Porovnání velikosti Země a Uranu. Namodralou barvu plynného obra způsobuje metan v jeho atmosféře, který pohlcuje červenou složku spektra slunečního záření. Kredit: ze snímků NASA (volné dílo) vytvořil Orange-kun, Wikipedia

V průměrné vzdálenosti 2,87 miliardy kilometrů od Slunce, tedy více než 19krát dál než Země, obíhá naši centrální hvězdu v pořadí sedmá planeta – Uran. Ve velikosti mu po Jupiteru a Saturnu patří třetí místo, v žebříčku nejmenší hustoty se s hodnotou 1,27 g/cm³ řadí na druhou příčku za Saturn s necelými 0,7 g/cm³.

Uran v dalekohledu objevil William Herschel již v roce 1781, ale trvalo dva roky, než se potvrdilo, že nejde o hvězdu, nýbrž planetu. Významně k tomu přispěl astronom Johann Elert Bode, který ji také navrhl pojmenovat podle řeckého boha nebes.

Uran svým složením (hlavně vodík, helium, metan, něco málo dalších uhlovodíků) a teplotou (68 K na povrchu, jen 49 K v atmosféře) patří mezi plynné ledové obry. Obklopuje ho 13 slabých prstenců a obíhá 27 malých měsíců. Zvláštností Uranu je jeho velký sklon rotační osy. Zkusme si tuto anomálii představit názorně: Rotační osa Země je od kolmice k oběžné rovině odkloněna o 23,5°. V myšlenkovém experimentu otočte naší planetou tak, aby se tento její sklon zvýšil o pravý úhel, tedy z 23.5°na 113,5°. Geografické póly čili i rotační osa se přesunou do současné roviny rovníku, z jižního se stane severní. Země se bude vzhledem k slunečním paprskům otáčet opačným směrem než nyní, tedy retrográdně. Současný východ se změní na západ a naopak.

Německý astronom Johann Elert Bode (1747–1826) se zasloužil o identifikaci nového vesmírného objektu objeveného v r. 1781 Williamem Herschelem. Zjistil, že jde o planetu a navrhl ji pojmenovat Uran Kredit: Wikipedia, volné dílo

Takovou zpětnou (retrográdní) rotaci má v Sluneční soustavě kromě Venuše (sklon osy necelé 3°) právě už jenom Uran. Sklon jeho rotační osy je 97,86°, směřuje tedy jen 8° pod rovinu oběžné dráhy. Proto se tento planetární obr jeví spíše jako gigantická namodralá koule valící se na své pouti kolem Slunce. Když si uvědomíme, jaké periodické výkyvy v počasí má na svědomí sklon zemské rotační osy, lépe pochopíme extrémní změny v průběhu jednoho oběžného cyklu Uranu. Trvá 84 pozemských roků, takže na jedno „roční“ období připadá 20 našich let. Hodně dlouhá a temná polární noc i jasný polární den.

Největší měsíc Uranu – Titanie. Barevná kompozice byla vytvořena ze snímků sondy Voyager 2 pořízených 24. ledna 1986 ze vzdálenosti asi 500 000 km. Titania má průměr asi 1 600 km a hmotnost jedné dvacetiny hmotnosti našeho Měsíce, jenž má také více než dvojnásobný průměr. Kredit: NASA/JPL, volné dílo

Uranových 27 známých měsíců nese jména postav z děl Williama Shakespeara a Alexandra Popea. Jsou to s největší pravděpodobností zachycené asteroidy. A ty by mohly mít na svědomí i tu zajímavou „ležatou“ polohu osy obří planety. Ve spolupráci šesti italských astronomů a jednoho amerického se zrodila zajímavá teorie vysvětlující ten zvláštní sklon Uranu a jeho opačnou rotaci. Podle doposud převládajících, pravděpodobných, ale nepotvrzených představ jde o důsledek jedné gigantické nebo řady různě velkých kolizí s jinými tělesy v závěru formování planety. Italové ale navrhují jiné řešení: slapový vliv migrujících dávných Uranových měsíců.

Před několika lety si členové týmu všimli, že sklon Jupiteru se zvyšuje kvůli postupným změnám oběžných drah jeho měsíců. Matematické výpočty předpovídají, že tento sklon se v příštích několika miliardách let dramaticky změní. U Saturnu odhalili podobné mechanismy spjaté s migrací jeho největšího měsíce, Titanu. Neskrývá se i vysvětlení velkého sklonu rotační osy Uranu ve vzájemném gravitačním působení s některým, případně některými z jeho dávných větších satelitů? Astronomové vytvořili počítačové simulace důsledků slapových sil pro různé velikosti a rychlosti hypotetických měsíců na dynamiku rotační osy a dospěli k zajímavému poznání. Naklonit plynný, vzhledem na svůj objem lehký Uran, z původního malého úhlu vzhledem ke kolmici k oběžné dráze až k 90° prý svede i jediná gravitačně zachycená planetka (obíhající měsíc) s minimální hmotností 4 desetitisíciny hmotnosti planety, pokud se po miliardy let pohybuje po určité oběžné dráze postupně klesající přes vzdálenost rovné 10násobku poloměru Uranu. V přepočtu by tedy mělo jít o těleso s hmotností nejméně 3,5 x10^22 kg, což je – k překvapení – řádově srovnatelné s našim Měsícem (necelých 7,35×10^22 kg). Je to však desetkrát více, než je hmotnost Titanie, současně největšího z Uranových měsíců (cca 3,526 × 10^21 kg). Aby se však mateřská planeta stihla natolik přetočit za dobu kratší, než je stáří samotné Sluneční soustavy, musela by být rychlost driftu dávného, dostatečně hmotného přirozeného satelitu srovnatelná se současnou mírou rozpínání dráhy našeho Měsíce. Ten se každým rokem vzdálí od Země o 3,7 cm.

Simulace ukázala, že za takových podmínek se Uran poměrně snadno nakloní o minimálně 80°. Za touto hranicí pak slapové síly natolik destabilizují dráhu satelitu i rotaci planety, že pohyb její rotační osy se stane více chaotickým. Její sklon se zvýší případně až nad 90°, v důsledku čehož otáčení planety přejde do retrográdního směru. Tato závěrečná chaotická fáze končí kolizí – dopadem měsíce na planetu. Poté se situace stabilizuje a velký sklon planety se zakonzervuje.

Vědci studii publikovali na preprintovém serveru arXiv a v případě kladných recenzí ji zveřejní časopis Astronomy & Astrophysics. I když v rámci počítačových simulací modelovali vliv jednoho hypotetického, dostatečně hmotného zachyceného tělesa, které pak Uran obíhá po sestupné dráze ovlivněné slapovými silami, počítají s možností v budoucnu zkoumat také interakce mezi několika předpokládanými, dříve možná existujícími měsíci.

Video: National Geographic představuje planetu Uran

Literatura: arXiv, phys.org news