Uranus

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Tämä artikkeli käsittelee planeettaa, muita merkityksiä on täsmennyssivulla.
Uranus
Uranus2.jpg
Löytäminen
Löytäjät William Herschel
Löytöaika 13. maaliskuuta 1781
Kiertoradan ominaisuudet
Keskietäisyys Auringosta 2 870 972 200 km
19,19126393 AU
Pienin etäisyys Auringosta 2 748 938 461 km
18,37551863 AU
Suurin etäisyys Auringosta 3 004 419 704 km
20,08330526 AU
Eksentrisyys 0,04716771
Kiertoaika Auringon ympäri 84 a 3 d 15,66 h
Synodinen kiertoaika 369,7 d
Keskiratanopeus 6,8352 km/s
Inklinaatio 0,76986°
Kuiden lukumäärä 27
Fyysiset ominaisuudet
Päiväntasaajan halkaisija 51 118 km
Pinta-ala 8,1156 × 109[1] km2
Massa 8,686×1025 kg
14,536 Maan massaa
Keskitiheys 1,29 g/cm3
Putoamiskiihtyvyys pinnalla 8,69 m/s2
Pyörähdysaika −17 h 14 m
Akselin kaltevuus 97,86°
Albedo 0,51
Pakonopeus 21,29 km/s
Pinnan lämpötila alin: 49 K
keski: 53 K
ylin: 57 K
Kaasukehän ominaisuudet
Kaasunpaine vaihtelee
Koostumus
Vetyä
Heliumia
Metaania
Ammoniakkia
Etaania
Asetyleeniä
Hiilidioksidia
83 %
15 %
1,99 %
0,01 %
0,00025 %
0,00001 %
havaittavasti

Uranus (symboli: ♅ tai Uranus symbol.svg) on aurinkokunnan seitsemäs planeetta Auringosta lukien. Se on jättiläisplaneetta, planeetoista kooltaan kolmanneksi ja massaltaan neljänneksi suurin. Uranoksen mukaan nimetty planeetta on aurinkokunnassamme ainoana nimetty kreikkalaisen jumalan mukaan; kaikki muut on nimetty roomalaisten jumalien mukaan. Planeetalla on himmeä rengasjärjestelmä ja 27 tunnettua kuuta.

Rakenne[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Uranus renkaineen ja sisimpine kuineen Hubble-teleskoopin kuvassa. Kaasukehässä on havaittavissa voimistunutta aktiviteettia.
Uranuksen ja maan kokovertailu

Uranuksen pieni tiheys (noin 1,3 kertaa veden tiheys) viittaa siihen että se koostuu vedystä, heliumista ja vedestä. Sillä ei ole kiinteää pintaa.[2] 1990-luvulla jättiläisplaneetat jaettiin kaasujättiläisiin ja jääjättiläisiin, ja Uranus kuului jälkimmäisiin. Nimitys liittyy planeetan syntyhistoriaan, nykyisin siellä on hyvin vähän jäätä. Itse planeetan massasta noin 20 % on vetyä, joten se eroaa selvästi kaasujättiläisistä, jotka ovat 90-prosenttisesti vetyä.[3] Uranuksen kaasukehästä on vetyä noin 83 %, noin 15 % heliumia ja noin kaksi prosenttia metaania.[4]

Uranuksen sisäosien rakenteesta on erilaisia malleja mutta niissä kaikissa planeetta on nestemäinen ja sen neste vaihtuu vähitellen kaasuksi kaasukehän rajakerroksessa. Eri malleissa on eri suhteissa "kiveä" (silikaatteja ja metalleja), "jäätä" (vettä, metaania ja ammoniakkia ja "kaasuja" (vetyä ja heliumia). Näissä paineissa ja lämpötiloissa "Jää" on nestemäisessä muodossa.[2]

Akselin kallistuma[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Yksi Uranuksen silmiinpistävimmistä piirteistä on sen pyörähdysakselin poikkeuksellisen suuri kallistuma. Päivänseisausten aikaan toinen navoista osoittaa lähes kohti Aurinkoa. Akselin kallistuman yleisesti ajatellaan olevan 98 astetta, joten planeetan toinen puoli on puolet kiertoradasta Aurinkoon ja päinvastoin. Vaikka osan vuodesta Uranuksen napa-alueet saavat auringonvalosta enemmän energiaa kuin päiväntasaajan seutu, on päiväntasaaja toistaiseksi tuntemattomasta syystä napoja lämpimämpi. Voyager 2 -avaruusluotaimen ohittaessa planeetan sen pinnalla havaittiin vain hyvin heikkoja pilvimuodostumia; Hubble-avaruusteleskoopin havainnoidessa planeettaa 1990-luvulla se havaitsi voimakkaampia, vyöhykemäisiä pilvirakenteita Auringon lähestyessä päiväntasaajaa. Vuonna 2007 aurinko oli suoraan päiväntasaajan yläpuolella. Retrogradisesti nähtynä planeetan kallistuma on 82 astetta.[5]

Syytä Uranuksen kallistumiseen ei varmuudella tunneta, mutta vallitsevana selityksenä on ollut esillä törmäys suuren protoplaneetan kanssa aurinkokunnan syntyvaiheessa. Kannatusta saanut ranskalaistutkija Alessandro Morbidellin teoria ehdottaa, että törmääjiä on täytynyt olla vähintään kaksi. Näin siksi, koska muutoin Uranuksen kuut olisivat jääneet kiertämään planeettaa vastakkaiseen suuntaan, kuin mitä nykyään havaitsemme. Lähiaikoina planeettojen syntyä kuvaavia teorioita jouduttaneenkin tarkistamaan. Standarditeorian mukaan jättiläisplaneetat muodostuivat suhteellinen rauhaisissa olosuhteissa, kun taas nyt julkaistu tulos viittaa suurten planeettatörmäysten olleen aurinkokunnan alkuvaiheissa luultua yleisempiä.[6]

Kaasukehä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Uranus näyttää turkoosin tai sinertävän väriseltä piirteettömältä kiekolta näkyvässä valossa. Uranuksen syaani väri johtuu kaasukehän metaanista[7] jota on siinä 2 %.[8] Metaani sirottaa sinisen valon joka suuntaan, ja imee punaisen. Uranuksen pinnasta tekee piirteettömän asetyleenistä ja etaanista koostuva savusumua eli smogia muistuttava utu. Asetyleeni ja etaani syntyy auringonsäteilyn pommittaessa metaania, ja hajottaessa metaanimolekyylejä. Hajonneet molekyylit yhdistyvät uudestaan isommiksi yhdisteiksi. Lämpötila on sekä päivä- että yöpuolella noin 55 kelviniä eli noin −218 °C. Uranuksen ilmakehän yläosa, stratosfääri, on viileämpi kuin Jupiterin tai Saturnuksen. Metaani muodostaa Uranuksen kaasukehään pilviä. Avaruusluotaimen väärävärikorostetussa kuvassa näkyy kymmenen sisäkkäistä ympyrää planeetan navan ympärillä, ne ovat pilvinauhoja. Korkeilla keskileveyksillä näkyy lämpökuvassa voimakas kirkas nauha, ja toisella puolella tumma pitkulainen täplä kooltaan 1700×3000 km2.[9] 15–40 asteen leveyksillä näkyy lämpökuvassa 2–3 astetta viileämpi nauha.[10] Uranuksen piirteettömyyden arvellaan johtuvan sisäisen lämmönlähteen heikkoudesta. Muilla planeetoilla sisäinen lämpö tuottaa planeetan kaasukehään pilvinauhoina näkyvää liikettä. Uranuksen kaasukehä on kylmimmillään planeetan tropopaussissa, jossa paine on 0,1 ilmakehää ja lämpötila 52 K.[10]

Ylimmät pilvet ovat cirruspilviä, joista 20–30 km ylempänä on vielä utua. Pilvien huipun lämpötila on 59 K. Metaanipilviä on noin 60 km pilvien huipun alla noin 1,3 bar paineessa.[11][12] Noin 80 K:n lämpötilaa vastaavassa korkeudessa metaanipilvien alla on luultavasti vetysulfidipilviä, jotka eivät näy pinnalle asti.[13] Uranuksella on samat pilvikerrokset, ammoniakkipilviä ja muita, kuin Jupiterilla, mutta ne eivät näy ylempien pilvien takia. Uranuksen kaasukehän lämpötilakäyrä korkeuden mukaan muistuttaa Saturnuksen kaasukehän vastaavaa, ollen yläosaltaan tropopaussin yllä viileämpi.

Magneettikenttä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Uranuksen magneettikenttä on voimakkaampi kuin Saturnuksella. Magneettikentän keskipiste ei sijaitse planeetan keskipisteessä, ja se on kallistunut 59° pyörähdysakselin suhteen. Uranuksenkin magneettikentän uskotaan aiheutuvan ionisoituneen aineen virtauksesta planeetan sisuksissa. Havaitun magneettisen akselin suuren poikkeaman pyörimisakselista on aiheuttanut todennäköisesti virtausliike melko matalalla pinnan alla. Myös monin tavoin Uranusta muistuttavan Neptunuksen magneettikentässä on havaittavissa vastaavanlainen ilmiö. Magneettikentän lähde on toistaiseksi tuntematon, sillä sähköä johtavan vesipitoisen vaipan olemassaolo on epävarma.

Yleisesti kuitenkin ajatellaan Uranuksen ja Neptunuksen tyyppisten planeettojen magneettikenttien syntyvän paineen takia ionisoituneen veden, ammoniakin ja metaanin virtauksissa. Nämä aineet hajoavat Uranuksen vaipan suurissa lämpötiloissa ja paineissa hydroksidi-ioneiksi, ammoniumioneiksi, hiileksi ja protoneiksi, jotka pystyvät virratessaan kuljettamaan sähköä[14]. Hajonneet yhdisteet ovat ominaisuuksiltaan aivan erilaisia kuin ehjät. Ionisoitunut vesi muistuttaa sulaa suolaa, ja omaa metallin ominaisuuksia. Uranuksen kierto itsensä ympäri aiheuttaa magneettikentän venymisen korkkiruuvimaiseksi kierteeksi planeetan taakse sen kiertäessä radallaan.

Löytö ja nimeäminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Uranus oli ensimmäinen planeetta, jonka voidaan sanoa löytyneen. Vaikka se näkyy juuri ja juuri paljain silminkin, merkittiin kohde tähdeksi useilla ensimmäisillä havaintokerroilla. Varhaisin tällainen merkintä on vuodelta 1690, kun John Flamsteed luetteloi sen 34 Tauriksi. Flamsteed havaitsi Uranuksen myöhemmin vielä kaksi kertaa, vuosina 1712 ja 1715. James Bradley puolestaan näki planeetan 1748, 1750 ja 1753 sekä Mayer 1756. Pierre Charles Le Monnier ei osannut yhdistää kohteesta tekemiään lukuisia havaintoja. Hän havaitsi kohteen neljästi vuonna 1750, kahdesti 1768, kuudesti 1769 ja vielä kerran 1771.

Sir William Herschel.

Lopulta maaliskuussa 1781 Sir William Herschel löysi planeetan käytyään läpi taivasta uudella kaukoputkellaan. Hän huomasi kohteen, joka näytti tähteä suuremmalta, mutta ilmoitti sen kuitenkin aluksi komeetaksi. Saman vuoden elokuussa kohteen liikuttua tähtien suhteen suomalainen tähtitieteilijä Anders Johan Lexell laski kohteelle radan ja sai todeta Herschelin löytäneen uuden planeetan. Herschel nimesi sen Yrjön tähdeksi (Georgium sidus) silloisen Englannin kuninkaan Yrjö III:n kunniaksi muuttaen sen kuitenkin myöhemmin Yrjön planeetaksi. Nimestä ei koskaan tullut suosittua Englannin ulkopuolella; Jérôme Lalande ehdotti vuonna 1784 nimeä Herschel, jonka ranskalaiset tähtitieteilijät pian omaksuivat. Uppsalan yliopiston Erik Prosperin ehdotti nimiä Astraea, Cybele ja Neptunus, joista kaksi ensimmäistä ovat nykyisin asteroidien nimiä. Anders Johan Lexell puolestaan ehdotti Yrjö III:n Neptunusta ja Ison-Britannian Neptunusta, Daniel Bernoulli Hypercroniusta ja Transaturnista ja eräät muut Austräata ja Minervaa.

Johann Bode Berliner Astronomisches Jahrbuchin päätoimittajana päätyi tukemaan Uranusta planeetan nimeksi; Maximilian Hell yhtyi tähän käyttämällä nimeä ensimmäisessä efemeridissä, joka julkaistiin Wienissä. Nimen omaksuivat myös brittiläiset tähtitieteilijät; vuoden 1827 Royal Astronomical Societyn julkaisuissa Uranus oli jo selvästi yleisin planeetasta käytetty nimitys. Siitä huolimatta muutamat tahot Englannissa jatkoivat Georgium Sidus- tai the Georgian -nimen käyttöä; niistä viimeisimpänä kuninkaallinen merialmanakkatoimisto, joka siirtyi käyttämään Uranusta vasta vuonna 1850.

Uranuksen löytöä edeltäneet lukuisat havainnot osoittautuivat pian hyödyllisiksi: niiden avulla planeetan rata voitiin laskea tarkasti. Radan huomattiin kuitenkin poikkeavan lasketusta, ja häiriön aiheuttajaksi epäiltiin toistaiseksi tuntematonta ulompaa planeettaa. Näin tapahtumat johtivat lopulta Neptunuksen löytämiseen vuonna 1846.

Tutkimus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Uranuksesta tiedettiin melko vähän ennen Voyager 2:n, ainoan planeettaa lähietäisyydeltä tutkineen avaruusluotaimen, ohitusta vuonna 1986. Lähimmillään planeettaa luotain oli 24. tammikuuta. Se havaitsi Uranuksen magneettikentässä muutoksia, joista pystyttiin laskemaan planeetan kiertoaika. Aiemmin kiertoaikaa ei tunnettu lainkaan, sillä sen pinnalta ei maasta käsin ollut havaittu lainkaan yksityiskohtia. Luotaimen ottamien kuvien avulla löydettiin myös kymmenen uutta kuuta. Lisäksi Voyager 2 tutki planeetan ilmakehää ja rengasjärjestelmää.

Hubble-avaruusteleskooppi havainnoi Uranusta ensimmäisen kerran vuonna 1994. Teleskoopin kuvien perusteella planeetan pilvivyöhykkeiden huomattiin voimistuneen; vuonna 1999 otetut kuvat paljastivat yhä kasvanutta aktiviteettia.

Uranus ei aina ole ollut 7. planeetta Auringosta. Tutkimusten mukaan vastasyntynyt Neptunus oli lähempänä Aurinkoa kuin Uranus. 650 miljoonaa vuotta muodostumisensa jälkeen planeetat kuitenkin vaihtoivat paikkaa. Tutkimuksessa tutkittiin planeettojen protoplanetaarisen kaasu- ja pölykiekon tiheyttä sekä planeettojen liikkeitä ja kokoa. Tutkijat pääsivät vastaukseen, että Neptunus on vaihdellut paikkaa Uranuksen puolelta toiselle.[15]

Havaitseminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Uranuksen näennäinen kirkkaus on 5,5–6,0, joten se on mahdollista nähdä paljain silmin himmeänä tähtimäisenä kohteena hyvissä havainto-olosuhteissa pimeällä ja selkeällä taivaalla. Kiikarilla planeetta erottuu jo selvästi, ja pienellä kaukoputkella se näkyy neljän kaariminuutin laajuisena vihertävänä levynä. Lisää yksityiskohtia planeetan pinnasta paljastuu vain kaikkein tehokkaimmilla kaukoputkilla.

Kuut[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Uranuksen kuita oikeassa kokosuhteessa: Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania ja Oberon.
Pääartikkeli: Uranuksen kuut

Uranuksella on 27 tunnettua kuuta.[16] Kaksi suurinta kuuta, Titanian ja Oberonin, löysi Herschel 13. maaliskuuta 1787. William Lassell löysi Arielin ja Umbrielin vuonna 1851. William Herschelin poika John nimesi vuotta myöhemmin silloin tunnetut neljä kuuta. Seuraavan kuun, Mirandan, löysi Gerard Kuiper vuonna 1948. Voyager 2:n ohitus lisäsi tunnettujen kuiden määrää kymmenellä, ja myöhemmin löydettiin vielä yksi kuu lisää luotaimen vanhoja kuvia tutkimalla. Sen jälkeen lisää kuita on löydetty Maasta käsin kaukoputkilla: kaksi vuonna 1997, kolme vuonna 1999, kolme vuonna 2001 ja kolme vuonna 2003. 1990-luvulla löytyneet kuut ovat pienikokoisia, ja osa niistä on todennäköisesti planeetan kiertoradalleen kaappaamia asteroideja, sillä ne kiertävät emäplaneettaansa kaukaisilla, epäsäännöllisillä ja retrogradisilla radoilla. On todennäköistä, että Uranuksella on lisää pieniä kuita yhä löytämättä.

Kuiden tiheys on noin 1,5–1,7 g/cm³, joten ne koostuvat puoliksi kivestä ja puoliksi jäästä. Useimmat kuista ovat hyvin tummia, erityisesti Umbriel, joka on yksi aurinkokunnan tummimmista kappaleista. Mirandassa on dramaattisia jälkiä geologisesta aktiivisuudesta, kuten valtavia kanjoneita ja jyrkänteitä, jotka ovat syntyneet törmäysten tai vuorovesivoimien seurauksena. Suurin kuista on Titania, joka lähes 1600 kilometrin läpimitallaan on aurinkokunnan kahdeksanneksi suurin kuu. Uranuksen kaikki kuut on nimetty William Shakespearen ja Alexander Popen teoksissa esiintyvien henkilöhahmojen mukaan.

Uranuksen suuret kuut
(verrattuna Maan kuuhun)
Nimi
Läpimitta
(km)
Massa
(kg)
Ratasäde
(km)
Kiertoaika
(d)
Tiheys g/cm³
Miranda.jpg
Miranda
470
(14 %)
7,0 × 1019
(0,1 %)
129 000
(35 %)
1,4
(5 %)
1,20
Ariel (moon).jpg
Ariel
1160
(33 %)
14 × 1020
(0,8 %)
191000
(50 %)
2,5
(10 %)
1,67
Umbriel (moon).jpg
Umbriel
1170
(34 %)
12 × 1020
(1,6 %)
266 000
(70 %)
4,1
(15 %)
1,40
Titania (moon) color cropped.jpg
Titania
1580
(45 %)
35 × 1020
(4,8 %)
436 000
(115 %)
8,7
(30 %)
1,72
Voyager 2 picture of Oberon.jpg
Oberon
1520
(44 %)
30 × 1020
(4,1 %)
584 000
(150 %)
13,5
(50 %)
1,63

Renkaat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Uranuksen renkaat
Uranuksen renkaat.

Uranuksen rengasjärjestelmä löydettiin sattumalta vuonna 1977, kun James L. Elliot, Edward W. Dunham ja Douglas J. Mink tutkivat tähdenpeiton avulla Uranuksen ilmakehää Kuiperin ilmakuljetusobservatoriosta käsin. Käsitellessään havaintojensa tuloksia he huomasivat, että tähti oli kadonnut lyhyeksi aikaa viisi kertaa sekä ennen peittymistään Uranuksen taakse että sen jälkeen. Tuloksista pääteltiin renkaiden olemassaolo, joka varmistettiin visuaalisesti Voyagerin kuvista. Päärenkaita on yhteensä yhdeksän, ja lisäksi Voyager löysi kaksi himmeämpää rengasta. Uloin ε-rengas on noin 40 kilometrin levyinen ja hyvin selvärajainen, sillä sen molemmin puolin kiertää kaksi paimenkuuta, Cordelia ja Ofelia. Kaikkien renkaiden paksuus on noin 100 metriä ja albedo vain noin 0,03. Renkaan kappaleet ovat pääasiassa useiden metrien kokoisia, eikä hienojakoista pölyä juurikaan ole.

Nimi Etäisyys Uranuksen keskipisteestä (km) Leveys (km)
1986 U2R 38 000 n. 2 500
6 41 840 1–3
5 42 230 2–3
4 42 580 2–3
α (alfa) 44 720 7–12
β (beeta) 45 670 7–12
η (eeta) 47 190 0–2
γ (gamma) 47 630 1–4
δ (delta) 48 290 3–9
1986 U1R 50 020 1–2
ε (epsilon) 51 140 20–100


Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Solar System Exploration (Uranus – Facts & Figures) NASA. Viitattu 24.8.2010. (englanniksi)
  2. a b Uranus encyclopedia Britannica. Viitattu 31.3.2013.
  3. The ATmospheres of the Ice Giants, Uranus and Neptunus Jet Propulsion Laboratory/California Institute of Technology. Viitattu 31.3.2013.
  4. Uranus Views of the Solar System. Viitattu 31.3.2013.
  5. Uranus Encuyclopedia of Science
  6. Sakari Nummila: Uranukseen on törmännyt kaksi planeettaa 10.10.2011. Viitattu 22.7.2012.
  7. Atmosphere of Uranus Universe Today. 2008. Viitattu 16.1.2013. (englanniksi)
  8. Linda T. Elkins-Tanton: Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System, s. 23. Infobase Publishing, 2009. ISBN 9781438107295. (englanniksi)
  9. Dark Spot in Uranus’ Clouds Universe Today. 2006. Viitattu 16.1.2013.
  10. a b Structure and Atmosphere. Planetsalive.com. (englanniksi)
  11. Pilvet joviaanisten planeettojen atmosfääreissä Oulun yliopisto. Viitattu 16.1.2013.
  12. Fran Bagenal: Class 17 - Giant Planets 1 University of Colorado. Viitattu 16.1.2013.
  13. Uranus 2001. Viitattu 16.1.2013.
  14. Tähtitieteen perusteet,Neljäs laitos, sivu 285 Neptunuksen magneettikenttä, Sivu 281-283 veden hajoaminen ioneiksi, Sivu 229 magneettikentän iso kulma, Sivu 230 metaani, ammoniakki ja vety
  15. Uranus ja Neptunus vaihtoivat paikkaa 2007. Tiede. Viitattu 16.1.2013.
  16. Uranus' Known Satellites Department of Terrestrial Magnetism, Carnegie Institution of Washington. Viitattu 16.1.2013.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Commons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Uranus.