Uran

Uran

Uran patří do třídy velkých planet. Je 14,5 krát hmotnější než naše Země, jeho průměr činí 52 900 km. Kolem Slunce obíhá Uran ve vzdálenosti 19,2 AU. Planeta Uran byla objevena teprve v roce 1781 známým astronomem Williamem Herschelem. Tato ohromná plynná koule namodralé barvy je i přes svou vzdálenost, kdy od Slunce dostává jen velice málo energie, poměrně bouřlivým světem s neobyčejně dynamickou atmosférou, jak nám o tom svědectví přinesla sonda Voyager 2, která 24.1.1986 proletěla kolem Uranu v minimální vzdálenosti 28 000 km.

Porovnání velikosti planety se Zemí.

Staří pozorovatelé, na rozdíl od bližších planet, Uran neobjevili, neboť jeho jasnost činí pouhých 6m a kolem této hodnoty kolísá vcelku nepatrně. Jeho jasnost se blíží hranici citlivosti lidského oka, proto starým astronomům unikl. V předteleskopickém období tam měl Uran nepatrnou šanci na objevení. A to ani přesto, že Uran má největší odrazivost ze všech planet Sluneční soustavy.

Sonda Voyager 2 shromáždila a na Zemi přenesla ohromné množství dat a fotografií, které velice rozšířily naše znalosti o této planetě. O další výzkum a poznatky se později postaral i Hubbleuv vesmírný teleskop. V roce 1977 byly u Uranu objeveny prstence, podobné těm, které známé ze Saturnu. Soustava prstenců sahá do vzdálenosti 42 000 až 52 000 km od středu planety Uran. Objev prstenců byl učiněn při zákrytu hvězdy SAO 158 687 Uranem.

Prstence leží v rovině rovníku, který je však k rovině oběžné dráhy silně skloněn – o plných 97,9°. A protože roviny oběžné dráhy Uranu se prakticky neliší od roviny ekliptiky (jen 46´ 21´´), je během doby oběhu Uranu kolem Slunce (84 let) střídavě vidět jižní a severní pól.

Uran se kolem své osy otočí jednou za 17,3 h. Jeho atmosféra však rotuje poněkud jinak, je neobyčejně dynamická a dosahuje tloušťky asi 1 000 km. Je tvořena převážně vodíkem, ale objevuje se dusík, čpavek, metan a řada dalších uhlovodíků. Teplota atmosféry činí okolo 80 K, vrstvy čpavku až 200 K. Tlak na povrchu Uranu dosahuje neuvěřitelných 1 000 Mpa, což je 10 000 × více než na zemském povrchu. Podle současných znalostí má Uran pevný povrch tvořený silnou vrstvou ledů (voda a amoniak). Jádro má být kamenné. Pokud jde o měsíce, z větších měsíců Uranu jsou známy Ariel, Umbriel, Titania a Oberon. Ty, stejně jako Uranovy prstence, obíhají v rovině rovníku planety, tedy kolmo k rovině oběžné dráhy planety.

Největší měsíce:

Porovnání velikostí měsíců.

ARIEL

Ariel

Uranův měsíc Ariel patří do rodiny vnějších měsíců, ve které je všech pět největších měsíců planety Uran. Jsou to měsíce Miranda, Ariel, Umbriel, Titania a Oberon. Z této skupiny je měsíc Ariel čtvrtým největším měsícem, tedy čtvrtým největším měsícem planety Uran a 14. největším měsícem Sluneční soustavy. Ariel byl sice objeven již 24. října 1851 Williamem Lassellem jako objekt s jasností pouhých 14,15m, podrobnější znalosti o něm však přinesla až kosmická sonda Voyager 2, která proletěla kolem planety Uran v lednu 1986 při své cestě k Neptunu. Kosmická sonda se k povrchu Arielu přiblížila na vzdálenost pouhých 127 tis. km. Voyageru 2 se podařilo vyfotografovat asi jen 35% povrchu Arielu, takže naše znalosti o tomto měsíci jsou poměrně neúplné. Měsíc Ariel obíhá kolem Uranu ve střední vzdálenosti 191 020 kilometrů jednou za 2,5 dne. Rotace měsíce je vázaná, takže planetě Uran nastavuje stále stejnou polokouli. Měsíc dosahuje průměru 1 155 km a hmotnosti asi 1,35×1021 kg. Střední hustota měsíce činí asi 1,66 g/cm3. Stejně jako všechny vnější měsíce Uranu obíhá Ariel v rovině rovníku planety, tedy téměř kolmo k rovině oběžné dráhy Uranu kolem Slunce. Rotační osa má totiž velice velký sklon a Uran se po své oběžné dráze doslova válí. V důsledku toho na povrchu Arielu vládnou extrémní tepelné i světelné podmínky. Na Arielu, podobně jako na Uranu, dochází ke střídání polárních dnů a polárních nocí. Ty jsou však extrémně dlouhé. Polární den na Arielu totiž trvá 42 pozemských let, tedy půl Uranova roku. Planeta Uran kolem Slunce oběhne jednou za 84 let.

Hluboká údolí na povrchu měsíce.

Ariel pravděpodobně prošel tepelnou diferenciací, což dokazuje jeho sférický tvar. Teplo v nitru vznikalo v důsledku slapového působení sousedních měsíců a planety Uran a také rozpadem radioaktivních prvků v jádru. Ariel se nejspíše zformoval z akrečního disku, který obklopoval Uran v ranných fázích vývoje planety. Jádro měsíce, které je nejspíše tvořeno silikáty, je obklopeno silným pláštěm s převahou vodního ledu. Jádro Arielu by mohlo dosahovat až 63 % průměru planety a shromažďovat až 56 % hmotnosti. Tlak v jádru nepřekračuje 0,3 GPa. Tomu by nasvědčovalo relativně vysoké albedo (asi 0,23) povrchu Arielu, jenž je v důsledku pohybu měsíce uvnitř radiačních pásů planety Uran, bombardován částicemi slunečního a kosmického záření, které mohou mít na svědomí určité ztmavení Arielova povrchu. Především na přední polokouli, která vykazuje značnou barevnou asymetrii vzhledem k zadní polokouli. Druhou příčinou může být přítomnost uhlíkatých materiálů včetně složitějších organických sloučenin. Na povrchu měsíce byly pozorovány četné krátery, ale také systémy hlubokých zlomů a kaňonů, které vznikly pravděpodobně v důsledku geologické aktivity poháněné vnitřním teplem. Nejvíce kráterů se nachází na jižním pólu měsíce. Největším známým kráterem na povrchu měsíce Ariel je Yangoor, který dosahuje v průměru asi 78 km. Ostatní známé krátery však mají průměru pod 50 km. Naopak ve středních šířkách se objevují soustavy zlomů a kaňonů, které pravděpodobně vznikly v důsledku globální kryotektoniky a působením vody nebo amoniaku, a které se táhnou především východním a nebo severovýchodním směrem. Nejdelším známým kaňonem na povrchu Arielu je Kachina Chasma, který dosahuje známé délky 620 km a pokračuje na polokouli, kterou se Voyageru 2 nepodařilo vyfotografovat. Dna kaňonů jsou přitom hladká a jeví se, že byly zaplaveny kapalinou (voda, amoniak).

Druhým hlavním typem terénu na povrchu měsíce je vyvýšený terén s četnými systémy hřebenů a údolí, které dosahují délky až 200 km a jsou od sebe vzdáleny 10 až 35 km. Pásy se přitom často jeví jako pokračování kaňonů. Nejmladším terénem jsou roviny a hladké plochy v místech, kde se protínají kaňony. Jsou to poměrně nízko položené a relativně hladké plochy, které bývají poměrně ostře odděleny od krátery rozrytých ploch či jiných typů útvarů. Vznik rovin má na svědomí nejspíše kryovulkanismus. Kapalina, která se dostala na povrch buď skrz zlomy a nebo jícny připomínajícími pozemské vulkány, a která měla nejspíše zásadní vliv na utváření rovin, musela být poměrně viskózní a brzy utuhla, neboť se nerozlévala do větších vzdáleností. Mohlo jít buďto o vodu a nebo roztok amoniaku s krystalky vodního ledu či solí. Tloušťka vrstev této „kryolávy“ činí teoreticky 1 – 3 km

MIRANDA

Miranda

Miranda byla pojmenována po dceři kouzelníka Prospera v Shakespearově hře Bouře. Ale její jméno je sladěno i s jejím zjevem, neboť zároveň znamená podivuhodný (lat. mirandus = podivuhodný, mirac(u)lum = zázrak). Miranda není jeden z největších satelitů Uranu, ale Voyager 2 prolétal nejblíže právě kolem ní. Nebyl to měsíc, ke kterému se měl Voyager nejvíce přiblížit, kdyby pracovníci řídící let měli na výběr, ale žádný výběr nebyl. Voyager 2 musel proletět blízko planety, aby dostal potřebné zrychlení na cestu k Neptunu.. a cesta vedla kolem Mirandy. Rozlišení, ve kterém byly fotografované větší satelity, bylo asi 2 až 3 kilometry na pixel, kdežto na Mirandě rozlišíme detaily o rozměrech i jen několik set metrů. Naštěstí se Miranda ukázala být nejpozoruhodnější ze všech satelitů. Miranda je malý měsíc s průměrem 470 kilometrů. Její povrch je na rozdíl od čehokoliv jiného ve sluneční soustavě pokryt něčím, co je „splácané dohromady bez ladu a skladu“. Miranda sestává z obrovských kaňonů a zlomů hlubokých i 20 kilometrů, stupňovitých teras a směsi starých a mladých povrchů. Mladší oblasti by mohly být vytvořeny nedokončenou vnitřní diferenciací měsíce, proces ve kterém lehčí materiál vystupuje v omezených oblastech na povrch. Vypadá, jako by byla v průběhu svého vytváření zhruba pětkrát rozdrcena. Po každém roztříštění by se dal měsíc zase dohromady ze svých pozůstatků, přičemž se pokaždé část povrchových materiálů dostala do jádra a část materiálů jádra zůstala na povrchu. Mirandino vzezření se můžeme pokusit vysvětlovat různými teoriemi, jeho skutečná historie však ale i nadále zůstává neznámá. Vzhledem k Mirandině malé velikosti a nízké teplotě (-187°C) byla na tomto měsíci nalezena překvapivá míra a různorodost tektonické aktivity. To vede k názoru, že dalším zdrojem tepla musí být slapové tření způsobované gravitací Uranu. Navíc některé vlivy musí způsobovat pohyb ledu a ledového materiálu při nízkých teplotách.

TITANIA

Titania

Měsíc Titania je největším měsícem planety Uran. Se svým průměrem asi 1 578 km je osmým největším měsícem naší Sluneční soustavy. Titania obíhá kolem Uranu ve střední vzdálenosti 436 300 km po téměř kruhové dráze jednou za 8,7 dne s průměrnou rychlostí 3,65 km/s. Měsíc Titania má hmotnost 3,527 × 1021 kg, což je asi jen 0,6 % hmotnosti planety Země. Gravitační zrychlení na povrchu měsíce v oblasti rovníku činí 0,38 m × s-2, což je jen 3,9 % gravitačního zrychlení na Zemi. Astronauti by tak na povrchu Titanie vážili asi jen jednu šestadvacetinu toho co na Zemi.

Porovnání velikostí měsíce Titania s Měsícem a Zemí.

Titanii objevil 11. ledna 1787 William Herschel. Podrobnější znalosti nám však přinesla až kosmická sonda Voyager 2, která kolem planety Uran na své cestě k Neptunu proletěla v lednu roku 1986. Sonda se k Titanii přiblížila na vzdálenost až 369 000 km, což je zhruba vzdálenost Měsíce od Země. Během svého obletu Voyager 2 nafotografoval asi 40 % povrchu měsíce. Na snímcích se dají rozlišit detaily až do velikosti 3,6 km. Titania má vázanou rotaci, k Uranu natáčí stále stejnou hemisféru. Obíhá uvnitř magnetického pole planety v jeho radiačních pásech, ze kterých je ničím nechráněný povrch silně bombardován částicemi slunečního a kosmického záření, které mohou mít výrazný vliv na zabarvení povrchu měsíce. Stejně jako v případě dalších velkých měsíců Uranu, vyjma měsíce Oberon. Plášť Titanie je tvořen vodním ledem s příměsí křemičitanů (až 30 %) a metanu. Nejnápadnějším známým útvarem na povrchu je velký kaňon (Chasma), jenž svými impozantními rozměry mnohonásobně převyšuje známá Grand Canyon na Zemi. Messina Chasma se táhne v délce asi 1 500 km od rovníku až k jižnímu pólu Titanie. Šířka tohoto kaňonu dosahuje místy až 75 km.

Kaňon Messina Chasma.

Vedle velkých kaňonů se na povrchu tohoto měsíce nacházejí četné zlomy (Rupes) a impaktní krátery, z nichž největší – Gertrude – dosahuje průměru 326 km. Dalšími velkými krátery jsou Ursula a Jessica, které jsou, narozdíl například od měsíce Umbriel, obklopeny jasnými paprsky z vyvrhnutého vodního ledu. Měsíc Titania prošel v raných fázích vývoje teplotní diferenciací, díky které se zformovalo křemičitanové jádro o poloměru asi 520 km. To činí asi 66 % poloměru měsíce. V jádře, v jehož nitru tlak dosahuje asi 0,58 GPa (asi 5 800 × vyšší tlak, než kolik činí atmosférický tlak u hladiny moře na planetě Zemi), je soustředěno asi 58 % hmoty Titanie. Pokud je pod ledovým krunýřem Titanie dostatek amoniaku a dalších podobných látek, mohl se tam dodnes udržet tekutý oceán, na jehož vzniku měly v minulosti podíl slapové síly a teplo uvolňované při rozpadu radioaktivních prvků. Tloušťka tohoto oceánu by mohla činit až 50 kilometrů a teplota asi 190 K.

Titania ze sondy Voyager 2.

Stejně jako na Uranu i na měsících obíhajících v rovině rovníku trvá den na Titanii extrémně dlouho – 42 let, což je polovina Uranova roku. Zatím poslední slunovrat na Titanii nastal v roce 1986, kdy Slunce ozařovalo téměř celou severní polokouli. Rovnodennost nastala na přelomu let 2007/2008. Jeho rovníková rovina tehdy protínala Zemi, ze které bylo možno pozorovat vzájemné zákryty Uranových měsíců. Poslední měření naznačují možnou přítomnost velice řídké atmosféry, resp. exosféry, ve které se objevují molekuly oxidu uhličitého, metanu i kyslíku. Podobně jako na Jupiterově měsíci Callisto a některých dalších měsících. Tlak takovéto exosféry nepřesahuje tři miliardtiny atmosférického tlaku na planetě Zemi.

UMBRIEL

Umbriel

Měsíc Umbriel objevil sice již 24. října 1851 William Lassell, přesto na první podrobnější informace o tomto ledovém světě jsme si museli počkat až do roku 1986, kdy kolem planety Uran prolétla kosmická sonda Voyager 2 a na své cestě k Neptunu se přiblížila k měsíci Umbriel až na vzdálenost 557 000 km. Kamery sondy dokázaly na povrchu měsíce rozlišit detaily o velikosti až 10 km a zmapovat asi 40 % povrchu tohoto měsíce. Měsíc Umbriel patří do rodiny vnějších Uranových měsíců, kam patří pětice největších měsíců této planety. Jsou to měsíce Miranda, Ariel, Umbriel, Titania a Oberon. Umbriel má průměr 1 169 km, kolem Uranu obíhá ve střední vzdálenosti 226 300 km po málo excentrické dráze s malým sklonem vůči rovníku planety. Kolem mateřské planety oběhne jednou za 4,14 dne. Rotace měsíce je pravděpodobně vázaná, takže k Uranu natáčí stále stejnou polokouli. Hmotnost měsíce činí 1,221 × 1021 kg a střední hustota 1,39 g/cm3. Umbriel je nejtmavším měsícem z rodiny vnějších měsíců. Jeho albedo je pouhých 0,16. Odráží tedy jen 16 % dopadajícího záření. Výjimkou je pouze světlá oblast Wunda v rovníkové oblasti (průměr asi 130 km) o jejíž povaze není nic bližšího známo. Přesto je tato oblast o průměru asi 130 až 140 km považována za impaktní kráter. Umbriel měl rovněž nejslabší geologickou aktivitu, jeho povrch se zdá být poměrně starý a málo přeměněný. Přesto i na něm nalezneme menší kaňony svědčící o rané geologické aktivitě. Povrch Umbrielu je hustě poset impaktními krátery, silně připomíná povrch vysočin na našem Měsíci. Po Oberonu je to druhý krátery nejhustěji posetý měsíc planety Uran. Krátery však postrádají jasných paprsků a dalších sekundárních tvarů. Největším známý kráterem je Wokolo, jenž dosahuje průměru asi 210 km. Dalšími velkými krátery jsou Wunda (131 km), Malingee (164 km), Vuver (98 km), Kanaloa (86 km) či Minepa (52 km). Všechny velké krátery mají středový vrcholek, valové roviny nebyl na tomto měsíci objeveny. Umbriel pravděpodobně prošel tepelnou diferenciací a má poměrně velké křemičité jádro obalené silným pláštěm ze směsi ledu a křemičitanových hornin. Poloměr jádra může činit až 317 km, tlak v samotné jádru nepřesahuje 0,24 GPa. Umbriel se pravděpodobně zformoval, podobně jako ostatní velké Uranovy měsíce, z akrečního disku u planety Uran v raném období vývoje planety. Podobně jako na ostatních měsících Uranu, které obíhají v rovině rovníku planety, trvají na Umbrielu dny (i noci) neuvěřitelných 42 let, tedy polovinu Uranova roku.

OBERON

Oberon.

Oberon je jedním z pěti největších měsíců planety Uran, k nimž dále patří měsíce Miranda, Ariel, Umbriel a Titania. Oberon je od Uranu nejvzdálenější velký měsíc a devátý nejhmotnější měsíc celé Sluneční soustavy s hustotou asi 1,63 g/cm33. Měsíc Oberon nedostal své jméno po žádné z postav antické mytologie, jak je tomu u jiných těles Sluneční soustavy, nýbrž po mýtickém králi víl ze Shakespearova díla Sen noci svatojánské. Jeho manželkou byla Titania, po které je pojmenován další z Uranových měsíců. Oberon, jenž nesl do definitivního pojmenování označení Uran IV, objevil 11. ledna společně s planetou Uran 1787 a měsícem Titania William Herschel dne 11. ledna 1787. Oberon obíhá kolem planety Uran ve střední vzdálenosti 583 520 kilometrů. Průměr měsíce dosahuje asi 1 523 kilometrů a hmotnost cca 3,014 × 1021 kg. Kolem Uranu oběhne Oberon jednou za 13,463 dne. První detailnější snímky měsíce pořídila kosmická sonda Voyager 2 v roce 1986 během těsného průletu kolem planety Uran. Sondě se podařilo nasnímat ale jen asi 40 % povrchu měsíce. Sonda se k Oberonu přiblížila až na 470 600 km a dokázala na povrchu rozlišit detaily o velikosti 6 km. Oberon patří ke starým tělesům. Měsíc se pravděpodobně zformoval z akrečního disku u mateřské planety. Vědci předpokládají určitou diferenciaci měsíce a existenci poměrně velkého silikátového jádra, které by mohlo dosahovat až 60 % průměru měsíce. Tlak v jádru měsíce nepřekračuje 0,5 GPa. Diferenciaci tělesa pravděpodobně způsobil rozpad radioaktivních prvků, které nahřály těleso měsíce a vytvořily depozity vody či amoniaku pod povrchem měsíce. Vědci dokonce připouštějí možnou přítomnost podpovrchového oceánu ještě i dnes.

Porovnání velikostí Oberonu s Měsícem a Zemí.

Plášť je tvořen směsí silikátů a vodního ledu, předpokládá se přítomnost organických sloučenin na povrchu. Povrch Oberonu, jenž je rozryt velkým množstvím impaktních kráterů, je poměrně tmavý načervenalého nádechu. Největším známým kráterem je Hamlet. Jeho průměr činí asi 206 km. Dalšími velkými krátery jsou Othello a Macbeth. Snímky okrajových částí Oberonu naznačují existemci ještě větší impaktní pánve o průměru až 375 km. Tento útvar byl již však mimo dosah kamer Voyageru 2. Vedle kráterů byly na snímcích z Voyageru 2 rozlišeny na povrchu Oberonu i soustavy kaňonů, které pravděpodobně vznikly v ranějších fázích vývoje měsíce. Největším představitelem těchto útvarů je Mommur Chasma.