Vis kilden til Uranus

Du har ikke tillatelse til å redigere denne siden fordi:
IP-adressa di er i et i et IP-intervall som har blitt blokkert på alle Wikimedia-wikier.
Blokkeringen ble gjort av ‪Jon Kolbert‬. Årsaken som ble oppgitt var Open proxy/Webhost: See the help page if you are affected .
Blokkeringen startet: 13. nov. 2023 kl. 22:21
Blokkeringen utløper: 13. nov. 2026 kl. 22:21
Din nåværende IP-adresse er 2a01:7e00::f03c:95ff:feed:9834. Det blokkerte IP-intervallet er ‪2A01:7E00:0:0:0:0:0:0/30‬.
⧼blockedtext-includedetails-queries⧽ Hvis du mener du ble blokkert ved en feil kan du finne mer informasjon og instruksjoner i den globale policyen Ingen åpne proxyer.
Du kan også diskutere blokkeringen ved å poste en forespørsel om gjennomgang på Meta-Wiki.
Du kan se og kopiere kildekoden til denne siden:
== Klima ==
{{Utdypende artikkel|Uranus' klima}}
[[Fil:Uranuscolour.png|thumb|Uranus' sørlige halvkule i omtrentlig naturlige farger (venstre) og i høyere bølgelengder (høyre) som viser de svake skystripene og atmosfæren.{{Byline|''[[Voyager&nbsp;2]]''}}]]
I ultrafiolette og synlige bølgelengder viser atmosfæren seg å være roligere enn på andre gasskjemper, også Neptun.<ref name="Sromovsky2005" group="L" /> I 1986 observerte ''Voyager 2'' totalt ti skyformasjoner over planeten.<ref name="Smith1986" group="L" /><ref name="planetary" /> En foreslått forklaring er at den indre varmen fremstår markant lavere enn hos de andre kjempeplantene. Den laveste temperaturen registrert i tropopausen er 49&nbsp;K, og gjør Uranus til den kaldeste planeten i solsystemet.<ref name="Lunine1993" group="L" /><ref name="Pearl1990" group="L" />

=== Stripet struktur, vinder og skyer ===
[[Fil:Uranian wind speeds.png|thumb|left|Sonale vindhastigheter på Uranus. Skraverte områder viser den sørlige kragen og det fremtidige nordlige mottstykket. Den røde kurven er en symmetrisk tilpasning til dataene.]]
I 1986 fant ''Voyager 2'' ut at den synlige sørlige halvkulen på Uranus kan deles inn en lys polarkappe og en mørk ekvatorstripe (se figur til høyre).<ref name="Smith1986" group="L" /> Grensen mellom regionene ligger ca. ved -45&nbsp;grader bredde. En smal stripe som strekker seg over breddegradene -45 til –50 grader er den lyseste av de store formasjonene som er synlig på overflaten.<ref name="Smith1986" group="L" /><ref name="Hammel2005" group="L" /> Denne kalles den sørlige «kragen». Kappen og kragen antas å være en tett region av metanskyer som ligger i trykkområdet 1,3–2&nbsp;bar (se over).<ref name="Rages2004" group="L" />

''Voyager&nbsp;2'' observerte også ti små lyse skyer, de fleste flere grader mot nord sammenlignet med kragen.<ref name="Smith1986" group="L" /> I alle andre henseender virket Uranus dynamisk død i 1986. ''Voyager&nbsp;2'' ankom i løpet av høyden for planetens sørlige sommer og kunne derfor ikke observere den nordlige halvkulen. Ved begynnelsen av det 21. århundre kom den nordlige polregionen til syne, og Hubble-teleskopet (HST) og [[Keck-observatoriet|Keck-teleskopene]] begynte å observere den. I begynnelsen observerte de hverken en krage eller noen polkappe på den nordlige halvkulen.<ref name="Hammel2005" group="L" /> Uranus var tilsynelatende asymmetrisk; lys nær den sørlige polen og jevnt over mørk i regionene nord for den sørlige kragen.<ref name="Hammel2005" group="L" /> Da Uranus passerte sitt jevndøgn i 2007 forsvant nesten den sørlige kragen fullstendig. Samtidig oppstod en nordlig krage nær 45&nbsp;graders bredde.<ref name="Sromovsky2009" group="L" />

[[Fil:Uranus Dark spot.jpg|thumb|Den første mørke flekken observert på Uranus.{{Byline|[[Hubble-teleskopet]]|2006}}]]

På 1990-tallet ble mange flere lyse skyformasjoner observert, delvis fordi nye teknikker for bedre bilder ble tilgjengelig.<ref name="Sromovsky2005" group="L" /> De fleste ble funnet på den nordlige halvkulen etter hvert som denne ble synlig.<ref name="Sromovsky2005" group="L" /> En tidlig forklaring – om at lyse skyer lettere kunne identifiseres på den mørke delen av planeten, mens den lyse kragen skjuler dem på den sørlige halvkulen – var feil: det faktiske antallet formasjoner hadde økt betraktelig.<ref name="Karkoschka2001" group="L" /><ref name="Hammel2005" group="L" />

Uansett er det forskjeller mellom halvkulenes skyer. De nordlige skyener er mindre, skarpere og lysere,<ref name="Hammel2005" group="L" /> og ser ut til å ligge høyere oppe enn de på den sørlige halvkulen.<ref name="Hammel2005" group="L" /> Levetiden til skyene varierer med flere størrelsesklasser. Noen av de små skyene lever i timer, mens minst en av de sørlige skyene kan ha vedvart siden ''Voyager''s forbiflyvning.<ref name="Sromovsky2005" group="L" /><ref name="planetary" /> Nyere observasjoner har også vist at skyformasjoner på Uranus har mye til felles med de på Neptun.<ref name="Sromovsky2005" group="L" /> For eksempel ble ikke de mørke flekkene som er vanlige på Neptun observert på Uranus før i 2006, da den første av denne typen formasjoner ble observert. Formasjonen ble da kalt [[Uranus' klima#Uranus' mørke flekk|Uranus' mørke flekk]].<ref name="DarkSpot" /> Spekulasjonene går i om Uranus er i ferd med å bli mer lik Neptun under tiden for jevndøgn.<ref name="Hammel2007" group="L" />

Sporingen av en rekke skyformasjoner gjorde fastsettingen av [[Sonal og meridional|sonale]] vinder i den øvre troposfæren mulig.<ref name="Sromovsky2005" group="L" /> Ved ekvator er vindene retrograde, noe som betyr at de blåser i motsatt retning i forhold til planetens rotasjon. Hastighetene varierer fra -100 til -50&nbsp;m/s.<ref name="Sromovsky2005" group="L" /><ref name="Hammel2005" group="L" /> Vindhastighetene øker med avstanden fra ekvator og når nullverdier nær ±&nbsp;20° bredde hvor troposfærens temperaturminimum ligger.<ref name="Sromovsky2005"<ref name="Hanel1986" group="L" /> Nærmere polene endres vindene til samme retning som planetens rotasjon, og de fortsetter å øke til de når maksstyrke ved ±&nbsp;60° før de faller mot null ved polene.<ref name="Sromovsky2005" group="L" /> Vindhastighetene rundt -40° bredde varierer fra 150–200&nbsp;m/s. Siden kragen skjuler skyene under denne parallellen, er det umulig å måle hastigheten mellom dem og sørpolen.<ref name="Sromovsky2005" group="L" /> Derimot er det observert vindhastigheter opp mot 240&nbsp;m/s nær +50° bredde på den nordlige halvkulen.<ref name="Sromovsky2005" group="L" /><ref name="Hammel2005" group="L" /><ref name="Hammel2001" group="L" />

=== Årstidsvariasjoner ===
[[Fil:Uranus clouds.jpg|thumb|upright|Bilde fra 2005 av ringer, sørlig krage og en lys sky på den nordlige halvkulen.(HST ACS-bilde).]]
Fra mars til mai 2004 oppstod en rekke store skyer som ga Uranus et [[Neptun (planet)|Neptun]]-lignende utseende.<ref name="Hammel2005" group="L" /><ref name="Devitt2004" /> Det ble observert rekordhøye vindhastigheter på 229&nbsp;m/s (824&nbsp;km/t) og en vedvarende tordenstorm som ble omtalt som «[[Uavhengighetsdagen (USA)|4. juli-fyrverkeri]]».<ref name="planetary" /> 23. august 2006 observerte forskere ved Space Science Institute (Boulder, CO) en mørk flekk som ga innsikt i planetens atmosfæreaktivitet.<ref name="DarkSpot" /> Hvorfor dette plutselige utbruddet i aktivitet oppstod er ikke fullt ut kjent, men det synes som om den ekstreme aksehelningen resulterer i ekstreme årstidsmessige variasjoner i været.<ref name="weather" /><ref name="Hammel2007" group="L" />

[[Årstid]]svariasjonenes årsaker er uklare fordi data om atmosfæren ikke har eksistert i mer enn 84&nbsp;år, tilsvarende ett år på Uranus. [[Fotometri (astronomi)|Fotometri]] over et halvt Uranusår (siden 1950-tallet) har vist vanlige variasjoner i lysstyrken i to spektralstriper, hvor maksimum oppstår ved solvervene og minimum ved jevndøgnene.<ref name="Lockwood2006" group="L" /> [[Mikrobølge]]målinger av den dype troposfæren startet opp på 1960-tallet og viste en lignende periodisk variasjon, med maksimum ved solvervene<ref name="Klein2006" group="L" /> Temperaturmålinger i [[stratosfæren]] fra begynnelsen av 1970-tallet har også vist maksverdier nær jevndøgnet i 1986.<ref name="Young2001" group="L" /> De fleste variasjonene antas å skyldes endringer i visningsgeometrien.<ref name="Karkoschka2001" group="L" />

Det finnes grunner til å anta at fysiske årstidsendringer finner sted i Uranus. Mens planeten har en lys sørlig polregion, er den nordlige polen ganske svak, noe som ikke stemmer med modellen med årstidsendringer skissert over.<ref name="Hammel2007" group="L" /> Under forrige nordlige [[solverv]] i 1944, viste Uranus forhøyede nivåer av lysstyrke, og dette antyder at nordpolen ikke alltid har vært like svak.<ref name="Lockwood2006" group="L" /> Dette innebærer at den synlige polen blir lysere noe tid før solverv og mørkner etter [[jevndøgn]].<ref name="Hammel2007" group="L" /> Detaljerte analyser av synlige og mikrobølgedata avslørte at de periodiske endringene i lysstyrken ikke var helt symmetriske rundt solverv, og indikerer en endring i de [[Sonal og meridional|meridionale]] [[albedo]]mønstrene.<ref name="Hammel2007" group="L" />

På 1990-tallet beveget Uranus seg bort fra solverv, og den sørlige polkappen ble merkbart mørkere (med unntak av den sørlige kragen, som forble lys),<ref name="Rages2004" group="L" /> mens den nordlige halvkulen opplevde økende aktivitet,<ref name="planetary" /> blant annet i skyformasjoner og sterke vinder som ga forventninger om at den skulle lysne opp relativt snart.<ref name="Hammel2005" group="L" /> Dette skjedde også i 2007 da planeten passerte et jevndøgn: en svak nordlig polkrage kom til syne, mens den sørlige kragen ble nesten usynlig. Sonale vindporfiler forble noe asymetriske, mens de nordlige vindene ble noe saktere enn de sørlige.<ref name="Sromovsky2009" group="L" />

Mekanismen med fysiske endringer er fortsatt uklar.<ref name="Hammel2007" group="L" /> Nær sommer- og vintersolverv ligger halvkulene enten fullt blendet av solens stråling eller vendt mot det mørke rommet. Opplysingen av den solfylte halvkulen antas å skyldes den lokale fortykkelsen av metanskyer og dislag som ligger i troposfæren.<ref name="Rages2004" group="L" /> Den lyse kragen ved -45° bredde er også forbundet med metanskyer.<ref name="Rages2004" group="L" /> Andre endringer i den sørlige polregionen kan forklares av endringer i det lavere skylagene.<ref name="Rages2004" group="L" />

Variasjonen i [[Emisjonsspekter|emisjonen]] av mikrobølger fra planeten er sannsynligvis forårsaket av endringer i dype troposfæriske sirkulasjoner, fordi tykke skyer og dis fra polene kan forhindre konveksjon.<ref name="Hofstadter2003" group="L" /> Nå som vår- og høstjevndøgnene nærmer seg på Uranus, endres dynamikken og konveksjonen kan oppstå igjen.<ref name="planetary" /><ref name="Hofstadter2003" group="L" />
Tilbake til Uranus.
Hentet fra «https://no.wikipedia.org/wiki/Uranus»