Uranus

Uranus var den første planeten man oppdaget som ikke var kjent i oldtiden. Den var observert mange ganger tidligere, men ble vanligvis feilidentifisert som en stjerne. I 1690 katalogiserte John Flamsteed den som 34 Taurus, og observerte den deretter i 1712 og 1715. James Bradley observerte den i 1748, 1750 og 1753, mens Tobias Mayer fikk øye på planeten i 1756. Den franske astronomen Pierre Lemonnier observerte Uranus minst tretten ganger^[7] – fire ganger i 1750, to ganger i 1768, seks ganger i 1769 og en gang i 1771. Likevel oppdaget heller ikke han at det var en planet.

William Herschel var den første som oppdaget at den ikke var en stjerne. Han observerte Uranus den 13. mars 1781 mens han var i hagen til sin bolig i 19 New King Street i byen Bath i Somerset i England (nå kjent som Herschel Museum of Astronomy),^[8] men rapporterte den inn som en komet 26. april 1781.^{[L 7]} Herschel «engasjerte seg i en rekke observasjoner av parallaksen til de faste stjernene» ved å bruke et teleskop med hans egen design.^{[L 8]}

I sin journal skrev han «I kvartilen nær ζ Tauri… enten [en] tåkete stjerne eller kanskje en komet.»^{[L 9]} 17. mars noterte han «Jeg så etter kometen eller den tåkete stjernen og fant ut at det er en komet, fordi den har endret posisjon.»^{[L 10]} Da Herschel presenterte oppdagelsen for Royal Society, hevdet han fortsatt å ha funnet en komet som han dog sammenlignet med en planet:^{[L 8]}

 Den styrken jeg hadde på første gang jeg så kometen var 227. Av erfaring vet jeg at diameterne til de faste stjernene ikke er proporsjonelt forstørret med høyere styrke, i motsetning til hva som er tilfellet med planetene; derfor stilte jeg styrken inn på 460 og 932, og fant ut at kometens diameter økte proporsjonelt med styrken, slik det burde være. Jeg forutsetter at det jeg ser ikke er en fast stjerne, ettersom diameterne til de stjernene som jeg sammenlignet kometen med ikke økte i samme forhold. Dessuten så kometen, som er forstørret langt hinsides hva dens lysmengde ville tillate, ut til å være disig og utydelig med disse store styrkene. Stjernene bevarte imidlertid den glansen og klarheten, som jeg ut fra mange tusen observasjoner visste de ville beholde. Fortsettelsen har vist at mine antagelser var velfunderte, dette viser seg å være den kometen vi har observert i det siste. 

 

Herschel informerte Astronomer Royal, Nevil Maskelyne, om oppdagelsen og mottok dette svaret 23. april: «Jeg vet ikke hva den skal kalles. Den er trolig en vanlig planet i en nærmest sirkelrund bane rundt solen, på samme måte som en komet beveger i en veldig eksentrisk ellipse. Jeg har til nå ikke sett noen koma eller hale på den.»^{[L 11]}

Den russiske astronomen Anders Johan Lexell beregnet avstanden til objektet som 18 ganger avstanden mellom jordkloden og solen,^{[L 12]} og ingen komet var frem til da observert med en perihelavstand større enn fire ganger avstanden mellom jorden og solen. Astronomen Johann Elert Bode fra Berlin, beskrev oppdagelsen som «en stjerne i bevegelse som kan tenkes å være en hittil ukjent planetlignende objekt i omløp på den andre siden av Saturns omløpsbane.»^{[L 13]} Bode konkluderte med at objektets nærmest sirkelrunde bane var mer lik en planet enn en komet.^{[L 14]}

Objektet ble raskt allment godtatt som en ny planet. I løpet av 1783 anerkjente Herschel selv dette faktum foran presidenten i Royal Society, Joseph Banks: «Ved hjelp av observasjoner gjort av de mest høytstående astronomene i Europa ser det ut til at en ny stjerne, som jeg fikk æren av å påpeke for dem i mars 1781, er en primær planet i vårt solsystem.»^{[L 15]} Som en anerkjennelse ga Kong Georg III et årlig stipend på 200 pund til Herschel, på betingelse av at han flyttet til Windsor hvor kongefamilien kunne få se gjennom hans teleskoper.^{[L 16]}

Maskelyne ba Herschel om «å gjøre den astronomiske verden en tjeneste ved å gi et navn til din planet, som i sin helhet er din, og dens oppdagelse som vi er så takknemlige overfor deg».^{[L 17]} Herschel valgte navnet Georgium Sidus (Georges stjerne) eller «Den Georgiske planeten», til heder og ære for hans nye beskytter Georg III av Storbritannia.^{[L 18]} Han forklarte avgjørelsen i et brev til Joseph Banks:^{[L 15]}

 I den fantastiske oldtiden ble benevnelsene Merkur, Venus, Mars, Jupiter og Saturn gitt til planetene ettersom det var navn på deres viktigste helter og guddommeligheter. I nåtidens mer filosofiske æra vil det neppe være lovlig å benytte seg av den samme metoden og kalle vår nye himmelske legeme Juno, Pallas, Apollo eller Minerva. Kronologien ser ut til å være det første tatt i betraktning av en hvilken som helst spesiell eller bemerkelsesverdig hendelse: hvis det en gang i fremtiden blir spurt etter hvordan denne nyfunnede planeten ble oppdaget? Det ville ha vært et veldig tilfredsstillende svar å si ”under George IIIs regjeringstid.” 

 

Forslaget ble dårlig likt i utlandet, og en rekke alternativer ble raskt lagt frem. Astronomen Jérôme Lalande foreslo navnet Herschel etter oppdageren.^{[L 19]} Den svenske astronom Erik Prosperin foreslo navnet Neptune som ble støttet av andre astronomer som likte ideen om å minne om seirene i den britiske marineflåten i løpet av den amerikanske uavhengighetskrigen ved å kalle den nye planeten Neptune George III eller Neptune Great Britain.^{[L 12]} Bode ønsket navnet Uranus, den latinske versjonen av den greske himmelguden Uranos; liksom Saturn var Jupiters far, burde den nye planeten oppkalles etter Saturns far.^{[L 16][L 20][9]}

Martin Klaproth, Bodes kollega fra Det franske vitenskapsakademiet, kalte i 1789 sitt nyfunnede grunnstoff for «uran» for å vise at han støttet Bodes forslag.^[10] Til slutt ble Bodes navneforslag mest brukt og i 1850 ble det allment gjeldende, da HM Nautical Almanac Office gikk over fra å bruke Georgium Sidus til å kalle planeten Uranus.^{[L 20]} Bodes forslag vant raskt innpass, bl.a. fordi han utga astronomiske årbøker med navnet Uranus.

Uttalen som er foretrukket blant astronomer er /ˈjʊərənəs/ (IPA),^[h] med trykk på den første stavelsen som i latin Ūranus;^[11] i motsetning til den daglige /jʊˈreɪnəs/ (IPA), med trykk på den andre stavelsen og en lang a, selv om begge uttalene er akseptable.^[i]

Uranus er den eneste planeten som er oppkalt etter en skikkelse fra gresk mytologi, istedenfor romersk mytologi: det greske Οὐρανός ble tatt i bruk i engelsk ved hjelp av det latinske «Ūranus».^{[L 22]} Adjektivformen på engelsk er «Uranian».^{[L 23][j]} Planeten har to astronomiske symboler. Symbolet ♅^[k] ble foreslått av Lalande i 1784 i et brev til Herschel. Han beskrev det som «en globus med den første bokstaven i etternavnet ditt hengende over» (un globe surmonté par la première lettre de votre nom).^{[L 19]} Symbolet  ^[l] ble foreslått av Johann Gottfried Köhler og modifisert av Bode, og er en hybrid av symbolene for Mars ♂ og solen ☉. Uranos var himmelen i gresk mytologi, og de fleste på den tiden hadde en tanke om at himmelen ble styrt av de samlede krefter til solen og Mars.^[13] I Kina omtales planeten som «himmelens kongestjerne» (kinesisk: 天王星, pinyin: tiānwángxīng, kantonesisk: Tinwongsing). Denne navneformen brukes også i Korea (hangul: 천왕성, revidert romanisering: Chunwangseong), på japansk (Ten'ousei) og vietnamesisk.^[14][15][16]

 

 

Omløpstiden rundt solen er på drøyt 84 år. Gjennomsnittlig avstand fra solen er omtrent 3 milliarder km (rundt 20 AU). Sollysets intensitet ved overflaten er ca. 1/400 av den på jorden.^[17] Detaljer om planetens omløpsbane ble først kalkulert av Pierre-Simon Laplace i 1783.^[18] Med tiden ble uoverensstemmelser oppdaget mellom den forutsatte og observerte banen, og i 1841 foreslo John Couch Adams at forskjellene skyldtes gravitasjonskreftene fra en ukjent planet. For å få en forklaring på dette startet Urbain Le Verrier i 1845 uavhengig forskning rundt Uranus’ omløpsbane og gravitasjonskrefter. 23. september 1846 fant Johann Gottfried Galle planeten Neptun nær det forutsette området til Le Verrier.^[19]

Rotasjonsperioden til det indre av Uranus er 17 timer og 14 minutter, mot klokken (retrograd). Som for alle de andre gassplanetene forekommer det også i Uranus' atmosfære svært sterke vinder som går motsatt vei av planetens rotasjon. Ved noen breddegrader, for eksempel ca. to tredjedeler av avstanden fra ekvator til sydpolen, beveger synlige formasjoner i atmosfæren seg mye raskere og fullfører en full rotasjon på så lite som 14 timer.^[20]

Rotasjonsaksen ligger på planetens side med hensyn til solsystemets plan, med en aksehelning på 97,77°. Dermed «ligger» planeten i banen, og vinkelen mellom polene og banen er nesten null. Aksehelningen gir årstidsvariasjoner som er helt forskjellige fra de man finner på andre store planeter. Mens andre planeter roterer liksom snurrebasser relative til solsystemets plan, går Uranus rundt mer som en rulleball. En av polene vender kontinuerlig vender inn mot solen mens den andre vender bort ved (før og etter) Uranus’ solverv. Kun en smal stripe ved ekvator opplever en drastisk dag/natt-syklus, men med solen veldig lavt over horisonten som ved jordens polområder.

På den andre siden av omløpsbanen er situasjonen motsatt. Dermed har ikke Uranus noen egentlig nord- og sydpol. Hver pol har rundt 42 år med kontinuerlig sollys fulgt av 42 år med sammenhengende mørke.^[21] Ved tiden rundt jevndøgn vender solen mot ekvatoren til Uranus og gir en periode med dag/natt-syklus lignende de syklusene som finner sted på de fleste andre planeter. Da Voyager 2 passerte i 1986 pekte en av polene nesten rett mot solen. Uranus gjennomgikk sitt siste jevndøgn 7. desember 2007.^[22][23]

Rotasjonen gjør at polområdene gjennomsnittlig mottar mer solenergi per år enn ekvatoriale områder. Likevel er det varmere ved ekvator enn ved polene. Den underliggende årsaken er ukjent. Grunnen til den spesielle aksehelning er heller ikke kjent, men det spekuleres i om en protoplanet på størrelse med jorden kolliderte med Uranus ved solsystemets dannelse og fikk planeten på skrå.^{[L 24]}

Sørpolen pekte nesten rett mot solen da Voyager 2 passerte i 1986. Polområdet blir referert til som «sør» etter definisjonen som er fastsatt Den internasjonale astronomiske union. Definisjonen sier at nordpolen skal være polområdet som peker over det uforanderlige planet til solsystemet (bort fra solen), uansett hvilken retning planeten går rundt.^[24][25] Noen ganger blir en annen konvensjon brukt, hvor et legemes nord- og sydpol forklares ved hjelp av høyrehåndsregelen i sammenheng med rotasjonsretningen.^[26] Ifølge dette koordinatsystemet var det «nordpolen» som var i sollyset i 1986.

Den ekstreme aksehelningen ser ut til å gi ekstreme årstidsvariasjoner i været. Da Voyager 2 passerte var skymønstrene svært svake og utydelige. Nyere bilder fra Hubble-teleskopet viser atskillig tydeligere skymønstre. I 2007 sto solen direkte over ekvator.

Mellom 1995 og 2006 varierte Uranus’ tilsynelatende størrelsesklasse mellom +5,6 og +5,9, så den kan så vidt ses med det blotte øye som en svak stjerne når himmelen er særlig mørk.^[27] Vinkeldiameteren er mellom 3,4 og 3,7 buesekunder, mens den for Saturn og Jupiter er henholdsvis 16–20 og 32–45 buesekunder.^[27] Det er likevel lett å få øye på planeten i mørke uten lysforurensning, også i bystrøk med en liten kikkert.^[28] I store amatørteleskoper med objektdiameter mellom 15 og 23 cm ser planeten ut omtrent som en blek, turkis biljardkule med tydelig formørkning på randen. Selv i teleskoper med objektivdiameter større eller lik 25 cm er ikke detaljer synlige, men skymønstrene og noen av de større månene som for eksempel Titania og Oberon kan være synlige.^[29]

 

 

Massen er omtrent 14,5 ganger større enn jordens, og dermed er planeten den minste av gassplanetene. Massetettheten er 1,27 g/cm³ og gjør den til planeten med nest minst massetetthet, etter Saturn.^{[L 1][L 2]} Volumet er 50 ganger jordens, men den lave tettheten gjør at den som solsystemets eneste gasskjempe har en gravitasjon som er mindre enn 1g. Selv om Uranus har en litt større diameter enn Neptun (omtrent fire ganger jordens), er den lettere enn Neptun.^{[L 1]}

Uranus består hovedsakelig av stein og ulike issorter (gasser med lavt frysepunkt) som vann, ammoniakk og metan.^{[L 25]} Den totale mengden is utgjør mellom 9,3 og 13,5 jordmasser.^{[L 25][L 26]} Hydrogen og helium utgjør mellom 0,5 og 1,5 jordmasser,^{[L 25]} mens resten (0,5–3,7 jordmasser) er stein.^{[L 25]}

Standardmodellen viser en steinete (silikat/jern-nikkel) kjerne i sentrum, en isete mantel i midten og et ytre fylt av hydrogen og helium i gassform.^{[L 25][L 27]} Kjernen er relativt liten med en masse på bare 0,55 jordmasser, med en radius som er over 20 % mindre enn radiusen til selve Uranus; mantelen omfatter hovedmassen med rundt 13,4 jordmasser, mens den øvre atmosfæren er relativt lett med en masse tilsvarende rundt 0,5 jordmasser. Atmosfæren øker radiusen med de siste 20 %.^{[L 25][L 27]}

Tettheten til kjernen er rundt 9 g/cm³, med et trykk i sentrum på 8 millioner bar (800 GPa). Temperaturen i kjernen er omtrent 5000 K (4727 °C).^{[L 26][L 27]} Ismantelen består ikke av is i tradisjonell betydning, men av en varm og tett væske som består av vann, ammoniakk og andre volatiler.^{[L 25][L 27]} Væsken har en høy elektrisk ledningsevne, og blir også kalt et vann–ammoniakk-hav.^{[L 28]} Sammensetningen til størstedelen av Uranus og Neptun er svært forskjellig fra sammensetningen til Jupiter og Saturn, med is dominerende over gassene. De to førstnevnte blir derfor klassifisert i en egen gruppe, iskjempene. Der kan også finnes et lag av ionisk vann hvor vannmolekylene brytes ned til en suppe av hydrogen- og oksygenioner, og enda dypere et lag av superionisk vann hvor oksygenet krystalliseres og hydrogenionene beveger seg fritt innenfor oksygenskallet.^{[L 29]}

Andre modeller tilfredsstiller også observasjonene. Hvis betydelige mengder hydrogen og steinmateriale er blandet sammen i ismantelen, vil den totale massen av is i planetens indre være mindre. Dagens tilgjengelige data er ikke tilstrekkelig for å avgjøre hvilken modell som er riktig.^{[L 26]} Mantelen av væske betyr at Uranus mangler en fast overflate, og at der er en gradvis overgang mellom atmosfæren av gass og de indre væskelagene.^{[L 25]} En roterende flattrykthet på punktet hvor det atmosfæriske trykket er 1 bar (100 kPa), er for bekvemmelighetens skyld angitt som «overflaten». «Overflaten» har ekvatorial radius lik 25 559 ± 4 km og polradius lik 24 973 ± 20 km,^{[L 1]} og brukes som et nullpunkt for høyder i denne artikkelen.

Den indre varmen ser ut til å være vesentlig lavere enn hos de andre gassplanetene; i astronomisk terminologi har planeten en lav varmestrøm.^{[L 30][L 31]} Årsakene er ukjente. Neptun som ligner på Uranus i størrelse og kjemisk sammensetning, utstråler 2,61 ganger mer energi enn den mottar fra solen.^{[L 30]} I den infrarøde delen av det elektromagnetiske spekteret, utstråler Uranus bare 1,06 ± 0,08 ganger den solenergien som blir absorbert i atmosfæren.^{[L 3][L 32]} Varmestrømmen er 0,042 ± 0,047 W/m², som er lavere enn den indre varmestrømmen i jorden (0,075 W/m²).^{[L 32]} Den laveste registrerte temperaturen i tropopausen er 49 K (−224 °C), og gjør planeten til den kaldeste i solsystemet.^{[L 3][L 32]}

En hypotese er at en kollisjon med et stort himmellegeme, har ført til planetens karakteristiske aksehelning. Kollisjonen førte også til at planeten mistet dens egentlige varme, noe som videre medførte lavere kjernetemperatur.^{[L 33]} En annen hypotese er at en barriere i de øvre lagene av atmosfæren hindrer varmen fra kjernen i å nå overflaten.^{[L 25]} For eksempel kan konveksjon i en gruppe av ulike lag (sammensetningsmessig) i ismantelen hindre den oppadgående varmetransporten;^{[L 3][L 32]} det er mulig at dobbel-diffusende konveksjon er en begrensende faktor.^{[L 25]}

Uten en veldefinert fast overflate, kalles den ytterste kappen av gass som er tilgjengelig for fjernmåling for atmosfæren.^{[L 3]} Fjernmålingen strekker seg ned til ca. 300 km under nivået for 1 bar (100 kPa), med et tilsvarende trykk på ca. 100 bar (10 MPa) og temperaturer på 320 K.^{[L 34]} Den tynne koronaen strekker seg over to planetraider fra den nominelle overflaten ved 1 bar trykk.^{[L 35]}

Atmosfæren kan deles inn i tre lag: troposfæren – mellom høyder på -300 og 50 km og trykk fra 100–0,1 bar (10 MPa–10 kPa); stratosfæren – som strekker seg over høyder mellom 50 og 4 000 km og trykk mellom 0,1 og 10^-10 bar (10 kPa–10 µPa); og termosfæren/korona – som strekker seg fra 4 000 km og helt opp til 50 000 km fra overflaten.^{[L 3]} Det finnes ingen mesosfære.

Atmosfæren består hovedsakelig av molekylært hydrogen og helium.^{[L 3]} Molekylfraksjonen for helium (antall heliumatomer per gassmolekyl) er 0,15 ± 0,03^{[L 5]} i den øvre troposfæren, noe som tilsvarer en massefraksjon på 0,26 ± 0,05.^{[L 3][L 32]} Dette er svært nær den protosolare heliummassefraksjonen på 0.275 ± 0.01,^{[L 36]} og indikerer at helium ikke har slått seg ned rundt kjernen slik det har i de andre gasskjempene.^{[L 36]} Den tredje vanligste bestanddelen er metan (CH₄),^{[L 3]} som har prominente absorpsjonsband i det synlige og nær-infrarøde (IR) og gjør at Uranus er cyan i fargen.^{[L 3]} Etter molfraksjon utgjør metanmolekylene 2,3 % av atmosfæren under skydekket av metan, der hvor trykknivået er 1,3 bar (130 kPa). Dette representerer omtrent 20–30 % av karbonforekomsten på solen.^{[L 3][L 4][L 37]}

Blandingsforholdet^[m] er mye lavere i den øvre atmosfæren på grunn av den ekstremt lave temperaturen. Temperaturen senker metningsnivået og gjør at overflødig metan fryses ut.^{[L 38]} Mengden av mindre volatile forbindelser som ammoniakk, vann og hydrogensulfid i den dype atmosfæren er lite kjent, men er trolig høyere enn verdiene for solen.^{[L 3][L 39]} Sammen med metan finnes det også spormengder av ulike hydrokarboner i stratosfæren. De antas å bli produsert gjennom fotolyse av metan, indusert av solens ultrafiolette stråling,^{[L 40]} og inkluderer etan (C₂H₆), acetylen (C₂H₂), metylacetylen (CH₃C₂) og diacetylen (C₂HC₂).^{[L 38][L 41][L 42]} Spektroskopi har også avdekket spor av vanndamp, karbonmonoksid og karbondioksid i den øvre atmosfæren. Dette kan bare komme fra en ekstern kilde som innfallende støv eller kometer.^{[L 41][L 42][L 43]}

 

Troposfæren preges av at temperaturen øker med høyden.^{[L 3]} Den faller fra ca. 320 K ved bunnen av den nominale troposfæren ved ca. -300 km til 53 K ved ca. 50 km.^{[L 34][L 37]} Temperaturen i den kaldeste øvre regionen av troposfæren (tropopausen) varierer mellom 49–57 K avhengig av breddegraden.^{[L 3][L 31]} Tropopausen står for det meste av planetens termiske infrarøde utstråling, med en effektiv temperatur på 59,1 ± 0,3 K.^{[L 31][L 32]}

I troposfæren antas skyer av vann å ligge i trykkområdet 50–100 bar (5–10 MPa), ammoniumhydrosulfidskyer i området 20–40 bar (2–4 MPa), ammoniakk eller hydrogensulfidskyer mellom 3–10 bar (0,3–1 MPa) og direkte oppdagede tynne metanskyer i området 1–2 bar (0,1–0,2 MPa).^{[L 3][L 4][L 34][L 44]} Troposfæren er svært dynamisk med sterke vinder, lyse skyer og årtidsmessige endringer som omtales under.^{[L 30]}

I stratosfæren øker temperaturen fra 53 K i tropopausen til mellom 800 og 850 K ved bunnen av termosfæren.^{[L 35]} Den oppvarmes av absorpsjon av ultrafiolett og infrarød stråling av metan og andre hydrokarboner,^{[L 45]} som dannes av fotolyse av metan.^{[L 40]} Varme overføres også fra den varme termosfæren.^{[L 45]}

Hydrokarbonene okkuperer høyder mellom 100 og 300 km, med et trykkområde på 10–0,1 mbar (1000–10 kPa) og temperaturer mellom 75 og 170 K.^{[L 38][L 41]} De mest vanlige er metan, acetylen og etan med et blandingsforhold på ca. 10^-7 i forhold til hydrogen. Blandingsforholdet til karbonmonoksid er lignende i disse høydene.^{[L 38][L 41][L 43]} Tyngre hydrokarboner og karbondioksid har blandingsforhold tre størrelsesklasser lavere.^{[L 41]} Mengdeforholdet til vann er ca. 7×10^-9.^{[L 42]} Etan og acetylen kondenserer i den kaldere nedre delen av stratosfæren og tropopausen (under nivået for 100 mBar) og danner lag av dis^{[L 40]} som kan være delvis ansvarlig Uranus' levende utseende. Konsentrasjonen av hydrokarboner i stratosfæren over disen er betydelig lavere enn i stratosfæren til de andre kjempeplanetene.^{[L 38][L 46]}

Termosfæren og koronaen har en jevn temperatur rundt 800–850 K.^{[L 3][L 46]} Varmekilden er lite forstått, siden hverken fjern eller ekstrem ultrafiolett stråling fra solen eller auroraaktivitet gir nok energi. Den svake kjøleeffekten på grunn av mangelen på hydrokarboner i stratosfæren over 0,1 mBars trykknivå kan også bidra til dette.^{[L 35][L 46]} I tillegg til molekylært hydrogen inneholder termosfære-koronaen mange frie hydrogenatomer. Deres lille masse og den høye temperaturen forklarer hvorfor koronaen strekker seg 50 000 km – eller to ganger radien til Uranus – ut fra planeten.^{[L 35][L 46]}

Den utvidede koronaen er unik for Uranus.^{[L 46]} Den fører til en luftmotstand for små partikler i bane rundt planetene, og til en generell reduksjon av støv i ringene.^{[L 35]} Sammen med den øvre delen av stratosfæren går termosfæren over i ionosfæren.^{[L 37]} Observasjoner viser at ionosfæren okkuperer høyder fra 2 000–10 000 km.^{[L 37]} Ionosfæren på Uranus er tettere enn både Saturns og Neptuns, som kan oppstå fra den lave konsentrasjonen av hydrokarboner i stratosfæren.^{[L 46][L 47]} Ionosfæren består hovedsakelig av ultrafiolett stråling fra solen og avhenger av solens aktivitet.^{[L 42]} Polarlysaktiviteten er ubetydelig sammenlignet med Jupiter og Saturn.^{[L 46][L 48]}

 

 

Ringsystemet til Uranus var det andre som ble oppdaget i solsystemet etter Saturns.^{[L 49]} Ringene består av ekstremt mørke partikler, som varierer i størrelse fra mikrometer til fraksjoner på en meter.^{[L 50]} Tretten ringer er kjent, og den lyseste er ε-ringen. Med unntak av to, er alle ekstremt smale – vanligvis bare et par kilometer brede. Ringene er sannsynligvis ganske unge siden betraktninger indikerer at de ikke ble dannet sammen med Uranus. Materien i ringene kan en gang ha vært en del av en måne (eller måner) som ble spredt etter et høyhastighetsnedslag. Av samtlige deler av rester som ble dannet etter disse nedslagene var det bare noen få partikler som overlevde i et begrenset antall stabile soner for å bli til ringer.^{[L 49][30]}

William Herschel beskrev en mulig ring rundt Uranus i 1789, men observasjonen er tvilsom. Ringene er ganske svake, og i løpet av de neste to tiår var det ingen andre som noterte noe om slike observasjoner. Likevel gjorde Herschel en nøyaktig beskrivelse av ε-ringens størrelse, vinkelen relativt til jorden, den rødaktige fargen og de tilsynelatende endringene ettersom Uranus forflyttet seg rundt solen.^[31][32]

Ringsystemet ble definitivt oppdaget av 10. mars 1977 av James L. Elliot, Edward W. Dunham og Douglas J. Mink ved bruk av Kuiper Airborne Observatory. Oppdagelsen var et hell i uhell. De planla å bruke okkultasjonen av stjernen SAO 158687 for å studere atmosfæren, men stjernen forsvant en kort periode fem ganger både før og etter at den forsvant bak planeten. De konkluderte da med at der var et ringsystem rundt planeten.^[33] Noe senere oppdaget de ytterligere fire ringer.^[33] Ringene ble direkte fotografert av Voyager 2 i 1986.^{[L 50]} Voyager 2 oppdaget også ytterligere to svake ringer slik at det totale antallet var oppe i elleve.^{[L 50]}

I desember 2005 oppdaget Hubble-teleskopet ytterligere to ringer (det «ytre» ringsystemet), og brakte antallet opp i tretten.^[34]. Den største ligger to ganger så langt unna planeten som de tidligere kjente ringene. Hubble oppdaget også to små satellitter, hvorav den ene, Mab, deler bane med den ytterste ringen.

Bilder av de nye ringene tatt ved Keck-observatoriet i april 2006 viste at den ytterste er blå og den andre er rød,^{[L 51][35]} mens de indre ringene synes å være grå.^{[L 51]} Den ytre ringens blåfarge kan skyldes at den er sammensatt av småpartikler av vannholdig is fra overflaten av Mab, som sprer det blå lyset.^{[L 51][36]}

 

Før Voyager 2 ankom i 1986 var det ikke utført noen målinger av magnetosfæren. Astronomer forventet at magnetfeltet ville være på linje med solvinden, siden det da ville være justert etter polene som ligger i ekliptikken.^{[L 52]}

Voyager avslørte at magnetfeltet ikke kommer fra planetens geometriske senter og er skråstilt 59° fra rotasjonsaksen.^{[L 52][L 53]} Den magnetiske dipolen er forskjøvet fra sentrum av planeten mot den sørlige roterende polen med en tredjedel av planetens radius.^{[L 52]} Dette gir en svært asymmetrisk magnetosfære hvor magnetfeltstyrken på overflaten av den sørlige halvkulen kan være så lav som 0,1 gauss (10 µT), og på den nordlige halvkulen så høy som 1,1 gauss (110 µT).^{[L 52]} Gjennomsnittlig feltstyrke er 0,23 gauss (23nbsp;µT).^{[L 52]} Til sammenligning er magnetfeltet på jorden omtrent like sterkt på polene, og det «magnetiske ekvator» er omtrent parallell med den geografiske ekvator.^{[L 53]}

Det dipole momentet er 50 ganger jordens.^{[L 52][L 53]} Neptun har et tilsvarende forskjøvet og skråstilt magnetfelt, noe som antyder at dette er vanlig hos iskjemper.^{[L 53]} En hypotese er at iskjempenes magnetfelt genereres av bevegelse ved relativt grunne dybder, for eksempel i hav av vann og ammoniakk, mens magnetfeltet i terrestriske planeter og gasskjempene genereres i kjernene.^{[L 28][L 54]}

Magnetosfæren har et baugsjokk som ligger ca. 23 radier foran seg, en magnetopause ved 18 radier, en fullt utviklet magnetohale og strålingsbelter,^{[L 52][L 53][L 55]} og er mer lik Saturns enn Jupiters.^{[L 52][L 53]} Magnetohalen følger bak planeten millioner av kilometer ut i rommet og vris til en lang korketrekker av planetens sideveise rotasjon.^{[L 52][37]}

 

Ladde protoner og elektroner med små mengder av H+
2-ioner,^{[L 53][L 55]} stammer trolig fra den varme atmosfæriske koronaen.^{[L 55]} Ingen tyngre ioner er blitt oppdaget. Energien til ionene og elektronene kan være så høye som henholdsvis 4 og 1,2 megaelektronvolt.^{[L 55]} Tettheten til lavenergi-ioner (under 1 kiloelektronvolt) i den indre magnetosfæren er ca. 2 cm^-3,^{[L 56]} men partikkeltettheten påvirkes sterkt av månene som feier gjennom magnetosfæren og etterlater seg betydelige gap.^{[L 55]}

Partikkelfluksen er tilstrekkelig høy til å forårsake mørklegging eller romvær på månenes overflate på en astronomisk rask tidsskala på 100 000 år.^{[L 55]} Dette kan komme av den jevnt mørke fargen på månene og ringene.^[30] Uranus har relativt godt utviklede polarlys som ses som lyse buer rundt begge de magnetiske polene.^{[L 46]} I motsetning til Jupiters polarlys synes de å være ubetydelige for energibalansen i termosfæren.^{[L 48]}

 

I ultrafiolette og synlige bølgelengder viser atmosfæren seg å være roligere enn på andre gasskjemper, også Neptun.^{[L 30]} I 1986 observerte Voyager 2 totalt ti skyformasjoner over planeten.^{[L 50][38]} En foreslått forklaring er at den indre varmen fremstår markant lavere enn hos de andre kjempeplantene. Den laveste temperaturen registrert i tropopausen er 49 K, og gjør Uranus til den kaldeste planeten i solsystemet.^{[L 3][L 32]}

 

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).^{[L 50]} Grensen mellom regionene ligger ca. ved -45 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.^{[L 50][L 57]} Denne kalles den sørlige «kragen». Kappen og kragen antas å være en tett region av metanskyer som ligger i trykkområdet 1,3–2 bar (se over).^{[L 58]}

Voyager 2 observerte også ti små lyse skyer, de fleste flere grader mot nord sammenlignet med kragen.^{[L 50]} I alle andre henseender virket Uranus dynamisk død i 1986. Voyager 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-teleskopene begynte å observere den. I begynnelsen observerte de hverken en krage eller noen polkappe på den nordlige halvkulen.^{[L 57]} Uranus var tilsynelatende asymmetrisk; lys nær den sørlige polen og jevnt over mørk i regionene nord for den sørlige kragen.^{[L 57]} Da Uranus passerte sitt jevndøgn i 2007 forsvant nesten den sørlige kragen fullstendig. Samtidig oppstod en nordlig krage nær 45 graders bredde.^{[L 59]}

 

På 1990-tallet ble mange flere lyse skyformasjoner observert, delvis fordi nye teknikker for bedre bilder ble tilgjengelig.^{[L 30]} De fleste ble funnet på den nordlige halvkulen etter hvert som denne ble synlig.^{[L 30]} 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.^{[L 60][L 57]}

Uansett er det forskjeller mellom halvkulenes skyer. De nordlige skyener er mindre, skarpere og lysere,^{[L 57]} og ser ut til å ligge høyere oppe enn de på den sørlige halvkulen.^{[L 57]} 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 Voyagers forbiflyvning.^{[L 30][38]} Nyere observasjoner har også vist at skyformasjoner på Uranus har mye til felles med de på Neptun.^{[L 30]} 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' mørke flekk.^[39] Spekulasjonene går i om Uranus er i ferd med å bli mer lik Neptun under tiden for jevndøgn.^{[L 61]}

Sporingen av en rekke skyformasjoner gjorde fastsettingen av sonale vinder i den øvre troposfæren mulig.^{[L 30]} 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 m/s.^{[L 30][L 57]} Vindhastighetene øker med avstanden fra ekvator og når nullverdier nær ± 20° bredde hvor troposfærens temperaturminimum ligger.^{[L 31]} Nærmere polene endres vindene til samme retning som planetens rotasjon, og de fortsetter å øke til de når maksstyrke ved ± 60° før de faller mot null ved polene.^{[L 30]} Vindhastighetene rundt -40° bredde varierer fra 150–200 m/s. Siden kragen skjuler skyene under denne parallellen, er det umulig å måle hastigheten mellom dem og sørpolen.^{[L 30]} Derimot er det observert vindhastigheter opp mot 240 m/s nær +50° bredde på den nordlige halvkulen.^{[L 30][L 57][L 62]}

 

Fra mars til mai 2004 oppstod en rekke store skyer som ga Uranus et Neptun-lignende utseende.^{[L 57][40]} Det ble observert rekordhøye vindhastigheter på 229 m/s (824 km/t) og en vedvarende tordenstorm som ble omtalt som «4. juli-fyrverkeri».^[38] 23. august 2006 observerte forskere ved Space Science Institute (Boulder, CO) en mørk flekk som ga innsikt i planetens atmosfæreaktivitet.^[39] 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.^{[23][L 61]}

Årstidsvariasjonenes årsaker er uklare fordi data om atmosfæren ikke har eksistert i mer enn 84 år, tilsvarende ett år på Uranus. 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.^{[L 63]} Mikrobølgemålinger av den dype troposfæren startet opp på 1960-tallet og viste en lignende periodisk variasjon, med maksimum ved solvervene^{[L 64]} Temperaturmålinger i stratosfæren fra begynnelsen av 1970-tallet har også vist maksverdier nær jevndøgnet i 1986.^{[L 45]} De fleste variasjonene antas å skyldes endringer i visningsgeometrien.^{[L 60]}

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.^{[L 61]} Under forrige nordlige solverv i 1944, viste Uranus forhøyede nivåer av lysstyrke, og dette antyder at nordpolen ikke alltid har vært like svak.^{[L 63]} Dette innebærer at den synlige polen blir lysere noe tid før solverv og mørkner etter jevndøgn.^{[L 61]} 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 meridionale albedomønstrene.^{[L 61]}

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),^{[L 58]} mens den nordlige halvkulen opplevde økende aktivitet,^[38] blant annet i skyformasjoner og sterke vinder som ga forventninger om at den skulle lysne opp relativt snart.^{[L 57]} 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.^{[L 59]}

Mekanismen med fysiske endringer er fortsatt uklar.^{[L 61]} 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.^{[L 58]} Den lyse kragen ved -45° bredde er også forbundet med metanskyer.^{[L 58]} Andre endringer i den sørlige polregionen kan forklares av endringer i det lavere skylagene.^{[L 58]}

Variasjonen i emisjonen av mikrobølger fra planeten er sannsynligvis forårsaket av endringer i dype troposfæriske sirkulasjoner, fordi tykke skyer og dis fra polene kan forhindre konveksjon.^{[L 65]} Nå som vår- og høstjevndøgnene nærmer seg på Uranus, endres dynamikken og konveksjonen kan oppstå igjen.^{[38][L 65]}

 

Flere forskere tror forskjellen mellom iskjempene og gasskjempene strekker seg tilbake til dannelsen.^{[L 66][L 67]} Solsystemet anses å ha blitt dannet fra en gigantisk roterende ball av gass og støv, kjent som en pre-solar stjernetåke. Mye av gassen – primært hydrogen og helium – dannet solen, mens støvpartikler ble samlet sammen for å danne de første protoplanetene. Etter hvert som planetene vokste, samlet noen av dem så mye materiale at gravitasjonen holdt tak i restene av stjernetåkens gass.^{[L 66][L 67]} Jo mer gass de holdt tak i, jo større ble de; jo større de ble, jo mer gass holdt de tak i helt til et kritisk punkt der størrelsene begynte å øke eksponentielt. Iskjempene hadde bare noen få jordmasser med gass fra stjernetåken, og nådde aldri det kritiske punktet.^{[L 66][L 67][L 68]} Simuleringer av planetvandringer antyder at begge iskjempene ble dannet nærmere solen enn der de befinner seg i dag, og ble forflyttet utover etter dannelsen. Denne hypotesen er detaljert i Nice-modellen.^{[L 66]}

 

Uranus har 27 kjente naturlige satellitter,^{[L 68]} med navn hentet fra skikkelser i verkene til William Shakespeare og Alexander Pope.^{[L 27][41]} De fem største er Miranda, Ariel, Umbriel, Titania og Oberon.^{[L 27]} Uranus har det minst massive satellittsystemet blant gasskjempene. Den kombinerte massen til de fem største månene er mindre enn halvparten av massen til Triton alene.^{[L 2]}

Den største månen Titania er den åttende største månen i solsystemet, med en radius på 788,9 km, som er mindre enn halvparten av vår egen måne, men noe mer enn Rhea som er Saturns nest største måne. Månenes lave albedoer strekker seg fra 0,2 for Umbriel til 0,35 for Ariel (i grønt lys).^{[L 50]} Månene er konglomerater av isstein bestående av omtrent femti prosent is og femti prosent stein. Isen kan inkludere ammoniakk og karbondioksid.^{[30][L 69]}

Ariel ser ut til å ha den yngste overflaten med færrest nedslagskratre. Umbriel ser ut til å ha den eldste.^{[L 50][30]} Miranda her flere canyoner som er 20 km dype, terrasserte lag, en kaotisk variasjon i alderen av overflaten og formasjoner.^{[L 50]} Den tidligere geologiske aktiviteten på Miranda antas å ha blitt drevet av tidevannsoppvarming på en tid da banen var mer eksentrisk, sannsynligvis som et resultat av en tidligere 3:1–resonans med Umbriel.^{[L 70]} Riftprosesser forbundet med oppstrømmende diapirer er sannsynligvis opphavet til månens «racerbane»-lignende korona.^{[L 71][42]} På samme måte antas det at Ariel en gang var i en 4:1-resonans med Titania.^{[L 70]}

 

I 1986 ble Uranus besøkt av NASAs interplanetariske romsonde Voyager 2. Det er det hittil eneste forsøket på å utforske planeten på nært hold, og var svært viktig for vår kunnskap om Uranus. Ingen nye besøk er per dags dato planlagt. Romsonden ble skutt opp i 1977 og var på det nærmeste 24. januar 1986, da den passerte Uranus' skytopper 81 500 km unna og fortsatte på sin ferd til Neptun. Voyager 2 undersøkte struktur og kjemisk sammensetning i atmosfæren,^{[L 37]} og tok prøver av planetens unike vær, forårsaket av aksehelningen på 97,77°. Romsonden utførte de første detaljerte undersøkelsene av de fem største månene og oppdaget ti nye, utforsket alle de ni kjente ringene og oppdaget to nye.^{[L 50][30][43]} Voyager 2 studerte også magnetfeltet og dets struktur, helning og dets enestående «korketrekkeraktige» magnetohale som kommer av orienteringen sidelengs.^{[L 52]}

Etter en undersøkelse i 2011 (2013–2022 Planetary Science Decadal Survey) ble det foreslått å sende en banesonde og et landingsfartøy til Uranus. Uranus orbiter and probe har en planlagt oppskytning i 2031 og vil være fremme i 2044, etter en 13 år lang ferd mot Uranus.^[44] Et eventuelt landingsfartøy kunne ta utgangspunkt i Pioneer Venus Multiprobe og gå 1–5 atmosfærer ned.^[44]

Muligheten for å sende Cassini videre til Uranus ble evaluert i 2009,^[45] men det ville ta sonden tjue år å nå Uranus etter å ha forlatt Saturn.^[45]

Den europeiske romfartsorganisasjon vurderte i 2011 «mediumklasseoppdraget» Uranus Pathfinder, men dette ble satt på vent.^[46] Oppdraget New Frontiers Uranus Orbiter ble i 2011 evaluert og foreslått i studien The Case for a Uranus Orbiter.^[47]

I astrologien er Uranus ( ) den regjerende planeten over Vannmannen. Uranus er turkis i fargen og knyttes til elektrisitet; derfor forbindes stjernetegnet Vannmannen med fargen elektrisk blå (som ligger nær turkis).^{[L 72]}

Grunnstoffet uran, som ble oppdaget i 1789 av den tyske kjemikeren Martin Heinrich Klaproth (1743–1817), ble oppkalt etter den nylig oppdagede planeten Uranus.^{[L 73]} Uranus, the Magician er en bevegelse i Gustav Holsts (1874–1934) orkestersuite The Planets, skrevet mellom 1914 og 1916.

Operasjon Uranus var en vellykket militær operasjon i 1942 under andre verdenskrig. Den ble utført av Sovjetunionen for å ta tilbake Stalingrad, og markerte vendepunktet i landkrigen mot Wehrmacht.

Sonetten On First Looking Into Chapman's Homer (1816), skrevet av den engelske romantiske poeten John Keats (1795–1821), henviser til Herschels oppdagelse av Uranus i linjen Then felt I like some watcher of the skies/When a new planet swims into his ken.^[48]

Nettsteder

Artikler

• Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). «Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — A Case for Multiprobes» (PDF). Space Science Reviews (på engelsk). 116. Bibcode:2005SSRv..116..121A. ISSN 0038-6308. doi:10.1007/s11214-005-1951-5. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). «Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?» (pdf). Geophysical Research Abstracts (på engelsk). 8. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Bishop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; Romani, P. (desember 1990). «Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere» (PDF). Icarus (på engelsk). 88 (2). Bibcode:1990Icar...88..448B. doi:10.1016/0019-1035(90)90094-P. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Bridge, H.S.; Belcher, J.W.; Coppi, B. (1986). «Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2». Science (på engelsk). 233 (4759). Bibcode:1986Sci...233...89B. PMID 17812895. doi:10.1126/science.233.4759.89. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Brunini, Adrian; Fernandez, Julio A. (1999). «Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune». Plan. Space Sci. (på engelsk). 47 (5). Bibcode:1999P&SS...47..591B. doi:10.1016/S0032-0633(98)00140-8. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Burgdorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; Meadows, Victoria; Houck, James (2006). «Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy». Icarus (på engelsk). 184 (2). Bibcode:2006Icar..184..634B. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.006. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. (1987). «The Helium Abundance of Uranus from Voyager Measurements». Journal of Geophysical Research (på engelsk). 92 (A13). Bibcode:1987JGR....9215003C. doi:10.1029/JA092iA13p15003. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (desember 1989). «Uranius Deep Atmosphere Revealed» (PDF). Icarus (på engelsk). 82 (2). Bibcode:1989Icar...82..288D. doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1989). «Uranius Deep Atmosphere Revealed» (PDF). Icarus (på engelsk). 82 (2). Bibcode:1989Icar...82..288D. doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• dePater, Imke; Hammel, Heidi B.; Gibbard, Seran G.; Showalter Mark R. (2006). «New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring». Science (på engelsk). 312 (5770). Bibcode:2006Sci...312...92D. PMID 16601188. doi:10.1126/science.1125110. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Encrenaz, Thérèse (2003). «ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?». Planetary and Space Science (på engelsk). 51 (2). Bibcode:2003P&SS...51...89E. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. 
• Encrenaz, Th.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G.S.; Atreya, S.K. (2004). «First detection of CO in Uranus» (PDF). Astronomy and Astrophysics (på engelsk). 413 (2). Bibcode:2004A&A...413L...5E. doi:10.1051/0004-6361:20034637. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Esposito, L.W.title=Planetary rings (2002). Reports on Progress in Physics (på engelsk). 65 (12). Bibcode:2002RPPh...65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201.  Manglende eller tom |tittel= (hjelp)
• Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Bézard, B.; Encrenaz, Th.; De Graauw; Davis, G.R. (1999). «Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio». Astronomy and Astrophysics (på engelsk). 341. Bibcode:1999A&A...341L..17F. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Hammel, H.B.; Rages, K.; Lockwood, G.W.; Karkoschka, E.; de Pater, I. (2001). «New Measurements of the Winds of Uranus». Icarus (på engelsk). 153 (2). Bibcode:2001Icar..153..229H. doi:10.1006/icar.2001.6689. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.G.; Lockwood, G.W.; Rages, K. (2005). «Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features» (PDF). Icarus (på engelsk). 175 (2). Bibcode:2005Icar..175..534H. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.012. Arkivert fra originalen (PDF) 25. oktober 2007. Besøkt 21. oktober 2012. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Hammel, H.B.; Lockwood, G.W. (2007). «Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune». Icarus (på engelsk). 186. Bibcode:2007Icar..186..291H. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.027. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F.M. (1986). «Infrared Observations of the Uranian System». Science (på engelsk). 233 (4759). PMID 17812891. doi:10.1126/science.233.4759.70. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• David Hawksett (august 2005). «Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?». Astronomy Now (på engelsk). 
• Herbert, Floyd; Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; Holberg, J.B.; Broadfoot, A.L.; Shemansky, D.E.; Atreya, S.K.; Romani, P.N. (30. desember 1987). «The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2» (PDF). Journal of Geophysical Research (på engelsk). 92 (A13). Bibcode:1987JGR....9215093H. doi:10.1029/JA092iA13p15093. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (1999). «Ultraviolet observations of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science (på engelsk). 47 (8–9). Bibcode:1999P&SS...47.1119H. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• William Herschel (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 (på engelsk). 71. doi:10.1098/rstl.1781.0056. 
• Herschel, Francisca (1917). «The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus». The Observatory (på engelsk). 40. Bibcode:1917Obs....40..306H. 
• Herschel, William (1986). «Voyager at Uranus». Nasa Jpl (på engelsk). 7 (85). Arkivert fra originalen 10. februar 2006. 
• Hofstadter, Mark D.; Butler, Bryan J. (2003). «Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus». Icarus (på engelsk). 165 (1). Bibcode:2003Icar..165..168H. doi:10.1016/S0019-1035(03)00174-X. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). «Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects». Icarus (på engelsk). 185. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P. (juni 1992). «The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data». The Astronomical Journal (på engelsk). 103 (6). Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Karkoschka, Erich (2001). «Uranus' Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters». Icarus (på engelsk). 151 (1). Bibcode:2001Icar..151...84K. doi:10.1006/icar.2001.6599. 
• Klein, M.J.; Hofstadter, M.D. (september 2006). «Long-term variations in the microwave brightness temperature of the Uranus atmosphere». Icarus (på engelsk). 184 (1). Bibcode:2006Icar..184..170K. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.012. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• 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. juli 1986). «The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment». Science (på engelsk). 233 (4759). Bibcode:1986Sci...233...97K. PMID 17812897. doi:10.1126/science.233.4759.97. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Lam, Hoanh An; Miller, Steven; Joseph, Robert D.; Geballe, Thomas R.; Trafton, Laurence M.; Tennyson, Jonathan; Ballester, Gilda E. (1. januar 1997). «Variation in the H₃⁺ Emission of Uranus» (PDF). The Astrophysical Journal (på engelsk). 474 (1). Bibcode:1997ApJ...474L..73L. doi:10.1086/310424. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Lexell, A.J. (1783). «Recherches sur la nouvelle planete, decouverte par M. Herschel & nominee Georgium Sidus». Acta Academia Scientarum Imperialis Petropolitanae (på engelsk) (1). 
• Lindal, G.F.; Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; Eshleman, V.R.; Hinson, D.P.; Tyler, G.L. (30. desember 1987). «The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2». Journal of Geophysical Research (på engelsk). 92 (A13). Bibcode:1987JGR....9214987L. doi:10.1029/JA092iA13p14987. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Lodders, Katharina (10. juli 2003). «Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements» (PDF). The Astrophysical Journal (på engelsk). 591 (2). Bibcode:2003ApJ...591.1220L. doi:10.1086/375492. Arkivert fra originalen (PDF) 7. november 2015. Besøkt 19. oktober 2012. 
• Lockwood, G.W.; Jerzykiewicz, Mikołaj A. (2006). «Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004». Icarus (på engelsk). 180 (2). Bibcode:2006Icar..180..442L. doi:10.1016/j.icarus.2005.09.009. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Lunine, Jonathan I. (1993). «The Atmospheres of Uranus and Neptune». Annual Review of Astronomy and Astrophysics (på engelsk). 31. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. 
• Ness, Norman F.Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E.P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (1986). «Magnetic Fields at Uranus». Science (på engelsk). 233 (4759). Bibcode:1986Sci...233...85N. PMID 17812894. doi:10.1126/science.233.4759.85. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• 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 (på engelsk). 102 (E6). Bibcode:1997JGR...10213369P. doi:10.1029/97JE00802. Arkivert fra originalen 27. september 2012. Besøkt 19. oktober 2012. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Pearl, J.C.; Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; Pirraglia, J.A. (1990). «The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data». Icarus (på engelsk). 84. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (desember 1995). «Comparative models of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science (på engelsk). 43 (12). Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Podolak, M.; Podolak, J.I.; Marley, M.S. (2000). «Further investigations of random models of Uranus and Neptune». Planet. Space Sci. (på engelsk). 48. doi:10.1016/S0032-0633(99)00088-4. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Rages, K.A.; Hammel, H.B.; Friedson, A.J. (11. september 2004). «Evidence for temporal change at Uranus' south pole». Icarus (på engelsk). 172 (2). Bibcode:2004Icar..172..548R. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.009. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Russell, C.T. (1993). «Planetary Magnetospheres». Rep. Prog. Phys. (på engelsk). 56 (6). Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001. 
• Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B.A.; A'hearn, M.F.;Conrad, A.; Consolmagno, G.J.; Hestroffer, D.; Hilton, J.L.; Krasinsky, G.A.; Neumann, G. (2007). «Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (på engelsk). 98 (3). Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Sheppard, S.S.; Jewitt, D.C.; Kleyna, J. (2005). «An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness». The Astronomical Journal (på engelsk). 129 (1). Bibcode:2005AJ....129..518S. arXiv:astro-ph/0410059  . doi:10.1086/426329. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Shiga, David (1. september 2010). «Weird water lurking inside giant planets». New Scientist (på engelsk). 
• Smith, B.A.;Soderblom, L.A.; Beebe, A. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science (på engelsk). 233 (4759). PMID 17812889. doi:10.1126/science.233.4759.43. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Sromovsky, L.A.; Fry, P.M. (2005). «Dynamics of cloud features on Uranus». Icarus (på engelsk). 179. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• 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. (2009). «Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics». Icarus (på engelsk). 203 (1). Bibcode:2009Icar..203..265S. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.015. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy (2004). «Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields» (PDF). Letters to Nature (på engelsk). 428 (6979). Bibcode:2004Natur.428..151S. PMID 15014493. doi:10.1038/nature02376. Arkivert fra originalen (PDF) 7. august 2007. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F.; , , (1. november 1989). «Photochemistry of the atmosphere of Uranus». The Astrophysical Journal (på engelsk). 346. Bibcode:1989ApJ...346..495S. doi:10.1086/168031. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (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». Icarus (på engelsk). 85 (2). Bibcode:1990Icar...85..394T. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• 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 (på engelsk). 402 (6762). Bibcode:1999Natur.402..635T. PMID 10604469. doi:10.1038/45185. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Trafton, L.M.; Miller, S.; Geballe, T.R.; Tennyson, J.; Ballester, G.E. (1999). «H₂ Quadrupole and H₃⁺ Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora». The Astrophysical Journal (på engelsk). 524 (2). Bibcode:1999ApJ...524.1059T. doi:10.1086/307838. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• 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. (1986). «Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites». Science (på engelsk). 233 (4759). Bibcode:1986Sci...233...79T. PMID 17812893. doi:10.1126/science.233.4759.79. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• 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 (på engelsk). 153 (2). Bibcode:2001Icar..153..236Y. doi:10.1006/icar.2001.6698. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)

Bøker

• Bergstralh, Jay T.; Miner, Ellis; Matthews, Mildred (1991). Uranus (på engelsk) (1 utg.). University of Arizona Press. ISBN 0816512086. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Dreyer, J.L.E. (1912). The Scientific Papers of Sir William Herschel (på engelsk). Royal Society and Royal Astronomical Society. 
• Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). «Uranus: What Happened Here?». I Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. Introduction to Planetary Science (på engelsk). Springer Netherlands. ISBN 978-1-4020-5233-0. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Littmann, Mark (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System (på engelsk). Courier Dover Publications. ISBN 0-486-43602-0. 
• Miner, Ellis D. (1998). Uranus: The Planet, Rings and Satellites (på engelsk) (2 utg.). New York: John Wiley and Sons. ISBN 047197398X. 
• Simpson, J.A.; Weiner, E.S.C. (1989). Murray, J.A.H., red. Oxford English Dictionary (på engelsk) (2. – rev utg.). Oxford University Press. ISBN 9780198611868. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Olausson, Lena; Sangster, Catherine (2006). The Oxford BBC Guide to Pronunciation (på engelsk). Oxford, England: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-280710-6. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Parker, Derek; Parker, Julia (1972). Aquarius (på engelsk). New York: Mitchell Beazley/Ballantine Book. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Mifflin, Eds. Houghton (2001). The American Heritage Dictionary of the English Language (på engelsk) (4 utg.). Turtleback. ISBN 0613361741. 

Portal:Astronomi

• (en) Uranus (planet) – kategori av bilder, video eller lyd på Commons  
• (en) Uranus – galleri av bilder, video eller lyd på Commons  
• (en) Uranus i Unified Astronomy Thesaurus  
• (no) Informasjon om Uranus fra «De ni planetene» Arkivert 13. november 2013 hos Wayback Machine.
• (en) Uranus hos Den europeiske romfartsorganisasjon
• (en) NASA's Uranus fact sheet
• (en) Uranus Profile hos NASA's Solar System Exploration site
• (en) Planets—Uranus Et barns guide til Uranus
• (en) Uranus hos Jet Propulsion Laboratorys planetary photojournal. (bilder)
• (en) Voyager at Uranus Arkivert 4. januar 2015 hos Wayback Machine. (bilder)
• (en) Uranus (Astronomy Cast homepage) (blogg)
• (en) Uranian system montage (bilder)