Уран (планета) – Уикипедия

Вижте пояснителната страница за други значения на Уран.
Уран ⛢
Уран, заснет от "Вояджър 2"
Уран, заснет от "Вояджър 2"
Откриване
Открит отУилям Хершел
Дата13 март 1781 г.
Орбитални параметри
(Епоха J2000)
Голяма полуос (a)2 870 972 220 km
19,191 263 93 АЕ
Орбитална обиколка18,029 Tm
120,515 АЕ
Ексцентрицитет (e)0,047 167 71
Перихелий2 735 555 035 km
18,286 055 96 AE
Афелий3 006 389 405 km
20,096 471 90 АЕ
Звездна година84,32 години
Орбитален период (P)30 708,1600 дни
(84,07 години)
Синодичен период369,65 дни
Средна орбитална скорост6,795 km/s
Макс. орбитална скорост7,128 km/s
Мин. орбитална скорост6,485 km/s
Инклинация (i)0,769 86°
(6,48° към слънчевия екватор)
Дължина на възходящия възел74,229 88°
Параметър на
перихелия (ω)		96,734 36°
Брой естествени спътници27
Физически характеристики
Екваториален диаметър51 118 km
(4,007 земни екваториални диаметъра)
Полярен диаметър49 946 km
(3,929 земни полярни диаметъра)
Сплеснатост0,0229
Площ8,084×109 km2]]
(15,849 земни площи)
Обем6,834×1013 km³
(63,086 земни обеми)
Маса (m)8,6832×1025 kg
(14,536 земни маси)
Средна плътност1,318 g/cm³
Екваториална гравитация8,69 m/s²
(0,886 G)
Втора космическа скорост21,29 km/s
Период на въртене−0,718 333 333 дни
(17 часа 14 мин. 24 сек.) 1 Архив на оригинала от 2020-08-16 в Wayback Machine.
Скорост на въртене2,59 km/s = 9320 km/h (на екватора)
Наклон на оста97,77°
Ректасцензия на северния полюс (α)257,31°
(17 часа 9 мин. 15 сек.)
Деклинация на северния полюс (δ)-15,175°
Албедо0,51
Повърхностна температура (T) мин.: 59 K
средна: 68 K
макс.: неизв.
Атмосферни характеристики
Атмосферно налягане120 kPa
Водород83%
Хелий15%
Въглероден оксидследи
Метан1,99%
Амоняк0,01%
Етан0,00025%
Ацетилен0,00001%
Сероводородследи
Уран в Общомедия

Уран е седмата планета от Слънчевата система. Тя има третия по размер планетарен радиус и четвърта по големина планетарна маса в Слънчевата система.

Въпреки че е видима с невъоръжено око, подобно на петте класически планети, Уран не е наблюдавана от древните астрономи заради мъжделивостта около планетата.[1] Сър Уилям Хершел оповестява откритието на планетата на 13 март 1781 година, с което разширява границите на познатата Слънчева система за пръв път в съвременната история. Това е първата планета, открита с помощта на телескоп.

Уран и Нептун имат сходна структура и химичен състав, които се различават от тези при големите газови гиганти Сатурн и Юпитер. Затова учените често ги поставят в различен клас — ледени гиганти. Атмосферата на Уран е подобна на атмосферите на Юпитер и Сатурн в техния първичен състав — основно водород и хелий, но съдържа повече вода, амоняк и метан, както и следи от други въглеводороди. Уран е планетата с най-студена атмосфера в Слънчевата система — 49 К (-224 °С). Атмосферата му има сложна слоеста облачна структура, съдържа предимно вода в най-ниските облаци и метан в най-горния слой.[2] Вътрешността на Уран е съставена главно от лед и скали.[3]

Подобно на другите планети гиганти, Уран е заобиколен от пръстени, магнитосфера и многобройни луни.

Уран се отличава със силния наклон на оста на въртене — тя лежи почти в равнината на еклиптиката. През 1986 г. изображенията от "Вояджър 2" показаха Уран като почти безлична планета във видимата светлина, без облаците и бурите, характерни за другите гигантски планети. Наблюденията от Земята показаха сезонна промяна и повишена метеорологична активност по време на равноденствието на Уран през 2007 г. Скоростите на вятъра могат да достигнат 250 м/с (900 км/ч).

Уран е единствената планета, чието име произлиза пряко от древногръцката митология — от латинизираната версия на гръцкия бог на небето Уран (Ουρανός). Символът на планетата е ♅.

Физически характеристики[редактиране | редактиране на кода]

Образуване[редактиране | редактиране на кода]

Съществуват много аргументи в полза на това, че разликите между ледените и газовите гиганти възникват още в началото на образуването на Слънчевата система.[4][5] Смята се, че Слънчевата система е образувана от гигантски въртящ се облак, съставен от газ и прах и известен като Протослънчева мъглявина (или само Слънчева мъглявина). Облакът постепенно се уплътнява и образува слънчевия диск в центъра си.[4][5] Във формирането на Слънцето взима участие по-голямата част от водорода и хелия в облака. Частиците прах започват да се събират заедно, за да образуват впоследствие протопланетите.[4][5] При нарастването на планетите някои от тях формират достатъчно силно гравитационно поле и концентрират около себе си останалия газ. Те продължават да събират газ дотогава, докато не достигнат експоненциален предел. Ледените гиганти в същото време успяват да съберат значително по-малко газ – едва няколко пъти масата на Земята. По такъв начин, масата им не достига до този предел.[4][5][6] При съвременните теории за образуването на Слънчевата система има някои трудности в обясненията при формирането на Уран и Нептун. Тези планети са достатъчно големи за разстоянията, на които се намират от Слънцето. Възможно е по-рано те да са били по-близо до него, а после да са променили орбитите си.[4]. От друга страна най-новите методи за планетарни симулации показват, че Уран и Нептун наистина може да са се образували на сегашното си място и по този начин реалните им размери в съответствие с тези математически модели не са пречка в теорията за произхода на Слънчевата система.[5]

Състав и структура[редактиране | редактиране на кода]

Структура на Уран

Масата на Уран е приблизително 14,5 пъти по-голяма от тази на Земята, което я прави най-малката от гигантските планети. Диаметърът му е малко по-голям от този на Нептун, приблизително четири пъти по-голям от този на Земята. Уран е втората най-плътна планета след Сатурн.[7] Тази стойност показва, че е съставен предимно от различни ледове, като вода, амоняк и метан.[8] Общата маса на леда във вътрешността на Уран не е точно известна, защото в зависимост от избрания модел се появяват различни фигури, но тя трябва да е между 9,3 и 13,5 земни маси.[9] Водородът и хелият съставляват само малка част от общото количество (за разлика от Юпитер и Сатурн, които са изградени предимно от последните два елемента). Останалата част от не-ледената маса се дължи на скален материал. Счита се, че Уран няма локализирано скално ядро, подобно на Юпитер и Сатурн, а структурата му е по-скоро хомогенна. Синьозеленият цвят на планетата се дължи на метана в атмосферата ѝ, който поглъща червена светлина.

Стандартният модел на структурата на Уран е, че той се състои от три слоя: скалиста (силикат/желязо-никел) сърцевина в центъра, ледена мантия в средата и външна газова водородна/хелиева обвивка. Ядрото е относително малко, с маса само 0,55 земни маси и радиус по-малък от 20% от Уран. Мантията съставлява по-голямата част от нейната маса, с около 13,4 земни маси, а горната атмосфера е относително несъществена, тежаща около 0,5 земни маси и простираща се на 20% от радиуса на Уран.[10] Всъщност ледената мантия не се състои от лед в конвенционалния смисъл, а от гореща и плътна течност, състояща се от вода, амоняк и други летливи вещества. Този флуид, който има висока електрическа проводимост, понякога се нарича водно-амонячен океан.

Екстремното налягане и температура дълбоко в недрата на Уран, могат да разрушат метановите молекули, като отделилите се въглеродни атоми се кондензират в кристали от диамант, валящи през мантията като градушки.[11] Експериментите с много високо налягане в Националната лаборатория на Лорънс Ливърмор предполагат, че основата на мантията може да съдържа океан от течен диамант, с плаващи твърди „диамантени берги“.[12]

Въпреки че разглежданият по-горе модел е стандартен, той не е уникален; други модели също отговарят на наблюденията. Например ако в ледената мантия се смесят значителни количества водород и скалист материал, общата маса на ледовете във вътрешността ще бъде по-ниска и съответно общата маса на скалите и водорода ще бъде по-висока. Наличните понастоящем данни не позволяват да се определи кой модел е правилен. Течната вътрешна структура на Уран означава, че тя няма твърда повърхност. Газообразната атмосфера постепенно преминава във вътрешните течни слоеве.

Орбита и наклон на оста[редактиране | редактиране на кода]

Уран заснет от телескопа Хъбъл. Видими са неговите пръстени, спътници и облачни пояси

Една от най-характерните черти на Уран е наклонът на неговата ос на въртене от почти 100 градуса. Вследствие на това в дадени части от нейната орбита един от полюсите е обърнат директно към Слънцето, докато другият остава в постоянна сянка. През останалото време Слънцето изгрява и залязва нормално, а денят там продължава 42 години.

По време на посещението на планетата от "Вояджър 2" през 1986 г. южният полюс на Уран беше насочен почти право към Слънцето. Да се определи кой от полюсите на планетата е южен и кой северен е предмет на известни спорове в научните среди. Уран може да бъде характеризиран или като имащ наклон на оста на въртене малко по-малко от 90° и въртящ се ретроградно (обратно на часовниковата стрелка) или имащ наклон на оста малко повече от 90° и въртящ се по посока на часовниковата стрелка. И двете определения са еквивалентни и еднакво отговарящи на истината, но пораждат различни определения за северния и южния полюс на Уран.

В резултат на необичайната спрямо другите планети ориентация, полюсите на планетата получават повече слънчева енергия, отколкото биха получили при умерени наклони на оста на въртене. Независимо от това температурата на екватора на Уран е по-висока от тази на полюсите, поради неизвестен механизъм за преразпределение на топлината, била тя от вътрешността на планетата или от Слънцето.

Относно причината за големия наклон на оста на въртене се предполага, че тя е сблъсък с голяма по размери протопланета скоро след формирането на Уран.

Още едно следствие от наклона на оста е ясно изразената сезонност на Уран. При посещението на "Вояджър 2", когато Слънцето грееше върху полюса на планетата, облачните пояси в атмосферата бяха изключително тънки и бледи. При скорошни наблюдения от телескопа Хъбъл обаче бяха забелязани по-обширни и ясно изразени пояси, за които се смята, че са причинени от греенето на Слънцето почти директно върху екватора; през 2007 г. Слънцето огря екватора под 90°.

Атмосфера[редактиране | редактиране на кода]

Атмосферата на Уран е съставена предимно от водород и хелий. На дълбочина тя е значително обогатена с летливи вещества (наречени „ледове“) като вода, амоняк и метан. Обратното е вярно за горните слоеве на атмосферата, които съдържат много малко газове, по-тежки от водород и хелий, поради ниската си температура. Атмосферата на Уран е най-студената от всички планети, чиято температура достига до 49 К.

Атмосферата на Уран може да бъде разделена на три основни слоя: тропосфера, между надморска височина от -300 и 50 km и налягания от 100 до 0.1 bar; стратосфера, обхващаща височини между 50 и 4000 km и налягания между 0,1 и 10-10 bar; и горещата термосфера (и екзосфера), простираща се от надморска височина от 4000 km до няколко уранови радиуса от номиналната повърхност при налягане 1 bar. За разлика от земната, атмосферата на Уран няма мезосфера.

Тропосферата се състои от четири облака: облак с метан с около 1,2 bar, облаци от сероводород и амоняк при 3 – 10 bar, облаци от амониев хидросулфид при 20 – 40 bar и накрая облаци под 50 bar. Само горните два слоя облаци са наблюдавани директно – по-дълбоките облаци остават спекулативни. Над облаците лежат няколко слаби слоя фотохимична мъгла. Дискретни ярки тропосферни облаци са редки за Уран, вероятно поради бавна конвекция във вътрешността на планетата. Въпреки това наблюденията на такива облаци са използвани за измерване на зоновите ветрове на планетата, които са забележително бързи със скорости до 240 m/s.

Малко се знае за атмосферата на Уран, тъй като към момента само един космически кораб – Voyager 2, който преминава през планетата през 1986 г., е получил ценни данни. Понастоящем не са планирани други мисии за Уран.

Магнитосфера[редактиране | редактиране на кода]

Магнитното поле на Уран

Преди "Вояджър 2" не са правени измервания на магнитосферата на Уран, така че нейната природа остава загадка. Преди 1986 г. учените очакват магнитното поле на Уран да е в съответствие със слънчевия вятър, тъй като тогава то ще се подравни с полюсите на Уран, които лежат в еклиптиката. Магнитното поле на Уран се поражда от движение на електрически заредени частици.

Наблюденията на Вояджър разкриват, че магнитното поле на Уран е своеобразно, тъй като то не съвпада с геометричния център на планетата и е наклонено под ъгъл от 59° спрямо оста на въртене. Всъщност магнитният дипол е изместен от центъра на Уран към южния ротационен полюс с една трета от планетарния радиус. Тази необичайна геометрия води до силно асиметрична магнитосфера, където силата на магнитното поле на повърхността в южното полукълбо може да бъде много ниска (10 µT), докато в северното полукълбо тя може да достигне до 110 µT.[13] Средното поле на повърхността е 23 µT. За сравнение магнитното поле на Земята е приблизително толкова силно и на двата полюса, а неговият магнитен екватор е приблизително паралелен на географския му екватор. Диполният момент на Уран е 50 пъти по-голям от този на Земята. Нептун има подобно изместено и наклонено магнитно поле, което предполага, че това може да е обща черта на ледените гиганти. Една от хипотезите е, че за разлика от магнитните полета на земните и газовите гиганти, които се генерират в техните ядра, магнитните полета на ледените гиганти се генерират от движението на относително плитки дълбочини, например в океана вода-амоняк. Друго възможно обяснение за подреждането на магнитосферата е, че в интериора на Уран има океани на течен диамант, които биха отклонили магнитното поле.

Въпреки странното си подреждане, в други отношения урановата магнитосфера е подобна на тази на другите планети: тя има главна ударна вълна на около 23 уранови радиуса пред нея, магнитопауза при 18 урански радиуса, напълно развита магнитна опашка и радиационни пояси.[14][15] Като цяло структурата на магнитосферата на Уран е различна от тази на Юпитер и по-подобна на тази на Сатурн. Магнитната опашка на планетата се усуква вследствие на въртенето ѝ във винтообразна форма като тирбушон.

Магнитосферата на Уран съдържа заредени частици: главно протони и електрони, с малко количество H2+ йони. Не са открити по-тежки йони. Много от тези частици вероятно произтичат от термосферата. Йонните и електронните енергии могат да достигнат съответно до 4 и 1,2 мегаелектронволта. Урановите спътници, които преминават през магнитосферата, оставят забележими празнини. Потокът на частиците е достатъчно висок, за да предизвика потъмняване или космическо изветряване на техните повърхности по време на астрономически бърз период от 100 000 години. Това може да е причина за равномерното тъмно оцветяване на спътниците и пръстените. Уран има сравнително добре развито сияние, което се вижда като светли дъги около двата магнитни полюса. За разлика от Юпитер сиянието му изглежда незначително за енергийния баланс на планетарната термосфера.

История[редактиране | редактиране на кода]

Откриване на Уран[редактиране | редактиране на кода]

Уилям Хершел

Уран е първата планета, открита с помощта на съвременната наука. Уран е наблюдаван многократно преди признаването му за планета, но като цяло множество астрономи го класифицират като звезда. Вероятно най-ранното познато наблюдение е от Хипарх, който през 128 г. пр.н.е. го записва като звезда в звездния си каталог и по-късно е включен в „Алмагест“ на Клавдий Птолемей. Най-ранното наблюдение е през 1690 г., когато Джон Фламстед го наблюдава най-малко шест пъти, като го описва под каталожен номер 34 Телец. Френският астроном Пиер Шарл Льо Монние наблюдава Уран най-малко дванадесет пъти между 1750 и 1769 г., включително четири последователни нощи.

Сър Уилям Хершел открива планетата на 13 март 1781 година от къщата си в Бат, Съмърсет, Англия (днес музей) и ѝ дава името Звездата на Джордж в чест на краля на Англия Джордж III. В началото той мисли, че това е комета. Името обаче не намира прием извън Англия и по препоръка на Жером Лаланд френските астрономи приемат името Хершел. По-късно германският астроном Йохан Боде предлага името на бога от древногръцката митология Уран. Предложено е също името Минерва, но то не се налага.

Когато представя своето откритие на Кралското общество,[16] той продължава да твърди, че е открил комета. Въпреки че Хершел продължава да описва новия си обект като комета, други астрономи вече започват да подозират, че е различно небесно тяло. Финландско-шведският астроном Андерс Йохан Лексел, работещ в Русия, е първият, който изчислява орбитата на новия обект. Неговата почти кръгова орбита го кара да заключи, че това е планета, а не комета. Берлинският астроном Йохан Елерт Боде описва откритието на Хершел като движеща се звезда, която може да се счита за неизвестна дотогава планета, циркулираща извън орбитата на Сатурн. Обектът скоро е признат за планета. Като признание за неговото постижение, крал Джордж III дава на Хершел годишна стипендия от 200 паунда (£200) при условие, че се премести в Уиндзор, за да може кралското семейство да погледне през неговите телескопи.

Проучване на ранно издание на Месечни дописки на Кралското Астрономическо Общество (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society) от 1827 година показва, че името Уран вече е най-употребяваното за планетата дори от самите британски астрономи. Предишните имена продължават да се употребяват все по-рядко, докато през 1850 година последният звезден алманах, използващ името Звездата на Джордж, го заменя със сегашното име на планетата.

"Вояджър 2" на НАСА е единственият космически апарат, приближил се до планетата. Изстрелян през 1977 г., "Вояджър 2" се доближава максимално до Уран на 24 януари 1986 г..

Наблюдение и изследване на Уран[редактиране | редактиране на кода]

Уран сравнен със Земята

Видимата величина на Уран варира между +5,5 и +6 и с невъоръжено око при безоблачна нощ той може да бъде наблюдаван като бледа звезда. Ъгловият му диаметър при наблюдение от Земята е 4". Дори при голямо увеличение обаче не се долавят детайли на неговия диск.

Пръстени[редактиране | редактиране на кода]

 Основна статия: Пръстени на Уран

Уран има фини пръстени, съставени от частици с диаметър до 10 метра. Пръстените на Уран са открити през март 1977 година от Джеймс Елиът, Едуард Дънам и Дъглас Минк с помощта на Въздушната обсерватория Кайпер. Откритието е направено случайно, тъй като основната цел на изследователите е била изследване на атмосферата на Уран при окултация на звезда. Анализът на резултатите от изследванията показва, че звездата е била закрита от пръстени, преди да изчезне зад самата планета. Пръстените на Уран са непосредствено наблюдавани през 1986 г. от "Вояджър 2".

Спътници[редактиране | редактиране на кода]

 Основна статия: Естествени спътници на Уран

Уран има 27 известни естествени спътници,[6] най-големите от които са Миранда, Ариел, Умбриел, Титания и Оберон. Естествените спътници на Уран са най-малки сред газовите гиганти, комбинираната маса от основните спътници на Уран ще е по-малко от половината от масата на Титан. Най-големия спътник Титания има радиус едва 788,93 km, което е по-малко от половината на този на Луната. Спътниците имат малко албедо, вариращо от 0,20 на Умбриел до 0,35 на Ариел.[17] Спътниците са леденокаменни конгломерати, съставени от около 50% лед и 50% скала. Ледът може да съдържа амоняк и въглероден диоксид.[18]

Между всички спътници Ариел е с най-малка възраст, докато Умбриел е най-стар. На Миранда има каньони дълбоки 20 km и многообразие от геоложки особености.

Всички спътници носят имената на персонажи от творби на Шекспир и Александър Поуп.[19]

Изследване на Уран[редактиране | редактиране на кода]

 Основна статия: Изследване на Уран

През 1986 година Вояджър 2 минава покрай Уран. Този апарат е единственият, изучавал планетата от близко разстояние. Апаратът е изстрелян през 1977 г. и преминава най-близо до Уран на 24 януари 1986 г. Тогава се намира на 81500 км от облаците на газовия гигант. "Вояджър 2" изучава състава на атмосферата на планетата, открива десет нови спътника и изучава уникалното време на Уран, причинено от наклона на оста — 97,77°; проучва пръстените на Уран.[20][17] "Вояджър 2" проучва в детайли петте най-големи спътници на Уран и деветте познати пръстена и открива два нови.[17]

Уран във фантастиката[редактиране | редактиране на кода]

В поредицата Бък Роджърс Уран е колонизиран.

Източници[редактиране | редактиране на кода]

  1. ↑ MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program // Monterey Institute for Research in Astronomy. Посетен на 27 август 2007.
  2. ↑ Lunine, Jonathan I. (September 1993). „The Atmospheres of Uranus and Neptune“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31: 217 – 263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.
  3. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (December 1995). „Comparative models of Uranus and Neptune“. Planetary and Space Science. 43 (12): 1517 – 1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5.
  4. ↑ а б в г д Thommes, Edward W. и др. The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System (pdf) // Nature 402. 1999. DOI:10.1038/45185. с. 635 – 638.
  5. ↑ а б в г д Brunini, Adrian и др. Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune // Plan. Space Sci. 47. 1999. DOI:10.1016/S0032-0633(98)00140-8. с. 591 – 605.
  6. ↑ а б Sheppard, Scott S. и др. An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness (PDF) // The Astronomical Journal 129. 2006. DOI:10.1086/426329. с. 518 – 525.
  7. ↑ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; et al. (2007). „Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006“. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155 – 180.
  8. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (December 1995). „Comparative models of Uranus and Neptune“. Planetary and Space Science. 43 (12): 1517 – 1522.
  9. ↑ Podolak, M.; Podolak, J. I.; Marley, M. S. (February 2000). „Further investigations of random models of Uranus and Neptune“. Planetary and Space Science. 48 (2 – 3): 143 – 151.
  10. ↑ Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). „Uranus: What Happened Here?“. In Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. Introduction to Planetary Science. Introduction to Planetary Science. Springer Netherlands. pp. 369 – 384.
  11. ↑ Kaplan, Sarah (25 August 2017). „It rains solid diamonds on Uranus and Neptune“. The Washington Post. Посетен на 27 август 2017 г.
  12. ↑ Baldwin, Emily (21 January 2010). „Oceans of diamond possible on Uranus and Neptune“. Astronomy Now. Archived from the original on 3 December 2013. Посетен на 6 февруари 2014 г.
  13. ↑ Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E. P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (July 1986). „Magnetic Fields at Uranus“. Science. 233 (4759): 85 – 89.
  14. ↑ Russell, C.T. (1993). „Planetary Magnetospheres“. Rep. Prog. Phys. 56 (6): 687 – 732.
  15. ↑ Krimigis, S. M.; Armstrong, T. P.; Axford, W. I.; Cheng, A. F.; Gloeckler, G.; Hamilton, D. C.; Keath, E. P.; Lanzerotti, L. J.; Mauk, B. H. (4 July 1986). „The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment“. Science. 233 (4759): 97 – 102.
  16. ↑ Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, quoted in Miner, p. 8.
  17. ↑ а б в Smith, B.A. и др. Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results // Science 233. 1986. с. 97 – 102.
  18. ↑ Hussmann, Hauke и др. Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects // Icarus 185. 2006. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.005. с. 258 – 273.
  19. ↑ Uranus // nineplanets.org. Посетен на 3 юли 2007.
  20. ↑ Voyager: The Interstellar Mission: Uranus // JPL. 2004. Посетен на 9 юни 2007.

Външни препратки[редактиране | редактиране на кода]

Общомедия
Общомедия
Общомедия разполага с мултимедийно
съдържание за: Уран
Взето от „https://bg.wikipedia.org/w/index.php?title=Уран_(планета)&oldid=12136369“.