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. 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.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. Вътрешността на Уран е съставена главно от лед и скали.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.
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 Образуване Съществуват много аргументи в полза на това, че разликите между ледените и газовите гиганти възникват още в началото на образуването на Слънчевата система. 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. 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. 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. 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.. 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.
Състав и структура
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.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. Тази стойност показва, че е съставен предимно от различни ледове, като вода, амоняк и метан.Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (December 1995). „Comparative models of Uranus and Neptune“. Planetary and Space Science. 43 (12): 1517 – 1522. 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.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. 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.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. 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.Kaplan, Sarah (25 August 2017). „It rains solid diamonds on Uranus and Neptune“. The Washington Post. Посетен на 27 август 2017 г. 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“.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.
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
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 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
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.