Page semi-protected

천왕성

Uranus
이 기사는 지구에 관한 것입니다. 그리스 신은 천왕성(신화학)을 참조하세요. 기타 용도에 대해서는 천왕성(동음이의한)을 참조하십시오. 그리고 우라니안(동음이의).
천왕성
1986년 보이저 2호가 찍은 천왕성의 진짜 색깔 사진.
디스커버리
에 의해 발견됨윌리엄 허셜
발견일자1781년 3월 13일
지명
발음/ˈjʊərənəs/ ⓘ[1] or /jʊˈreɪnəs/ ⓘ[2]
이름은 다음과 같습니다.
그리스 신 ο ὐρα νός 아우라노스의 라틴어 형태 우라노스
형용사Uranian (/jʊˈreɪniən/)[3]
기호. (mostly 천문학),
(mostly 점성술)
궤도 특성[4][a]
에포크 J2000
아펠리온20.0965 AU (30억 6390만 km)
근일점18.2861 AU (27억 3556만 km)
19.19126 AU (2.870972 billion km)
편심0.04717
369.66일[7]
초속[7] 6.80 km
142.238600°
성향
74.006°
2050년[9][10] 8월 17~19일
96.998857°
알려진 위성27
물리적 특성
평균반지름
25,362±7 km[11][b]
적도 반경
25,559±4 km
4.007 Earths[11][b]
24,973±20 km
3.929 Earths[11][b]
평탄화0.0229±0.0008[c]
둘레159,354.1 km[5]
8.1156×109 km2[5][b]
15.91 지구
용량6.833x10km133[7][b]
63.086 Earths
덩어리(8.6810±0.0013)×1025 kg
14.536 Earths[12]
GM=5,793,939±13 km3/s2
1.27g/cm3[7][d]
초속2 8.69m[7][b]
0.886g
0.23[13] (estimate)
초속[7][b] 21.3 km
-0.71832d
−17 h 14 m 23 s
(retro등급)
-0.71833d
-17시간 14분 24초
(retro등급)
적도 회전 속도
초속 2.59km
시속 9,320km
82.23°(궤도까지)[7]
17h 9m 15s
257.311°[11]
−15.175°[11]
알베도0.300(채권)[14]
0.488 (geom)
표면 온도. 분 의미하다 맥스.
1바 레벨[16] 76K
(−197.2 °C)
0.1바
(trop 중단)		 47K 53K 57K
5.38[18] to 6.03[18]
−7.2[19]
3.3 ″ ~ 4.1
대기[17][20][21][e]
27.7km[7]
분량별구성1.3bar(130kPa) 미만:
얼음 휘발성 물질:

천왕성은 태양에서 일곱 번째 행성입니다. 그것은 기체 상태의 청록색 얼음 거인입니다. 행성의 대부분은 물질의 초임계 단계에서 물, 암모니아, 메탄으로 만들어지는데, 천문학에서는 이를 '얼음' 또는 휘발성 물질이라고 부릅니다. 이 행성의 대기는 복잡한 층층 구름 구조를 가지고 있으며 태양계의 모든 행성들 중에서 가장 낮은 49 K (-224 °C; -371 °F)의 최저 온도를 가지고 있습니다. 82.23°의 현저한 축 기울기와 17시간의 역행 회전 속도를 가지고 있습니다. 이는 태양 주위를 도는 84년의 공전 주기에서 극지방은 약 42년간 지속적인 햇빛을 받고, 그 다음에는 42년간 지속적인 어둠을 얻게 된다는 것을 의미합니다.

천왕성은 태양계 행성들 중에서 세 번째로 큰 지름과 네 번째로 큰 질량을 가지고 있습니다. 현재 모델에 따르면 휘발성 맨틀 층 내부에는 암석 코어가 있으며, 이를 둘러싸고 있는 것은 두꺼운 수소와 헬륨 대기입니다. 대기 상층부에서 이산화탄소와 함께 미량의 탄화수소(가수분해를 통해 생성되는 것으로 생각됨)와 일산화탄소(혜성에서 유래된 것으로 생각됨)가 검출되었습니다. 최대 풍속 900 km/h (560 mph),[22] 극지방 모자의 변화, 불규칙한 구름 형성과 같은 천왕성의 대기에는 설명할 수 없는 많은 기후 현상들이 있습니다. 이 행성은 또한 다른 거대 행성에 비해 내부 열이 매우 낮으며, 이는 여전히 설명되지 않고 있습니다.

다른 거대한 행성들처럼, 천왕성은 자연 위성들의 궤도를 돌고 있는 고리 체계와 자기권을 가지고 있습니다. 이 행성의 고리 체계는 매우 어둡고, 들어오는 빛의 약 2%만 반사되며, 13개의 내부 위성을 포함하고 있습니다. 그 밖에 더 큰 다섯 개의 주요 위성이 있습니다. 미란다, 아리엘, 움브리엘, 티타니아, 오베론 그리고 천왕성에서 훨씬 더 먼 거리에서 궤도를 돌고 있는 9개의 불규칙 위성들이 알려져 있습니다. 그 행성의 자기권은 매우 비대칭적이고 많은 하전 입자들을 가지고 있는데, 이것은 그 행성의 고리와 위성들이 어두워지는 원인이 될 수 있습니다.

천왕성은 육안으로 볼 수 있지만 매우 희미하여 1781년 윌리엄 허셜에 의해 처음 관찰되기 전까지 행성으로 분류되지 않았습니다. 발견된 지 약 70년 후, 이 행성의 이름은 그리스의 원시 신들 중 하나인 그리스 신 천왕성 (오라노스)에서 따온 것이라는 합의가 이루어졌습니다. 2023년 현재, 그것은 1986년 보이저 2호 탐사선이 그 행성을 비행했을 때 단 한 번 가까이 방문되었습니다.[23] 지금은 망원경으로 해결하고 관찰할 수 있지만, 행성 과학 10년 조사(Planet Science Decadal Survey)가 제안한 천왕성 궤도선 및 탐사선 임무를 2023-2032년 조사에서 최우선 과제로 삼기로 결정한 것에서 알 수 있듯이 행성을 다시 찾고 싶은 열망이 높습니다.

역사

1781년 3월 13일 발견일 천왕성의 위치(십자자리 표시)

천왕성은 고전 행성과 마찬가지로 육안으로 볼 수 있지만, 희미하고 궤도가 느리기 때문에 고대 관측자들에게는 행성으로 인식된 적이 없습니다.[24] 윌리엄 허셜 경은 1781년 3월 13일에 처음으로 천왕성을 관측하여 행성으로서의 발견을 이끌었고, 역사상 처음으로 알려진 태양계의 경계를 확장하고 망원경의 도움으로 천왕성을 이 행성으로 분류한 첫 번째 행성으로 만들었습니다.

디스커버리

천왕성은 행성으로 인정되기 전에 여러 차례 관측되었지만, 일반적으로 별로 오인되었습니다. 히파르코스가 관측한 것 중 가장 이른 것은 기원전 128년에 프톨레마이오스의 알마게스트에 포함된 별 목록의 별로 기록했을 가능성이 있습니다.[25] 최초의 확실한 발견은 1690년 존 플램스티드가 최소 6번 이상 그것을 관측하여 34개의 타우리로 분류했을 때였습니다. 프랑스 천문학자 피에르 샤를 르 몽니에(Pierre Charles Le Monnier)는 1750년과 1769년 사이 천왕성을 연속 4번의 밤을 [26]포함하여 최소 12번 관찰했습니다.

윌리엄 허셜 경은 1781년 3월 13일 영국 서머셋주 배스의 뉴킹 스트리트 19번지(현재의 허셜 천문학 박물관)에 있는 자신의 집 정원에서 천왕성을 관측했고,[27] 처음에는 (1781년 4월 26일) 그것을 혜성으로 보고했습니다.[28] 집에서 만든 6.2인치 반사 망원경으로 허셜은 "고정된 별들의 시차에 대한 일련의 관찰에 참여했습니다."[29][30]

허셜은 그의 일기에 다음과 같이 기록했습니다: "타우리 ζ 근처의 사분위수에서... [a] 성운이거나 혜성일 수도 있습니다."[31] 3월 17일, 그는 "혜성이나 성운을 찾아보니 혜성이 자리를 바꿨기 때문에 혜성이라는 것을 알게 되었습니다."[32]라고 말했습니다. 그가 발견한 것을 왕립학회에 발표했을 때, 그는 계속해서 혜성을 발견했다고 주장했지만, 그것을 행성과 암묵적으로 비교하기도 했습니다.[29]

혜성을 처음 봤을 때 제가 가지고 있던 힘은 227이었습니다. 경험상, 고정된 별들의 지름은 행성들처럼 더 큰 힘으로 비례적으로 확대되지 않는다는 것을 알고 있습니다. 그래서 이제 460과 932의 거듭제곱을 적용했고, 고정된 별이 아니라는 가정하에 혜성의 지름은 힘에 비례하여 증가한다는 것을 발견했습니다. 내가 비교한 별들의 지름은 같은 비율로 증가하지 않았습니다. 게다가, 혜성은 빛이 인정하는 것보다 훨씬 더 확대되었고, 이 거대한 힘으로 흐릿하고 잘 정의되지 않은 것처럼 보였고, 별들은 수천 번의 관찰에서 내가 그들이 유지할 것이라고 알고 있었던 그 화려함과 뚜렷함을 보존했습니다. 속편은 제 추측이 근거가 있다는 것을 보여주었습니다. 이것은 우리가 최근에 관측한 혜성임을 증명합니다.[29]

허셜은 천문학자 로얄 네빌 마스켈라인에게 그의 발견을 알렸고, 1781년 4월 23일 그로부터 "저는 그것을 뭐라고 불러야 할지 모르겠습니다. 이 행성은 태양에 거의 원형에 가까운 궤도를 도는 일반 행성이 될 가능성이 있습니다. 아주 별난 타원형으로 움직이는 혜성처럼 말입니다. 아직 혼수상태나 미행을 본 적이 없습니다."[33]

허셜은 그의 새로운 물체를 혜성이라고 계속 설명했지만, 다른 천문학자들은 이미 다른 것을 의심하기 시작했습니다. 러시아에서 일하는 핀란드-스웨덴 천문학자 안데르스 요한 렉셀은 이 새로운 물체의 궤도를 최초로 계산했습니다.[34] 그것의 거의 원형에 가까운 궤도 때문에 그는 그것이 혜성이 아니라 행성이라는 결론에 도달했습니다. 베를린 천문학자 요한 엘레르트 보데(Johann Elert Bode)는 허셜의 발견을 "토성 궤도 너머를 돌고 있는 지금까지 알려지지 않은 행성 같은 물체로 간주될 수 있는 움직이는 별"이라고 설명했습니다.[35] 보데는 그것의 원에 가까운 궤도가 혜성의 궤도라기보다는 행성의 궤도에 가깝다고 결론지었습니다.[36]

그 물체는 곧 새로운 행성으로 보편적으로 받아들여졌습니다. 1783년, 허셜은 왕립학회 회장 조셉 뱅크스에게 "유럽에서 가장 저명한 천문학자들의 관찰에 의해, 제가 1781년 3월에 그들에게 언급하는 영광을 누린 이 새로운 별은 우리 태양계의 주요 행성인 것으로 보입니다."[37]라고 이 사실을 인정했습니다. 조지 3세는 이러한 공로를 인정받아 왕실이 망원경을 통해 볼 수 있도록 윈저로 이사하는 조건으로 허셜에게 연간 200파운드([38]2021년 2만6000파운드 상당)의 연봉을 지급했습니다.[39]

이름.

천왕성이라는 이름은 로마 신화에서 카엘루스로 알려진 고대 그리스 신 천왕성(고대 그리스어: ο ὐρα νός)을 뜻하며, 크로노스(토성)의 아버지이자 제우스(주피테르)의 할아버지입니다. IPA: [ˈu ːran ʊs]. 이 행성은 여덟 행성 중 유일하게 영어 이름이 그리스 신화의 인물에서 유래했습니다. 천왕성의 형용사형은 "Uranian"입니다.[40] 천문학자들 사이에서 선호되는 천왕성 이름의 발음은 /ˈj ʊər ə ə/YOOR-ə-n ə이며, 라틴 천왕성에서와 같이 첫 번째 음절에 강세가 있으며, /j ɪr ə ʊˈ/yoo-RAY-n ə와 대조적으로 두 번째 음절에 강세가 있으며, 둘 다 허용되는 것으로 간주됩니다.

이 행성이 발견된 지 거의 70년이 지나서야 이 이름에 대한 합의가 이루어졌습니다. 발견 이후의 최초의 논의에서 마스켈라인은 허셜에게 "천문계에 당신의 행성에 이름을 붙이기 위해, 당신의 행성에 이름을 붙이기 위해, 그것은 전적으로 당신의 것이며, 우리는 당신이 발견한 것에 대해 매우 의무적입니다"라고 요청했습니다.[42] 마스켈라인의 요청에 따라, 허셜은 그의 새로운 후원자인 조지 3세를 기리기 위해 그 물체의 이름을 조지움 시더스 (조지의 별) 또는 "조지안 행성"으로 짓기로 결정했습니다.[43] 그는 Joseph Banks에게 보낸 편지에서 이러한 결정을 설명했습니다.[37]

고대의 멋진 시대에 수성, 금성, 화성, 목성, 토성의 명칭은 그들의 주요 영웅과 신들의 이름으로 행성에 붙여졌습니다. 보다 철학적인 이 시대에 우리의 새로운 천상체에 대한 이름을 위해 같은 방법에 의존하고 그것을 주노, 팔라스, 아폴로 또는 미네르바라고 부르는 것은 거의 허용되지 않을 것입니다. 어떤 특정한 사건, 또는 주목할 만한 사건의 첫 번째 고려 사항은 그것의 연대표인 것 같습니다: 만약 미래에 그것이 질문되어야 한다면, 언제 이 마지막으로 발견된 행성이 발견되었는가? '조지 3세 때'라고 하면 아주 만족스러운 대답이 될 것 같습니다.

허셜이 제안한 이름은 영국과 하노버 밖에서는 인기가 없었고, 곧 대안들이 제시되었습니다. 천문학자 제롬 랄랑드(Jér honourme Lalande)는 발견자를 기리기 위해 허셜(Herschel)이라는 이름을 붙일 것을 제안했습니다. 스웨덴 천문학자 에릭 프로스페린(Erik Prosperin)은 아스트라에아(Astraea), 사이벨(Cybele, 현재 소행성의 이름), 해왕성(Neptune)이라는 이름을 제안했고, 이것은 다음에 발견될 행성의 이름이 될 것입니다. 렉셀은 이 새로운 행성을 심지어 해왕성 조지 3세 또는 해왕성 그레이트 브리튼이라고 부르기도 함으로써 미국 독립 전쟁 기간 동안 영국 해군 함대의 승리를 기념하려는 생각을 좋아하는 다른 천문학자들도 이 이름을 지지했습니다.[34][45] 다니엘 베르누이는 하이퍼크로니우스와 트랜스아투르니스를 제안했습니다. 괴팅겐의 게오르크 리히텐베르크는 오비드가 언급한 여신 아우스트라에아를 제안했습니다. 미네르바라는 이름도 제안되었습니다.[45]

1782년 3월 논문에서 보데는 그리스 하늘의 신 오우리노스의 라틴어 버전인 천왕성을 제안했습니다.[46] 보데는 이 이름이 다른 행성들과 다른 점이 두드러지지 않도록 신화를 따라야 하며 천왕성이 1세대 티탄족의 아버지로서 적절한 이름이라고 주장했습니다.[46] 그는 또한 토성이 목성의 아버지였듯이, 새로운 행성은 토성의 아버지의 이름을 따서 명명되어야 한다는 점에서 그 이름의 우아함에 주목했습니다.[39][46][47][48] 그러나 보데는 천왕성이 라틴어화된 제목의 신일 뿐이며, 그의 로마 동격이 카엘루스라는 것을 분명히 알지 못했습니다. 1789년 보데의 왕립 아카데미 동료인 마틴 클라프로트는 보데의 선택을 지지하기 위해 새로 발견한 원소를 우라늄이라고 이름 지었습니다.[49] 결국 보데의 제안은 가장 널리 사용되었고, 1850년 최종 보류지인 HM 해리 연감 사무소가 Georgium Sidus를 사용하던 것에서 천왕성으로 전환하면서 보편화되었습니다.[47]

천왕성은 두 개의 천문학적 상징을 가지고 있습니다. 최초로 제안된 [g]것은 1782년 보데의 요청으로 요한 고트프리트 쾰러에 의해 제안되었습니다.[50] 쾰러는 새로운 행성에 과학적으로 겨우 30년 전에 기술되었던 백금의 상징을 부여할 것을 제안했습니다. 백금에 대한 화학적 기호가 없었기 때문에, 그는 백금(또는 '백금')이 철과 혼합된 것으로 발견됨에 따라 행성-금속 기호 ☉(금)과 ♂(철)의 조합인 ⛢ 또는 ⛢을 제안했습니다. 보드는 똑바로 선 방향, 즉 ⛢이 다른 행성의 기호와 잘 어울리면서도 뚜렷하다고 생각했습니다. 이 기호는 현대 천문학에서 기호가 전혀 사용되지 않는 드문 경우에 널리 사용됩니다.[51][52] 두 번째 기호는 [h]1784년 랄랑드에 의해 제안되었습니다. 랄랑드는 허셜에게 보낸 편지에서 "당신의 성씨의 첫 글자로 둘러싸인 지구"라고 묘사했습니다.[44] 두 번째 기호는 점성술에서 거의 보편적입니다.

영어 대중문화에서 유머는 종종 "당신의 항문"이라는 문구와 비슷한 천왕성의 이름의 일반적인 발음에서 유래합니다.[53] 그러한 저속한 말장난을 막기 위해 행성의 이름을 로마와 동일한 카엘루스로 바꾸거나 다른 행성과의 어원적 뿌리를 바로 잡거나 미네르바나 주노와 같은 여성 신의 이름으로 바꾸자는 다소 진지한 제안들이 있었습니다.[54][55]

천왕성은 다른 언어로 다양한 이름으로 불립니다. 천왕성의 이름은 문자 그대로 중국어(天王星), 일본어(天王星), 한국어(천왕성), 베트남어(사오티엔 ươ)로 "하늘의 왕 별"로 번역됩니다. 태국어로 공식 명칭은 영어와 마찬가지로 Dao Yurenat ( ดาวยูเรนัส)입니다. 태국어로 된 다른 이름은 산스크리트어로 '죽음'을 뜻하는 Mrtyu(मृत्यु)의 이름을 따온 Dao Maruettayu(ดาวมฤตยู, ṛ의 별)입니다. 몽골어로 텡게리인 반(Tengeriin Van, т энгэрийн ван)으로 '하늘의 왕'으로 번역되며, 하늘의 지배자로서의 이름과 같은 신의 역할을 반영합니다. 하와이어로 그것의 이름은 '허셜'이라는 이름의 하와이어 렌더링인 헬레 ʻ에칼라입니다. 마오리어로, 그것의 이름은 Wh ē랑기입니다.

형성

주 기사: 태양계의 형성과 진화
천왕성 궤도의 진화에 대한 자세한 내용은 나이스 모델을 참조하십시오.

얼음 거인과 가스 거인의 차이는 그들의 형성 역사에서 비롯된다고 주장합니다.[63][64][65] 태양계는 태양 전 성운으로 알려진 가스와 먼지의 회전하는 원반에서 형성된 것으로 추정됩니다. 성운의 대부분의 가스, 주로 수소와 헬륨이 태양을 형성하고 먼지 알갱이들이 모여 최초의 원시 행성을 형성했습니다. 행성들이 성장하면서, 그들 중 일부는 결국 그들의 중력이 성운의 남은 가스를 붙잡을 수 있을 만큼 충분한 물질을 만들어냈습니다.[63][64][66] 그들이 더 많은 가스를 붙잡을수록, 그들은 더 커졌고, 더 커지면 커지면 커졌고, 그들은 임계점에 도달할 때까지 더 많은 가스를 붙잡았고, 그들의 크기는 기하급수적으로 증가하기 시작했습니다.[67] 지구의 성운 가스 덩어리가 몇 개밖에 없는 거대 얼음 덩어리는 결코 그 임계점에 도달하지 못했습니다.[63][64][68] 최근 행성 이동에 대한 시뮬레이션에 따르면 두 얼음 거인 모두 현재 위치보다 태양에 더 가깝게 형성되었으며 형성된 후 바깥쪽으로 이동했습니다(나이스 모델).[63]

궤도와 회전

천왕성은 태양 주위를 84년에 한 번 돕니다. 2033년, 이 행성은 1781년 발견된 이후 세 번째로 태양 주위를 완전히 도는 궤도를 돌게 될 것입니다. 이 행성은 1865년 3월 25일과 1949년 3월 29일 두 차례에 걸쳐 제타 타우리 북동쪽에서 발견된 지점으로 돌아왔습니다. 천왕성은 2033년 4월 3일에 다시 이 위치로 돌아올 것입니다. 태양으로부터의 평균 거리는 약 20 AU (30억 km; 20억 마일)입니다. 태양으로부터의 최소 거리와 최대 거리의 차이는 1.8 AU로, 왜행성 명왕성의 그것만큼 크지는 않지만 다른 어떤 행성의 그것보다 큽니다.[69] 태양빛의 세기는 거리의 제곱에 반비례하며, 따라서 천왕성(태양에서 지구까지의 거리의 약 20배)은 지구의 빛 세기의 약 1/400입니다.[70]

천왕성의 궤도 원소는 1783년 피에르시몽 라플라스에 의해 처음 계산되었습니다.[71] 시간이 지나면서, 예측된 궤도와 관측된 궤도 사이에 불일치가 나타나기 시작했고, 1841년 존 카우치 애덤스는 그 차이가 보이지 않는 행성의 중력 줄 때문일 수 있다고 처음으로 제안했습니다. 1845년, 우르뱅 르 베리에르는 천왕성의 궤도에 대한 그의 독자적인 연구를 시작했습니다. 1846년 9월 23일, 요한 고트프리트 갈레([72]Johann Gottfried Galle)는 후에 넵튠(Neptune)이라는 새로운 행성을 발견했습니다.

천왕성 내부의 자전 주기는 17시간 14분입니다. 모든 거대 행성들과 마찬가지로, 대기 상층부는 회전 방향으로 강한 바람을 경험합니다. 남위 약 60도와 같은 일부 위도에서는 눈에 보이는 대기의 특징들이 훨씬 더 빠르게 움직이며 14시간 만에 완전히 회전합니다.[73]

축기울기

1986년부터 2030년까지 천왕성의 모의 지구 모습, 1986년 남 하지부터 2007년 추분까지, 2028년 북 하지까지.

우란의 자전축은 태양계의 평면과 대략 평행하며 축 기울기는 82.23°입니다. 이것은 북극이 태양계의 불변의 평면에서 지구의 북쪽에 있는 극이라는 국제천문연맹의 정의를 따른 것입니다. 천왕성은 이렇게 정의하면 역행회전을 하기 때문에, 한 물체의 북극과 남극이 회전 방향과 관련하여 오른손 규칙에 따라 정의되는 관례에 따라 어느 극을 북쪽으로 보고 어느 극을 남쪽으로 보고 어느 극을 반대로 하면 천왕성의 축방향 기울기가 97.8°로 주어지기도 합니다. 그것에 대한 진행 회전을 제공합니다.)[74] 이것은 다른 행성들과는 다르게 완전히 계절적인 변화를 줍니다. (플루토와 원시 행성-안성체-2 팔라스 또한 극심한 축 방향 기울기를 가지고 있습니다.) 동지 부근에서 한 극은 태양을 연속적으로 향하고 다른 극은 멀리 향하며, 적도 주변의 좁은 띠만 빠른 낮-밤 주기를 경험하며, 태양은 수평선 너머로 낮아집니다. 천왕성 궤도의 반대쪽에서는 태양을 향한 극의 방향이 반대입니다. 각각의 극은 약 42년 동안 지속적인 햇빛을 받으며, 그 다음에는 42년 동안의 어둠을 얻게 됩니다.[75] 추분 시점이 가까워지면 태양은 천왕성의 적도와 마주보고 있으며, 대부분의 다른 행성에서 볼 수 있는 것과 유사한 낮과 밤의 주기를 제공합니다.

이 축 방향의 결과 중 하나는 우란년 동안 평균적으로 천왕성의 극에 가까운 지역이 적도 지역보다 태양으로부터 더 많은 에너지를 공급받는다는 것입니다. 그럼에도 불구하고 천왕성은 극지방보다 적도에서 더 뜨겁습니다. 이것을 일으키는 근본적인 메커니즘은 알려지지 않았습니다. 천왕성이 이례적으로 축방향으로 기울어진 이유 역시 확실하게 알려지지 않았지만, 태양계 형성 과정에서 지구 크기의 원시 행성이 천왕성과 충돌해 치우친 방향을 일으켰다는 게 일반적인 추측입니다.[76] 더럼 대학의 제이콥 케거리스(Jacob Kegerreis)의 연구에 따르면 이 기울기는 30~40억 년 전 지구보다 더 큰 암석이 행성에 충돌했기 때문에 발생한 것이라고 합니다.[77] 천왕성의 남극점은 1986년 보이저 2호가 비행할 당시 태양을 거의 직접 향했습니다.[78][79]

용질과 분점[80] 목록
북반구 연도 남반구
동지 1902, 1986, 2069 하지
춘분 1923, 2007, 2092 추분
하지 1944, 2028 동지
추분 1965, 2050 춘분

지구에서의 가시거리

천왕성의 평균 겉보기 등급은 5.68이고 표준 편차는 0.17이며, 극값은 5.38과 6.03입니다.[18] 이 밝기 범위는 육안 가시성의 한계에 가깝습니다. 변동성의 대부분은 태양에서 비추고 지구에서 보는 행성 위도에 따라 달라집니다.[81] 토성은 16~20초, 목성은 32~45초인데 비해 지름은 3.4~3.7초입니다.[82] 천왕성은 어두운 하늘에서 육안으로 볼 수 있으며, 쌍안경으로 도시 환경에서도 쉬운 표적이 됩니다.[7] 천체 지름이 15~23cm 사이인 더 큰 아마추어 망원경에서 천왕성은 뚜렷한 사지가 어두워지는 담청색 원반으로 나타납니다. 25cm 이상의 대형 망원경을 사용하면 구름 패턴뿐만 아니라 티타니아와 오베론과 같은 일부 더 큰 위성도 볼 수 있습니다.[83]

내부구조

지구와 천왕성의 크기 비교

천왕성의 질량은 지구의 약 14.5배로 거대 행성 중 가장 질량이 작습니다. 지름은 지구의 약 4배로 해왕성의 지름보다 약간 큽니다. 결과적으로 1.273 g/cm의 밀도는 천왕성을 토성 다음으로 두 번째로 밀도가 낮은 행성으로 만듭니다.[11][12] 이 값은 주로 물, 암모니아 및 메탄과 같은 다양한 얼음으로 만들어졌음을 나타냅니다.[16] 천왕성 내부에 있는 얼음의 총 질량은 정확히 알려져 있지 않습니다. 왜냐하면 선택한 모델에 따라 다른 수치가 나오기 때문입니다. 지구 질량은 9.3에서 13.5 사이여야 합니다.[16][84] 수소와 헬륨은 지구 질량이 0.5에서 1.5 사이로 전체의 아주 작은 부분을 구성합니다.[16] 얼음 덩어리가 아닌 나머지(지구 질량 0.5~3.7)는 암석 물질로 설명됩니다.[16] 천왕성 구조의 표준 모델은 중심부에 암석 중심부(규산/철-니켈), 중심부에 얼음처럼 차가운 맨틀, 그리고 바깥쪽 기체 수소/헬륨 외피의 세 층으로 구성되어 있다는 것입니다.[16][85] 중심핵은 상대적으로 작으며, 질량은 지구 질량의 0.55에 불과하며, 반지름은 천왕성의 20% 미만입니다. 맨틀은 13.4 정도로 대부분을 차지하며, 대기 상층부는 상대적으로 약하지 않으며, 무게는 지구 질량의 약 0.5이며 천왕성 반지름의 마지막 20%까지 확장됩니다.[16][85] 천왕성의 중심부 밀도는 약 9g/cm이며3 중심부 압력은 800만 바(GPa)이고 온도는 약 5000K입니다.[84][85] 얼음 맨틀은 사실 전통적인 의미에서 얼음으로 구성된 것이 아니라 물, 암모니아 및 기타 휘발성 물질로 구성된 뜨겁고 밀도가 높은 유체로 구성되어 있습니다.[16][85] 전기 전도도가 높은 이 유체는 때때로 물-암모니아 바다라고 불립니다.[86]

천왕성 내부의 그림, 각 층의 구성을 나열한 그림

천왕성 깊은 곳의 극심한 압력과 온도는 탄소 원자가 우박처럼 맨틀을 통해 비가 내리는 다이아몬드의 결정으로 응축되면서 메탄 분자를 분해할 수 있습니다.[87][88] 이 현상은 과학자들에 의해 목성, 토성, 해왕성에 존재한다고 이론화된 다이아몬드 비와 유사합니다.[89][90] 로렌스 리버모어 국립 연구소의 초고압 실험에 따르면 맨틀의 바닥은 금속성 액체 탄소로 이루어진 바다로 이루어져 있을 수 있으며, 떠다니는 고체 '다이아몬드-버그'가 있을 수 있습니다.[91][92][93]

천왕성과 해왕성의 벌크 구성은 목성과 토성의 구성과 다르며, 얼음이 가스 위를 지배하고 있으므로, 그들의 분리된 거대 얼음으로 분류되는 것을 정당화합니다. 물 분자가 수소와 산소 이온의 수프로 분해되는 이온수 층과 산소는 결정화되지만 수소 이온은 산소 격자 내에서 자유롭게 움직이는 더 깊은 초이온수 층이 있을 수 있습니다.[94]

위에서 고려한 모형은 상당히 표준적이지만 고유하지는 않습니다. 다른 모형도 관측치를 만족시킵니다. 예를 들어, 얼음 맨틀에 상당량의 수소와 암석 물질이 섞여 있다면, 내부의 얼음의 총 질량은 더 작아질 것이고, 그에 상응하여 암석과 수소의 총 질량은 더 높아질 것입니다. 현재 사용 가능한 데이터는 어떤 모델이 올바른지에 대한 과학적 판단을 허용하지 않습니다.[84] 천왕성의 유체 내부 구조는 단단한 표면이 없다는 것을 의미합니다. 기체 상태의 대기는 점차 내부 액체층으로 전이됩니다.[16] 편의상 대기압이 1 bar(100 kPa)인 지점에 설정된 회전 타원형 구상체를 조건부로 "표면"으로 지정합니다. 적도와 극반지름은 각각 25,559 ± 4 km (15,881.6 ± 2.5 mi)와 24,973 ± 20 km (15,518 ± 12 mi)입니다.[11] 이 표면은 이 기사 전체에서 고도의 영점으로 사용됩니다.

내부열

천왕성의 내부 열은 다른 거대 행성들에 비해 현저하게 낮은 것으로 보이며, 천문학적으로 볼 때 열 유속이 낮습니다.[22][95] 천왕성의 내부 온도가 왜 이렇게 낮은지는 아직도 이해되지 않고 있습니다. 크기와 구성에서 천왕성의 쌍둥이에 가까운 해왕성은 태양으로부터 받는 에너지의 2.61배를 우주로 방출하지만 [22]천왕성은 전혀 초과 열을 방출하지 않습니다. 천왕성이 스펙트럼의 원적외선(즉, 열) 부분에서 복사한 총 전력은 천왕성 대기에서 흡수한 태양 에너지의 1.06±0.08배입니다.[17][96] 천왕성의 열 유속은 0.042±0.047 W/m에2 불과하며, 이는 지구의 내부 열 유속인 약 0.075 W/m보다2 낮습니다.[96] 천왕성의 대류권에서 기록된 최저 기온은 49 K (-224.2 °C; -371.5 °F)로 천왕성은 태양계에서 가장 추운 행성입니다.[17][96]

이러한 불일치에 대한 가설 중 하나는 천왕성이 초대질량 충돌기에 의해 부딪혀 대부분의 원시 열을 방출했을 때 중심부 온도가 고갈된 상태로 남아 있었다는 것을 암시합니다.[97] 이 영향 가설은 행성의 축방향 기울기를 설명하기 위한 일부 시도에서도 사용됩니다. 또 다른 가설은 천왕성의 상층에 핵의 열이 표면에 도달하는 것을 막는 어떤 형태의 장벽이 존재한다는 것입니다.[16] 예를 들어, 대류는 구성적으로 다른 층에서 발생할 수 있으며, 이는 상향 열 수송을 억제할 수 있습니다.[17][96] 아마도 이중 확산 대류는 제한 요소일 것입니다.[16]

2021년 연구에서는 감람석과 페로페리클라아제와 같은 미네랄이 함유된 물을 압축하여 거대 얼음 덩어리의 내부 조건을 모방하여 천왕성과 해왕성의 액체 내부에 마그네슘이 다량 용해될 수 있음을 보여주었습니다. 만약 천왕성이 해왕성보다 이 마그네슘을 더 많이 가지고 있다면, 그것은 단열층을 형성할 수 있고, 따라서 잠재적으로 그 행성의 낮은 온도를 설명할 수 있습니다.[98]

대기.

주 기사: 천왕성 대기

천왕성 내부에는 잘 정의된 고체 표면이 없지만, 원격 감지가 가능한 천왕성 가스 외피의 가장 바깥 부분을 대기라고 부릅니다.[17] 원격 감지 기능은 1바(100kPa) 레벨 아래 약 300km까지 확장되며, 해당 압력은 약 100바(10MPa), 온도는 320K(47°C, 116°F)입니다.[99] 약한 열권은 공칭 표면으로부터 두 개의 행성 반지름에 걸쳐 뻗어 있으며, 이 반지름은 1bar의 압력에 놓여 있다고 정의됩니다.[100] 우라니안의 대기는 3개의 층으로 나눌 수 있습니다: 대류권은 고도 -300에서 50km 사이, 압력은 100에서 0.1bar 사이 (10MPa에서 10kPa 사이), 성층권은 고도 50에서 4,000km 사이 (31에서 2,485mi), 압력은 0 사이입니다.1 및 10 bar (10 kPa ~ 10 µPa); 그리고 지표면으로부터 4,000 km 에서 50,000 km 까지 확장된 열권. 중층이 없습니다.

구성.

천왕성 대기의 구성과 층, 압력 그래프

천왕성의 대기 구성은 분자 수소와 헬륨으로 주로 구성된 벌크와 다릅니다.[17] 헬륨 몰 분율, 즉 기체 분자당 헬륨 원자 수는 대류권 상부에서 0.15±0.03이며[21], 이는 질량 분율 0.26±0.05에 해당합니다.[17][96] 이 값은 거대 가스 행성의 헬륨 질량 분율인 0.275±0.01에 가깝습니다.[101][17] 천왕성의 대기 중 세 번째로 풍부한 성분은 메탄입니다.CH4).[17] 메탄은 가시광선 및 근적외선(IR)에서 두드러진 흡수 밴드를 가지고 있어 천왕성 아쿠아마린 또는 청록색을 만듭니다.[17] 메탄 분자는 1.3 bar (130 kPa)의 압력 수준에서 메탄 구름 갑판 아래의 몰 분율로 대기의 2.3%를 차지합니다; 이것은 태양에서 발견되는 탄소 존재비의 약 20~30배를 나타냅니다.[17][20][102]

온도가 극히 낮아 대기 상층부에서는 혼합 비율이[i] 훨씬 낮아서 포화 수준을 낮추고 과도한 메탄이 얼게 됩니다.[103] 깊은 대기 중에 암모니아, 물, 황화수소와 같은 휘발성이 적은 화합물이 많이 존재하는 것은 잘 알려져 있지 않습니다. 그들은 또한 아마도 태양열 값보다 높을 것입니다.[17][104] 천왕성 성층권에는 메탄과 함께 극미량의 다양한 탄화수소가 발견되는데, 이들은 태양 자외선(UV) 복사에 의해 유도된 광분해에 의해 메탄에서 생성되는 것으로 추정됩니다.[105] 에탄(CH26), 아세틸렌(CH22), 메틸아세틸렌(CHCH32) 및 디아세틸렌(CHCH22)이 포함됩니다.[103][106][107] 분광학은 또한 대기 상층부에서 수증기, 일산화탄소, 이산화탄소의 흔적을 밝혀냈는데, 이는 낙하하는 먼지나 혜성과 같은 외부 근원에서만 발생할 수 있습니다.[106][107][108]

대류권

대류권은 대기 중 가장 낮고 밀도가 높은 부분으로 고도에 따라 기온이 낮아지는 것이 특징입니다.[17] 온도는 -300 km의 공칭 대류권 기저부에서 약 320 K (47 °C; 116 °F)에서 50 km의 53 K (-220 °C; -364 °F)까지 떨어집니다.[99][102] 대류권의 가장 추운 상부 지역(대류권)의 온도는 실제로 행성 위도에 따라 49~57K(-224~-216°C; -371~-357°F) 사이에서 다양합니다.[17][95] 대류권 지역은 천왕성의 열 원적외선 방출의 대부분을 담당하며, 따라서 유효 온도는 59.1 ± 0.3 K (-214.1 ± 0.3 °C, -353.3 ± 0.5 °F)로 결정됩니다.[95][96]

대류권은 매우 복잡한 구름 구조를 가지고 있는 것으로 생각됩니다. 물 구름은 50 ~ 100 bar (5 ~ 10 MPa)의 압력 범위에 있고, 수소 황화 암모늄 구름은 20 ~ 40 bar (2 ~ 4 MPa), 암모니아 또는 황화 수소 구름은 3 ~ 10 bar (0)의 압력 범위에 있다고 가정됩니다.3 및 1 MPa), 그리고 최종적으로 1~2 bar(0.1~0.2 MPa)에서 직접적으로 얇은 메탄 구름을 검출했습니다.[17][20][99][109] 대류권은 대기의 역동적인 부분으로 강한 바람, 밝은 구름, 계절적 변화를 보여줍니다.[22]

상층대기

천왕성의 대기 상층부는 외계행성 대기 레거시(OPAL) 관측 프로그램에서 HST가 촬영한 것입니다.[110]

우란 대기의 중간층은 성층권으로, 일반적으로 대류권의 53 K (-220 °C; -364 °F)에서 800 ~ 850 K (527 ~ 577 °C; 980 ~ 1,070 °F)까지 온도가 증가합니다.[100] 성층권의 가열은 메탄 광분해의 결과로 대기의 이 부분에서 형성되는 메탄과 다른 탄화수소에 의한 태양 UV와 IR 복사의 흡수에 의해 발생합니다.[111][105] 뜨거운 열권에서도 열이 전달됩니다.[111] 탄화수소는 1000 ~ 10 Pa의 압력 범위와 75 ~ 170 K (-198 ~ -103 °C, -325 ~ -154 °F)의 온도에 해당하는 고도 100 ~ 300 km에서 비교적 좁은 층을 차지합니다.[103][106]

가장 풍부한 탄화수소는 메탄, 아세틸렌, 에탄으로 수소 대비 혼합 비율이 10−7 정도입니다. 이러한 고도에서 일산화탄소의 혼합 비율은 비슷합니다.[103][106][108] 더 무거운 탄화수소와 이산화탄소의 혼합 비율은 3배 정도 낮습니다.[106] 물의 존재비는 약 7×10−9 정도입니다.[107] 에탄과 아세틸렌은 성층권의 더 차가운 하부와 대류권(10mBar 수준 이하)에서 응결되어 아지랑이 층을 형성하는 경향이 있으며,[105] 이는 천왕성의 싱거운 모습의 일부 원인일 수 있습니다. 연무 위에 있는 우란 성층권의 탄화수소 농도는 다른 거대 행성의 성층권보다 현저히 낮습니다.[103][112]

천왕성 행성 - 북극 - 사이클론 (VLA; 2021년 10월)

우란 대기의 가장 바깥층은 800 K (527 °C)에서 850 K (577 °C) 부근의 균일한 온도를 가진 열권과 코로나입니다.[17][112] 이러한 높은 수준을 유지하는 데 필요한 열원은 태양 UV나 오로라 활동 모두 이러한 온도를 유지하는 데 필요한 에너지를 제공할 수 없기 때문에 이해되지 않습니다. 0.1 mBar 압력 수준 이상의 성층권에 탄화수소가 부족하여 냉각 효율이 약한 것도 원인이 될 수 있습니다.[100][112] 열권-코로나에는 분자 수소 외에도 많은 유리 수소 원자가 포함되어 있습니다. 그들의 작은 질량과 높은 온도는 코로나가 표면에서 50,000 km (31,000 mi), 즉 두 개의 우란 반지름까지 확장하는 이유를 설명합니다.[100][112]

이 확장된 코로나는 천왕성의 독특한 특징입니다.[112] 그것의 영향은 천왕성 주위를 도는 작은 입자들을 끌어당기는 것을 포함하고 있으며, 이는 우란 고리의 먼지를 전반적으로 고갈시키는 원인이 됩니다.[100] 우라니아 열권은 성층권의 상층부와 함께 천왕성의 전리층에 해당합니다.[102] 관측에 따르면 전리층은 2,000에서 10,000 km (1,200에서 6,200 mi)의 고도를 차지합니다.[102] 우라늄 전리층은 토성이나 해왕성보다 밀도가 높으며, 이는 성층권의 탄화수소 농도가 낮기 때문에 발생할 수 있습니다.[112][113] 전리층은 주로 태양 UV 복사에 의해 유지되며 밀도는 태양 활동에 따라 달라집니다.[114] 오로라 활동은 목성과 토성에 비해 미미합니다.[112][115]

기후.

주 기사: 천왕성의 기후

천왕성의 대기는 자외선과 가시광선의 파장에서 볼 때 다른 거대 행성들에 비해 싱겁고, 그렇지 않은 해왕성과 매우 흡사합니다.[22] 보이저 2호가 1986년 천왕성을 비행할 때 행성 전체에 걸쳐 총 10개의 구름 특징을 관찰했습니다.[116][117] 이러한 특징의 부족에 대한 한 가지 제안된 설명은 이전에 천왕성이 태양계에서 가장 추운 행성이라고 언급했듯이 천왕성의 내부 열이 다른 거대 행성보다 현저히 낮다는 것입니다.[17][96]

밴딩 구조물, 바람과 구름

보이저 2호의 천왕성 동적 대기 시간 경과

1986년 보이저 2호는 천왕성의 보이는 남반구가 밝은 극지와 어두운 적도대의 두 지역으로 세분될 수 있다는 것을 발견했습니다.[116] 그들의 경계는 위도 약 -45°에 위치해 있습니다. -45°에서 -50° 사이의 위도 범위에 걸쳐 있는 좁은 띠는 가시 표면에서 가장 밝은 큰 특징입니다.[116][118] 이것은 남부 "칼라"라고 불립니다. 캡과 칼라는 1.3~2 bar의 압력 범위 내에 위치한 메탄 구름의 밀집 지역으로 생각됩니다(위 참조).[119] 대규모 띠 구조 외에도 보이저 2호는 10개의 작은 밝은 구름을 관측했는데, 대부분은 깃에서 북쪽으로 몇 도 떨어져 있었습니다.[116] 다른 모든 면에서, 천왕성은 1986년에 역동적으로 죽은 행성처럼 보였습니다.

보이저 2호는 천왕성의 남여름이 한창일 때 도착해 북반구를 관측할 수 없었습니다. 허블우주망원경(HST)과 켁 망원경은 북반구에서 처음에는 옷깃도, 극모도 관측하지 않았습니다.[118] 그래서 천왕성은 비대칭인 것처럼 보였습니다: 남극 근처에서는 밝고, 남색의 북쪽 지역에서는 균일하게 어둡습니다.[118] 2007년 천왕성이 분점을 통과했을 때, 남쪽 깃은 거의 사라졌고, 위도 45도 근처에 희미한 북쪽 깃이 나타났습니다.[120] 2023년에는 극초대형배열(Very Large Array)을 이용한 연구팀이 위도 80°의 어두운 칼라와 북극의 밝은 점을 관측하여 극소용돌의 존재를 나타냈습니다.[121]

천왕성에서 처음으로 관측된 흑점. 2006년 HST ACS에서 획득한 이미지.

1990년대에는 새로운 고해상도 영상 기술이 사용 가능해졌기 때문에 관측된 밝은 구름 특징의 수가 상당히 증가했습니다.[22] 대부분은 북반구에서 눈에 띄기 시작하면서 발견되었습니다.[22] 남반구에서는 밝은 구름이 가려지는 반면, 어두운 부분에서는 밝은 구름을 더 쉽게 식별할 수 있다는 초기 설명이 틀린 것으로 나타났습니다.[122][123] 그럼에도 불구하고, 각 반구의 구름 사이에는 차이가 있습니다. 북쪽 구름은 더 작고, 더 날카롭고, 더 밝습니다.[123] 그들은 더 높은 고도에 있는 것처럼 보입니다.[123] 구름의 수명은 수십 배에 달합니다. 몇몇 작은 구름들은 몇 시간 동안 살아 있습니다; 보이저 2호가 지나간 이후로 적어도 하나의 남쪽 구름은 지속되었을 수 있습니다.[22][117] 최근의 관측에서도 천왕성의 구름 특징들이 해왕성의 구름 특징들과 많은 공통점을 가지고 있다는 것을 발견했습니다.[22] 예를 들어, 해왕성에서 흔히 볼 수 있는 흑점은 2006년에 천왕성에서 관측된 적이 없는데, 이 때 천왕성 흑점이라고 불리는 특징이 처음으로 포착되었습니다.[124] 이 추측은 천왕성이 추분기 동안 해왕성처럼 되어가고 있다는 것입니다.[125]

수많은 구름의 특징을 추적하여 천왕성의 대류권 상부에서 부는 영역 바람을 측정할 수 있었습니다.[22] 적도에서 바람은 역행하는데, 이는 바람이 행성의 자전 방향과 반대 방향으로 불고 있다는 것을 의미합니다. 속도는 -360~-180km/h(-220~-110mph)입니다.[22][118] 풍속은 적도에서 멀어질수록 증가하여 대류권의 최저 기온이 위치한 위도 ±20° 부근에서 0값에 도달합니다.[22][95] 극에 가까워지면, 바람은 천왕성의 회전에 따라 진행 방향으로 이동합니다. 풍속은 극지방에서 0까지 떨어지기 전에 위도 ±60°에서 최대에 도달하는 것을 계속해서 증가합니다.[22] -40° 위도에서의 풍속은 540 ~ 720km/h(340 ~ 450mph)입니다. 칼라가 그 평행선 아래의 모든 구름을 가리기 때문에, 칼라와 남극 사이의 속도를 측정하는 것은 불가능합니다.[22] 반대로 북반구에서는 위도 +50° 부근에서 860km/h(540mph)의 최고 속도가 관측됩니다.[22][118][126]

계절변동

2005년 천왕성. 고리, 남색 칼라 및 북반구의 밝은 구름이 보입니다(HST ACS 영상).

2004년 3월부터 5월까지 짧은 기간 동안 우라니안 대기에 큰 구름이 나타나 해왕성 같은 모습을 보였습니다.[127][123][128] 관측에는 820km/h (510mph)의 기록적인 풍속과 "7월의 4번째 불꽃놀이"로 언급된 지속적인 뇌우가 포함되었습니다.[117] 2006년 8월 23일, 우주 과학 연구소(콜로라도 볼더)와 위스콘신 대학교의 연구원들은 천왕성 표면의 어두운 부분을 관찰하여 과학자들에게 천왕성 대기 활동에 대한 더 많은 통찰력을 주었습니다.[124] 왜 이렇게 갑자기 활동량이 증가했는지는 완전히 밝혀지지 않았지만, 천왕성의 극심한 축방향 기울기가 날씨의 극심한 계절적 변화를 초래하는 것으로 보입니다.[129][125] 천왕성의 대기에 대한 좋은 데이터가 84년, 즉 1년 안에 존재하기 때문에 이 계절적 변화의 성격을 결정하는 것은 어렵습니다. 1950년대에 시작된 우란의 반년 동안의 광도계는 두 스펙트럼 대역에서 밝기의 규칙적인 변화를 보여주었으며, 최대는 솔스티스에서 발생하고 최소는 분점에서 발생합니다.[130] 1960년대에 시작된 깊은 대류권의 마이크로파 측정에서 솔스티스에서 최대치를 갖는 유사한 주기적 변화가 관찰되었습니다.[131] 1970년대에 시작된 성층권 온도 측정에서도 1986년 동지 부근에서 최대값이 나타났습니다.[111] 이러한 변동성의 대부분은 보기 기하학의 변화로 인해 발생하는 것으로 생각됩니다.[122]

천왕성에서 물리적인 계절 변화가 일어나고 있다는 징후가 있습니다. 천왕성은 남극 지역이 밝은 것으로 알려져 있지만 북극은 상당히 어둡기 때문에 위에서 설명한 계절 변화의 모델과 양립할 수 없습니다.[125] 1944년 이전의 북지 동안, 천왕성은 높은 수준의 밝기를 보였는데, 이것은 북극이 항상 그렇게 어둡지 않았음을 암시합니다.[130] 이 정보는 눈에 보이는 극이 동지 전에 어느 정도 밝아지고 추분 후에 어두워진다는 것을 의미합니다.[125] 가시광선 및 마이크로파 데이터를 자세히 분석한 결과, 주기적인 밝기 변화가 솔스티스를 중심으로 완전히 대칭적이지 않은 것으로 나타났으며, 이는 경락 알베도 패턴의 변화를 나타냅니다.[125]

1990년대에, 천왕성이 동지에서 멀어짐에 따라, 허블 망원경과 지상 망원경들은 남극의 모자가 눈에 띄게 어두워졌다는 것을 밝혔고,[119] 반면 북반구는 구름의 형성과 더 강한 바람과 [117]같은 활동이 증가하는 것을 보여주었습니다. 곧 밝아질 것이라는 기대감을 북돋아 주고 있습니다.[123] 이것은 실제로 2007년 추분을 지났을 때 발생했습니다: 희미한 북극성 칼라가 생겨났고, 남극성 칼라는 거의 보이지 않게 되었지만, 영역 바람의 프로파일은 약간 비대칭적인 상태를 유지했고, 북풍은 남극보다 다소 느렸습니다.[120]

이러한 물리적 변화의 메커니즘은 여전히 명확하지 않습니다.[125] 천왕성의 반구들은 여름과 겨울의 솔기스 근처에, 태양 광선의 완전한 눈부심 속에 또는 깊은 우주를 향해 번갈아 놓여 있습니다. 태양빛 반구가 밝아지는 것은 대류권에 위치한 메탄 구름과 연무층의 국부적인 두꺼워짐의 결과로 생각됩니다.[119] 위도 -45°의 밝은 칼라는 메탄 구름과도 연결되어 있습니다.[119] 남극 지역의 다른 변화는 하부 구름층의 변화로 설명될 수 있습니다.[119] 천왕성으로부터의 마이크로파 방출의 변화는 아마도 두꺼운 극운과 연무가 대류를 억제할 수 있기 때문에 깊은 대류권 순환의 변화 때문일 것입니다.[132] 이제 천왕성에 춘분과 추분이 도착하고 있기 때문에 역학관계가 변하고 있고 대류가 다시 일어날 수 있습니다.[117][132]

자기권

천왕성 자기장
(애니메이션, 2020년 3월 25일)

보이저 2호가 도착하기 전에는 우란 자기권에 대한 측정이 이루어지지 않았기 때문에 그 성질은 미스터리로 남아 있었습니다. 1986년 이전, 과학자들은 천왕성의 자기장이 태양풍과 일직선이 될 것이라고 예상했습니다. 왜냐하면 천왕성의 자기장이 황도에 있는 천왕성의 극과 일직선이 될 것이기 때문입니다.[133]

보이저의 관측 결과 천왕성의 자기장은 기하학적 중심에서 비롯된 것이 아니며 회전축에서 59°로 기울어져 있기 때문에 특이한 것으로 나타났습니다.[133][134] 사실, 자기 쌍극자는 천왕성의 중심에서 남쪽 회전극 쪽으로 행성 반지름의 3분의 1만큼 이동합니다.[133] 이러한 특이한 기하학적 구조는 매우 비대칭적인 자기권을 발생시키며, 여기서 남반구 표면의 자기장 세기는 0.1가우스(10 µT) 정도로 낮을 수 있는 반면 북반구에서는 1.1가우스(110 µT) 정도로 높을 수 있습니다. 표면의 평균 자기장은 0.23 가우스(23 µT)입니다.

천왕성의 비대칭 자기권을 나타낸 그림

2017년 보이저 2호 자료에 대한 연구에 따르면 이 비대칭성으로 인해 천왕성의 자기권이 하루에 한 번씩 태양풍과 연결되어 행성이 태양의 입자에 열리게 됩니다.[135] 이에 비해, 지구의 자기장은 대략 어느 극에서나 강하고, "자기 적도"는 대략 지리적 적도와 평행합니다.[134] 천왕성의 쌍극자 모멘트는 지구의 50배입니다.[133][134] 해왕성은 비슷하게 변위되고 기울어진 자기장을 가지고 있는데, 이것은 얼음 거인들의 공통적인 특징일 수 있음을 암시합니다.[134] 한 가지 가설은 거대 얼음 덩어리의 자기장이 중심핵 안에서 생성되는 것과 달리 거대 얼음 덩어리의 자기장은 예를 들어 물-암모니아 바다와 같은 비교적 얕은 깊이에서의 운동에 의해 생성된다는 것입니다.[86][136] 자기권 정렬에 대한 또 다른 가능한 설명은 천왕성 내부에 자기장을 억제하는 액체 다이아몬드의 바다가 있다는 것입니다.[92]

이상한 정렬에도 불구하고, 다른 면에서는 우란 자기권은 다른 행성들과 비슷합니다: 앞에 있는 약 23 우란 반지름에서 활 충격, 18 우란 반지름에서 자기권 정지, 완전히 발달된 자기 꼬리 및 방사선 벨트를 가지고 있습니다.[133][134][137] 전체적으로 천왕성의 자기권 구조는 목성과 다르고 토성과 더 유사합니다.[133][134] 천왕성의 마그네토테일은 뒤를 따라 수백만 킬로미터를 우주 공간으로 이동하며 옆으로 회전하여 긴 코르크 마개 모양으로 꼬여 있습니다.[133][138]

허블에 설치된 우주망원경 영상 분광기(STIS)가 촬영한 천왕성의 오로라.[139]

천왕성의 자기권은 주로2+ 양성자와 전자, 소량의 H 이온을 가진 하전 입자를 포함하고 있습니다.[134][137] 이 입자들 중 많은 것들은 아마도 열권에서 유래했을 것입니다.[137] 이온 및 전자 에너지는 각각 4 및 120만 전자 볼트만큼 높을 수 있습니다.[137] 내부 자기권의 저에너지(1킬로 전자볼트 이하) 이온 밀도는 약 2cm입니다−3.[140] 입자 개체군은 자기권을 휩쓸며 눈에 띄는 틈을 남기는 우라니안 위성의 영향을 강하게 받습니다.[137] 입자 플럭스는 10만 년의 천문학적으로 빠른 시간대에 표면이 어두워지거나 우주 풍화를 일으킬 수 있을 정도로 높습니다.[137] 이것은 우라니안 위성과 고리가 균일하게 어두운 색을 띠는 원인일 수 있습니다.[141]

천왕성은 오로라가 비교적 잘 발달해 있는데, 이 오로라는 양쪽 자극 주위에 밝은 호 모양으로 보입니다.[112] 목성과 달리 천왕성의 오로라는 행성 열권의 에너지 균형을 위해 중요하지 않은 것으로 보입니다.[115] 2020년 3월, NASA 천문학자들은 1986년 보이저 2호 우주 탐사선이 행성을 비행하는 동안 기록한 오래된 데이터를 재평가한 후, 행성 천왕성에서 우주 공간으로 방출된 플라스모이드라고도 알려진 큰 대기 자기 거품이 감지되었다고 보고했습니다.[142][143]

달

주 기사: 천왕성의 위성
참고 항목: 태양계 행성과 그 위성의 발견 연대표
천왕성의 주요 위성들은 거리가 증가하는 순서대로(왼쪽에서 오른쪽으로) 적절한 상대적 크기와 알베도를 가지고 있습니다. 왼쪽에서 오른쪽으로 미란다, 아리엘, 움브리엘, 티타니아, 오베론입니다. (보이저 2 사진 콜라주)
천왕성은 제임스 웹 우주 망원경의 NIRCam에 의해 촬영된 5개의 주요 위성과 9개의 내부 위성과 함께.

천왕성에는 27개의 알려진 천연 위성이 있습니다.[68] 이 위성들의 이름은 셰익스피어와 알렉산더 포프의 작품에 등장하는 인물들로부터 선택된 것입니다.[85][144] 5개의 주요 위성은 미란다, 아리엘, 움브리엘, 티타니아, 오베론입니다.[85] Uranian 위성 시스템은 거대 행성들 중에서 가장 질량이 작습니다; 다섯 개의 주요 위성을 합치면 해왕성의 가장 큰 위성인 트리톤의 절반도 되지 않습니다.[12] 천왕성의 위성 중 가장 큰 티타니아는 반지름이 달의 절반도 안 되는 788.9km(490.2mi)에 불과하지만 토성에서 두 번째로 큰 위성인 레아보다 약간 더 많아 티타니아는 태양계에서 8번째로 큰 위성입니다. 천왕성의 위성들은 상대적으로 낮은 알베도를 가지고 있는데, 움브리엘의 경우 0.20에서 아리엘의 경우 0.35까지입니다.[116] 그들은 대략 50%의 얼음과 50%의 암석으로 구성된 얼음-암반군입니다. 얼음은 암모니아와 이산화탄소를 포함할 수 있습니다.[141][145]

Uranian 위성 중 Ariel이 가장 어린 표면을 가지고 있는 것으로 보이며, 충돌 분화구가 가장 적으며, Umriel이 가장 오래된 것으로 보입니다.[116][141] 미란다에는 20km(12m) 깊이의 단층 협곡과 계단식 층, 표면 나이와 특징의 혼란스러운 변화가 있습니다.[116] 미란다의 과거 지질학적 활동은 아마도 움브리엘과의 이전의 3:1 궤도 공명 때문에 궤도가 현재보다 더 편심된 시기에 조석 가열에 의해 주도된 것으로 추정됩니다.[146] 미란다의 '경륜 트랙'과 같은 코로나의 기원은 발육 중인 기저귀와 관련된 확장 과정일 가능성이 높습니다.[147][148] 아리엘은 한때 티타니아와 4:1 공명 상태에 있었다고 생각됩니다.[149]

천왕성에는 적어도 한 개의 말굽 궤도선이 태양-우라누스 L3 라그랑지안 지점을 차지하고 있는데, 이 지점은 궤도에서 180°의 중력에 의해 불안정한 지역이다(83982 Crantor).[150][151] 크랜터는 복잡하고 일시적인 편자 궤도를 따라 천왕성의 공궤도 안쪽으로 이동합니다. 2010 EU65는 또한 유망한 천왕성 말굽 사서 후보입니다.[151]

반지.

메인 기사: 천왕성의 고리
제임스 웹 우주 망원경의 근적외선 카메라로 촬영한 천왕성의 고리, 내부 위성, 대기.

우라니안 고리는 마이크로 미터에서 1미터의 아주 작은 크기까지 다양한 매우 어두운 입자들로 구성되어 있습니다.[116] 현재 13개의 뚜렷한 고리가 알려져 있는데, 가장 밝은 것은 ε 고리입니다. 천왕성의 두 고리를 제외한 모든 고리들은 매우 좁습니다 – 그것들은 보통 폭이 몇 킬로미터입니다. 이 고리들은 아마도 매우 젊을 것입니다. 역학적 고려 사항들은 이 고리들이 천왕성과 형성되지 않았음을 나타냅니다. 고리에 있는 물질은 한 때 고속 충돌에 의해 산산조각이 난 달(또는 달)의 일부였을 수 있습니다. 그 충격으로 인해 형성된 수많은 파편 조각에서 소수의 입자만이 현재의 고리의 위치에 해당하는 안정된 영역에서 살아남았습니다.[141][152]

윌리엄 허셜은 1789년에 천왕성 주위의 가능한 고리에 대해 설명했습니다. 고리가 상당히 희미하기 때문에 이 목격은 일반적으로 의심스러운 것으로 여겨집니다. 그리고 그 후 2세기 동안 다른 관측자들에 의해 주목되지 않았기 때문입니다. 그럼에도 불구하고 허셜은 엡실론 고리의 크기, 지구에 대한 각도, 붉은 색, 천왕성이 태양 주위를 돌면서 보이는 변화에 대해 정확하게 설명했습니다.[153][154] 고리계는 1977년 3월 10일 에드워드 W. 제임스 L. 엘리엇에 의해 최종적으로 발견되었습니다. 더넘과 제시카 밍크는 카이퍼 공수 관측소를 이용하고 있습니다. 발견은 우연이었고, 그들은 천왕성의 별 SAO 158687 (HD 128598로도 알려져 있음)의 오컬트레이션을 이용하여 대기를 연구할 계획이었습니다. 그들의 관측 결과를 분석했을 때, 그들은 이 별이 천왕성 뒤로 사라지기 전과 후 모두 다섯 번이나 시야에서 잠시 사라졌다는 것을 발견했습니다. 그들은 천왕성 주위에 고리 체계가 있을 것이라고 결론지었습니다.[155] 나중에 그들은 4개의 고리를 추가로 발견했습니다.[155] 이 반지들은 1986년 보이저 2호가 천왕성을 통과했을 때 직접 촬영된 것입니다.[116] 보이저 2호는 또한 희미한 고리 두 개를 추가로 발견하여 총 11개가 되었습니다.[116]

2005년 12월, 허블 우주 망원경은 이전에 알려지지 않은 한 쌍의 고리를 발견했습니다. 가장 큰 것은 천왕성에서 이전에 알려진 고리들보다 두 배나 멀리 떨어져 있습니다. 이 새로운 고리들은 천왕성에서 너무 멀리 떨어져 있어서 "외계" 고리 체계라고 불립니다. 허블은 또한 두 개의 작은 위성을 발견했는데, 그 중 하나인 Mab은 새로 발견된 가장 바깥 고리와 궤도를 공유합니다. 이 새로운 고리들은 총 13개의 우란 고리를 만들어 냅니다.[156] 2006년 4월, 켁 천문대의 새로운 고리들의 이미지는 바깥쪽 고리의 색깔을 산출해냈습니다: 바깥쪽 고리는 파란색이고 다른 고리는 빨간색입니다.[157][158] 외륜의 푸른색에 관한 한 가지 가설은 외륜의 푸른 빛을 산란시킬 수 있을 정도로 작은 물 얼음의 미세한 입자로 구성되어 있다는 것입니다.[157][159] 반대로 천왕성의 안쪽 고리는 회색으로 보입니다.[157]

비록 Uranian 고리가 지구에서 직접 관찰하기는 매우 어렵지만, 디지털 이미징의 발전으로 몇몇 아마추어 천문학자들이 빨간색 또는 적외선 필터로 고리를 성공적으로 촬영할 수 있게 되었습니다. 구멍이 36cm(14인치)만큼 작은 망원경은 적절한 이미징 장비로 고리를 감지할 수 있을 것입니다.[160]

탐험

메인 기사: 천왕성 탐사
토성에 있는 카시니 우주선에서 본 천왕성

1977년에 발사된 보이저 2호는 1986년 1월 24일 천왕성에 가장 가까이 접근하여 구름 꼭대기로부터 81,500 km (50,600 mi) 이내에 도달한 후 해왕성으로 여행을 계속했습니다. 이 우주선은 천왕성의 극심한 축방향 기울기로 인해 발생하는 독특한 날씨를 [102]포함하여 천왕성 대기의 구조와 화학적 구성을 연구했습니다. 화성은 가장 큰 다섯 개의 위성에 대해 최초로 상세한 조사를 했고 10개의 새로운 위성을 발견했습니다. 보이저 2호는 이 계의 알려진 9개의 고리를 모두 조사하여 2개를 더 발견했습니다.[116][141][161] 그것은 또한 천왕성의 측면 방향에 의해 발생하는 자기장, 불규칙한 구조, 기울기, 독특한 코크스크류 자석 꼬리를 연구했습니다.[133]

비록 천왕성 시스템을 재검토하기 위해 많은 제안된 임무들이 있었지만, 그 이후로 어떤 다른 우주선도 천왕성을 비행하지 않았습니다. 카시니 우주선을 토성에서 천왕성으로 보낼 가능성은 2009년 임무 연장 계획 단계에서 평가되었지만, 토성을 출발한 후 우라니안 시스템에 도달하는 데 약 20년이 [162]걸렸을 것이기 때문에 토성 대기에서 파괴하는 것에 찬성하여 결국 거절되었습니다.[162] 천왕성 진입 탐사선은 Pioneer Venus Multiprobe 유산을 사용하여 1~5기압까지 내려갈 수 있습니다.[163] 천왕성 궤도선과 탐사선은 2011년 발표된 2013-2022년 행성과학 10년 조사에 의해 추천되었으며, 2020-2023년 발사와 13년간 천왕성 탐사를 계획하고 있습니다.[163] 위원회의 의견은 거대 얼음 덩어리에 대한 지식이 부족하여 천왕성 탐사선/궤도 탐사 임무가 최우선 순위에 놓였던 2022년에 재확인되었습니다.[164]

인컬쳐

참고 항목

메모들

  1. ^ 이들은 VSOP87에서 파생된 양과 함께 평균 요소입니다.
  2. ^ a b c d e f g 1bar 기압의 수준을 나타냅니다.
  3. ^ Seidelmann, 2007의 데이터를 사용하여 계산했습니다.[11]
  4. ^ 1 bar 기압 이내의 부피를 기준으로 합니다.
  5. ^ He, H2 및 CH4 몰 분율의 계산은 메탄 대 수소의 2.3% 혼합 비율과 대류권에서 측정된 15/85 He/H2 비율을 기반으로 합니다.
  6. ^ 영어권에서는 후자가 "당신의 항문"처럼 들리기 때문에, 전자의 발음도 당황스러움을 덜어줍니다. 서던 일리노이 대학교 에드워즈빌의 천문학자인 Pamela Gay가 자신의 팟캐스트에서 언급했듯이, "어린 학생들에게 놀림받는 것"을 피하기 위해서 말입니다. 의심이 들 때, 아무 것도 강조하지 말고 그냥 /ʊəj ər ə ˈ/라고 말하세요. 그리고 빨리 달려, 빨리."[41]
  7. ^ Cf. (일부 글꼴에서 지원되지 않음)
  8. ^ Cf. (일부 글꼴에서 지원되지 않음)
  9. ^ 혼합 비율은 수소 분자당 화합물의 분자 수로 정의됩니다.

참고문헌

  1. ^ a b 모음 a는 그리스어와 라틴어 모두 짧기 때문에 전자 발음인 /ˈj ʊər ə ə/가 예상됩니다. BBC 발음 유닛은 이 발음이 "천문학자들이 선호하는 사용법"이라고 언급했습니다. Olausson, Lena; Sangster, Catherine (2006). The Oxford BBC Guide to Pronunciation. Oxford, England: Oxford University Press. p. 404. ISBN 978-0-19-280710-6.
  2. ^ a b "Uranus". Oxford English Dictionary (Online ed.). Oxford University Press. (가입 또는 참여기관 가입이 필요합니다.)
  3. ^ "Uranian". Oxford English Dictionary (Online ed.). Oxford University Press. (가입 또는 참여기관 가입이 필요합니다.)
  4. ^ Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (February 1994). "Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets". Astronomy and Astrophysics. 282 (2): 663–683. Bibcode:1994A&A...282..663S.
  5. ^ a b c Munsell, Kirk (14 May 2007). "NASA: Solar System Exploration: Planets: Uranus: Facts & Figures". NASA. Archived from the original on 14 December 2003. Retrieved 13 August 2007.
  6. ^ a b Seligman, Courtney. "Rotation Period and Day Length". Archived from the original on 28 July 2011. Retrieved 13 August 2009.
  7. ^ a b c d e f g h i j Williams, Dr. David R. (31 January 2005). "Uranus Fact Sheet". NASA. Archived from the original on 13 July 2017. Retrieved 10 August 2007.
  8. ^ Souami, D.; Souchay, J. (July 2012). "The solar system's invariable plane". Astronomy & Astrophysics. 543: 11. Bibcode:2012A&A...543A.133S. doi:10.1051/0004-6361/201219011. A133.
  9. ^ 장 미어스, 천문 알고리즘 (버지니아주 리치몬드: Willmann-Bell, 1998) p271. 브레타뇽의 완전 VSOP87 모델입니다. 17번째 @ 18.283075301au입니다. 2021년 9월 7일 Wayback Machine IMCE Observatoire de Paris / CNRS에서 http://vo.imcce.fr/webservices/miriade/ ?forms Astronomical Algorithms의 보간 공식을 사용하여 2050년 8월에 5일 또는 10일 간격으로 일련의 날짜를 계산했습니다. 근일점은 17일에 아주 일찍 왔습니다. INPOP 행성론
  10. ^ "HORIZONS Planet-center Batch call for August 2050 Perihelion". ssd.jpl.nasa.gov (Perihelion for Uranus planet-center (799) occurs on 2050-Aug-19 at 18.28307512au during a rdot flip from negative to positive). NASA/JPL. Archived from the original on 7 September 2021. Retrieved 7 September 2021.
  11. ^ a b c d e f g h i 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. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. S2CID 122772353.
  12. ^ a b c Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. (June 1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal. 103 (6): 2068–2078. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211.
  13. ^ de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2015). Planetary Sciences (2nd updated ed.). New York: Cambridge University Press. p. 250. ISBN 978-0521853712. Archived from the original on 26 November 2016. Retrieved 17 August 2016.
  14. ^ Pearl, J.C.; et al. (1990). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data". Icarus. 84 (1): 12–28. Bibcode:1990Icar...84...12P. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3.
  15. ^ Mallama, Anthony; Krobusek, Bruce; Pavlov, Hristo (2017). "Comprehensive wide-band magnitudes and albedos for the planets, with applications to exo-planets and Planet Nine". Icarus. 282: 19–33. arXiv:1609.05048. Bibcode:2017Icar..282...19M. doi:10.1016/j.icarus.2016.09.023. S2CID 119307693.
  16. ^ a b c d e f g h i j k 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.
  17. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s 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.
  18. ^ a b c Mallama, A.; Hilton, J.L. (2018). "Computing Apparent Planetary Magnitudes for The Astronomical Almanac". Astronomy and Computing. 25: 10–24. arXiv:1808.01973. Bibcode:2018A&C....25...10M. doi:10.1016/j.ascom.2018.08.002. S2CID 69912809.
  19. ^ "Encyclopedia - the brightest bodies". IMCCE. Retrieved 29 May 2023.
  20. ^ a b c Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L. (30 December 1987). "The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2". Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 14, 987–15, 001. Bibcode:1987JGR....9214987L. doi:10.1029/JA092iA13p14987. ISSN 0148-0227.
  21. ^ a b Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. (1987). "The Helium Abundance of Uranus from Voyager Measurements". Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 15003–15010. Bibcode:1987JGR....9215003C. doi:10.1029/JA092iA13p15003.
  22. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. (December 2005). "Dynamics of cloud features on Uranus". Icarus. 179 (2): 459–484. arXiv:1503.03714. Bibcode:2005Icar..179..459S. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022.
  23. ^ "Exploration Uranus". NASA Solar System Exploration. Archived from the original on 7 August 2020. Retrieved 8 February 2020. Jan. 24, 1986: NASA's Voyager 2 made the first - and so far the only - visit to Uranus.
  24. ^ "MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program". Monterey Institute for Research in Astronomy. Archived from the original on 1 May 2021. Retrieved 5 May 2021.
  25. ^ René Bourtembourg (2013). "Was Uranus Observed by Hipparchos?". Journal for the History of Astronomy. 44 (4): 377–387. Bibcode:2013JHA....44..377B. doi:10.1177/002182861304400401. S2CID 122482074.
  26. ^ Dunkerson, Duane. "Uranus – About Saying, Finding, and Describing It". Astronomy Briefly. thespaceguy.com. Archived from the original on 10 August 2011. Retrieved 5 May 2021.
  27. ^ "Bath Preservation Trust". Archived from the original on 29 September 2018. Retrieved 29 September 2007.
  28. ^ Herschel, William; Watson, Dr. (1781). "Account of a Comet, By Mr. Herschel, F. R. S.; Communicated by Dr. Watson, Jun. of Bath, F. R. S". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 71: 492–501. Bibcode:1781RSPT...71..492H. doi:10.1098/rstl.1781.0056. S2CID 186208953.
  29. ^ a b c 영국왕립학회지와 영국왕립천문학회지 1, 30, Miner, p. 8에서 인용.
  30. ^ "Ice Giants: The Discovery of Nepture and Uranus". Sky & Telescope. American Astronomical Society. 29 July 2020. Archived from the original on 22 November 2020. Retrieved 21 November 2020.
  31. ^ 왕립천문학회 MSS W.2/1.2, 23; Miner p. 8에 인용되어 있습니다.
  32. ^ RAS MSS 허셜 W.2/1.2, 24, Miner p. 8에 인용되어 있습니다.
  33. ^ RAS MSS 허셜 W1/13.M, Miner p. 8에서 인용한 14.
  34. ^ a b Lexell, A. J. (1783). "Recherches sur la nouvelle Planète, découverte par Mr. Herschel et nommé [sic] Georgium Sidus (part 1)". Acta Academiae Scientiarum Imperialis Petropolitanae: 303–329.
  35. ^ Berliner Astronomisches Jahrbuch, 210쪽, 1781쪽, Miner, 11쪽에서 인용.
  36. ^ 광부, 11쪽.
  37. ^ a b Dreyer, J. L. E. (1912). The Scientific Papers of Sir William Herschel. Vol. 1. Royal Society and Royal Astronomical Society. p. 100. ISBN 978-1-84371-022-6.
  38. ^ 영국 소매 가격 지수 인플레이션 수치는 다음 데이터를 기반으로 합니다.
  39. ^ a b 광부, 12쪽
  40. ^ "Uranian, a.2 and n.1". Oxford English Dictionary (2 ed.). 1989.
  41. ^ Cain, Frasier (12 November 2007). "Astronomy Cast: Uranus". Archived from the original on 26 April 2009. Retrieved 20 April 2009.
  42. ^ RAS MSS 허셜 W.1/12.M, 20, Miner에서 인용, p.12
  43. ^ "Voyager at Uranus". NASA JPL. 7 (85): 400–268. 1986. Archived from the original on 10 February 2006.
  44. ^ a b Herschel, Francisca (1917). "The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus". The Observatory. 40: 306. Bibcode:1917Obs....40..306H.
  45. ^ a b Gingerich, O. (1958). "The Naming of Uranus and Neptune, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, Vol. 8, No. 352, p.9". Leaflet of the Astronomical Society of the Pacific. 8 (352): 9. Bibcode:1958ASPL....8....9G. Retrieved 1 June 2023.
  46. ^ a b c 1784년, 페이지 88–90: [원문 독일어]:

    1210 März 1782년 베레는 히에시겐 나투르포르센 게셀샤프트 보겔레센 아반들룽, 하베이히덴 나멘 데 바테르스는 토성, 네미히 우라노스, 오데르 위에르 미테르 데 라티니센 엔둥 게ö리케리스트, 천왕성 보르게스클라겐, 언하베 뎀 다스 베르그뉘겐 게합트, 다 ß 베르스키데네 천문학자와 수학자, 브리페난 미시건의 이렌 슈리프텐더, 사망자 베넨눙 아우프게노멘더 게빌리트. 마인 에라크텐 무 ß 맨베이더 월디 신화 베폴겐, 아우스 웰처 다이 우랄텐 나멘 데어 übrigen Planeten entlehnen worden, den der Reihe der bisher bekannten, würder von einer merkwürdigen Person der Begebenheit der Neern Zeitwahrgenmen Name aine planeten seurfallen. 디오도르 폰 시칠리에너자흘트 디 게쉬히테 데 아틀란텐, 아이뉴랄텐 폴크스, 아프리카의 웰시네 데어 프루흐트바스텐 게겐덴, 언디 메레스쿠스텐 세인스 란데스 또한 바테르랑데어 괴테란사. 천왕성의 워리어, 에르스터 쾨니히, 슈피테리히레스 게시테터 레벤스는 에르파인더 빌러 뉘츨리첸 귄스테 밑에 있습니다. 주글라이히 위르더 아우흐는 또한 파리 ß거의 게슈키터 힘멜스포르쉐 데 알테르툼 베슈리벤... 노흐메어: 천왕성의 워더 바터 데 토성은 아틀라스의 것이고, 그래서 비에르스테레 데 바터 데 목성은.

    [번역]:

    이미 1782년 3월 12일 현지 자연사 학회에서 사전에 읽은 논문에서, 저는 토성에서 온 아버지 이름, 즉 우라노스를 가지고 있거나, 보통 라틴어 접미사와 마찬가지로 천왕성을 제안했고, 그 이후로 여러 천문학자와 수학자들이 제게 보내는 글이나 편지에서 이 지명을 승인하는 것을 인용하는 기쁨을 누렸습니다. 제가 보기에 이번 선거에서는 다른 행성의 고대 이름에서 차용한 신화를 따를 필요가 있습니다. 왜냐하면 이전에 알려진 일련의 사건들에서 현대 행성의 이름을 가진 낯선 사람이나 사건들이 매우 두드러질 것이기 때문입니다. 킬리키아의 디오도로스는 아프리카에서 가장 비옥한 지역 중 하나에 살며 신들의 고향으로 그의 나라의 해안을 바라보았던 고대 민족 아틀라스의 이야기를 그립니다. 천왕성은 그녀의 첫번째 왕이었고, 그들의 문명 생활의 창시자였고, 많은 유용한 예술의 발명가였습니다. 동시에 그는 고대의 부지런하고 능숙한 천문학자로 묘사되기도 합니다. 더구나 천왕성은 토성과 아틀라스의 아버지이고, 그 아버지는 목성의 아버지입니다.
  47. ^ a b Littmann, Mark (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. pp. 10–11. ISBN 978-0-486-43602-9.
  48. ^ Daugherty, Brian. "Astronomy in Berlin". Brian Daugherty. Archived from the original on 8 October 2014. Retrieved 24 May 2007.
  49. ^ Finch, James (2006). "The Straight Scoop on Uranium". allchemicals.info: The online chemical resource. Archived from the original on 21 December 2008. Retrieved 30 March 2009.
  50. ^ a b 천문학자 자흐르부흐 퓌르 다스 자흐르 1785. 조지 제이콥 데커, 베를린, 191쪽.
  51. ^ 예: p. 10, 그림 3 in Chen & Kipping (2017), 다른 세계의 질량과 반지름에 대한 확률적 예측, The Astrophysical Journal, 834: 1.
  52. ^ 태양계 기호, 나사/JPL
  53. ^ Craig, Daniel (20 June 2017). "Very nice job with these Uranus headlines, everyone". The Philly Voice. Philadelphia. Archived from the original on 28 August 2017. Retrieved 27 August 2017.
  54. ^ “Rob” (narrator) (December 2023). Revamping Uranus! Is It Time for a Cosmic Name Change? (YouTube). V101 Space.
  55. ^ [[Michael Stevens (educator) ]] (26 December 2023). It's Time To Rename Uranus (YouTube Shorts). Vsauce.
  56. ^ De Groot, Jan Jakob Maria (1912). Religion in China: universism. a key to the study of Taoism and Confucianism. American lectures on the history of religions. Vol. 10. G. P. Putnam's Sons. p. 300. Archived from the original on 22 July 2011. Retrieved 8 January 2010.
  57. ^ Crump, Thomas (1992). The Japanese numbers game: the use and understanding of numbers in modern Japan. Routledge. pp. 39–40. ISBN 978-0-415-05609-0.
  58. ^ Hulbert, Homer Bezaleel (1909). The passing of Korea. Doubleday, Page & company. p. 426. Retrieved 8 January 2010.
  59. ^ "Asian Astronomy 101". Hamilton Amateur Astronomers. 4 (11). 1997. Archived from the original on 14 May 2003. Retrieved 5 August 2007.
  60. ^ "Hawaiian Dictionary, Mary Kawena Pukui, Samuel H. Elbert". Archived from the original on 30 August 2021. Retrieved 18 December 2018.
  61. ^ "Planetary Linguistics". nineplanets.org. 25 September 2019. Archived from the original on 3 March 2016. Retrieved 10 March 2016.
  62. ^ "Whērangi". Ngā Upoko Tukutuku / Māori Subject Headings. National Library of New Zealand. Archived from the original on 29 September 2021. Retrieved 29 September 2019.
  63. ^ a b c d Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (1999). "The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System" (PDF). Nature. 402 (6762): 635–638. Bibcode:1999Natur.402..635T. doi:10.1038/45185. PMID 10604469. S2CID 4368864. Archived (PDF) from the original on 21 May 2019. Retrieved 10 August 2007.
  64. ^ a b c Brunini, Adrian; Fernandez, Julio A. (1999). "Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 47 (5): 591–605. Bibcode:1999P&SS...47..591B. doi:10.1016/S0032-0633(98)00140-8.
  65. ^ D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2021). "Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch". Icarus. 355: 114087. arXiv:2009.05575. Bibcode:2021Icar..35514087D. doi:10.1016/j.icarus.2020.114087. S2CID 221654962.
  66. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). "Three-dimensional Radiation-hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks". The Astrophysical Journal. 778 (1): 77. arXiv:1310.2211. Bibcode:2013ApJ...778...77D. doi:10.1088/0004-637X/778/1/77. S2CID 118522228.
  67. ^ D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). "Formation of Giant Planets". In Deeg H., Belmonte J. (ed.). Handbook of Exoplanets. Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. pp. 2319–2343. arXiv:1806.05649. Bibcode:2018haex.bookE.140D. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID 116913980.
  68. ^ a b Sheppard, S. S.; Jewitt, D.; Kleyna, J. (2005). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness". The Astronomical Journal. 129 (1): 518. arXiv:astro-ph/0410059. Bibcode:2005AJ....129..518S. doi:10.1086/426329. S2CID 18688556.
  69. ^ Jean Meeus, Astronomical Algorithms (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) p 271. 1841년부터 2092년까지 근일점은 항상 18.28이고 근일점은 항상 20.10 천문단위입니다.
  70. ^ "Next Stop: Uranus". The Universe in the Classroom. Astronomical Society of the Pacific. 1986. Archived from the original on 4 May 2021. Retrieved 4 May 2021.
  71. ^ Forbes, George (1909). "History of Astronomy". Archived from the original on 7 November 2015. Retrieved 7 August 2007.
  72. ^ O'Connor, J J. & Robertson, E. F. (September 1996). "Mathematical discovery of planets". MacTutor. Archived from the original on 20 August 2011. Retrieved 13 June 2007.
  73. ^ Gierasch, Peter J. & Nicholson, Philip D. (2004). "Uranus" (PDF). World Book. Archived (PDF) from the original on 2 April 2015. Retrieved 8 March 2015.
  74. ^ "Coordinate Frames Used in MASL". 2003. Archived from the original on 4 December 2004. Retrieved 13 June 2007.
  75. ^ Sromovsky, Lawrence (2006). "Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus". University of Wisconsin Madison. Archived from the original on 20 July 2011. Retrieved 9 June 2007.
  76. ^ Bergstralh, Jay T.; Miner, Ellis; Matthews, Mildred (1991). Uranus. University of Arizona Press. pp. 485–486. ISBN 978-0-8165-1208-9.
  77. ^ Borenstein, Seth (21 December 2018). "Science Says: A big space crash likely made Uranus lopsided". Associated Press. Archived from the original on 19 January 2019. Retrieved 17 January 2019.
  78. ^ Seidelmann, P. K.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Davies, M. E.; De Bergh, C.; Lieske, J. H.; Oberst, J.; Simon, J. L.; Standish, E. M.; Stooke, P.; Thomas, P. C. (2000). "Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 82 (1): 83. Bibcode:2002CeMDA..82...83S. doi:10.1023/A:1013939327465. S2CID 189823009. Archived from the original on 12 May 2020. Retrieved 13 June 2007.
  79. ^ "Cartographic Standards" (PDF). NASA. Archived from the original (PDF) on 7 April 2004. Retrieved 13 June 2007.
  80. ^ Hammel, Heidi B. (5 September 2006). "Uranus nears Equinox" (PDF). A report from the 2006 Pasadena Workshop. Archived from the original (PDF) on 25 February 2009.
  81. ^ 적색 및 근IR 파장에서 천왕성의 큰 밝기 변화 2020년 9월 29일 웨이백 머신(Wayback Machine)에 보관. (PDF) 2018년 9월 13일에 검색되었습니다.
  82. ^ Espenak, Fred (2005). "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006". NASA. Archived from the original on 26 June 2007. Retrieved 14 June 2007.
  83. ^ Nowak, Gary T. (2006). "Uranus: the Threshold Planet of 2006". Archived from the original on 27 July 2011. Retrieved 14 June 2007.
  84. ^ a b c 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. Bibcode:2000P&SS...48..143P. doi:10.1016/S0032-0633(99)00088-4. Archived from the original on 21 December 2019. Retrieved 25 August 2019.
  85. ^ a b c d e f Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). "Uranus: What Happened Here?". In Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (eds.). Introduction to Planetary Science. Springer Netherlands. pp. 369–384. doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_18. ISBN 978-1-4020-5233-0.
  86. ^ a b Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (PDF). Geophysical Research Abstracts. 8: 05179. Archived (PDF) from the original on 18 September 2019. Retrieved 22 August 2007.
  87. ^ "Is It Raining Diamonds on Uranus". Space Daily. 1 October 1999. Archived from the original on 22 May 2013. Retrieved 17 May 2013.
  88. ^ Kraus, D.; et al. (September 2017). "Formation of diamonds in laser-compressed hydrocarbons at planetary interior conditions". Nature Astronomy. 1 (9): 606–611. Bibcode:2017NatAs...1..606K. doi:10.1038/s41550-017-0219-9. S2CID 46945778. Archived from the original on 29 September 2021. Retrieved 23 October 2018.
  89. ^ Kane, Sean (29 April 2016). "Lightning storms make it rain diamonds on Saturn and Jupiter". Business Insider. Archived from the original on 26 June 2019. Retrieved 22 May 2019.
  90. ^ Kaplan, Sarah (25 March 2017). "It rains solid diamonds on Uranus and Neptune". The Washington Post. Archived from the original on 27 August 2017. Retrieved 22 May 2019.
  91. ^ J.H. Eggert; et al. (8 November 2009). "Melting temperature of diamond at ultrahigh pressure". Nature Physics. 6 (1): 40–43. Bibcode:2010NatPh...6...40E. doi:10.1038/nphys1438.
  92. ^ a b Bland, Eric (18 January 2010). "Outer planets may have oceans of diamond". ABC Science. Archived from the original on 15 June 2020. Retrieved 9 October 2017.
  93. ^ Baldwin, Emily (21 January 2010). "Oceans of diamond possible on Uranus and Neptune". Astronomy Now. Archived from the original on 3 December 2013. Retrieved 6 February 2014.
  94. ^ Shiga, David (1 September 2010). "Weird water lurking inside giant planets". New Scientist. No. 2776. Archived from the original on 12 February 2018. Retrieved 11 February 2018.
  95. ^ a b c d Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F. M.; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. (4 July 1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science. 233 (4759): 70–74. Bibcode:1986Sci...233...70H. doi:10.1126/science.233.4759.70. PMID 17812891. S2CID 29994902.
  96. ^ a b c d e f g Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis, A. (March 1990). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data". Icarus. 84 (1): 12–28. Bibcode:1990Icar...84...12P. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3. ISSN 0019-1035.
  97. ^ Hawksett, David (2005). "Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?". Astronomy Now: 73.
  98. ^ Taehyun, Kim; et al. (2021). "Atomic-scale mixing between MgO and H2O in the deep interiors of water-rich planets". Nature Astronomy. 5 (8): 815–821. Bibcode:2021NatAs...5..815K. doi:10.1038/s41550-021-01368-2. S2CID 238984160. Archived from the original on 20 May 2021. Retrieved 20 May 2021.
  99. ^ a b c de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (June 1991). "Possible microwave absorption by H2S gas in Uranus' and Neptune's atmospheres" (PDF). Icarus. 91 (2): 220–233. Bibcode:1991Icar...91..220D. doi:10.1016/0019-1035(91)90020-T. hdl:2027.42/29299. ISSN 0019-1035. Archived (PDF) from the original on 6 June 2011. Retrieved 7 August 2007.
  100. ^ a b c d e Herbert, F.; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N. (30 December 1987). "The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2" (PDF). Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 15, 093–15, 109. Bibcode:1987JGR....9215093H. doi:10.1029/JA092iA13p15093. Archived (PDF) from the original on 6 June 2011. Retrieved 7 August 2007.
  101. ^ Lodders, Katharina (10 July 2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). The Astrophysical Journal. 591 (2): 1220–1247. Bibcode:2003ApJ...591.1220L. doi:10.1086/375492. S2CID 42498829. Archived from the original (PDF) on 7 November 2015. Retrieved 1 September 2015.
  102. ^ a b c d e Tyler, J.L.; Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; Campbell, J. K.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Levy, G. S.; Lindal, G. F.; Marouf, E. A.; Simpson, R. A. (1986). "Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites". Science. 233 (4759): 79–84. Bibcode:1986Sci...233...79T. doi:10.1126/science.233.4759.79. PMID 17812893. S2CID 1374796.
  103. ^ a b c d e Bishop, J.; Atreya, S. K.; Herbert, F.; Romani, P. (December 1990). "Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere" (PDF). Icarus. 88 (2): 448–464. Bibcode:1990Icar...88..448B. doi:10.1016/0019-1035(90)90094-P. hdl:2027.42/28293. Archived (PDF) from the original on 18 September 2019. Retrieved 7 August 2007.
  104. ^ de Pater, I.; Romani, P. N.; Atreya, S. K. (December 1989). "Uranius Deep Atmosphere Revealed" (PDF). Icarus. 82 (2): 288–313. Bibcode:1989Icar...82..288D. CiteSeerX 10.1.1.504.149. doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7. hdl:2027.42/27655. ISSN 0019-1035. Archived (PDF) from the original on 6 June 2011. Retrieved 7 August 2007.
  105. ^ a b c Summers, M. E.; Strobel, D. F. (1 November 1989). "Photochemistry of the atmosphere of Uranus". The Astrophysical Journal. 346: 495–508. Bibcode:1989ApJ...346..495S. doi:10.1086/168031. ISSN 0004-637X.
  106. ^ a b c d e Burgdorf, M.; Orton, G.; Vancleve, J.; Meadows, V.; Houck, J. (October 2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy". Icarus. 184 (2): 634–637. Bibcode:2006Icar..184..634B. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.006.
  107. ^ a b c Encrenaz, Thérèse (February 2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planetary and Space Science. 51 (2): 89–103. Bibcode:2003P&SS...51...89E. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9.
  108. ^ a b Encrenaz, T.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K. (January 2004). "First detection of CO in Uranus" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 413 (2): L5–L9. Bibcode:2004A&A...413L...5E. doi:10.1051/0004-6361:20034637. Archived (PDF) from the original on 23 September 2011. Retrieved 28 August 2007.
  109. ^ Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). "Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – A Case for Multiprobes" (PDF). Space Science Reviews. 116 (1–2): 121–136. Bibcode:2005SSRv..116..121A. doi:10.1007/s11214-005-1951-5. hdl:2027.42/43766. ISSN 0032-0633. S2CID 31037195. Archived (PDF) from the original on 22 July 2011. Retrieved 1 September 2015.
  110. ^ "Adding to Uranus's legacy". www.spacetelescope.org. Archived from the original on 12 February 2019. Retrieved 11 February 2019.
  111. ^ a b c Young, Leslie A.; Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; Elliot, J. L.; Wasserman, Lawrence H. (2001). "Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation" (PDF). Icarus. 153 (2): 236–247. Bibcode:2001Icar..153..236Y. CiteSeerX 10.1.1.8.164. doi:10.1006/icar.2001.6698. Archived (PDF) from the original on 10 October 2019. Retrieved 7 August 2007.
  112. ^ a b c d e f g h Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (August–September 1999). "Ultraviolet observations of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 47 (8–9): 1, 119–1, 139. Bibcode:1999P&SS...47.1119H. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1.
  113. ^ Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T. R.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (October 1999). "H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora". The Astrophysical Journal. 524 (2): 1, 059–1, 083. Bibcode:1999ApJ...524.1059T. doi:10.1086/307838.
  114. ^ Encrenaz, T.; Drossart, P.; Orton, G.; Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Atreya, S. K. (December 2003). "The rotational temperature and column density of H3+ in Uranus" (PDF). Planetary and Space Science. 51 (14–15): 1013–1016. Bibcode:2003P&SS...51.1013E. doi:10.1016/j.pss.2003.05.010. Archived (PDF) from the original on 29 October 2015. Retrieved 7 August 2007.
  115. ^ a b Lam, H. A.; Miller, S.; Joseph, R. D.; Geballe, T. R.; Trafton, L. M.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (1 January 1997). "Variation in the H3+ Emission of Uranus" (PDF). The Astrophysical Journal. 474 (1): L73–L76. Bibcode:1997ApJ...474L..73L. doi:10.1086/310424. Archived (PDF) from the original on 3 March 2016. Retrieved 1 September 2015.
  116. ^ a b c d e f g h i j k Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (4 July 1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science. 233 (4759): 43–64. Bibcode:1986Sci...233...43S. doi:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. S2CID 5895824. Archived from the original on 23 October 2018. Retrieved 23 October 2018.
  117. ^ a b c d e Lakdawalla, Emily (2004). "No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics". The Planetary Society. Archived from the original on 12 February 2012. Retrieved 13 June 2007.
  118. ^ a b c d e Hammel, H. B.; De Pater, I.; Gibbard, S. G.; Lockwood, G. W.; Rages, K. (June 2005). "Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features" (PDF). Icarus. 175 (2): 534–545. Bibcode:2005Icar..175..534H. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.012. Archived from the original (PDF) on 25 October 2007. Retrieved 16 August 2007.
  119. ^ a b c d e Rages, K. A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. (11 September 2004). "Evidence for temporal change at Uranus' south pole". Icarus. 172 (2): 548–554. Bibcode:2004Icar..172..548R. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.009.
  120. ^ a b Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Hammel, H. B.; Ahue, W. M.; de Pater, I.; Rages, K. A.; Showalter, M. R.; van Dam, M. A. (September 2009). "Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics". Icarus. 203 (1): 265–286. arXiv:1503.01957. Bibcode:2009Icar..203..265S. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.015. S2CID 119107838.
  121. ^ Alex Akins; Mark Hofstadter; Bryan Butler; A. James Friedson; Edward Molter; Marzia Parisi; Imke de Pater (23 May 2023). "Evidence of a Polar Cyclone on Uranus From VLA Observations". Geophysical Research Letters. 50 (10). arXiv:2305.15521. Bibcode:2023GeoRL..5002872A. doi:10.1029/2023GL102872. S2CID 258883726.
  122. ^ a b Karkoschka, Erich (May 2001). "Uranus' Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters". Icarus. 151 (1): 84–92. Bibcode:2001Icar..151...84K. doi:10.1006/icar.2001.6599.
  123. ^ a b c d e Hammel, H. B.; Depater, I.; Gibbard, S. G.; Lockwood, G. W.; Rages, K. (May 2005). "New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a southern feature at 2.2 µm" (PDF). Icarus. 175 (1): 284–288. Bibcode:2005Icar..175..284H. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.016. OSTI 15016781. Archived from the original (PDF) on 27 November 2007. Retrieved 10 August 2007.
  124. ^ a b Sromovsky, L.; Fry, P.; Hammel, H. & Rages, K. "Hubble Discovers a Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus" (PDF). physorg.com. Archived (PDF) from the original on 6 June 2011. Retrieved 22 August 2007.
  125. ^ a b c d e f Hammel, H.B.; Lockwood, G.W. (2007). "Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune". Icarus. 186 (1): 291–301. Bibcode:2007Icar..186..291H. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.027.
  126. ^ Hammel, H. B.; Rages, K.; Lockwood, G. W.; Karkoschka, E.; de Pater, I. (October 2001). "New Measurements of the Winds of Uranus". Icarus. 153 (2): 229–235. Bibcode:2001Icar..153..229H. doi:10.1006/icar.2001.6689.
  127. ^ Ferreira, Becky (4 January 2024). "Uranus and Neptune Reveal Their True Colors - Neptune is not as blue as you've been led to believe, and Uranus's shifting colors are better explained, in new research". The New York Times. Archived from the original on 5 January 2024. Retrieved 5 January 2024.
  128. ^ Devitt, Terry (2004). "Keck zooms in on the weird weather of Uranus". University of Wisconsin-Madison. Archived from the original on 13 August 2011. Retrieved 24 December 2006.
  129. ^ "Hubble Discovers Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus". Science Daily. Archived from the original on 22 June 2019. Retrieved 16 April 2007.
  130. ^ a b Lockwood, G. W.; Jerzykiewicz, M. A. A. (February 2006). "Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004". Icarus. 180 (2): 442–452. Bibcode:2006Icar..180..442L. doi:10.1016/j.icarus.2005.09.009.
  131. ^ Klein, M. J.; Hofstadter, M. D. (September 2006). "Long-term variations in the microwave brightness temperature of the Uranus atmosphere" (PDF). Icarus. 184 (1): 170–180. Bibcode:2006Icar..184..170K. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.012. Archived from the original on 29 September 2021. Retrieved 4 November 2018.
  132. ^ a b Hofstadter, M. D.; Butler, B. J. (September 2003). "Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus". Icarus. 165 (1): 168–180. Bibcode:2003Icar..165..168H. doi:10.1016/S0019-1035(03)00174-X.
  133. ^ a b c d e f g h i j 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. Bibcode:1986Sci...233...85N. doi:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. S2CID 43471184.
  134. ^ a b c d e f g Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres". Rep. Prog. Phys. 56 (6): 687–732. Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001. S2CID 250897924.
  135. ^ Maderer, Jason (26 June 2017). "Topsy-Turvy Motion Creates Light Switch Effect at Uranus". Georgia Tech. Archived from the original on 7 July 2017. Retrieved 8 July 2017.
  136. ^ Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy (2004). "Convective-region geometry as the cause of Uranus's and Neptune's unusual magnetic fields" (PDF). Letters to Nature. 428 (6979): 151–153. Bibcode:2004Natur.428..151S. doi:10.1038/nature02376. PMID 15014493. S2CID 33352017. Archived from the original (PDF) on 7 August 2007. Retrieved 5 August 2007.
  137. ^ a b c d e f 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. Bibcode:1986Sci...233...97K. doi:10.1126/science.233.4759.97. PMID 17812897. S2CID 46166768.
  138. ^ "Voyager: Uranus: Magnetosphere". NASA. 2003. Archived from the original on 27 August 2011. Retrieved 13 June 2007.
  139. ^ "Alien aurorae on Uranus". www.spacetelescope.org. Archived from the original on 3 April 2017. Retrieved 3 April 2017.
  140. ^ Bridge, H.S.; Belcher, J.W.; Coppi, B.; Lazarus, A. J.; McNutt Jr, R. L.; Olbert, S.; Richardson, J. D.; Sands, M. R.; Selesnick, R. S.; Sullivan, J. D.; Hartle, R. E.; Ogilvie, K. W.; Sittler Jr, E. C.; Bagenal, F.; Wolff, R. S.; Vasyliunas, V. M.; Siscoe, G. L.; Goertz, C. K.; Eviatar, A. (1986). "Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2". Science. 233 (4759): 89–93. Bibcode:1986Sci...233...89B. doi:10.1126/science.233.4759.89. PMID 17812895. S2CID 21453186. Archived from the original on 23 October 2018. Retrieved 23 October 2018.
  141. ^ a b c d e "Voyager Uranus Science Summary". NASA/JPL. 1988. Archived from the original on 26 July 2011. Retrieved 9 June 2007.
  142. ^ Hatfield, Mike (25 March 2020). "Revisiting Decades-Old Voyager 2 Data, Scientists Find One More Secret - Eight and a half years into its grand tour of the solar system, NASA's Voyager 2 spacecraft was ready for another encounter. It was Jan. 24, 1986, and soon it would meet the mysterious seventh planet, icy-cold Uranus". NASA. Archived from the original on 27 March 2020. Retrieved 27 March 2020.
  143. ^ Andrews, Robin George (27 March 2020). "Uranus Ejected a Giant Plasma Bubble During Voyager 2's Visit - The planet is shedding its atmosphere into the void, a signal that was recorded but overlooked in 1986 when the robotic spacecraft flew past". The New York Times. Archived from the original on 27 March 2020. Retrieved 27 March 2020.
  144. ^ "Uranus". nineplanets.org. Archived from the original on 11 August 2011. Retrieved 3 July 2007.
  145. ^ Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus. 185 (1): 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005.
  146. ^ Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (June 1990). "Tidal evolution of the Uranian satellites: III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities" (PDF). Icarus. 85 (2): 394–443. Bibcode:1990Icar...85..394T. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S. hdl:1721.1/57632. Archived from the original on 29 September 2021. Retrieved 25 August 2019.
  147. ^ Pappalardo, R. T.; Reynolds, S. J.; Greeley, R. (1997). "Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona". Journal of Geophysical Research. 102 (E6): 13, 369–13, 380. Bibcode:1997JGR...10213369P. doi:10.1029/97JE00802. Archived from the original on 27 September 2012. Retrieved 8 December 2007.
  148. ^ Chaikin, Andrew (16 October 2001). "Birth of Uranus's Provocative Moon Still Puzzles Scientists". Space.Com. ImaginovaCorp. Archived from the original on 9 July 2008. Retrieved 7 December 2007.
  149. ^ Tittemore, W. C. (September 1990). "Tidal heating of Ariel". Icarus. 87 (1): 110–139. Bibcode:1990Icar...87..110T. doi:10.1016/0019-1035(90)90024-4.
  150. ^ Gallardo, T. (2006). "Atlas of the mean motion resonances in the Solar System". Icarus. 184 (1): 29–38. Bibcode:2006Icar..184...29G. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.001.
  151. ^ a b de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R. (2013). "Crantor, a short-lived horseshoe companion to Uranus". Astronomy and Astrophysics. 551: A114. arXiv:1301.0770. Bibcode:2013A&A...551A.114D. doi:10.1051/0004-6361/201220646. S2CID 118531188. Archived from the original on 30 August 2021. Retrieved 29 September 2021.
  152. ^ Esposito, L.W. (2002). "Planetary rings". Reports on Progress in Physics. 65 (12): 1741–1783. Bibcode:2002RPPh...65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. ISBN 978-0-521-36222-1. S2CID 250909885.
  153. ^ "Uranus rings 'were seen in 1700s'". BBC News. 19 April 2007. Archived from the original on 3 August 2012. Retrieved 19 April 2007.
  154. ^ "Did William Herschel Discover The Rings of Uranus in the 18th Century?". Physorg.com. 2007. Archived from the original on 11 February 2012. Retrieved 20 June 2007.
  155. ^ a b Elliot, J. L.; Dunham, E.; Mink, D. (1977). "The rings of Uranus". Nature. 267 (5609): 328–330. Bibcode:1977Natur.267..328E. doi:10.1038/267328a0. S2CID 4194104.
  156. ^ "NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus". Hubblesite. 2005. Archived from the original on 5 March 2012. Retrieved 9 June 2007.
  157. ^ a b c dePater, Imke; Hammel, Heidi B.; Gibbard, Seran G.; Showalter Mark R. (2006). "New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring" (PDF). Science. 312 (5770): 92–94. Bibcode:2006Sci...312...92D. doi:10.1126/science.1125110. OSTI 957162. PMID 16601188. S2CID 32250745. Archived from the original (PDF) on 3 March 2019.
  158. ^ Sanders, Robert (6 April 2006). "Blue ring discovered around Uranus". UC Berkeley News. Archived from the original on 6 March 2012. Retrieved 3 October 2006.
  159. ^ Battersby, Stephen (April 2006). "Blue ring of Uranus linked to sparkling ice". New Scientist. Archived from the original on 4 June 2011. Retrieved 9 June 2007.
  160. ^ "Amateur detection of Uranus' rings – British Astronomical Association". Retrieved 22 August 2023.
  161. ^ "Voyager: The Interstellar Mission: Uranus". JPL. 2004. Archived from the original on 7 August 2011. Retrieved 9 June 2007.
  162. ^ a b Spilker, Linda (1 April 2008). "Cassini Extended Missions" (PDF). Lunar and Planetary Institute. Archived (PDF) from the original on 30 August 2021. Retrieved 7 May 2021.
  163. ^ a b Space Studies Board (12 June 2019). "NRC planetary decadal survey 2013–2022". NASA Lunar Science Institute. Archived from the original on 21 July 2011. Retrieved 6 May 2021.
  164. ^ "Planetary Science and Astrobiology Decadal Survey 2023-2032". National Academies. Retrieved 17 May 2022.
  165. ^ Parker, Derek; Parker, Julia (1996). Aquarius. Planetary Zodiac Library. DK Publishing. p. 12. ISBN 9780789410870.
  166. ^ Hobart, David E. (23 July 2013). "Uranium". Periodic Table of the Elements. Los Alamos National Laboratory. Archived from the original on 12 May 2021. Retrieved 5 May 2021.
  167. ^ Melani, Lilia (12 February 2009). "On First Looking into Chapman's Homer". City University of New York. Archived from the original on 12 April 2021. Retrieved 5 May 2021.

더보기

외부 링크