro di ammonio (NH 4 HS) entro i 20-40 bar , nuvole di ammoniaca o acido solfidrico entro i 3-10 bar e infine nuvole di metano entro 1-2 bar . [60] [64] La troposfera è una regione molto dinamica dell'atmosfera, manifestando forti venti, moti convettivi, nubi altamente brillanti e cambiamenti stagionali. [68]

Atmosfera superiore

Profilo della temperatura nella stratosfera e nella termosfera di Urano. L'area ombreggiata corrisponde allo strato caratterizzato da un'elevata abbondanza di idrocarburi

Lo strato intermedio dell'atmosfera di Urano è la stratosfera, dove le temperature generalmente variano con l'altezza a partire da 53 K, in corrispondenza della tropopausa , fino a valori compresi tra gli 800 e gli 850 K alla base della termosfera. [66] Il riscaldamento che si verifica nella stratosfera è dovuto all'assorbimento di radiazione solare, nell' ultravioletto e nell' infrarosso , da parte del metano e di altri idrocarburi, che si formano in questa regione dell'atmosfera in conseguenza della fotolisi del metano. [69] [70] [71] Gli idrocarburi più abbondanti sono l' acetilene e l' etano con un'abbondanza circa 10 7 minore a quella dell'idrogeno. Il metano e il monossido di carbonio alle stesse altitudini presentano abbondanze simili, [69] [72] [73] mentre idrocarburi più pesanti e l'anidride carbonica sono presenti con abbondanze di tre ordini di grandezza più piccole. [74]

L'etano e l'acetilene tendono a condensare nella parte inferiore (e più fredda) della stratosfera e nella tropopausa formando strati di foschia , [70] che potrebbero essere parzialmente responsabili dell'aspetto mite di Urano. La concentrazione degli idrocarburi nella stratosfera del pianeta è significativamente inferiore rispetto a quanto riscontrato nelle stratosfere degli altri pianeti giganti. [69] [75]

Lo strato più esterno dell'atmosfera di Urano è la termosfera /corona, che presenta una temperatura uniforme compresa tra 800 e 850 K. [8] La fonte di calore responsabile di un valore così alto della temperatura non è stata ancora identificata, perché né le radiazioni solari ultraviolette né l'attività delle aurore polari, peraltro insignificanti rispetto alle aurore di Giove e Saturno, possono fornire la necessaria energia. Oltre all'idrogeno molecolare, la termosfera-corona contiene una notevole quantità di atomi di idrogeno libero. La loro piccola massa insieme con le alte temperature spiega il perché la corona si estende fino a 50 000 km di altitudine dalla superficie, equivalenti a due raggi di Urano. [66] Questa corona tanto estesa è una caratteristica che rende Urano unico tra i pianeti. I suoi effetti includono una forza di resistenza fluidodinamica sulle piccole particelle in orbita attorno al pianeta, determinando l'impoverimento degli anelli dalla polvere. [75]

La termosfera uraniana, nella parte superiore della stratosfera, corrisponde alla ionosfera di Urano. Le osservazioni mostrano che la ionosfera si trova ad altitudini comprese tra i 2 000 e 10 000 km. [76] La ionosfera di Urano è più densa di quella di Saturno e Nettuno; ciò potrebbe derivare dalla minore concentrazione di idrocarburi nella stratosfera. [75] [77] La ionosfera è sostenuta principalmente dalla radiazione solare ultravioletta e la sua densità dipende dall' attività solare . [78]

Bande, nubi e venti

La Grande Macchia Scura di Urano, scoperta dal telescopio spaziale Hubble nel 2006

Nel 1986, la Voyager 2 scoprì che l'emisfero meridionale visibile di Urano può essere suddiviso in due regioni: una luminosa calotta polare e bande equatoriali scure. Il loro confine si trova a circa 45°S di latitudine. [79] Una banda brillante tra le latitudini da 45°S a 50°S era la caratteristica più visibile dell'atmosfera esterna. [80] Si pensa che questa struttura, chiamata il "collare del sud", sia una regione densa di nubi di metano situate all'interno del campo di pressione compreso tra 1,3 e 2 bar. [81] Oltre alla struttura a bande su larga scala, la Voyager 2 osservò dieci piccole nuvole luminose, parecchi gradi a nord del collare, [79] mentre per il resto Urano appariva come un pianeta privo di dinamica. La Voyager 2 giunse durante la piena estate australe di Urano e non riuscì a osservare l'emisfero settentrionale. [80] All'inizio del XXI secolo , quando la regione polare settentrionale cominciava a rendersi visibile dalla Terra, il telescopio spaziale Hubble ei telescopi Keck inizialmente non osservarono nessun collare o calotta polare nell'emisfero nord. Tuttavia, quando Urano passò oltre il suo equinozio, il collare meridionale era quasi scomparso, mentre un debole collare settentrionale iniziava a formarsi vicino alla latitudine 45°N. [82]

Nel 1990, grazie al miglioramento delle tecniche osservative dalla Terra, si osservarono le nubi dell'emisfero settentrionale, che iniziavano a divenire visibili. [61] Vennero trovate molte nubi luminose, più di quelle che erano state osservate nell'emisfero meridionale, anche perché nell'emisfero sud il collare luminoso tendeva a mascherarne diverse, togliendo contrasto alle immagini. La differenza principale tra i due emisferi pare sia l'altitudine più elevata alla quale si trovano le nubi dell'emisfero nord, che sembrano più piccole ma più nitide e brillanti. [83] Molte piccole nuvole osservate avevano una durata di poche ore; tuttavia furono osservate formazioni più persistenti, come una "Macchia Scura" (Uranus Dark Spot) che mai era stata osservata prima del 2006. Questa scoperta ha evidenziato come Urano, nella sua fase equinoziale, pare molto più simile a Nettuno di quanto si pensasse in precedenza. [84] Negli anni ottanta infatti, quando passò la sonda Voyager, Urano pareva completamente privo di dettagli, a differenza di Nettuno che mostrava diversi fenomeni atmosferici. [85]

La velocità massima dei venti è stata rilevata nell'emisfero settentrionale nei pressi della latitudine 60°N, dove essi possono raggiungere facilmente la velocità di 850 km/h, [61] con punte fino a 900 km/h. [86] [87] [88] I venti all'equatore spirano in direzione retrograda, ossia in direzione opposta alla rotazione del pianeta, con velocità comprese tra 180 e 360 km/h. [80] Allontanandosi dall'equatore la velocità del vento diminuisce fino a raggiungere valori vicino allo zero a ± 20° di latitudine, dove si registra la temperatura minima della troposfera. Da quella latitudine e avvicinandosi ai poli i venti si muovono in moto diretto , nello stesso senso della rotazione di Urano, con la velocità del vento che continua ad aumentare raggiungendo i massimi a ± 60°N di latitudine. Nell'emisfero nord è stato osservato che la velocità dei venti torna a scendere a zero nei pressi del polo nord, mentre nell'emisfero sud, il collare oscura le dinamiche atmosferiche nelle vicinanze del polo sud, impedendo la misurazione della velocità dei venti oltre la latitudine 40°S. [61]

Clima

L'atmosfera di Urano è piuttosto regolare rispetto agli altri giganti gassosi, anche rispetto a Nettuno, il più simile per altri aspetti. [61] Quando la Voyager 2 si avvicinò a Urano nel 1986, furono osservate solo una decina di formazioni nuvolose su tutto il pianeta. [79] [89] Una spiegazione proposta per questo fenomeno è il basso calore interno di Urano rispetto a quella degli altri pianeti giganti. [59] [60] [90]

Cambiamenti stagionali

Un'immagine di Urano ripresa nel 2005 da Hubble: sono visibili gli anelli, il Collare Sud e una brillante nube bianca nell'emisfero nord

Per un breve periodo, da marzo a maggio del 2004, grandi nubi e una tempesta persistente sono apparse nell'atmosfera di Urano, mentre sono stati misurati venti spirare a oltre 800 km/h, rendendo Urano simile nell'aspetto a Nettuno. [91] Il 23 agosto 2006, ricercatori dello Space Science Institute e dell' Università del Wisconsin hanno osservato una macchia scura sulla superficie di Urano, consentendo agli astronomi di reperire maggiori informazioni sull'attività atmosferica del pianeta. Non è completamente nota la ragione di questi cambiamenti, ma sembrano essere legati all' inclinazione assiale di Urano che causa delle variazioni stagionali del clima di lunga durata, a seconda della posizione del pianeta nella sua orbita attorno al Sole. [92] [93] Determinare la natura di questa variazione stagionale non è semplice in quanto i dati atmosferici del pianeta sono noti da meno di 84 anni, durata dell'anno uraniano. Dal 1950 si sono osservate variazioni di luminosità con massimi durante i solstizi e minimi durante gli equinozi . [94] Anche le misure della temperatura stratosferica , a partire dal 1970, hanno mostrato cambiamenti più significativi in prossimità del solstizio del 1986. [95]

Ci sono quindi ragioni per ritenere che Urano sia soggetto a cambiamenti fisici stagionali. Negli ultimi decenni l'emisfero sud è stato nettamente più brillante dopo che durante il precedente solstizio era stato l'emisfero nord a essere più luminoso. Tuttavia, dopo il solstizio del 1986 la calotta polare sud si è notevolmente oscurata (tranne il collare sud), [81] confermando l'ipotesi che il polo che si avvicina al solstizio si illumina per un determinando periodo, e si oscura passato l'equinozio. [93] Nel 2007, dopo l'equinozio, è apparsa una debole calotta polare nord, mentre quella meridionale è diventata quasi invisibile, anche se il profilo dei venti è comunque leggermente asimmetrico , con i venti dell'emisfero nord generalmente ancora un po' più deboli di quelli dell'emisfero sud. [82]

Il meccanismo dei cambiamenti di Urano non è del tutto chiaro. [93] Si pensa che la variazione della luminosità dell'emisfero illuminato dal Sole derivi dal locale ispessimento delle nubi di metano e degli strati di foschia che si trovano nella troposfera. [81] Il collare luminoso a 45°S di latitudine è anch'esso collegato alle nubi di metano. Altre variazioni nella regione polare si possono spiegare con cambiamenti negli strati più bassi delle nubi. [81] Le nubi polari spesse e la foschia possono inibire la convezione , che tuttavia può riattivarsi durante gli equinozi. [96]

Campo magnetico

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Magnetosfera di Urano .
La complessità del campo magnetico di Urano, causata dalla forte inclinazione dei suoi poli magnetici rispetto all'asse di rotazione

Prima dell'arrivo della Voyager 2 nel 1986, non era stata effettuata nessuna misurazione della magnetosfera di Urano, quindi la sua natura rimaneva sconosciuta, anche se si riteneva che il campo magnetico fosse allineato ai venti solari e che quindi avesse un asse vicino a quello di rotazione. Fu quindi una sorpresa quando i dati della Voyager permisero di rivelare un campo magnetico inclinato di 59° rispetto all'asse di rotazione del pianeta, con i poli magnetici che si trovano in pratica all'equatore e non nei pressi dei poli . Inoltre, il campo magnetico non si origina dal centro del pianeta, in quanto il suo dipolo magnetico è spostato verso l'emisfero sud di circa un terzo del raggio. [97] La magnetosfera di Urano risulta pertanto fortemente asimmetrica, con l'intensità del campo magnetico sulla superficie che va da 0,1 gauss (10 microtesla) dell'emisfero meridionale e può arrivare a 1,1 gauss (110 microtesla) nell'emisfero nord. La sua media in superficie è di 0,23 gauss. [97]

Il momento del dipolo di Urano è cinquanta volte quello della Terra. Anche Nettuno possiede un campo magnetico fortemente inclinato e con un dipolo magnetico spostato, contrariamente al campo magnetico terrestre ea quello degli altri giganti gassosi che risulta più o meno allineato con l'asse di rotazione, suggerendo che questa caratteristica potrebbe essere comune nei giganti di ghiaccio. Una possibile spiegazione di questa peculiarità è che, mentre la Terra e gli altri pianeti hanno campi magnetici generati nel loro nucleo, i campi magnetici dei giganti di ghiaccio sono generati dal movimento di materia a profondità relativamente basse, come ad esempio in un oceano di acqua e ammoniaca. [98]

Nonostante lo strano allineamento, per altri versi la magnetosfera di Urano è simile a quella degli altri pianeti, con un limite esterno che si trova a circa ventitré raggi in direzione del Sole e una magnetopausa a diciotto raggi di Urano. La struttura della magnetosfera uraniana è diversa da quella di Giove e più simile a quella di Saturno. La "coda" della magnetosfera di Urano si estende dietro il pianeta, in direzione opposta al Sole, fino a una decina di milioni di chilometri, prendendo una forma a spirale a causa della rotazione del pianeta. [99] [100] Il flusso di particelle è abbastanza alto da causare un' erosione dei satelliti in un intervallo di tempo molto rapido in termini astronomici, di 100 000 anni. [101] Questa potrebbe essere la causa della colorazione uniformemente scura dei satelliti e degli anelli. [102] Il fascio di particelle del campo magnetico causa aurore visibili come archi luminosi attorno ai due poli magnetici, anche se, a differenza di Giove, le aurore di Urano sono poco significative, brevi e dall'aspetto puntiforme. [103]

Anelli

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Anelli di Urano .
Schema degli anelli di Urano; sono mostrati alcuni satelliti e le loro orbite

Urano possiede un sistema di anelli appena percettibile, composto da materia scura e polverizzata fino a 10 km di diametro. Il sistema di anelli fu scoperto il 10 marzo 1977 da James Elliot , Edward W. Dunham e Douglas J. Mink grazie all'osservatorio volante Kuiper Airborne Observatory . La scoperta fu inaspettata: gli astronomi avevano predisposto l'aereo appositamente per studiare un fenomeno molto raro, ovvero l'occultazione di una stella ( SAO 158687 ) da parte di Urano, con l'intento di poter studiare la sua atmosfera , che avrebbe filtrato i raggi della stella, prima che questa scomparisse dietro il pianeta. Il C141 trasportava un telescopio di 90 cm e un fotometro fotoelettrico molto sensibile, capace di misurare le più piccole variazioni di luminosità. Quando i ricercatori analizzarono le loro osservazioni scoprirono che la stella era scomparsa brevemente dalla vista cinque volte prima e dopo l'occultamento da parte del pianeta. Dopo ripetuti controlli, per escludere difetti nello strumento, conclusero che intorno a Urano doveva esserci un sistema di anelli analoghi a quelli di Saturno , almeno cinque. Successivamente vennero scoperti quattro ulteriori anelli. [104] Tale sistema venne rilevato direttamente quando la sonda spaziale Voyager 2 passò nei pressi di Urano nel 1986 . La Voyager scoprì anche altri due anelli, portando il numero totale degli anelli a undici. [10]

Nel dicembre 2005 il telescopio spaziale Hubble fotografò due nuovi anelli, il più largo dei quali ha un diametro due volte più grande degli anelli precedentemente conosciuti. Data la lontananza da Urano, i nuovi anelli sono stati definiti "sistema di anelli esterno". [105] I due anelli sono così lontani dal pianeta che sono stati chiamati il "secondo sistema di anelli" di Urano. Gli scienziati che hanno effettuato lo studio ipotizzano che l'anello più esterno venga continuamente alimentato dal satellite Mab , scoperto nel 2005 e avente un diametro di circa 20 km, che orbita all'interno di tale anello. [106]

Nell'aprile del 2006, le immagini dei nuovi anelli ottenute tramite l' Osservatorio Keck hanno rivelato i colori degli anelli esterni: il più esterno è blu mentre l'altro è rosso. Una ipotesi che spiegherebbe il colore blu dell'anello esterno è che esso sia composto da minuscole particelle di ghiaccio d'acqua rilasciato dalla superficie di Mab, sufficientemente piccole da diffondere la luce blu. [106]

Satelliti naturali

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Satelliti naturali di Urano .
I cinque satelliti principali di Urano in un fotomontaggio; in ordine crescente di distanza dal pianeta (da sinistra a destra): Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon

I satelliti naturali di Urano conosciuti sono ventisette. [107] I cinque più massicci sono Ariel , Umbriel , Titania , Oberon , Miranda . [108] I nomi dei satelliti derivano da personaggi delle opere di William Shakespeare e Alexander Pope . I primi a essere scoperti, da parte di William Herschel nel 1787, furono Titania e Oberon, [109] mentre nel 1840 William Lassell scoprì Ariel e Umbriel. Passò poi quasi un secolo senza nessuna scoperta, fino a quando, nel 1948, Gerard Kuiper scoprì Miranda, il più piccolo dei satelliti principali di Urano. [110] L'ultimo satellite ufficialmente scoperto è stato Margherita nel 2003, ma nel 2016, grazie all'analisi di alcune foto della sonda Voyager vecchie di trent'anni, si sono aggiunti altri due satelliti non confermati. [111] Il sistema satellitare di Urano è il meno massiccio tra quelli dei pianeti giganti; infatti, la massa combinata dei cinque maggiori satelliti è meno della metà di quella del solo Tritone , la maggiore delle lune di Nettuno. [56] Il più grande dei satelliti di Urano, Titania, ha un diametro di 1 578 km, meno della metà della Luna , ma poco più grande di Rea , la seconda più grande luna di Saturno, il che rende Titania l' ottavo satellite più grande del sistema solare . [109]

Tra i satelliti di Urano, Ariel sembra avere la superficie più giovane, con il minor numero di crateri da impatto, mentre la superficie di Umbriel appare la più antica. [10] La superficie di Miranda appare caotica e pare sia stata interessata in passato da un'intensa attività geologica. Sono evidenti vari strati sovrapposti, alcuni recenti e altri più antichi, solcati dai canyon più profondi del sistema solare, che raggiungono anche i 20 km di profondità. Si pensa che la sua superficie abbia sofferto intense forze mareali nel passato, in un momento in cui la sua orbita era più eccentrica di quella odierna. [10] [112]

Almeno un oggetto è legato a Urano in un' orbita a ferro di cavallo , che occupa il punto lagrangiano Sole-Urano L 3 , 83982 Crantor , che si muove in un'orbita temporanea all'interno della regione orbitale di Urano. [113] Un altro candidato oggetto in orbita a ferro di cavallo è 2010 EU 65 . [114]

Possibilità di sostenere la vita

È altamente improbabile che Urano possa ospitare forme di vita: data la sua natura di gigante gassoso , esso non possiede infatti una superficie solida definita. Anche l' atmosfera è inadatta: al di là della sua composizione ( idrogeno , metano e ammoniaca sono composti troppo semplici per generare vita), possiede pressioni e temperature proibitive. Nella parte alta dell'atmosfera, le temperature sono bassissime, intorno ai 50 K (−223 °C), e dove queste diventano favorevoli, è la pressione assieme alla mancanza di luce solare, e quindi di una fonte di energia, a impedire processi chimici avanzati che sono alla base di qualsiasi forma di vita.

Sui satelliti la questione è diversa: se i maggiori di essi possedessero oceani di acqua liquida sotto la crosta ghiacciata, come accade su Europa , Ganimede o Titano , allora potrebbero formarsi colonie di organismi molto semplici nei pressi degli hotspot termali sui fondali. [115]

Urano nella cultura

Significato mitologico e astrologico

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Urano (divinità) .

Urano prende il nome dall'omonimo dio greco , figlio e sposo di Gea , la Madre Terra, e personificazione del cielo , come descritto da Esiodo nella sua opera Teogonia . Secondo Esiodo Urano fecondò Gea gettandole addosso gocce d'acqua, dando origine alle prime generazioni di Titani . [116] Non esistono ovviamente riferimenti al pianeta nelle antiche popolazioni, essendo Urano stato scoperto solo alla fine del XVIII secolo .

In astrologia Urano rappresenta l'intuizione, l'inventiva, la forza decisionale, ei rinnovamenti ei cambiamenti in genere. Urano è domiciliato nell' Aquario , in esaltazione nello Scorpione , in esilio nel Leone e in caduta nel Toro . [117]

Nell'astrologia medica Urano regola il sistema nervoso , l' ipofisi , le meningi , il midollo spinale . [118]

Urano nella fantascienza

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Urano nella fantascienza .

Il pianeta Urano, così come Nettuno, non è stato molto citato nelle opere fantascientifiche; le scarse conoscenze e il fatto di essere così distanti dal Sole e freddi, non ha stimolato particolarmente gli autori di fantascienza , che hanno preferito scenari più noti e vicini alla Terra. [119]

Mr. Vivenair (uno pseudonimo ) di un autore anonimo, pubblicò nel 1784 A Journey Lately Performed Through the Air in an Aerostatic Globe, Commonly Called an Air Balloon, From This Terraquaeous Globe to the Newly Discovered Planet, Georgium Sidus , un resoconto di un viaggio in pallone sul pianeta da poco scoperto. [119]
Nel racconto del 1935 The Planet of Doubt di Stanley G. Weinbaum , Urano viene descritto come meta di viaggi raggiungibile da una base americana su Titano e raggiungibile solo ogni quaranta anni quando si verificava una congiunzione Saturno-Urano. [120] In The Insects from Shaggai di Ramsey Campbell del 1964 , racconto che riprende il Ciclo di Cthulhu di HP Lovecraft , Urano è conosciuto come L'gy'hx ei suoi abitanti sono creature metalliche di forma cubica e con molti piedi che adorano Lrogg . Questi esseri sono in conflitto religioso con gli insetti Shan . [121] [122]

Al cinema Urano è lo scenario del film Viaggio al 7º pianeta , del 1962 ) di Sidney W. Pink . Gli astronauti incontrano su Urano delle strane intelligenze che creano illusioni nella mente degli astronauti. [123] Nelle serie TV Urano è citato nella serie di Buck Rogers (1928-) come pianeta popolato da robot , mentre nel telefilm Doctor Who (1963-), nell'episodio The Daleks' Master Plan , il pianeta è l'unico luogo dell' universo dove può essere rinvenuto il minerale Taranium . Nell' anime Bishoujo Senshi Sailor Moon invece, Sailor Uranus è la settima soldatessa guardiana ad apparire nella serie e rappresenta il pianeta; i suoi attacchi sono associati con la forza della natura. Nella serie animata Futurama (1999-2003), nel 2620 il nome di Urano è stato cambiato in "Uretto" ( Urectum in originale) per evitare il gioco di parole fra "Ur-anus" e "Your anus".

Talvolta le lune uraniane sono state citate, come da Kim Stanley Robinson , che ne Il blu di Marte ( Blue Mars ), parte della Trilogia di Marte , scrive di Titania come luogo dove era situata una prigione militare, e, sempre nella stessa opera, menziona Miranda come un luogo preservato dai coloni come "deserto primordiale". [124]

Note

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w ( EN ) Uranus Fact Sheet , su nssdc.gsfc.nasa.gov . URL consultato il 26 luglio 2018 .
  2. ^ a b c ( EN ) Donald K. Yeomans, HORIZONS System , su ssd.jpl.nasa.gov , nasa.gov, 13 agosto 2006. URL consultato l'8 agosto 2007 . — At the site, go to the "web interface" then select "Ephemeris Type: ELEMENTS", "Target Body: Uranus Barycenter" and "Center: Sun".
  3. ^ a b Uranus , su www.eightplanetsfacts.com . URL consultato il 22 agosto 2018 .
  4. ^ ( EN ) How Many Rings Does Uranus Have? - Universe Today , su Universe Today , 23 agosto 2009. URL consultato il 30 agosto 2018 .
  5. ^ Unicode Character 'URANUS' (U+2645) , su www.fileformat.info . URL consultato il 7 marzo 2018 .
  6. ^ F. Herschel, The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus , in The Observatory , vol. 40, 1917 agosto, pp. 306-307, Bibcode : 1917Obs....40..306H .
  7. ^ ( EN ) MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program , su mira.org . URL consultato il 27 agosto 2007 (archiviato dall' url originale l'11 agosto 2011) .
  8. ^ a b c JI Lunine, The Atmospheres of Uranus and Neptune , in Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol. 31, 1993, pp. 217-263, DOI : 10.1146/annurev.aa.31.090193.001245 .
  9. ^ M. Podolak, A. Weizman, M. Marley, Comparative models of Uranus and Neptune , in Planet. Space Sci. , vol. 43, n. 12, 1995, pp. 1517-1522, DOI : 10.1016/0032-0633(95)00061-5 .
  10. ^ a b c d e f BA Smith, LA Soderblom, A. Beebe, et al. , Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results , in Science , vol. 233, 1986, pp. 97-102, DOI : 10.1126/science.233.4759.43 , pmid: 17812889.
  11. ^ A causa dello schiacciamento derivante dalla rapida rotazione del pianeta il diametro equatoriale, che viene mostrato quando il pianeta punta le regioni polari alla Terra, è 1,03 volte il diametro polare.
  12. ^ a b F. William , p. 429 , 2000.
  13. ^ ( EN ) Fred Espenak,Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006 , su sunearth.gsfc.nasa.gov , 2005. URL consultato il 14 gennaio 2009 .
  14. ^ RW Schmude , p. 130 , 2008.
  15. ^ ( EN ) New Images Reveal Clouds on Planet Uranus , su space.com . URL consultato il 14 gennaio 2009 .
  16. ^ ( EN ) Duane Dunkerson, Uranus—About Saying, Finding, and Describing It , su thespaceguy.com . URL consultato il 17 aprile 2007 (archiviato dall' url originale l'11 agosto 2011) .
  17. ^ ( FR ) EM Antoniadi , La planète Uranus , in L'Astronomie , n. 50, gennaio 1936, p. 252.
    «Bouvard a raconté à Arago qu'nne des observations de la planète avait été noteé par Le Monnier sur un sac à papier ayant contenu de la poundre à cheveux» .
  18. ^ ( EN ) Bath Preservation Trust , su bath-preservation-trust.org.uk . URL consultato il 29 settembre 2007 .
  19. ^ William Herschel, Account of a Comet, By Mr. Herschel, FRS; Communicated by Dr. Watson, Jun. of Bath, FR S , in Philosophical Transactions of the Royal Society of London , vol. 71, 1781, pp. 492-501, DOI : 10.1098/rstl.1781.0056 .
  20. ^ Why did it take so long to discover Uranus? :: NASA Space Place , su spaceplace.nasa.gov . URL consultato il 27 dicembre 2018 .
  21. ^ F. Howard , p. 21 , 2010.
  22. ^ ( EN ) CAN WE EXPLAIN BODE'S LAW USING GRAVITY ( PDF ), su math.nus.edu.sg . URL consultato il 10 dicembre 2018 (archiviato dall' url originale il 29 marzo 2017) .
  23. ^ ( EN ) Gerard P. Kuiper, The Fifth Satellite of Uranus , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 61, n. 360, 1949-06, p. 129, DOI : 10.1086/126146 . URL consultato il 20 agosto 2018 .
  24. ^ ( EN ) Torn Apart at Birth: 70 Years Since the Discovery of Miranda, Mysterious Moon Viewed by Voyager 2 , su AmericaSpace , 25 febbraio 2018. URL consultato il 20 agosto 2018 .
  25. ^ ( EN ) JL ELLIOT, E. DUNHAM e D. MINK, The rings of Uranus , in Nature , vol. 267, n. 5609, 1977-05, pp. 328-330, DOI : 10.1038/267328a0 . URL consultato il 20 agosto 2018 .
  26. ^ ( EN ) NASA Content Administrator, NASA - Hubble Camera Snags Rare View of Uranus Rings , in NASA , 2 aprile 2015. URL consultato il 20 agosto 2018 .
  27. ^ Calvin J. Hamilton, Hubble Uncovers Smallest Moons Yet Seen Around Uranus . URL consultato il 20 agosto 2018 .
  28. ^ ( EN ) Karl Hille, Hubble Spots Auroras on Uranus , in NASA , 10 aprile 2017. URL consultato il 20 agosto 2018 .
  29. ^ ( EN ) Giant Methane Storms On Uranus , in IFLScience . URL consultato il 20 agosto 2018 .
  30. ^ Hubble Captures Detailed Image of Uranus Atmosphere , su jpl.nasa.gov , Jet Propulsion Laboratory , 2 agosto 1998. URL consultato il 2 gennaio 2019 .
  31. ^ Hubble spots auroras on Uranus , su sciencedaily.com , ScienceDaily, 10 aprile 2017. URL consultato il 2 gennaio 2019 .
  32. ^ ( EN ) Outer Planet Flagship Mission , su opfm.jpl.nasa.gov , Jet Propulsion Laboratory (JPL). URL consultato il 25 novembre 2008 (archiviato dall' url originale il 27 giugno 2009) .
  33. ^ ( EN ) A NEW FRONTIERS MISSION CONCEPT FOR THE EXPLORATION OF URANUS ( PDF ), su hou.usra.edu . URL consultato il 20 agosto 2018 .
  34. ^ ( EN ) OCEANUS: A Concept Study for a Uranus Orbiter Mission from the 2016 NASA/JPL Planetary Science Summer School ( PDF ), su lpi.usra.edu . URL consultato il 20 agosto 2018 .
  35. ^ The ODINUS Mission , su odinus.iaps.inaf.it . URL consultato il 20 agosto 2018 .
  36. ^ Missions Proposed to Explore Mysterious Tilted Planet Uranus , su Space.com . URL consultato il 20 agosto 2018 .
  37. ^ ( EN ) The exploration of Uranus , su cnes.fr , Centre national d'études spatiales (CNES). URL consultato il 27 novembre 2008 .
  38. ^ John J. O'Connor, Robertson, Edmund F., John Couch Adams' account of the discovery of Neptune , su www-groups.dcs.st-and.ac.uk , University of St Andrews, marzo 2006. URL consultato il 3 agosto 2014 .
  39. ^ JC Adams, Explanation of the observed irregularities in the motion of Uranus, on the hypothesis of disturbance by a more distant planet , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 7, Blackwell Publishing, 13 novembre 1846, p. 149. URL consultato il 3 agosto 2014 .
  40. ^ ( EN ) Mathematical discovery of planets , su www-groups.dcs.st-and.ac.uk . URL consultato il 3 agosto 2014 .
  41. ^ I. Morrison , 2013.
  42. ^ ( EN ) Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus , su news.wisc.edu . URL consultato il 3 agosto 2014 (archiviato dall' url originale il 20 luglio 2011) .
  43. ^ Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000 , su hnsky.org , IAU , 2000. URL consultato il 3 agosto 2014 (archiviato dall' url originale il 12 maggio 2020) .
  44. ^ Cartographic Standards ( PDF ), su pds.jpl.nasa.gov , NASA . URL consultato il 3 agosto 2014 (archiviato dall' url originale l'11 agosto 2011) .
  45. ^ ( EN ) What is the Temperature of Uranus? , su space.com , Space.com . URL consultato il 3 agosto 2014 .
  46. ^ ( EN ) Heidi B. Hammel, Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus ( PDF ), su apl.ucl.ac.uk , A report from the 2006 Pasadena Workshop. URL consultato il 3 agosto 2014 (archiviato dall' url originale il 25 febbraio 2009) .
  47. ^ Risolto l'enigma dell'anomalo asse di Urano , su lescienze.it , Le Scienze , 10 ottobre 2011. URL consultato il 3 agosto 2014 .
  48. ^ ( EN ) JA Kegerreis et al., Consequences of Giant Impacts on Early Uranus for Rotation, Internal Structure, Debris, and Atmospheric Erosion ( abstract ), in The Astrophysical Journal , vol. 861, n. 1, 2 luglio 2018, DOI : 10.3847/1538-4357/aac725 .
    «JA Kegerreis et al 2018 ApJ 861 52» .
  49. ^ ( EN ) Durham University (a cura di), Cataclysmic collision shaped Uranus' evolution , su dur.ac.uk , 3 luglio 2018.
  50. ^ ( EN ) Chelsea Gohd, Something Big Crashed into Uranus and Changed It Forever , su space.com , 5 luglio 2018.
  51. ^ a b c d e f M. Podolak et al. , Comparative models of Uranus and Neptune , in Planetary and Space Science , vol. 43, n. 12, dicembre 1995, pp. 1517-1522, DOI : 10.1016/0032-0633(95)00061-5 .
  52. ^ Gunter Faure et al. , Uranus: What Happened Here? , in Introduction to Planetary Science , 2007, pp. 369-384, DOI : 10.1007/978-1-4020-5544-7_18 .
  53. ^ G. Brown et al . , p. 19 , 1992.
  54. ^ Urano: approfondimenti sul gigante di ghiaccio , su sistemasolare.org . URL consultato il 3 agosto 2014 (archiviato dall' url originale l'8 agosto 2014) .
  55. ^ M. Podolak et al. , Further investigations of random models of Uranus and Neptune , in Planetary and Space Science , vol. 48, n. 2-3, febbraio 2000, pp. 143-151, DOI : 10.1016/S0032-0633(99)00088-4 .
  56. ^ a b RA Jacobson et al. , The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data ( PDF ), in The Astronomical Journal , vol. 103, n. 6, giugno 1992, pp. 2068-2078, DOI : 10.1086/116211 .
  57. ^ P. Seidelmann et al. , Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006 , in Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy , vol. 98, n. 3, 2007, pp. 155-180, 10.1007/s10569-007-9072-y.
  58. ^ I giganti gassosi del sistema solare , su planet.racine.ra.it , Planetario di Ravenna. URL consultato il 4 agosto 2014 .
  59. ^ a b c d e JC Pearl Conrath et al. , The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data , in Icarus , vol. 84, n. 1, marzo 1990, pp. 12-28, DOI : 10.1016/0019-1035(90)90155-3 .
  60. ^ a b c d e f g Jonathan I. Lunine, The Atmospheres of Uranus and Neptune , in Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol. 31, settembre 1993, pp. 217-263, DOI : 10.1146/annurev.aa.31.090193.001245 .
  61. ^ a b c d e LA Sromovsky et al. , Dynamics of cloud features on Uranus , in Icarus , vol. 179, n. 2, dicembre 2005, pp. 459-484, DOI : 10.1016/j.icarus.2005.07.022 .
  62. ^ A. Bernagozzi e D. Cenadelli , p. 162 , 2009.
  63. ^ La tempestosa atmosfera di Urano , su focus.it . URL consultato il 4 agosto 2014 .
  64. ^ a b Imke dePater, Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K., Possible Microwave Absorption in by H 2 S gas Uranus' and Neptune's Atmospheres ( PDF ), in Icarus , vol. 91, 1991, pp. 220–233, DOI : 10.1016/0019-1035(91)90020-T .
  65. ^ Uranus , su oacn.inaf.it , v. URL consultato il 6 agosto 2014 .
  66. ^ a b c Floyd Herbert, Sandel, BR; Yelle, RV; et.al., The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2 ( PDF ), in J. of Geophys. Res. , vol. 92, 1987, pp. 15,093–15,109, DOI : 10.1029/JA092iA13p15093 .
  67. ^ GF Lindal, Lyons, JR; Sweetnam, DN; et.al., The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2 , in J. of Geophys. Res. , vol. 92, 1987, pp. 14,987–15,001, DOI : 10.1029/JA092iA13p14987 .
  68. ^ LA Sromovsky, Fry, PM, Dynamics of cloud features on Uranus , in Icarus , vol. 179, 2005, pp. 459-483, DOI : 10.1016/j.icarus.2005.07.022 .
  69. ^ a b c J. Bishop, Atreya, SK; Herbert, F.; and Romani, P., Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere ( PDF ), in Icarus , vol. 88, 1990, pp. 448-463, DOI : 10.1016/0019-1035(90)90094-P .
  70. ^ a b Michael E. Summers et al. , Photochemistry of the Atmosphere of Uranus ( PDF ), in The Astrophysical Journal , vol. 346, 1989, pp. 495-508, DOI : 10.1086/168031 .
  71. ^ Th. Encrenaz, Lellouch, E.; Drossart, P., First detection of CO in Uranus ( PDF ), in Astronomy&Astrophysics , vol. 413, 2004, pp. L5–L9, DOI : 10.1086/168031 . URL consultato il 5 agosto 2007 .
  72. ^ Th. Encrenaz, Lellouch, E.; Drossart, P., First detection of CO in Uranus ( PDF ), in Astronomy&Astrophysics , vol. 413, 2004, pp. L5–L9, DOI : 10.1051/0004-6361:20034637 . URL consultato il 5 agosto 2007 .
  73. ^ Martin Burgorf et.al. , Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy , in Icarus , vol. 184, 2006, pp. 634-637, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.06.006 .
  74. ^ Martin Burgorf, Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et.al. , Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy , in Icarus , vol. 184, n. 2006, pp. 634-637, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.06.006 .
  75. ^ a b c Floyd Herbert, Sandel, Bill R., Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune , in Planet. Space Sci. , vol. 47, 1999, pp. 1119-1139, DOI : 10.1016/S0032-0633(98)00142-1 .
  76. ^ JL Tyler, Sweetnam, DN; Anderson, JD; et.al., Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings and Satellites , in Science , vol. 233, 1986, pp. 79-84, DOI : 10.1126/science.233.4759.79 .
  77. ^ LM Trafton et.al. , H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora , in The Astrophysical Journal , vol. 524, 1999, pp. 1059–1023,, DOI : 10.1086/307838 .
  78. ^ Th. Encrenaz, Drossart, P.; Orton, G.; et.al, The rotational temperature and column density of H + 3 in Uranus ( PDF ), in Planetary and Space Sciences , vol. 51, 2003, pp. 1013-1016, DOI : 10.1016/S0032-0633(03)00132-6 .
  79. ^ a b c BA Smith et al. , Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results , in Science , vol. 233, n. 4759, 4 luglio 1986, pp. 43-64, DOI : 10.1126/science.233.4759.43 .
  80. ^ a b c HB Hammel et al. , Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features , in Icarus , vol. 175, n. 2, giugno 2005, pp. 534-545, DOI : 10.1016/j.icarus.2004.11.012 .
  81. ^ a b c d KA Rages et al. , Evidence for temporal change at Uranus south pole , in Icarus , vol. 172, n. 2, settembre 2004, pp. 548-554, DOI : 10.1016/j.icarus.2004.07.009 .
  82. ^ a b LA Sromovsky et al. , Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics , in Icarus , vol. 203, n. 1, settembre 2009, pp. 265-286, DOI : 10.1016/j.icarus.2009.04.015 .
  83. ^ HB Hammel et al. , New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a southern feature at 2.2 µm , in Icarus , vol. 175, n. 1, maggio 2005, pp. 284-288, DOI : 10.1016/j.icarus.2004.11.016 .
  84. ^ HB Hammel, GW Lockwood, Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune , in Icarus , vol. 186, 2007, pp. 291-301, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.08.027 .
  85. ^ ( EN ) Uranus Has a Dark Spot , su space.com , Space.com , 26 ottobre 2006. URL consultato il 5 agosto 2014 .
  86. ^ Uranus , su solarsystem.nasa.gov . URL consultato il 25 luglio 2018 .
  87. ^ Il clima del pianeta Urano osservato come mai prima d'ora , su gaianews.it . URL consultato il 5 agosto 2014 .
  88. ^ Hammel et al., New Measurements of the Winds of Uranus , in Icarus , vol. 153, n. 2, ottobre 2001, pp. 229-235, DOI : 10.1006/icar.2001.6689 .
  89. ^ ( EN ) Emily Lakdawall, No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics , su planetary.org , The Planetary Society, 11 novembre 2004. URL consultato il 5 agosto 2014 (archiviato dall' url originale il 12 febbraio 2012) .
  90. ^ What is the Temperature of Uranus? , su space.com , Space.com , 30 novembre 2012. URL consultato il 20 agosto 2016 .
  91. ^ ( EN ) Keck zooms in on the weird weather of Uranus , su news.wisc.edu , Università del Winsconsin, novembre 2004. URL consultato il 5 agosto 2014 (archiviato dall' url originale l'11 agosto 2011) .
  92. ^ ( EN ) Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus , su sciencedaily.com , Science Daily. URL consultato il 5 agosto 2014 .
  93. ^ a b c HB Hammel, GW Lockwood, Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune , in Icarus , vol. 186, 2007, pp. 291-301, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.08.027 .
  94. ^ GW Lockwood, M .AA Jerzykiewicz, Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004 , in Icarus , vol. 180, n. 2, febbraio 2006, pp. 442-452, DOI : 10.1016/j.icarus.2005.09.009 .
  95. ^ Leslie A. Young et al. , Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation , in Icarus , vol. 153, n. 2, pp. 236-247, DOI : 10.1006/icar.2001.6698 .
  96. ^ MD Hofstadter,BJ Butler, Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus , in Icarus , vol. 165, n. 1, settembre 2000, pp. 168–180 doi=10.1016/S0019-1035(03)00174-X.
  97. ^ a b Norman F. Ness et al. , Magnetic Fields at Uranus , in Science , vol. 233, n. 4759, luglio 1986, pp. 85-89, DOI : 10.1126/science.233.4759.85 .
  98. ^ S. Atreya et al. , Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune? ( PDF ), in Geophysical Research Abstracts , vol. 8, n. 05179, 2006.
  99. ^ Norman F. Ness et al., Magnetic Fields at Uranus , in Science , vol. 233, n. 4759, luglio 1986, pp. 85-89, DOI : 10.1126/science.233.4759.85 .
  100. ^ ( EN ) Voyager: Uranus: Magnetosphere , su voyager.jpl.nasa.gov , NASA , 2003. URL consultato il 6 agosto 2014 (archiviato dall' url originale l'11 agosto 2011) .
  101. ^ SM Krimigis et al. , The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment , vol. 233, n. 4759, Science , 4 luglio 1986, pp. 97-102, DOI : 10.1126/science.233.4759.97 .
  102. ^ ( EN ) Voyager Uranus Science Summary , su solarviews.com . URL consultato il 6 agosto 2014 .
  103. ^ La prima aurora polare su Urano , su nationalgeographic.it , National Geographic. URL consultato il 6 agosto 2014 (archiviato dall' url originale l'8 agosto 2014) .
  104. ^ ( EN ) JL Elliot, The rings of Uranus , su nature.com , Nature . URL consultato il 6 agosto 2014 .
  105. ^ ( EN ) NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus , su hubblesite.org , 22 dicembre 2005. URL consultato il 15 gennaio 2009 .
  106. ^ a b Imke dePater et al. , New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring , in Science , vol. 312, n. 5770, 2006, pp. 92-94, DOI : 10.1126/science.1125110 .
  107. ^ ( EN ) Scott S. Sheppard, Jewitt, David; Kleyna, Jan, An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness , in The Astronomical Journal , vol. 129, 2006, pp. 518-525, DOI : 10.1086/426329 .
  108. ^ Gunter Faure, Teresa Mensing, Uranus: What Happened Here? , in Introduction to Planetary Science , Faure, Gunter; Mensing, Teresa M., 2007, DOI : 10.1007/978-1-4020-5544-7_18 .
  109. ^ a b ( EN ) Moons of Uranus , su universetoday.com , Universe Today , 2010. URL consultato il 6 agosto 2014 (archiviato dall' url originale il 29 luglio 2014) .
  110. ^ Gerard Kuiper , in Treccani.it – Enciclopedie on line , Istituto dell'Enciclopedia Italiana.
  111. ^ Uranus May Have Two Undiscovered Moons , su jpl.nasa.gov .
  112. ^ ( EN ) Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists , su space.com , Space.com , 2001. URL consultato il 6 agosto 2014 (archiviato dall' url originale il 9 luglio 2008) .
  113. ^ T. Gallardo, "Atlas of the mean motion resonances in the Solar System , in Icarus , vol. 184, n. 1, 2006, pp. 29-38, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.04.001 .
  114. ^ C. de la Fuente Marcos, R. de la Fuente Marcos, Crantor, a short-lived horseshoe companion to Uranus , in Astronomy and Astrophysics , vol. 551, 2013, p. A114, DOI : 10.1051/0004-6361/201220646 .
  115. ^ ( EN ) Cain Fraser, Could There Be Life on Uranus? , su universetoday.com , Universe today, 07. URL consultato il 13 gennaio 2012 .
  116. ^ Nota alla Teogonia di Esiodo , su poiein.it . URL consultato il 6 agosto 2014 (archiviato dall' url originale il 10 ottobre 2014) .
  117. ^ La posizione di Urano , su oroscopi.com . URL consultato il 6 agosto 2014 .
  118. ^ I. Andrieu , p. 174 , 1991.
  119. ^ a b Outer Planets , su sf-encyclopedia.com , Encyclopedia of science fiction. URL consultato il 7 agosto 2014 .
  120. ^ The Planet of Doubt , su gutenberg.net.au , Progetto Gutenberg . URL consultato il 7 agosto 2014 .
  121. ^ E. Derby et al . , 1995.
  122. ^ The Arrival of the Insects of Shaggai, Part 2 , su lovecraftianscience.wordpress.com .
  123. ^ Urano , in MYmovies.it , Mo-Net Srl.
  124. ^ KS Robinson , 1993.

Bibliografia

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Il sistema solare
SoleMercurioVenereLunaTerraFobos e DeimosMarteCerereFascia principaleGioveSatelliti naturali di GioveSaturnoSatelliti naturali di SaturnoUranoSatelliti naturali di UranoSatelliti naturali di NettunoNettunoSatelliti naturali di PlutonePlutoneSatelliti naturali di HaumeaHaumeaSatelliti naturali di MakemakeMakemakeFascia di KuiperDisnomiaErisSednaDisco diffusoNube di OortSolar System XXX.png
Stella : Sole ( Eliosfera · Corrente eliosferica diffusa · Campo magnetico interplanetario )
Pianeti :
(☾ = luna/e ∅ = anelli )
MercurioVenereTerra ( ) • Marte ( ) • Giove ( ) • Saturno ( ) • Urano ( ) • Nettuno ( )
Pianeti nani e plutoidi : CererePlutone ( ) • Haumea ( ) • Makemake ( ) • Eris ( )
Corpi minori : Asteroidi ( Vulcanoidi · NEA · Fascia principale · Troiani · Centauri ) • TNO ( Fascia di Kuiper · Disco diffuso ) • Comete ( Radenti · Periodiche · Non periodiche · Damocloidi · Nube di Oort )
Argomenti correlati: Sistema planetarioPianeta extrasolareDefinizione di pianetaPianeti ipotetici
Crystal Project konquest.png Questo box: vedi · disc. · mod.
Controllo di autorità VIAF ( EN ) 316741874 · LCCN ( EN ) sh85141296 · GND ( DE ) 4062100-5 · BNF ( FR ) cb121153821 (data) · NDL ( EN , JA ) 00576471 · WorldCat Identities ( EN ) viaf-316741874
Sistema solare Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare
Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 7 gennaio 2019 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki