أورانوس، الكوكب السابع من الشمس، يتميز بأنه عملاق غازي جليدي سماوي اللون. يتكون تكوينه بشكل أساسي من الماء والأمونيا والميثان في مرحلة فوق الحرجة، والتي يشير إليها علماء الفلك عادة باسم "الجليد" أو المواد المتطايرة. يُظهر الغلاف الجوي الكوكبي بنية سحابية معقدة ومتعددة الطبقات، ويسجل أدنى درجة حرارة بين جميع كواكب النظام الشمسي، حيث تصل إلى 49 كلفن (−224 درجة مئوية؛ −371 درجة فهرنهايت). والجدير بالذكر أن أورانوس يمتلك ميلًا محوريًا كبيرًا يبلغ 82.23 درجة وفترة دوران رجعية تبلغ 17 ساعة و14 دقيقة. ونتيجة لذلك، خلال رحلته المدارية التي تبلغ 84 سنة أرضية حول الشمس، يواجه كل قطب ما يقرب من 42 عامًا من ضوء النهار المتواصل، تليها مدة مكافئة من الظلام المستمر.
أورانوس هو الكوكب السابع من الشمس. إنه عملاق جليدي غازي سماوي اللون. يتكون معظم الكوكب من الماء والأمونيا والميثان في مرحلة فوق حرجة من المادة، والتي يطلق عليها علم الفلك "الجليد" أو المواد المتطايرة. يحتوي الغلاف الجوي للكوكب على بنية سحابية معقدة وله أدنى درجة حرارة (49 كلفن (−224 درجة مئوية؛ −371 درجة فهرنهايت)) من بين جميع كواكب النظام الشمسي. لديه ميل محوري ملحوظ قدره 82.23 درجة مع فترة دوران رجعية تبلغ 17 ساعة و 14 دقيقة. وهذا يعني أنه خلال فترة مدارية تبلغ 84 سنة أرضية حول الشمس، يتلقى قطباه حوالي 42 عامًا من ضوء الشمس المستمر، يتبعها 42 عامًا من الظلام المستمر.
من بين كواكب النظام الشمسي، يحتل أورانوس المرتبة الثالثة من حيث القطر ورابع أكبر من حيث الكتلة. تشير النماذج المعاصرة إلى أنه يوجد تحت طبقة الوشاح المتطايرة نواة صخرية، يحيط بها غلاف جوي كبير يتكون من الهيدروجين والهيليوم. يكشف الغلاف الجوي العلوي عن كميات ضئيلة من الهيدروكربونات، التي يُفترض أنها ناتجة عن التحلل المائي، إلى جانب أول أكسيد الكربون وثاني أكسيد الكربون، والتي يُعتقد أنها تنشأ من مصادر مذنبيّة. هناك العديد من الظواهر المناخية غير المبررة التي تميز الغلاف الجوي لأورانوس، بما في ذلك سرعة الرياح القصوى البالغة 900 كم / ساعة (560 ميلاً في الساعة)، والتقلبات في الغطاء القطبي، وتكوينات السحب غير المتوقعة. علاوة على ذلك، يُظهر الكوكب حرارة داخلية منخفضة بشكل ملحوظ مقارنة بالكواكب العملاقة الأخرى، وهي ظاهرة لم يتم فهم سببها الأساسي بعد.
تماشيًا مع الكواكب العملاقة الأخرى، يمتلك أورانوس نظامًا حلقيًا، وغلافًا مغناطيسيًا، والعديد من الأقمار الصناعية الطبيعية. نظامها الحلقي داكن بشكل ملحوظ، ويعكس حوالي 2% فقط من الضوء الساقط. تتكون أقمار أورانوس الطبيعية الـ 29 المعروفة من 19 قمرًا منتظمًا، 14 منها أقمارًا داخلية صغيرة. ووراء هذه الأقمار، توجد خمسة أقمار رئيسية أكبر حجمًا – ميراندا وأرييل وأومبرييل وتيتانيا وأوبيرون. بالإضافة إلى ذلك، هناك عشرة أقمار غير منتظمة معروفة تدور على مسافات أكبر بكثير من أورانوس. الغلاف المغناطيسي للكوكب غير متماثل بشكل ملحوظ ويحتوي على العديد من الجسيمات المشحونة، وهي خاصية من المحتمل أن تساهم في الظلام الملحوظ لحلقاته وأقماره.
على الرغم من أنه مرئي بالعين المجردة، إلا أن أورانوس خافت بشكل استثنائي ويظهر حركة بطيئة جدًا على خلفية النجوم، مما أدى إلى تصنيفه ككوكب فقط في عام 1781 بعد مراقبته الأولية بواسطة ويليام هيرشل. بعد حوالي سبعين عامًا من الاكتشاف، ظهر إجماع على تسمية الكوكب باسم الإله اليوناني أورانوس (أورانوس)، وهو إله بدائي. اعتبارًا من عام 2026، تلقى الكوكب زيارة روبوتية واحدة فقط: الرحلة الجوية عام 1986 التي أجراها المسبار Voyager 2. على الرغم من إمكانية ملاحظته حاليًا من خلال التلسكوبات، لا يزال هناك اهتمام كبير بإعادة زيارة أورانوس، كما يتضح من إعطاء الأولوية للمسح العقدي لعلوم الكواكب لمهمة أورانوس المدارية والمسبار المقترحة للمسح 2023-2032، واقتراح CNSA للتحليق باستخدام مسبار فرعي Tianwen-4.
التاريخ
على غرار الكواكب الكلاسيكية، يمكن رؤية أورانوس بالعين المجردة؛ ومع ذلك، فإن ضعفه وطول الفترة المدارية حالا دون الاعتراف به ككوكب من قبل علماء الفلك القدماء. كانت المراقبة الأولية التي قام بها ويليام هيرشل لأورانوس في 13 مارس 1781 بمثابة علامة على اكتشافه ككوكب، وبالتالي توسيع الحدود المعروفة للنظام الشمسي تاريخيًا وتأسيس أورانوس كأول كوكب تم تحديده بمساعدة تلسكوبية. كما أدى هذا الاكتشاف أيضًا إلى مضاعفة الحجم المتوقع للنظام الشمسي، نظرًا لأن أورانوس يدور على مسافة تبلغ ضعف المسافة التي يبعدها زحل عن الشمس تقريبًا.
الاكتشاف
قبل تصنيف الكواكب، خضع أورانوس للعديد من الملاحظات ولكن تم تعريفه بشكل خاطئ على أنه نجم. يقال إن هيبارخوس لاحظ ذلك في عام 128 قبل الميلاد أثناء تجميع مواقع النجوم في كتالوجه، والذي تم دمجه لاحقًا في المجسطي لبطليموس. يسرد هذا الكتالوج مواقع النجوم الأربعة التي تشكل شكلاً رباعيًا في برج العذراء؛ أحد هذه النجوم غير موجود، لكن أورانوس احتل هذا الموقع المحدد في أبريل 128 قبل الميلاد. حدثت أول رؤية واضحة له في عام 1690، عندما رصده جون فلامستيد ست مرات على الأقل، وصنفه على أنه 34 برجًا. سجل جيمس برادلي ملاحظاته ثلاث مرات، تحديدًا في أعوام 1748 و1750 و1753. ولاحظها توبياس ماير مرة واحدة في عام 1756. وبين عامي 1750 و1769، قام عالم الفلك الفرنسي بيير تشارلز لو مونييه بتوثيق كوكب أورانوس في اثنتي عشرة مناسبة على الأقل، بما في ذلك خلال أربع ليال متتالية.
لاحظ ويليام هيرشل أورانوس لأول مرة في 13 مارس 1781، من مقر إقامته في 19 شارع نيو كينغ في باث، سومرست، إنجلترا، وهو الموقع المعروف الآن باسم متحف هيرشل لعلم الفلك. باستخدام تلسكوب عاكس مقاس 6.2 بوصة، كان هيرشل يجري "سلسلة من الملاحظات حول اختلاف منظر النجوم الثابتة" عندما حدد في البداية الجسم، الذي ذكر أنه مذنب في 26 أبريل 1781.
ووثق هيرشل ملاحظته الأولية في يومياته، مشيرًا إلى "في الربع القريب من ζ Tauri... إما [أ] نجم غامض أو ربما مذنب." وبحلول 17 مارس، سجل أيضًا: "لقد بحثت عن المذنب أو النجم السديمي ووجدته مذنبًا، فقد غير مكانه". على الرغم من ذلك، عند تقديم اكتشافه إلى الجمعية الملكية، حافظ على تأكيده على العثور على مذنب، لكنه في الوقت نفسه أجرى مقارنات ضمنية بكوكب:
كانت قوة [العدسة] التي كانت لدي عندما رأيت المذنب لأول مرة 227. ومن خلال تجربتي، أعلم أن أقطار النجوم الثابتة لا يتم تكبيرها بشكل متناسب مع قوى أعلى، كما هو الحال مع الكواكب؛ ولذلك وضعت الآن القوى عند 460 و932، ووجدت أن قطر المذنب قد زاد بنسبة القوة، كما ينبغي، على افتراض أنه ليس نجمًا ثابتًا، في حين أن أقطار النجوم التي قارنته بها لم تزد بنفس النسبة. علاوة على ذلك، فإن المذنب الذي تضخم كثيرًا بما يتجاوز ما يمكن أن يعترف به ضوءه، بدا ضبابيًا وغير واضح المعالم مع هذه القوى العظيمة، بينما حافظت النجوم على ذلك البريق والتميز الذي كنت أعرف أنها ستحتفظ به من خلال آلاف الملاحظات. لقد أظهر الجزء الثاني أن تخميناتي كانت مبنية على أسس سليمة، وهذا يثبت أنه المذنب الذي رصدناه مؤخرًا.
أبلغ هيرشل عالم الفلك رويال نيفيل ماسكيلين باكتشافه، مما أثار رد فعل محيرًا في 23 أبريل 1781: "لا أعرف ماذا أسميه. من المحتمل أن يكون كوكبًا عاديًا يتحرك في مدار دائري تقريبًا إلى الشمس مثل مذنب يتحرك في شكل قطع ناقص غريب الأطوار. لم أر حتى الآن أي غيبوبة أو ذيل له."
على الرغم من تصنيف هيرشل المستمر للجسم على أنه كائن ناقص. وسرعان ما طور علماء فلك آخرون فرضيات بديلة. أصبح أندرس يوهان ليكسيل، عالم الفلك الفنلندي السويدي المقيم في روسيا، أول من قام بحساب مدار الجسم، وكشف عن مسار دائري تقريبًا يدل على وجود كوكب وليس مذنب. في الوقت نفسه، وصف عالم الفلك في برلين يوهان إليرت بودي اكتشاف هيرشل بأنه "نجم متحرك يمكن اعتباره جسمًا غير معروف حتى الآن يشبه الكوكب ويدور خارج مدار زحل"، مؤكدًا أيضًا أن مداره شبه الدائري يشبه مدار الكوكب بشكل أقرب من المذنب.
تم التعرف على الجسم السماوي بسرعة باعتباره كوكبًا جديدًا. بحلول عام 1783، اعترف هيرشل رسميًا بهذا التحول في الفهم لجوزيف بانكس، رئيس الجمعية الملكية، قائلاً: "من خلال مراقبة أبرز علماء الفلك في أوروبا، يبدو أن النجم الجديد، الذي كان لي شرف الإشارة إليهم في مارس 1781، هو الكوكب الأساسي لنظامنا الشمسي". لتكريم هذا الإنجاز المهم، منح الملك جورج الثالث هيرشل راتبًا سنويًا قدره 200 جنيه إسترليني (ما يعادل 25000 جنيه إسترليني في عام 2023)، بشرط انتقاله إلى وندسور لتسهيل وصول العائلة المالكة إلى تلسكوباته.
الاسم
تنشأ تسمية "أورانوس" من إله السماء اليوناني القديم، أورانوس (اليونانية القديمة: Οὐρανός)، والذي يُعرف باسم Caelus في الأساطير الرومانية. يُعرف هذا الإله بأنه والد كرونوس (زحل)، وجد زيوس (كوكب المشتري)، والجد الأكبر لآريس (المريخ). تم تقديم الاسم كـ Uranus باللغة اللاتينية (IPA: [ˈuːranʊs]). والجدير بالذكر أنه يمثل الكوكب الوحيد من بين الكواكب الثمانية التي اشتق اسمها الإنجليزي من شخصية في الأساطير اليونانية. بين علماء الفلك، النطق المفضل لـ Uranus هو YOOR-ə-nəs، والذي يتميز بصوت "u" طويل باللغة الإنجليزية وضغط مقطع أولي، بما يتوافق مع Uranus اللاتيني. يتناقض هذا مع النطق البديل، yoo-RAY-nəs، والذي يركز على المقطع الثاني ويستخدم صوت a طويل؛ ومع ذلك، يعتبر كلا اللفظين مقبولين.
ظلت تسميات الكوكب غير مستقرة لما يقرب من سبعة عقود بعد اكتشافه. خلال المداولات الأولية، طلب ماسكيلين من هيرشل "أن يفعل للعالم الفلكي الأفضل [كذا] لإعطاء اسم لكوكبك، الذي هو ملكك بالكامل، [و] نحن مدينون لك كثيرًا باكتشافه." استجابةً لنداء ماسكيلين، اختار هيرشل تسمية الجسم السماوي جورجيوم سيدوس (نجمة جورج)، المعروف أيضًا باسم "الكوكب الجورجي"، تكريمًا لولي نعمته الجديد، الملك جورج الثالث. وقد أوضح هذا الأساس المنطقي في مراسلاته مع جوزيف بانكس:
خلال العصور الأسطورية في العصور القديمة، تم تسمية الكواكب بأسماء الأبطال والآلهة البارزين، مثل عطارد والزهرة والمريخ والمشتري وزحل. ومع ذلك، في العصر الفلسفي الحالي الأكثر استنارة، سيكون من غير المسموح به استخدام نفس المنهجية وتسمية جرمنا السماوي الجديد جونو، أو بالاس، أو أبولو، أو مينيرفا. يبدو أن الاعتبار الأساسي لأي حدث مهم أو حدث بارز هو سياقه الزمني. إذا استفسرت الأجيال القادمة عن تاريخ اكتشاف هذا الكوكب الذي تم اكتشافه مؤخرًا، فإن الإجابة ستكون مرضية للغاية، "في عهد الملك جورج الثالث".
حظي الاسم الذي اقترحه هيرشل بقبول محدود خارج بريطانيا وهانوفر، مما دفع إلى اقتراح سريع بتسميات بديلة. دعا عالم الفلك جيروم لالاند إلى إطلاق اسم هيرشل على اسم مكتشفه. طرح إريك بروسبيرين، عالم فلك سويدي، الأسماء أسترايا سيبيل (التي تُطلق الآن على الكويكبات) ونبتون، وقد تم اعتماد الاسم الأخير لاحقًا للكوكب التالي المكتشف. أيد جورج ليشتنبرغ من غوتنغن أيضًا Astraea (يتم تقديمه كـ Austräa)، على الرغم من أن هذا الرقم يرتبط تقليديًا بكوكبة العذراء بدلاً من كوكبة الثور. فضل علماء فلك آخرون نبتون، تقديرًا لفكرة إحياء ذكرى انتصارات الأسطول البحري الملكي البريطاني أثناء الحرب الثورية الأمريكية من خلال تسمية الكوكب الجديد إما نبتون جورج الثالث أو نبتون بريطانيا العظمى، وهو حل وسط طرحه ليكسيل أيضًا. اقترح دانييل برنولي Hypercronius وTransaturnis. بالإضافة إلى ذلك، تم اقتراح مينيرفا.
في أطروحة مؤرخة في مارس 1782، قدم يوهان إليرت بودي الاسم أورانوس، وهو ترجمة لاتينية لأورانوس، إله السماء اليوناني. أكد بودي أن تسمية الكوكب يجب أن تتماشى مع التقاليد الأسطورية للحفاظ على الاتساق مع أسماء الكواكب الأخرى. لقد اعتبر أورانوس مناسبًا لأنه يمثل والد الجيل الأول من العمالقة. علاوة على ذلك، سلط الضوء على الأناقة المفاهيمية للاسم، مشيرًا إلى أنه مثلما كان زحل هو والد المشتري، يجب تسمية الكوكب الجديد على اسم سلف زحل. ومع ذلك، يبدو أن بود قد تجاهل أن أورانوس كان مجرد الشكل اللاتيني لاسم الإله، حيث كان Caelus هو نظيره الروماني. في عام 1789، قام مارتن كلابروث، زميل بود في الأكاديمية الملكية، بتسمية العنصر الذي اكتشفه مؤخرًا باسم اليورانيوم، وبالتالي أيد اختيار بود. في النهاية، حظي اقتراح بود بقبول واسع النطاق، وحقق اعتمادًا عالميًا بحلول عام 1850 عندما انتقل مكتب التقويم البحري، الذي كان آخر من قاوم، من استخدام جورجيوم سيدوس إلى أورانوس.
يرتبط أورانوس برمزين فلكيين متميزين. تم تقديم الرمز الأولي، ⛢، بواسطة يوهان جوتفريد كولر في عام 1782 بناءً على طلب بود. اقترح كولر تعيين الكوكب الجديد رمزًا للبلاتين، وهو عنصر تم وصفه علميًا قبل ثلاثة عقود فقط. نظرًا لافتقاره إلى رمز كيميائي ثابت للبلاتين، اقترح ⛢ أو ⛢، والذي يجمع بين رموز المعادن الكوكبية ☉ (الذهب) و♂ (الحديد)، مما يعكس وجود البلاتين الممزوج بالحديد (يشار إليه غالبًا باسم "الذهب الأبيض"). يعتقد بودي أن التوجه المستقيم، ⛢، ينسجم بشكل أكثر فعالية مع رموز الكواكب الأخرى مع الاحتفاظ بطابعه الفريد. يُستخدم هذا الرمز في الغالب في السياقات الفلكية المعاصرة، وإن كان ذلك نادرًا. الرمز الثاني، ♅، طرحه لالاند في عام 1784. وفي مراسلاته مع هيرشل، وصفه لالاند بأنه "un Globe surmonté par la première Lettre de votre nom" ("كرة أرضية يعلوها الحرف الأول من لقبك"). يتمتع هذا الرمز الأخير باعتماد شبه عالمي في علم التنجيم.
في الثقافة الشعبية باللغة الإنجليزية، كثيرًا ما ينشأ التأثير الكوميدي من النطق الشائع لاسم أورانوس، والذي يحمل تشابهًا صوتيًا مع عبارة "فتحة الشرج الخاصة بك".
يُعرف أورانوس بتسميات متنوعة عبر لغات مختلفة. باللغة الصينية (天王星; Tiānwángxīng)، واليابانية (天王星 Tennōsei)، والكورية (천왕성 Cheonwangseong)، والفيتنامية (sao Thiên Vương)، يُترجم اسم الكوكب مباشرة إلى "نجم الملك السماوي". التسمية التايلاندية الرسمية هي Dao Yurenat (ดาวยูเราnnyัส)، مما يعكس نظيرتها الإنجليزية. اسم تايلاندي بديل، Dao Maruettayu (ดาวมฤตยู)، يشير إلى "نجمة Mṛtyu"، المشتقة من المصطلح السنسكريتي الذي يعني "الموت"، Mrtyu (मृत्यु). الاسم المنغولي، Tengeriin Van (Тэнгэрийн ван)، يُترجم إلى "ملك السماء"، مما يعكس سيادة الإله السماوي. فوق السماوات. في لغة هاواي، يُشار إلى الكوكب باسم Heleʻekela، وهو تعديل لغة هاواي لـ "Herschel".
التكوين
من المفترض أن الخصائص المميزة التي تميز عمالقة الجليد عن عمالقة الغاز تنشأ من تاريخ تكوين كل منهم. يُفترض أن نشأة النظام الشمسي قد حدثت داخل قرص كوكبي أولي دوار، يشار إليه عادة باسم سديم ما قبل المجموعة الشمسية. جزء كبير من المكونات الغازية لهذا السديم، ومعظمها من الهيدروجين والهيليوم، اجتمعت لتشكل الشمس، في حين تجمعت حبيبات الغبار لتشكل الكواكب الأولية. أثناء نموها، تراكمت لدى بعض الكواكب كتلة كافية لمجالات جاذبيتها للاحتفاظ بالغاز السديمي المتبقي. خلقت عملية التراكم هذه حلقة ردود فعل إيجابية: زيادة احتباس الغاز أدى إلى حجم أكبر، مما أدى بدوره إلى تعزيز احتباس الغاز، وبلغ ذروته في عتبة حرجة توسعت بعدها أبعادها بشكل كبير. على العكس من ذلك، فإن العمالقة الجليدية، التي تراكمت لديها كتلة قليلة من الغاز السديمي ذات كتلة أرضية، لم تصل إلى هذه الكتلة الحرجة. تقترح عمليات المحاكاة المعاصرة لهجرة الكواكب، ولا سيما نموذج نيس، أن كلا العملاقين الجليديين نشأا بالقرب من الشمس من مواقعهما المدارية الحالية، ثم هاجرا إلى الخارج لاحقًا.
المدار والدوران
يكمل أورانوس دورة شمسية واحدة كل 84 سنة أرضية تقريبًا. منذ اكتشافه عام 1781، تكشف الملاحظات على الخلفية النجمية أن الكوكب قد أعاد زيارة نقطة اكتشافه مرتين، والتي تقع شمال شرق النجم الثنائي زيتا تاوري، وتحديدًا في مارس 1865 ومارس 1949، مع عودة ثالثة متوقعة في أبريل 2033.
نظرًا لفترته المدارية التي تقترب من 84 عامًا تقريبًا، فإن الموقع السماوي الظاهري لأورانوس يعكس بشكل وثيق موقعه قبل 84 عامًا بالضبط. تؤدي حركة أورانوس التراجعية سنويًا إلى تغيير موضعه إلى أقصى نقطة شرقية تمت ملاحظتها في العام السابق.
يحتفظ الكوكب بمتوسط مسافة مركزية حول الشمس تبلغ حوالي 20 وحدة فلكية (3 مليار كيلومتر؛ 2 مليار ميل). إن الفرق بين الحضيض والأوج، الذي يبلغ 1.8 وحدة فلكية، يفوق الفرق بين أي كوكب رئيسي آخر، على الرغم من أنه لا يزال أقل وضوحًا من ذلك الذي لوحظ بالنسبة للكوكب القزم بلوتو. يتناقص الإشعاع الشمسي عكسيا مع مربع المسافة؛ وبالتالي، على مسافة 20 مرة تقريبًا من الشمس، يتلقى أورانوس حوالي 1/400 فقط من كثافة الطاقة الشمسية الموجودة على الأرض.
قام بيير سيمون لابلاس بحساب العناصر المدارية لأورانوس في البداية في عام 1783. وبمرور الوقت، ظهرت اختلافات بين المسارات المدارية المتوقعة والمرصودة، مما دفع جون كوتش آدامز إلى الافتراض في عام 1841 بأن هذه التناقضات يمكن أن تعزى إلى تأثير الجاذبية لكوكب غير مكتشف. بعد ذلك، في عام 1845، بدأ أوربان لو فيرير تحقيقًا مستقلاً في الميكانيكا المدارية لأورانوس. في 23 سبتمبر 1846، نجح يوهان جوتفريد جالي في التعرف على كوكب جديد، سُمي لاحقًا نبتون، في موقع يتوافق بشكل وثيق مع حسابات لو فيرييه.
تبلغ فترة الدوران الداخلي لأورانوس على وجه التحديد 17 ساعة و14 دقيقة و52 ثانية، وهو قياس مشتق من مراقبة ديناميكيات دوران الشفق القطبي. بالتوافق مع الكواكب العملاقة الأخرى، يُظهر الغلاف الجوي العلوي لأورانوس رياحًا مناطقية قوية تتماشى مع اتجاه دورانه. عند خطوط عرض محددة، لا سيما حوالي 60 درجة جنوبًا، تُظهر السمات الجوية المميزة سرعات أعلى بكثير، مما يكمل دورة كاملة في أقل من 14 ساعة.
الإمالة المحورية
يكاد يكون محور دوران أورانوس موازيًا للمستوى الثابت للنظام الشمسي، ويظهر ميلًا محوريًا قدره 82.23 درجة أو 97.77 درجة، ويتوقف على القطب الشمالي المحدد. وفقًا لتعريف الاتحاد الفلكي الدولي، فإن القطب الشمالي هو القطب الذي يقع على نفس الجانب من المستوى الثابت للنظام الشمسي مثل القطب الشمالي للأرض. وبموجب هذه الاتفاقية، يُظهر أورانوس دورانًا رجعيًا. على العكس من ذلك، إذا تم تحديد القطبين الشمالي والجنوبي بقاعدة اليد اليمنى بالنسبة لاتجاه الدوران، فإن الميل المحوري لأورانوس هو 97.77 درجة، مما يعكس تعيين القطبين الشمالي والجنوبي، مما يؤدي إلى دوران تدريجي للكوكب. وينتج عن هذا الميل الشديد تغيرات موسمية تختلف بشكل واضح عن تلك التي لوحظت على الكواكب الأخرى. يمتلك بلوتو والكويكب 2 بالاس أيضًا ميلًا محوريًا كبيرًا. أثناء الانقلاب، يتعرض أحد القطبين لضوء الشمس المستمر بينما يظل الآخر في ظلام دائم. فقط النطاق الاستوائي المحصور يخضع لدورة نهارية ليلية سريعة، حيث تكون الشمس منخفضة فوق الأفق. عندما يعبر أورانوس الجانب الآخر من مداره، ينعكس الاتجاه الشمسي لقطبيه. ونتيجة لذلك، يواجه كل قطب ما يقرب من 42 عامًا من ضوء النهار المتواصل، تليها 42 عامًا من الظلام. حول فترة الاعتدال، تضيء الشمس مباشرة خط استواء أورانوس، مما يؤدي إلى دورات نهارية وليلية مماثلة لتلك الموجودة في معظم الكواكب الأخرى.
ونتيجة لهذا التوجه المحوري هو أنه، بمتوسط سنة أورانوس، تمتص المناطق القريبة من القطبية للكوكب طاقة شمسية أكثر من المناطق الاستوائية. وعلى الرغم من ذلك، يحافظ خط استواء أورانوس على درجة حرارة أعلى من قطبيه. الآلية الدقيقة المسؤولة عن هذا الشذوذ الحراري لا تزال غير محددة. أصل الميل المحوري الشاذ لأورانوس غير مؤكد أيضًا، على الرغم من أن التكهنات السائدة تشير إلى أن كوكبًا أوليًا بحجم الأرض اصطدم بأورانوس أثناء تكوين النظام الشمسي، مما أدى إلى هذا الاتجاه المنحرف. تقترح التحقيقات التي أجراها جاكوب كيجيريس في جامعة دورهام أن الميل نشأ من اصطدام كوكب أولي، أكبر من الأرض، منذ حوالي 3 إلى 4 مليارات سنة. أثناء تحليق Voyager 2 في عام 1986، كان القطب الجنوبي لأورانوس موجهًا بشكل مباشر تقريبًا نحو الشمس.
استنتج علماء الفلك محور الدوران المميز لأورانوس منذ اكتشاف هيرشل لتيتانيا وأوبيرون، مع قيام لابلاس بحساب ميل مدارات هذه الأقمار بالنسبة إلى المستوى الاستوائي للكوكب في 1805.
إمكانية الرؤية الأرضية
يظهر أورانوس متوسط قدر ظاهري قدره 5.68، مع انحراف معياري قدره 0.17، وتتراوح القيم القصوى من 5.38 إلى 6.03. يقترب نطاق السطوع هذا من عتبة الرؤية بالعين المجردة. ويعزى جزء كبير من هذا التباين إلى خطوط العرض الكوكبية المحددة التي تنيرها الشمس ويتم ملاحظتها من الأرض. يمتد قطره الزاوي من 3.4 إلى 3.7 ثانية قوسية، على عكس زحل الذي يتراوح من 16 إلى 20 ثانية قوسية، وقطر المشتري من 32 إلى 45 ثانية قوسية. أثناء التقابل، يمكن تمييز أورانوس بالعين المجردة في ظل ظروف السماء المظلمة ويصبح من السهل ملاحظته بالمنظار حتى في البيئات الحضرية. من خلال تلسكوبات هواة أكبر حجمًا تتميز بأقطار موضوعية تتراوح بين 15 و23 سم، يظهر أورانوس كقرص سماوي شاحب مع سواد ملحوظ في أطرافه. وباستخدام تلسكوب كبير بفتحة 25 سم أو أكثر، قد يصبح من الممكن تمييز أنماط السحب وبعض الأقمار الصناعية الأكبر حجمًا، بما في ذلك تيتانيا وأوبيرون.
التركيب والبنية الداخلية
مع كتلة تبلغ حوالي 14.5 مرة كتلة الأرض، يعد أورانوس هو الأقل كتلة بين الكواكب العملاقة. قطره، الذي يتجاوز قطر نبتون قليلاً، يبلغ حوالي أربعة أضعاف قطر الأرض. وبالتالي، فإن كثافته البالغة 1.27 جم/سم3 تجعل أورانوس ثاني أقل الكواكب كثافة، بعد زحل. تشير هذه الكثافة إلى التركيب الأولي للثلوج المختلفة، بما في ذلك الماء والأمونيا والميثان. لا تزال الكتلة الإجمالية الدقيقة للجليد داخل باطن أورانوس غير مؤكدة، حيث تختلف التقديرات بناءً على النموذج الكوكبي المختار، ولكن يُعتقد أنها تتراوح بين 9.3 و13.5 كتلة الأرض. لا يشكل الهيدروجين والهيليوم سوى جزء صغير من الكتلة الإجمالية، والتي تقدر بما بين 0.5 و 1.5 كتلة الأرض. أما الكتلة غير الجليدية المتبقية، والتي تتراوح كتلتها من 0.5 إلى 3.7 كتلة أرضية، فتعزى إلى المواد الصخرية.
يفترض النموذج القياسي لبنية أورانوس ثلاث طبقات متميزة: نواة صخرية مركزية (تتكون من السيليكات وسبائك الحديد والنيكل)، ووشاح جليدي متوسط، وغلاف غازي خارجي من الهيدروجين والهيليوم. اللب صغير نسبيًا، حيث تبلغ كتلته 0.55 كتلة الأرض فقط ونصف قطر يشكل أقل من 20% من إجمالي الكوكب. يمثل الوشاح غالبية كتلة الكوكب، ما يقرب من 13.4 كتلة الأرض، في حين أن الغلاف الجوي العلوي ضعيف نسبيًا، ويزن حوالي 0.5 كتلة الأرض ويحتل آخر 20٪ من نصف قطر أورانوس. يُظهر قلب أورانوس كثافة تبلغ حوالي 9 جم/سم3، مع وصول الضغوط المركزية إلى 8 ملايين بار (800 جيجا باسكال) ودرجات حرارة حوالي 5000 كلفن. لا يتكون الوشاح "الجليدي"، على عكس تسمياته، من الجليد التقليدي، بل يتكون من سائل ساخن وكثيف يشتمل على الماء والأمونيا ومركبات متطايرة أخرى. يُشار أحيانًا إلى هذا السائل عالي التوصيل للكهرباء باسم محيط الماء والأمونيا.
في باطن أورانوس، يُفترض أن ظروف الضغط ودرجة الحرارة الشديدة تؤدي إلى تفكك جزيئات الميثان. وبعد ذلك، يمكن لذرات الكربون المحررة أن تتكثف في بلورات الماس، وتترسب عبر الوشاح بطريقة مشابهة لحجارة البَرَد. توازي هذه الظاهرة هطول الماس النظري الذي يحدث على كوكب المشتري وزحل ونبتون. تشير التحقيقات التجريبية التي أجريت تحت ضغط شديد في مختبر لورانس ليفرمور الوطني إلى احتمال وجود محيط كربوني سائل معدني، ربما يحتوي على "جبال ألماس" صلبة طافية في قاعدة الوشاح.
تختلف التركيبات العامة لأورانوس ونبتون عن تركيبتي المشتري وزحل، والتي تتميز بغلبة الجليد على المكونات الغازية. هذا التمييز التركيبي يؤكد تصنيفهم كعمالقة جليدية. قد توجد طبقة محتملة من الماء الأيوني، حيث تنفصل جزيئات الماء إلى بلازما من أيونات الهيدروجين والأكسجين. في الداخل، يمكن أن يتشكل الماء الفائق التأين، وهي حالة يتبلور فيها الأكسجين بينما تعبر أيونات الهيدروجين بحرية شبكة الأكسجين.
على الرغم من أن النموذج الهيكلي المذكور أعلاه مقبول على نطاق واسع، إلا أنه ليس التفسير الوحيد؛ وتتوافق النماذج البديلة أيضًا مع بيانات الرصد. على سبيل المثال، إذا تم دمج كميات كبيرة من الهيدروجين والمواد الصخرية داخل الوشاح الجليدي، فإن الكتلة الإجمالية للجليد الداخلي ستنخفض، في حين أن الكتلة المجمعة للصخور والهيدروجين ستزداد بشكل متناسب. البيانات التجريبية الحالية تحول دون التحديد العلمي النهائي للنموذج الأكثر دقة. يشير الهيكل الداخلي السائل لأورانوس إلى عدم وجود سطح صلب مميز. وبدلًا من ذلك، ينتقل غلافه الجوي الغازي تدريجيًا إلى الطبقات السائلة الداخلية للكوكب. لأغراض عملية، يتم تعريف الجسم الكروي المفلطح الدوار، عند مستوى ضغط جوي قدره 1 بار (100 كيلو باسكال)، بشكل تقليدي على أنه "سطح". يمتلك هذا السطح المرجعي نصف قطر استوائي وقطبي يبلغ 25,559 ± 4 كم (15,881.6 ± 2.5 ميل) و24,973 ± 20 كم (15,518 ± 12 ميل)، على التوالي. خلال هذه المقالة، يعد هذا السطح المخصص بمثابة مرجع لقياسات الارتفاع.
الحرارة الداخلية
يُظهر أورانوس توقيعًا حراريًا داخليًا أقل بكثير من تلك الموجودة في الكواكب العملاقة الأخرى، ويتجلى ذلك في انخفاض التدفق الحراري بشكل ملحوظ في السياقات الفلكية. تظل الأسباب الكامنة وراء انخفاض درجة الحرارة الداخلية بشكل استثنائي لأورانوس لغزًا علميًا لم يتم حله. نبتون، وهو جسم كوكبي يشبه إلى حد كبير أورانوس من حيث الحجم والتكوين، يصدر 2.61 مرة من الطاقة الشمسية التي يمتصها في الفضاء. وفي تناقض صارخ، لا يشع أورانوس أي حرارة زائدة ملحوظة. يبلغ إجمالي الطاقة المنبعثة من أورانوس ضمن الجزء الذي يعمل بالأشعة تحت الحمراء البعيدة (الحرارية) من الطيف 1.06±0.08 أضعاف الطاقة الشمسية التي يمتصها غلافه الجوي. يبلغ التدفق الحراري لأورانوس 0.042±0.047 واط/م§1112§، وهي قيمة أقل من التدفق الحراري الداخلي للأرض والذي يبلغ تقريبًا 0.075 واط/م§1718§. أدنى درجة حرارة مسجلة في التروبوبوز لأورانوس هي 49 كلفن (−224.2 درجة مئوية; −371.5 درجة فهرنهايت)، مما يجعل أورانوس أبرد كوكب في النظام الشمسي.
تقترح إحدى الفرضيات السائدة التي تعالج هذا الشذوذ الحراري أن المرتطم المفترض بحجم الأرض، والذي يُعتقد أنه مسؤول عن الميل المحوري لأورانوس، أدى إلى استنفاد درجة الحرارة الأساسية. يُفترض أن حدث الاصطدام هذا هو الذي تسبب في إخراج أورانوس لجزء كبير من حرارته البدائية. تفترض فرضية بديلة وجود حاجز حراري داخل طبقات الغلاف الجوي العليا لأورانوس، مما يعيق انتقال الحرارة من القلب إلى السطح. على سبيل المثال، قد يحدث الحمل الحراري ضمن طبقات طبقية مميزة، مما يؤدي إلى تثبيط النقل الحراري التصاعدي الفعال. ومن المعقول أيضًا أن يعمل الحمل الحراري المزدوج الانتشار كآلية محددة لانتقال الحرارة.
قامت دراسة أجريت عام 2021 بمحاكاة الظروف الداخلية للكواكب الجليدية العملاقة عن طريق ضغط المياه المحملة بالمعادن، مما يدل على إمكانية ذوبان المغنيسيوم بشكل كبير داخل الأجزاء الداخلية السائلة لأورانوس ونبتون. إن التركيز العالي للمغنيسيوم في أورانوس مقارنة بنبتون يمكن أن يسهل تكوين طبقة عازلة للحرارة، مما يقدم تفسيرا معقولا لدرجة حرارة الكوكب المنخفضة بشكل ملحوظ.
الغلاف الجوي
على الرغم من عدم وجود سطح صلب مميز داخل باطن أورانوس، إلا أن الغلاف الغازي الخارجي، الذي يمكن اكتشافه عن طريق الاستشعار عن بعد، تم تحديده على أنه غلاف جوي له. يمكن للاستشعار عن بعد اختراق ما يقرب من 300 كيلومتر تحت مستوى الضغط 1 بار (100 كيلو باسكال)، حيث تصل الظروف إلى حوالي 100 بار (10 ميجاباسكال) و320 كلفن (47 درجة مئوية، 116 درجة فهرنهايت). يمتد الغلاف الحراري المنتشر إلى ما هو أبعد من نصف قطر كوكبي من السطح الاسمي، والذي يتم تحديده تقليديًا عند ضغط قدره 1 بار. ينقسم الغلاف الجوي لأورانوس إلى ثلاث طبقات أساسية: طبقة التروبوسفير، وتتراوح ارتفاعاتها من -300 إلى 50 كم (−186 إلى 31 ميل) مع ضغط يتراوح من 100 إلى 0.1 بار (10 ميجا باسكال إلى 10 كيلو باسكال)؛ طبقة الستراتوسفير، وتمتد من 50 إلى 4000 كيلومتر (31 إلى 2485 ميل) مع ضغط يتراوح بين 0.1 و10−10 بار (10 كيلو باسكال إلى 10 ميكروباسكال)؛ والغلاف الحراري الذي يمتد من 4000 كيلومتر إلى 50000 كيلومتر من السطح. والجدير بالذكر أن الميزوسفير غائب.
التركيب
يختلف تكوين الغلاف الجوي لأورانوس عن حجمه الإجمالي، حيث يتكون في الغالب من الهيدروجين الجزيئي والهيليوم. في طبقة التروبوسفير العليا، يبلغ قياس الجزء المولي للهيليوم، والذي يُعرف بأنه نسبة ذرات الهيليوم لكل جزيء غاز، 0.15±0.03، ويرتبط بكسر كتلي قدره 0.26±0.05. يقترب هذا القياس من جزء كتلة الهيليوم الشمسي الأولي الذي يبلغ 0.275±0.01، مما يشير إلى أن الهيليوم لم يخضع لترسيب مركزي، على عكس عمالقة الغاز. يشكل الميثان (CH§1920§) ثالث أكثر مكونات الغلاف الجوي وفرة على أورانوس. يُظهر الميثان نطاقات امتصاص واضحة عبر الطيف المرئي والأشعة تحت الحمراء القريبة (IR)، مما يمنح أورانوس لونه الزبرجد المميز أو اللون السماوي. تحت سطح سحابة الميثان، عند مستوى ضغط يبلغ 1.3 بار (130 كيلو باسكال)، تشكل جزيئات الميثان 2.3% من الغلاف الجوي حسب الكسر المولي، وهو ما يقرب من 20 إلى 30 مرة من وفرة الكربون الملاحظة في الشمس.
تقل نسبة الخلط في الغلاف الجوي العلوي بشكل كبير، ويعزى ذلك إلى درجة حرارته المنخفضة بشكل استثنائي، مما يقلل من مستوى التشبع ويعجل بتجميد فائض الميثان. لا تزال تركيزات المركبات الأقل تطايرًا، بما في ذلك الأمونيا والماء وكبريتيد الهيدروجين، في الغلاف الجوي العميق غير محددة إلى حد كبير، على الرغم من أنه من المرجح أن تتجاوز وفرتها الشمسية. بالإضافة إلى الميثان، تحتوي طبقة الستراتوسفير في أورانوس على كميات ضئيلة من الهيدروكربونات المتنوعة، التي يُفترض أنها ناتجة عن التحلل الضوئي للميثان بواسطة الأشعة فوق البنفسجية الشمسية. وتشمل هذه الإيثان (C2H6)، والأسيتيلين (C§78§H§910§)، والميثيل أسيتيلين (CH§13
التروبوسفير
تمثل طبقة التروبوسفير الطبقة الأدنى والأكثر كثافة في الغلاف الجوي، وتتميز بانعكاس درجة الحرارة مع الارتفاع المتزايد. تنخفض درجات الحرارة من حوالي 320 كلفن (47 درجة مئوية، 116 درجة فهرنهايت) عند قاعدة التروبوسفير الاسمية، الواقعة عند -300 كم، إلى 53 كلفن (-220 درجة مئوية، -364 درجة فهرنهايت) عند 50 كم. داخل أبرد منطقة التروبوسفير العليا، والمعروفة باسم التروبوبوز، تتقلب درجات الحرارة بين 49 و57 كلفن (−224 و-216 درجة مئوية؛ −371 و-357 درجة فهرنهايت)، مما يظهر الاعتماد على خطوط العرض. تمثل منطقة التروبوبوز هذه الجزء السائد من انبعاثات الأشعة تحت الحمراء البعيدة الحرارية لأورانوس، وبالتالي تصل درجة حرارتها الفعالة إلى 59.1 ± 0.3 كلفن (−214.1 ± 0.3 درجة مئوية؛ -353.3 ± 0.5 درجة فهرنهايت).
من المفترض أن يمتلك التروبوسفير بنية سحابية معقدة؛ يُفترض وجود السحب المائية ضمن نطاق ضغط يتراوح بين 50 إلى 100 بار (5 إلى 10 ميجا باسكال)، وسحب هيدروكبريتيد الأمونيوم بين 20 و40 بار (2 إلى 4 ميجا باسكال)، وسحب الأمونيا أو كبريتيد الهيدروجين من 3 إلى 10 بار (0.3 إلى 1 ميجا باسكال)، وسحب الميثان الرقيقة التي يمكن ملاحظتها مباشرة عند ضغط 1 إلى 2 بار (0.1 إلى 0.2 ميجا باسكال). تتميز طبقة التروبوسفير بالرياح القوية والسحب المضيئة والتغيرات الموسمية، وتشكل منطقة جوية ديناميكية للغاية.
الغلاف الجوي العلوي
داخل الغلاف الجوي لأورانوس، يشكل الستراتوسفير الطبقة الوسطى، التي تتميز بزيادة عامة في درجة الحرارة مع الارتفاع، حيث ترتفع من 53 كلفن (−220 درجة مئوية؛ −364 درجة فهرنهايت) عند التروبوبوز إلى نطاق يتراوح بين 800 إلى 850 كلفن (527 إلى 577 درجة مئوية؛ 980 إلى 1070 درجة فهرنهايت) عند قاعدة الغلاف الحراري. ينتج هذا الاحترار الستراتوسفيري عن امتصاص الأشعة فوق البنفسجية الشمسية والأشعة تحت الحمراء (IR) بواسطة الميثان والهيدروكربونات الأخرى، والتي تتولد داخل هذه المنطقة الجوية من خلال التحلل الضوئي للميثان. بالإضافة إلى ذلك، يتم نقل الطاقة الحرارية عن طريق التوصيل من الغلاف الحراري الأكثر دفئا. تتركز هذه الهيدروكربونات داخل طبقة محصورة نسبيًا، وتمتد على ارتفاعات من 100 إلى 300 كيلومتر، حيث تتراوح الضغوط من 1000 إلى 10 باسكال وتتراوح درجات الحرارة بين 75 و170 كلفن (−198 و-103 درجة مئوية؛ -325 و-154 درجة فهرنهايت).
يمثل الميثان والأسيتيلين والإيثان أكثر الهيدروكربونات انتشارًا، مما يظهر اختلاطًا نسب تقارب 10−7 بالنسبة للهيدروجين. عند هذه الارتفاعات، يعرض أول أكسيد الكربون نسبة خلط مماثلة. على العكس من ذلك، تمتلك الهيدروكربونات الأثقل وثاني أكسيد الكربون نسب خلط أقل بثلاث مرات من حيث الحجم. تبلغ نسبة وفرة الماء تقريبًا 7×10−9. يكون الإيثان والأسيتيلين عرضة للتكثيف داخل المناطق الباردة والسفلية من طبقة الستراتوسفير والتروبوبوز (على وجه التحديد تحت مستوى 10 ملي بار)، مما يؤدي إلى تكوين طبقات ضبابية. من المحتمل أن تكون هذه الطبقات عاملاً مساهمًا في مظهر أورانوس الخالي من الملامح نسبيًا. ومن الجدير بالذكر أن تركيز الهيدروكربونات في طبقة الستراتوسفير لأورانوس فوق طبقات الضباب هذه أقل بكثير من التركيز الموجود في الستراتوسفير للكواكب العملاقة الأخرى.
تتكون المنطقة الخارجية من الغلاف الجوي لأورانوس من الغلاف الحراري والإكليل، اللذين يحافظان على درجة حرارة ثابتة تتراوح من حوالي 800 كلفن (527 درجة مئوية) إلى 850 كلفن (577 درجة مئوية). ولا تزال مصادر الحرارة المحددة اللازمة للحفاظ على درجات الحرارة المرتفعة هذه غير محددة، نظرًا لأنه لا يبدو أن الأشعة فوق البنفسجية الشمسية ولا النشاط الشفقي قادران على توفير الطاقة المطلوبة. قد يكون أحد العوامل المساهمة أيضًا هو انخفاض كفاءة التبريد، والذي يعزى إلى ندرة الهيدروكربونات في طبقة الستراتوسفير فوق مستويات ضغط 0.1 ملي بار. إلى جانب الهيدروجين الجزيئي، تستضيف منطقة الإكليل الحراري أيضًا عددًا كبيرًا من ذرات الهيدروجين الحرة. إن الجمع بين كتلتها المنخفضة ودرجات الحرارة المرتفعة هو السبب وراء انتشار الإكليل على نطاق واسع، حيث يمتد حتى 50000 كيلومتر (31000 ميل)، أي ما يعادل نصف قطر أورانوس، من سطح الكوكب.
يمثل هذا الإكليل المتوسع سمة مميزة لأورانوس. وتشمل آثاره الملحوظة قوة السحب التي تمارس على الجسيمات الصغيرة في المدار حول أورانوس، مما يساهم في استنزاف الغبار على نطاق واسع داخل حلقات أورانوس. يشكل الغلاف الحراري لأوراني، بالاشتراك مع طبقة الستراتوسفير العليا، الغلاف الأيوني للكوكب. تشير البيانات التجريبية إلى أن هذا الغلاف الأيوني يمتد على ارتفاعات تتراوح من 2000 إلى 10000 كيلومتر (1200 إلى 6200 ميل). والجدير بالذكر أن الغلاف الأيوني لأورانوس يظهر كثافة أكبر مقارنة بتلك الموجودة في زحل أو نبتون، وهي ظاهرة يمكن أن تعزى إلى انخفاض تركيز الهيدروكربونات في طبقة الستراتوسفير. تدعم الأشعة فوق البنفسجية الشمسية في المقام الأول الغلاف الأيوني، وتتقلب كثافته وفقًا لمستويات النشاط الشمسي. وعلى النقيض من كوكب المشتري وزحل، فإن النشاط الشفقي على أورانوس لا يكاد يذكر نسبيًا.
الظروف المناخية
عند رصده عند الأطوال الموجية فوق البنفسجية والمرئية، يبدو الغلاف الجوي لأورانوس خاليًا من أي سمات مقارنة بالكواكب العملاقة الأخرى، بما في ذلك نبتون، الذي يشبهه إلى حد كبير. أثناء تحليق Voyager 2 في عام 1986، تم تحديد عشرة ميزات سحابية مميزة فقط عبر قرص الكوكب بأكمله. تفترض الفرضية الرئيسية لندرة ميزات الغلاف الجوي أن أورانوس يمتلك حرارة داخلية أقل بكثير من الكواكب العملاقة الأخرى، مما يجعله أبرد كوكب في النظام الشمسي.
النطاقات الجوية والرياح وتكوينات السحب
خلال لقاءها عام 1986، كشفت Voyager 2 أن نصف الكرة الجنوبي المرئي لأورانوس يمكن تقسيمه إلى منطقتين متميزتين: غطاء قطبي مضيء ونطاقات استوائية داكنة. يقع ترسيم الحدود بين هذه المناطق عند خط عرض -45 درجة تقريبًا. يشكل النطاق الضيق البارز، الذي يمتد عبر نطاق خطوط العرض من −45 درجة إلى −50 درجة، ألمع المعالم واسعة النطاق على السطح المرئي، ويشار إليها عادة باسم "الياقة" الجنوبية. من المفترض أن يتكون كل من الغطاء القطبي والطوق من تجمع كثيف من سحب الميثان، الموجودة ضمن نطاق ضغط يتراوح بين 1.3 إلى 2 بار. بالإضافة إلى هذا الهيكل ذو النطاقات الواسعة، اكتشفت Voyager 2 عشرة تشكيلات سحابية أصغر حجمًا ومشرقة، تقع في الغالب على بعد بضع درجات شمال العنق. بخلاف ذلك، في عام 1986، تم تقديم أورانوس ككوكب خالٍ إلى حد كبير من النشاط الجوي الديناميكي.
عندما وصلت Voyager 2 إلى أورانوس خلال فصل الصيف الجنوبي، لم تكن عمليات رصد نصف الكرة الشمالي ممكنة. في أوائل القرن الحادي والعشرين، عندما أصبحت المنطقة القطبية الشمالية قابلة للرصد، لم يكتشف كل من تلسكوب هابل الفضائي (HST) وتلسكوب كيك في البداية أي طوق أو غطاء قطبي في نصف الكرة الأرضية هذا. ونتيجة لذلك، قدم أورانوس مظهرًا غير متماثل، يتميز بالسطوع بالقرب من القطب الجنوبي والظلام الموحد عبر المنطقة الواقعة شمال الياقة الجنوبية. بحلول عام 2007، وبالتزامن مع اعتدال أورانوس، تبددت الياقة الجنوبية إلى حد كبير، بينما تشكلت الياقة الشمالية الدقيقة حول خط عرض 45 درجة. وفي الآونة الأخيرة، في عام 2023، حدد فريق بحث باستخدام المصفوفة الكبيرة جدًا طوقًا داكنًا عند خط عرض 80 درجة وميزة مضيئة في القطب الشمالي، مما يشير إلى وجود دوامة قطبية.
خلال تسعينيات القرن العشرين، زاد انتشار سمات السحب الساطعة المرصودة بشكل ملحوظ، ويُعزى ذلك جزئيًا إلى ظهور منهجيات تصوير جديدة عالية الدقة. تم التعرف على غالبية هذه المعالم في نصف الكرة الشمالي حيث أصبحت مرئية تدريجياً. تم دحض فرضية أولية تشير إلى أن السحب الساطعة يمكن تمييزها بسهولة أكبر في المناطق المظلمة في نصف الكرة الشمالي بينما تكون محجوبة بالطوق اللامع في نصف الكرة الجنوبي. وعلى الرغم من ذلك، لا تزال هناك اختلافات واضحة بين تشكيلات السحب في نصفي الكرة الأرضية. تتميز السحب الشمالية بأبعاد أصغر وتعريفات أكثر وضوحًا وإضاءة أكبر، ويبدو أنها تتواجد على ارتفاعات أعلى. يُظهر عمر السحابة تقلبًا كبيرًا، ويمتد إلى عدة مستويات من حيث الحجم؛ تستمر بعض السحب الصغيرة لساعات فقط، في حين قد تكون سحابة جنوبية واحدة على الأقل قد استمرت منذ لقاء Voyager 2. كشفت الملاحظات الأخيرة أيضًا عن قواسم مشتركة كبيرة بين ميزات السحابة الأورانية والنبتونية. على سبيل المثال، البقع الداكنة التي لوحظت بشكل متكرر على نبتون لم يتم اكتشافها على أورانوس حتى عام 2006، عندما تم تصوير الميزة الافتتاحية، والتي أطلق عليها اسم بقعة أورانوس المظلمة، بنجاح. وقد أدى هذا إلى تكهنات بأن أورانوس يتبنى بشكل تدريجي الخصائص النبتونية خلال فترة الاعتدال.
لقد سهّل التتبع الدقيق للعديد من ميزات السحابة التحديد الكمي للرياح المناطقية داخل طبقة التروبوسفير العليا لأورانوس. عند خط الاستواء، تظهر الرياح حركة تراجعية، مما يشير إلى اتجاه معاكس لدوران الكوكب، بسرعات تتراوح من −360 إلى −180 كم/ساعة (−220 إلى −110 ميل في الساعة). تتصاعد سرعات الرياح مع زيادة المسافة من خط الاستواء، وتتناقص إلى الصفر عند خط عرض ±20 درجة، وهو ما يتوافق مع الحد الأدنى لدرجة حرارة التروبوسفير. مع التقدم نحو القطبين، تنتقل الرياح إلى اتجاه تقدمي، يتماشى مع دوران أورانوس. تستمر سرعات الرياح في التزايد، حيث تبلغ ذروتها عند خط عرض ±60 درجة تقريبًا قبل أن تتباطأ إلى الصفر عند القطبين. على وجه التحديد، عند خط العرض -40 درجة، تتراوح سرعة الرياح بين 540 و720 كم/ساعة (340 إلى 450 ميلاً في الساعة). نظرًا للتأثير المعتم للطوق على جميع السحب الموجودة أسفل ذلك الخط الموازي، تظل سرعة الرياح بين الطوق والقطب الجنوبي غير قابلة للقياس. على العكس من ذلك، في نصف الكرة الشمالي، تم تسجيل سرعات قصوى تصل إلى 860 كيلومترًا في الساعة (540 ميلاً في الساعة) بالقرب من خط عرض +50 درجة.
في عام 1986، وثقت تجربة Voyager 2 لعلم الفلك الراديوي الكوكبي (PRA) 140 ومضة برق، تم تحديدها على أنها تفريغات كهرباء أورانوسية (UEDs)، تعمل ضمن نطاق تردد يتراوح بين 0.9-40. ميغاهيرتز. تم اكتشاف هذه الأجهزة UED من مسافة 600000 كيلومتر من أورانوس على مدار 24 ساعة، وكان معظمها غير مرئي بصريًا. ومع ذلك، تشير النمذجة الميكروفيزيائية إلى أن البرق الأوراني ينشأ داخل عواصف الحمل الحراري الموجودة في سحب المياه التروبوسفيرية العميقة. إذا كان هذا الافتراض صحيحًا، فلن يكون البرق قابلاً للملاحظة بصريًا بسبب طبقات السحاب الواسعة التي تغطي طبقة التروبوسفير. يمتلك البرق الأوراني قدرة تقريبية تبلغ 108 W، ويطلق ما بين 1×10^7 J و2×10^7 J من الطاقة، ويبلغ متوسط مدته 120 مللي ثانية. من المفترض أن قوة البرق الأوراني قد تظهر تقلبًا موسميًا كبيرًا، متأثرًا بالتقلبات في معدلات الحمل الحراري السحابي. والجدير بالذكر أن البرق الأوراني أقوى بكثير من البرق الأرضي ويمكن مقارنته في شدته بالبرق المشتري. خلال مواجهاتها مع العمالقة الجليدية، سجلت Voyager 2 البرق على أورانوس بشكل أكثر وضوحًا منه على نبتون، وهي ظاهرة تُعزى إلى انخفاض جاذبية أورانوس والغلاف الجوي العميق الأكثر دفئًا.
التنوع الموسمي
من مارس إلى مايو 2004، أظهر الغلاف الجوي لأورانوس تشكيلات سحابية كبيرة، مما أضفى جمالية تشبه نبتون. وثقت هذه الملاحظات سرعات رياح غير مسبوقة، وصلت إلى 820 كم/ساعة (510 ميل في الساعة)، إلى جانب عاصفة رعدية مستمرة تسمى بالعامية "الألعاب النارية في الرابع من يوليو". وفي وقت لاحق، في 23 أغسطس 2006، حدد علماء من معهد علوم الفضاء (بولدر، كولورادو) وجامعة ويسكونسن بقعة مظلمة على سطح أورانوس، مما عزز فهم ديناميكيات غلافه الجوي. المسببات الدقيقة لهذه الزيادة المفاجئة في النشاط لا تزال غير محددة إلى حد كبير. ومع ذلك، فمن المفترض أن الميل المحوري الواضح لأورانوس يساهم في تقلبات الأرصاد الجوية الموسمية الشديدة. يعد تحديد هذه التغيرات الموسمية أمرًا صعبًا، ويرجع ذلك أساسًا إلى أن البيانات الجوية الشاملة لأورانوس تمتد لأقل من 84 عامًا، وهو ما يشكل سنة أورانوسية واحدة. كشفت التحليلات الضوئية التي أجريت على مدى نصف عام أورانوس، بدءًا من الخمسينيات، عن اختلافات ثابتة في السطوع عبر نطاقين طيفيين، مع ملاحظة شدة الذروة أثناء الانقلابات والحد الأدنى أثناء الاعتدالات. تم تحديد تقلب دوري مماثل، يصل أيضًا إلى ذروته عند الانقلابات، من خلال قياسات الموجات الميكروية لطبقة التروبوسفير العميقة، والتي بدأت في الستينيات. علاوة على ذلك، أشارت تقييمات درجة حرارة الستراتوسفير، التي بدأت في السبعينيات، إلى قيم قصوى تقترب من انقلاب الشمس في عام 1986. يُعزى هذا التباين الملحوظ في الغالب إلى التغيرات في هندسة المشاهدة.
تشير الأدلة إلى حدوث تحولات موسمية فيزيائية على أورانوس. وبينما يتميز أورانوس بمنطقة قطبية جنوبية مضيئة، فإن نظيره الشمالي يبدو باهتا نسبيا، وهي خاصية تتعارض مع نموذج التغير الموسمي الموصوف سابقا. خلال الانقلاب الشمالي السابق في عام 1944، أظهر أورانوس سطوعًا متزايدًا، مما يعني أن القطب الشمالي لم يكن خافتًا دائمًا. وتشير هذه الملاحظة إلى أن سطوع القطب المرئي يزداد قبل الانقلاب ويتضاءل بعد الاعتدال. أظهر التحليل الشامل لكل من البيانات المرئية وبيانات الموجات الصغرية أن تقلبات السطوع الدورية ليست متماثلة تمامًا حول الانقلابات، مما يشير أيضًا إلى تعديلات في أنماط البياض الطولي.
خلال التسعينيات، عندما انتقل أورانوس من انقلابه الشمسي، أشارت الملاحظات من تلسكوب هابل الفضائي والمراصد الأرضية إلى سواد ملحوظ في الغطاء القطبي الجنوبي، باستثناء القطب الجنوبي المشرق باستمرار. طوق. في الوقت نفسه، أظهر نصف الكرة الشمالي نشاطًا متصاعدًا، بما في ذلك زيادة تكوين السحب وتكثيف سرعة الرياح، مما يدعم التنبؤات بإشراقها الوشيك. وتحققت هذه الظاهرة المرتقبة في عام 2007، بالتزامن مع الاعتدال الربيعي، حيث ظهرت طوق قطبي شمالي رقيق، وأصبحت الحلقة الجنوبية غير محسوسة تقريبًا. على الرغم من هذه التغييرات، حافظ ملف الرياح المناطقي على عدم تناسق طفيف، حيث أظهرت الرياح الشمالية سرعات أقل بشكل هامشي من نظيراتها الجنوبية.
تظل الآليات الأساسية التي تحرك هذه التغييرات الفيزيائية غامضة إلى حد كبير. بالقرب من الانقلاب الصيفي والشتوي، يتعرض نصفا الكرة الأرضية لأورانوس بالتناوب للإشعاع الشمسي المباشر أو يتجهان نحو الفضاء السحيق. يُفترض أن زيادة اللمعان الملحوظة في نصف الكرة الأرضية المضاء بنور الشمس تنبع من سماكة موضعية لسحب الميثان وطبقات الضباب داخل طبقة التروبوسفير. علاوة على ذلك، فإن الطوق البارز الواقع عند خط عرض -45 درجة يرتبط أيضًا بتكوينات سحب الميثان. يمكن توضيح التعديلات الإضافية داخل المنطقة القطبية الجنوبية من خلال الاختلافات في طبقات السحب السفلية. من المحتمل أن تُعزى التقلبات في انبعاثات الموجات الميكروية لأورانوس إلى التحولات في الدورة التروبوسفيرية العميقة، نظرًا لأن السحب القطبية الكثيفة وطبقات الضباب يمكن أن تعيق عمليات الحمل الحراري. ومع حلول الاعتدالين الربيعي والخريفي على أورانوس، تتطور ديناميكيات الغلاف الجوي، مما قد يؤدي إلى استعادة نشاط الحمل الحراري.
الغلاف المغناطيسي
قبل وصول Voyager 2، لم تكن القياسات المباشرة للغلاف المغناطيسي لأورانوس متاحة، مما جعل خصائصه غير معروفة إلى حد كبير. قبل عام 1986، توقع الإجماع العلمي أن المجال المغناطيسي لأورانوس سوف يتماشى مع الرياح الشمسية، وبالتالي يتوافق مع أقطاب الكوكب الواقعة داخل مستوى مسير الشمس.
قدمت مهمة Voyager بيانات تشير إلى الطبيعة المميزة للمجال المغناطيسي لأورانوس، والذي لا ينشأ من المركز الهندسي للكوكب ولا يتماشى مع محور دورانه، ويظهر ميلًا بمقدار 59 درجة. على وجه التحديد، يتم إزاحة ثنائي القطب المغناطيسي من قلب أورانوس بحوالي ثلث نصف قطر الكوكب، ويتحول نحو قطب الدوران الجنوبي. يولد هذا التكوين المميز غلافًا مغناطيسيًا غير متماثل إلى حد كبير، حيث تختلف شدة المجال المغناطيسي السطحي بشكل كبير، حيث تتراوح من حد أدنى 0.1 غاوس (10 ميكروT) في نصف الكرة الجنوبي إلى حد أقصى 1.1 غاوس (110 ميكروT) في نصف الكرة الشمالي. يتم تسجيل متوسط شدة المجال السطحي بـ 0.23 غاوس (23 ميكروT).
يقترح تحليل بيانات Voyager 2 الذي تم إجراؤه في عام 2017 أن هذا عدم التماثل المتأصل يسهل الاتصال اليومي بين الغلاف المغناطيسي لأورانوس والرياح الشمسية، وبالتالي تعريض الكوكب للجسيمات الشمسية. في المقابل، يُظهر المجال المغناطيسي للأرض قوة مماثلة في كلا القطبين، حيث يكون خط الاستواء المغناطيسي موازيًا إلى حد كبير لخط الاستواء الجغرافي. والجدير بالذكر أن عزم ثنائي القطب لأورانوس أكبر بـ 50 مرة من عزم ثنائي القطب للأرض. يعرض نبتون أيضًا مجالًا مغناطيسيًا مائلًا ومزاحًا بشكل مماثل، مما يشير إلى أن هذه الخاصية قد تكون سائدة بين عمالقة الجليد. تفترض إحدى الفرضيات السائدة أنه، على عكس المجالات المغناطيسية للكواكب العملاقة الأرضية والغازية، والتي تنشأ في قلبها العميق، تتولد المجالات المغناطيسية للكواكب الجليدية العملاقة من خلال عمليات ديناميكية تحدث على أعماق أقل عمقًا، ومن المحتمل أن تكون داخل محيط مائي-أمونيا. تشير نظرية بديلة تتعلق بمحاذاة الغلاف المغناطيسي إلى وجود محيطات من الماس السائل داخل باطن أورانوس، والتي يمكن أن تؤثر على المجال المغناطيسي.
ومع ذلك، لا يزال من غير المؤكد ما إذا كان عدم التماثل الملحوظ في المجال المغناطيسي لأورانوس يشكل حالة غلاف مغناطيسي نموذجية أو يعكس مجرد ملاحظة مصادفة أثناء ظواهر الطقس الفضائي غير النمطية. يشير التحليل اللاحق لبيانات فوييجر، الذي تم إجراؤه في عام 2024، إلى أن تكوين الغلاف المغناطيسي غير المتماثل للغاية المسجل أثناء التحليق كان على الأرجح حالة شاذة. ويدعم هذا الاستنتاج قياسات كثافة الرياح الشمسية المرتفعة بشكل غير عادي في ذلك الوقت، والتي يمكن أن تكون قد تسببت في ضغط الغلاف المغناطيسي لأورانوس. علاوة على ذلك، فإن هذا التفاعل مع حدث الرياح الشمسية قد يوضح التناقض الواضح المتمثل في تواجد أحزمة إشعاع الإلكترون القوية مع كثافة بلازما الغلاف المغناطيسي المنخفضة المقاسة. تشير التقديرات إلى أن مثل هذه الظروف البيئية تظهر في أقل من 5% من الوقت.
على الرغم من محاذاة الغلاف المغناطيسي لأورانوس المميزة، فإنه يشترك في العديد من الخصائص مع تلك الموجودة في الكواكب الأخرى. يتميز بصدمة مقوسة موضوعة على بعد حوالي 23 نصف قطر أورانوس عند المنبع، وتوقف مغناطيسي عند 18 نصف قطر أورانوس، وذيل مغناطيسي متطور بالكامل، وأحزمة إشعاع مميزة. بشكل عام، يختلف التنظيم الهيكلي للغلاف المغناطيسي لأورانوس عن الغلاف المغناطيسي للمشتري، لكنه يحمل تشابهًا أكبر مع الغلاف المغناطيسي لزحل. يمتد الذيل المغناطيسي لأورانوس ملايين الكيلومترات في الفضاء، ويتخذ شكلًا لولبيًا طويلًا بسبب الدوران المائل للكوكب.
يتكون الغلاف المغناطيسي لأورانوس من جسيمات مشحونة، معظمها بروتونات وإلكترونات، مكملة بتركيز بسيط من أيونات H2+. ويُفترض أن نسبة كبيرة من هذه الجسيمات تنشأ من الغلاف الحراري. ويمكن أن تصل طاقات الأيونات إلى 4 ميجا إلكترون فولت، بينما يمكن أن تمتد طاقات الإلكترون إلى 1.2 ميجا إلكترون فولت. داخل الغلاف المغناطيسي الداخلي، تبلغ كثافة الأيونات منخفضة الطاقة (أقل من 1 كيلو إلكترون فولت) حوالي 2 سم−3. يتأثر توزيع هذه الجسيمات بشكل كبير بأقمار أورانوس، التي تجتاز الغلاف المغناطيسي، مما يخلق فراغات يمكن تمييزها. يكون تدفق الجسيمات مكثفًا بدرجة كافية لإحداث سواد السطح أو التجوية الفضائية على هذه الأقمار والحلقات، ويحدث على نطاق زمني سريع فلكيًا يصل إلى 100000 عام. من المحتمل أن تكون هذه الظاهرة مسؤولة عن اللون الداكن الموحد الذي لوحظ عبر أقمار أورانوس وحلقاته.
يظهر أورانوس شفقًا متطورًا نسبيًا، يظهر على شكل أقواس مضيئة تحيط بكلا القطبين المغناطيسيين. وعلى النقيض من شفق المشتري، يبدو أن شفق أورانوس لا يمارس تأثيرًا يذكر على توازن الطاقة في الغلاف الحراري الكوكبي. خضعت هذه الظواهر الشفقية، وتحديدًا انبعاثاتها الطيفية للأشعة تحت الحمراء المنسوبة إلى كاتيونات الهيدروجين الثلاثي، لتحقيقات مكثفة حتى أواخر عام 2023.
في مارس 2020، أعلن علماء الفلك في وكالة ناسا عن تحديد فقاعة مغناطيسية كبيرة في الغلاف الجوي، تسمى البلازمويد، تنبعث من أورانوس وتنتشر في الفضاء الخارجي. نتج هذا الاكتشاف عن إعادة تقييم البيانات التاريخية التي حصل عليها المسبار الفضائي Voyager 2 أثناء تحليقه بالقرب من الكواكب عام 1986.
الأقمار
يمتلك أورانوس 29 قمرًا طبيعيًا محددًا. تسمياتهم مستمدة من الشخصيات الواردة في الأعمال الأدبية لوليام شكسبير وألكسندر بوب. الأقمار الصناعية الخمسة الرئيسية هي ميراندا وأرييل وأومبرييل وتيتانيا وأوبيرون. يُظهر نظام الأقمار الصناعية لأورانوس أقل كتلة إجمالية بين أنظمة الأقمار الصناعية للكواكب العملاقة؛ الكتلة التراكمية لأقماره الخمسة الرئيسية أقل من نصف كتلة ترايتون، أكبر قمر نبتون، بمفرده. تيتانيا، أكبر أقمار أورانوس، يبلغ نصف قطره 788.9 كم فقط (490.2 ميل)، وهو أقل من نصف قطر القمر ولكنه يتجاوز بشكل طفيف نصف قطر ريا، ثاني أكبر قمر صناعي لزحل، مما يجعل تيتانيا ثامن أكبر قمر في النظام الشمسي. تظهر أقمار أورانوس بشكل عام بياضًا منخفضًا، يتراوح من 0.20 لأومبرييل إلى 0.35 لأرييل (عند ملاحظته في الضوء الأخضر). هذه الأجسام عبارة عن تكتلات من الصخور الجليدية، حوالي 50% منها جليد و50% صخور حسب تركيبها. قد يشتمل المكون الجليدي على الأمونيا وثاني أكسيد الكربون.
من بين أقمار أورانوس، يمثل آرييل السطح الأحدث جيولوجيًا، والذي يتميز بأقل كثافة من الحفر الصدمية، بينما يعرض أومبريل أقدم سطح. تتميز ميراندا بأخاديد خطأ تمتد بعمق 20 كم (12 ميل)، وطبقات جيولوجية مدرجة، وتوزيع غير متجانس للغاية للأعمار السطحية والخصائص المورفولوجية. يُفترض أن النشاط الجيولوجي التاريخي لميراندا قد تم تحفيزه عن طريق تسخين المد والجزر خلال فترة كان مدارها أكثر انحرافًا عن حالته الحالية، ومن المحتمل أن يكون نابعًا من رنين مداري سابق بنسبة 3:1 مع أومبريل. تعتبر العمليات الجيولوجية الممتدة، المرتبطة بصعود الحفاضات، هي الأصل المحتمل لإكليل ميراندا المميز الذي يشبه "مضمار السباق". يُعتقد أن آرييل قد حافظ سابقًا على رنين مداري بنسبة 4:1 مع تيتانيا.
يمتلك أورانوس مركبة مدارية واحدة على الأقل على شكل حدوة حصان، تسمى 83982 كرانتور، والتي تحتل نقطة لاغرانج L3 بين الشمس وأورانوس - وهي منطقة غير مستقرة الجاذبية وتقع بزاوية 180 درجة على طول مداره. يجتاز كرانتور المنطقة المدارية المشتركة لأورانوس على طول مسار معقد وعابر على شكل حدوة حصان. يعتبر 2010 EU65 أيضًا مرشحًا واعدًا لمحرر حدوة حصان أورانوس.
نظام الرنين
يتكون نظام حلقات أورانوس من جسيمات داكنة بشكل استثنائي، تتراوح أحجامها من الميكروميتر إلى أجزاء من المتر. حاليًا، تم التعرف على ثلاثة عشر حلقة متميزة، الحلقة ε هي الأكثر سطوعًا. باستثناء حلقتين محددتين، فإن جميع الحلقات الأخرى داخل نظام أورانوس ضيقة بشكل ملحوظ، وتمتد عادة على بعد بضعة كيلومترات فقط. يُفترض أن تكون الحلقات حديثة جيولوجيًا؛ تشير التحليلات الديناميكية إلى أنها لم تتشكل مع أورانوس. ربما تكون المادة المكونة للحلقات قد نشأت من قمر أو أقمار متعددة تم تجزئتها بسبب تأثيرات عالية السرعة. من الحطام الواسع الناتج عن هذه التأثيرات، لم يبق سوى عدد محدود من الجسيمات داخل المناطق المستقرة، والتي تتوافق مع المواقع الحالية للحلقات.
قام ويليام هيرشل بتوثيق بنية حلقة محتملة تحيط بأورانوس في عام 1789. وتعتبر هذه الملاحظة موضع شك إلى حد كبير، ويرجع ذلك في المقام الأول إلى الضعف المتأصل في الحلقات وغياب الملاحظات الداعمة من قبل علماء الفلك الآخرين على مدى القرنين التاليين. ومع ذلك، قدم هيرشل وصفًا دقيقًا لأبعاد حلقة إبسيلون، واتجاهها الزاوي بالنسبة للأرض، ولونها المحمر، والتغيرات الملحوظة أثناء دوران أورانوس حول الشمس. تم التعرف على النظام الحلقي بشكل نهائي في 10 مارس 1977، بواسطة جيمس إل إليوت، وإدوارد دبليو دونهام، وجيسيكا مينك، باستخدام مرصد كويبر المحمول جواً. حدث هذا الاكتشاف بالصدفة. كان هدفهم الأولي هو دراسة الغلاف الجوي لأورانوس عبر حجب النجم SAO 158687 (المعروف أيضًا باسم HD 128598) بواسطة الكوكب. عند تحليل ملاحظاتهم، لوحظ أن النجم اختفى لفترة وجيزة عن الأنظار خمس مرات قبل وبعد احتجابه بواسطة أورانوس. وقد قادهم هذا إلى استنتاج وجود نظام حلقي حول أورانوس. وفي وقت لاحق، تم الكشف عن أربع حلقات أخرى. تم التصوير المباشر للحلقات أثناء التحليق بالقرب من أورانوس عام 1986 بواسطة Voyager 2. حددت Voyager 2 أيضًا حلقتين باهتتين إضافيتين، مما أدى إلى زيادة العدد الإجمالي إلى إحدى عشرة.
حدد تلسكوب هابل الفضائي حلقتين غير مكتشفتين سابقًا في ديسمبر 2005. وتقع أكبر هذه الحلقات على مسافة ضعف المسافة من أورانوس مقارنة بالحلقات الموثقة مسبقًا. نظرًا لبعدها الكبير عن أورانوس، يُشار إلى هذه الحلقات التي تم تحديدها حديثًا بشكل جماعي باسم نظام الحلقات "الخارجية". بالإضافة إلى ذلك، رصد هابل قمرين صناعيين صغيرين، أحدهما يُدعى ماب، يدور في مدارات مشتركة مع الحلقة الخارجية المكتشفة مؤخرًا. يؤدي إدراج هذه الحلقات الجديدة إلى زيادة العدد الإجمالي لحلقات أورانوس إلى 13 حلقة. وبحلول أبريل 2006، كشفت صور هذه الحلقات الجديدة التي تم الحصول عليها من مرصد كيك عن ألوانها المميزة: تظهر الحلقة الخارجية لونًا أزرق، بينما تظهر الأخرى باللون الأحمر. تشير الفرضية السائدة إلى أن اللون الأزرق للحلقة الخارجية ناتج عن تركيبها من جزيئات جليد الماء الدقيقة التي تنشأ من سطح ماب، وهي صغيرة بما يكفي لتشتيت الضوء الأزرق. على العكس من ذلك، تظهر الحلقات الداخلية لأورانوس بمظهر رمادي.
على الرغم من التحديات الكامنة في مراقبة حلقات أورانوس مباشرة من الأرض، فقد مكنت التطورات في تكنولوجيا التصوير الرقمي العديد من علماء الفلك الهواة من التقاط صور لهذه الحلقات بنجاح باستخدام مرشحات حمراء أو الأشعة تحت الحمراء؛ قد تكون التلسكوبات ذات الفتحات المتواضعة التي تصل إلى 36 سم (14 بوصة) قادرة على اكتشاف الحلقات عندما تكون مجهزة بجهاز التصوير المناسب.
الاستكشاف
بدأت Voyager 2 في عام 1977، وأجرت أقرب رحلة طيران لها حول أورانوس في 24 يناير 1986، حيث اقتربت من مسافة 81,500 كيلومتر (50,600 ميل) من قمم سحب الكوكب، قبل مواصلة مسارها نحو نبتون. قام المسبار بدراسة دقيقة للبنية الجوية والتركيب الكيميائي لأورانوس، بما في ذلك أنماط الطقس المميزة، والتي تعزى إلى ميله المحوري الواضح. وأجرت الفحوصات التفصيلية الافتتاحية لأكبر خمسة أقمار لأورانوس وحددت عشرة إضافية. قامت Voyager 2 بفحص جميع الحلقات التسع التي تم تحديدها مسبقًا داخل النظام واكتشفت حلقتين أخريين. علاوة على ذلك، قامت بتحليل المجال المغناطيسي، مع ملاحظة تكوينه غير المنتظم، وميله، وذيله المغناطيسي المميز على شكل لولبي، والذي ينشأ من الاتجاه الجانبي لأورانوس.
منذ ذلك الوقت، لم تقم أي مركبة فضائية أخرى بالتحليق بالقرب من أورانوس، على الرغم من أن العديد من المهام لإعادة توجيه المركبة الفضائية كاسيني من زحل إلى أورانوس تم تقييمها خلال مرحلة التخطيط لتمديد المهمة في عام 2009؛ ومع ذلك، فقد تم رفض هذا الخيار في النهاية لصالح تدميره بشكل متحكم فيه داخل الغلاف الجوي لزحل، نظرًا لأن الرحلة إلى نظام أورانوس بعد المغادرة من زحل كانت ستتطلب ما يقرب من عقدين من الزمن. يمكن لمسبار دخول أورانوس المحتمل أن يستفيد من إرث التصميم الخاص بـ Pioneer Venus Multiprobe للنزول إلى أعماق تتراوح من 1 إلى 5 أجواء. أيدت الدراسة الاستقصائية العقدية لعلوم الكواكب 2013-2022، والتي نُشرت في عام 2011، مهمة أورانوس المدارية والمسبار، والتي اقترحت نافذة إطلاق بين عامي 2020 و2023، يتبعها عبور لمدة 13 عامًا إلى أورانوس. تم تكرار هذه التوصية في عام 2022، عندما حصلت مهمة مسبار/مدار أورانوس على الأولوية القصوى، ويرجع ذلك في المقام الأول إلى الفهم المحدود للعمالقة الجليدية. في الآونة الأخيرة، تم تصميم المركبة المدارية لكوكب المشتري Tianwen-4 التابعة لـ CNSA، والمقرر إطلاقها في عام 2029، لنشر مسبار فرعي ينفصل ويستخدم مساعدة الجاذبية، بدلاً من دخول المدار، لإجراء تحليق بالقرب من أورانوس في مارس 2045 قبل الانتقال إلى الفضاء بين النجوم. بالإضافة إلى ذلك، حددت الصين خططًا لمهمة محتملة تيانوين-5، والتي من المحتمل أن تدور حول أورانوس أو نبتون، على الرغم من أن هذه الخطط لم تتحقق بعد.
في الثقافة
إلى جانب ظهوره المتكرر في الروايات الخيالية، كان أورانوس بمثابة مصدر إلهام للعديد من الإبداعات الفنية، مثل قصيدة ليديا سيغورني عام 1827 "الكوكب الجورجي" وحركة محددة داخل المجموعة الأوركسترالية لغوستاف هولست الكواكب، والتي تم تأليفها بين عامي 1914 و1916. كما تمت الإشارة إلى اكتشاف هيرشل للكوكب في الأبيات "ثم شعرت أنني أحب بعض مراقبي الكوكب". السماء/عندما يسبح كوكب جديد في بيته،" وجدت في قصيدة جون كيتس "عند النظر لأول مرة إلى هوميروس تشابمان". بالإضافة إلى ذلك، أدى تحديد الكوكب إلى تسمية العنصر الكيميائي اليورانيوم، الذي اكتشفه الكيميائي الألماني مارتن هاينريش كلابروث بشكل مستقل في عام 1789.
في علم التنجيم المعاصر، تم تعيين كوكب أورانوس (الرمز) على أنه الكوكب الحاكم لبرج الدلو؛ تاريخياً، قبل اكتشاف أورانوس، كان زحل يسيطر على برج الدلو. نظرًا للون السماوي لأورانوس وارتباطه بالكهرباء، فإن اللون "الأزرق الكهربائي"، الذي يقترب بشكل وثيق من اللون السماوي، يرتبط بعلامة برج الدلو الفلكية.
ملاحظات
- بولتاروفا، تيريزا (1 أكتوبر 2021). "قد تفسر حبات البَرَد النتنة على أورانوس وجود شذوذ في الغلاف الجوي هناك (وعلى نبتون أيضًا)." Space.com.عامل منجم، إليس د. (1998). أورانوس: الكوكب والحلقات والأقمار الصناعية. نيويورك: جون وايلي وأولاده. ISBN 978-0-471-97398-0.جور ، ريك (أغسطس 1986). "أورانوس: فوييجر تزور كوكبًا مظلمًا." ناشيونال جيوغرافيك، المجلد. 170، لا. 2، ص. 178–194. ISSN 0027-9358. OCLC 643483454.ألكسندر، آرثر فرانسيس أودونيل (1965). كوكب أورانوس: تاريخ المراقبة والنظرية والاكتشاف. نيويورك: شركة النشر الأمريكية Elsevier.بود، يوهان إليرت (1784). Von Dem Neu Entdeckten Planeten [من الكوكب المكتشف حديثًا] (باللغة الألمانية). برلين: باي ديم Verfasser. بيب كود:1784vdne.book .....ب. دوى:10.3931/e-rara-1454.
- أورانوس في وكالة الفضاء الأوروبية
- أورانوس في مجلة الصور الكوكبية لمختبر الدفع النفاث (صور)
- مونتاج نظام أورانوس (صورة)
- غراي، ميغان؛ ميريفيلد، مايكل (2010). "أورانوس." ستون رمزًا. برادي هاران من جامعة نوتنجهام.
- "صور حلقات أورانوس"، تلسكوب جيمس ويب الفضائي، ناسا، 18 ديسمبر 2023، تم استرجاعه 19 ديسمبر 2023
- "صور حلقات أورانوس"، تلسكوب جيمس ويب الفضائي، ناسا، 18 ديسمبر 2023، تم استرجاعه 19 ديسمبر 2023