Uranus

«Uranus» har flere betydninger.

Uranus
Uranus i 1986 Foto: Voyager 2
Oppdagelse
Oppdaget av		William Herschel
Oppdaget		13. mars 1781
Baneparametre Epoke J2000
Aphel		3 004 419 704 km (20,08 AE)
Perihel		2 748 938 461 km (18,38 AE)
Store halvakse		2 876 679 082 km 19,22941 AE
Eksentrisitet		0,044405586
Omløpstid		30 799,095 jorddøgn 84,32 julianske år
Synodisk periode		369,66 døgn 1,0121 juliansk år
Gjennomsnittsfart		6,81 km/s
Inklinasjon		0.772556° °
Knutelengde		73,989821°
Perihelargument		96,541318°
Naturlige satellitter		27
Fysiske egenskaper
Radius ved ekvator		25 559 ± 4 km
Polradius		24973 ± 20 km
Omkrets		159,354.1  km
Flattrykthet		0,0229 ± 0,0008
Overflatens areal		8 115 600 000 km²
Volum		68 330 000 000 000 km³
Masse		86 810 000 000 000 000 000 000 000 kg ± 0 %
Middeltetthet		1,27 g/cm³
Gravitasjon ved ekvator		8,69 m/s² 0,889 g
Unnslipningshastighet		21,3 km/s
Siderisk rotasjonsperiode		0,71833 døgn 17,2399 timer
Rotasjonshastighet ved ekvator		2,59 km/t 0,72 m/s
Rektascensjon ved Nordpolen		17 t 9 min 15 s 257,311°
Aksehelning		97,77°
Overflatetemperatur min snitt max 0.1 bar (tropopause) 76 K 0.1 bar (tropopause) 49 K 53 K 57 K
Tilsynelatende størrelsesklasse		5.9–5.32
Vinkeldiameter		3.3–4.1″
Atmosfæriske egenskaper
Skalahøyde		27,7 km
Sammensetning		(under 1,3 bar) 83 ± 3%  hydrogen (H2) 15 ± 3 % helium 2,3 % metan 0.009 % hydrogendeuterid (HD) Iser: ammoniakk vann ammoniumhydrosulfid (NH4SH) metan (CH4)

Uranus (symbol: ) er den syvende planeten fra solen. Den er en gasskjempe og er den tredje største planeten etter diameter og den fjerde største etter masse i vårt solsystem. Den er oppkalt etter den greske himmelguden Uranos (gammelgresk: Οὐρανός), som var far til Kronos (Saturn) og bestefaren til Zevs (Jupiter). Planeten kan i blant ses med det blotte øye når nattehimmelen er spesielt stjerneklar. Den ble likevel aldri gjenkjent som en planet av oldtidens observatører på grunn av dens utdyelige og langsomme bane. William Herschel kunngjorde oppdagelsen av planeten 13. mars 1781 og bidro til å ekspandere solsystemtes kjente yttergrenser for første gang i nyere tid. Uranus var også den første planten som ble oppdaget ved bruk av et teleskop.

Uranus har en lignende kjemisk sammensetning som Neptun, og begge skiller seg fra sammensetningen til de langt større gasskjempene Jupiter og Saturn. Som en følge av denne forskjellen plasserer astronomer i visse tilfeller de to førstnevnte i en egen kategori, «iskjemper». Mens Jupiters og Saturns atmosfære hovedsakelig består av hydrogen og helium, har Uranus en større mengde isdannende stoffer som blant annet vann, ammoniakk og metan sammen med spormengder av hydrokarboner i sin atmosfære. Uranus har den kaldeste planetariske atmosfæren i hele solsystemet med en minimumstemperatur på −224 °C (49 K). Den har en sammensatt og lagdelt oppbygning av skyer, med en tanke om at vann danner de laveste skyene og metan danner de øvre skylagene. Uranus' indre står i kontrast til atmosfæren ettersom det for det meste består av is og bergarter.

I likhet med alle andre store planeter har Uranus en magnetosfære, planetringer og en rekke måner. Det som gjør systemet til Uranus unikt, er rotasjonsaksen som heller sidelengs, og nesten ligger i planet til dens omdreining rundt solen. Som et resultat av dette ligger nord- og sørpolen i det området hvor de fleste andre planeter har sine ekvatorer. Bilder fra romsonden Voyager 2 i 1986 viste at Uranus praktisk talt er en planet uten særpreg i synlig lys uten skybåndene eller stormene som er knyttet til andre kjempeplaneter. Observatører og forskere på jorden har imidlertid de senere årene sett tegn til sesongvariasjoner og økt væraktiviteter ettersom Uranus nærmet seg dens jevndøgn. Vindhastighetene på Uranus kan komme opp i 250 m/s (900 km/t).

Historie

Oppdagelse

Uranus var den første planeten man oppdaget som ikke allerede var kjent fra oldtiden. Den hadde vært observert mange ganger før den ble kjent som en planet, men ble vanligvis feilidentifisert som en stjerne. Den første dokumenterte oppdagelsen av Uranus var i 1690 da John Flamsteed katalogiserte den som 34 Taurus. Flamsteed observerte den to ganger til, i 1712 og 1715. James Bradley observerte den i 1748, 175 og 1753, mens Tobias Mayer fikk øye på planeten i 1756. Den franske astronomen Pierre Lemonnier observerte Uranus minst tolv ganger i perioden 1750–1769, Lemonnier observerte planeten hele fire ganger i 1750, to ganger i 1768, seks ganger i 1769 og en siste gang i 1771. Likevel oppdaget heller ikke han at det var snakk om en planet.

William Herschel var den første som oppdaget at den ikke var en stjerne. Han oppdaget 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), men rapporterte den inn som en komet 26. april 1781. Herschel «engasjerte seg i en rekke observasjoner av parallaksen til de faste stjernene» ved å bruke et teleskop med hans egen design.

I sin journal skrev han «I kvartilen nær ζ Tauri… enten [en] tåkete stjerne eller kanskje en komet.» 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.» Da Herschel presenterte oppdagelsen for Royal Society, fortsatte han å hevde at han hadde funnet en komet som han dog sammenlignet med en planet:

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.

Kopi av teleskopet som Herschel oppdaget Uranus med i Herschel Museum of Astronomy i Bath.

Herschel informerte Astronomer Royal, Nevil Maskelyne, om oppdagelsen og mottok dette forvirrende 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.»

Mens Herschel fortsatt beskrev objektet som en komet på en forsiktig måte, hadde andre astronomer mistanke om at det dreide seg om noe helt annet. Den russiske astronomen Anders Johan Lexell beregnet avstanden til objektet som 18 ganger avstanden mellom jordkloden og solen, 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 Herschels oppdagelse som «en stjerne i bevegelse som kan tenkes å være en hittil ukjent planetlignende objekt i omløp på den andre siden av Saturns omløpsbane.» Bode konkluderte med at objektets nærmest sirkelrunde bane var mer lik en planet enn en komet.

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.» Som en anerkjennelse av hans prestasjon ga Kong Georg III et årlig stipend på 200 pund til Herschel, på betingelse av at han flyttet til Windsor slik at den kongelige familien kunne få se gjennom hans teleskoper.

Navnsetting

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

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.”

William Herschel, oppdageren av Uranus.

Forslaget ble ikke godt likt i utlandet, og en rekke alternativer ble raskt lagt frem. Astronomen Jérôme Lalande foreslo navnet Herschel etter oppdageren. 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. 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.

I 1789 kalte Martin Klaproth, Bodes kollega fra Det franske vitenskapsakademiet, sitt nyfunnede grunnstoff «uran» for å vise at han støttet Bodes forslag. 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. En av grunnene til at Johann Elert Bodes forslag raskt vant innpass blant verdens astronomer, var at han ga ut astronomiske årbøker hvor han brukte navnet Uranus.

Nomenklatur

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

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». Adjektivformen for Uranus er «Uranian» (engelsk). Planeten har to astronomiske symboler. Det første som ble foreslått, ♅, ble foreslått av Lalande i 1784. I et brev til Herschel beskrev Lalande det som «en globus med den første bostaven i etternavnet ditt hengende over». Et senere forslag, ⛢, er en hybrid av symbolene for Mars og solen fordi Uranos var himmelen i gresk mytologi, og de fleste på den tiden hadde en tanke om at det var solens og Mars’ samlede krefter som styrte over himmelen. På kinesisk, japansk, koreansk og vietnamesisk kan navnet bokstavelig talt oversettes som himmelens kongestjerne (天王星).

Omløp og rotasjon

Uranus har en omløpstid rundt solen på 84 år. Den gjennomsnittlige avstanden fra solen er drøyt 3 milliarder km (ca. 20 AE)

Infrarødt HST-bilde av Uranus som viser skybånd, ringer og måner i den ellers strukturløse atmosfæren. Varme områder er vist med rød farge.

Uranus har en omløpstid rundt solen på drøyt 84 år. Planetens gjennomsnittlige avstand fra solen er omtrent 3 milliarder km (rundt 20 AU). Sollysets intensitet ved overflaten til Uranus er ca. 1/400 av den på Jorden. Detaljer knyttet til planetens (omløps)bane ble først kalkulert av Pierre-Simon Laplace i 1783. Med tiden begynte uoverensstemmelser å eksistere mellom den forutsatte og observerte banen, og i 1841 var John Couch Adams den første som kom med tanken om at forskjellene kanskje skyldtes påvirkning av gravitasjonskrefter fra en frem til da usett 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 en ny planet, som senere fikk navnet Neptun, nær det forutsatte området til Le Verrier.

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.

Aksehelning

Rotasjonsaksen ligger på planetens side med hensyn til solsystemets plan, med en aksehelning på 97,77°. Dermed «ligger» planeten i banen sin, slik at vinkelen mellom polene på planeten og banen nesten er null. Dette er noe av det mest spesielle med Uranus ettersom aksehelningen gir planeten sesongvariasjoner som er helt forskjellige fra de man finner på andre store planeter. En kan forestille seg at andre planeter roterer mer på samme måte som snurrebasser relative til solsystemets plan, mens Uranus går rundt mer som en rulleball. Dette betyr at en av polene 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 planetens omløpsbane 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. 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 nyligste jevndøgn 7. desember 2007.

Nordre halvkule	År	Sydlige halvkule
Vintersolverv	1902, 1986	Sommersolverv
Vårjevndøgn	1923, 2007	Høstjevndøgn
Sommersolverv	1944, 2028	Vintersolverv
Høstjevndøgn	1965, 2049	Vårjevndøgn

Et resultat av Uranus' merkelige rotasjon er 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 at Uranus har en spesiell aksehelning sammenlignet med de andre planetene er heller ikke kjent med sikkerhet, men de fleste spekulerer i at en protoplanet på størrelse med jorden kolliderte med Uranus ved solsystemets dannelse og fikk planeten på skrå. Uranus’ sydpol pekte nesten rett mot Solen da Voyager 2 passerte forbi planeten i 1986. Polområdet blir referert til som «syd» etter definisjonen som per i dag er fastsatt Den internasjonale astronomiske union. Denne definisjonen sier nettopp at nordpolen til en planet eller en kunstig satellitt skal være polområdet som peker over det uforanderlige planet til solsystemet (bort fra solen), uansett hvilken retning planeten går rundt. Noen ganger blir imidlertid en annen konvensjon brukt, og denne går ut på at et legemes nord- og sydpol forklares ved hjelp av høyrehåndsregelen i sammenheng med rotasjonsretningen. I følge dette koordinatsystemet var det «nordpolen» som var i sollyset i 1986.

Det ser ut til at Uranus' ekstreme aksehelning også resulterer i ekstreme årstidsvariasjoner i været. Da Voyager 2 passerte Uranus var skymønstrene svært svake og utydelige. Nyere bilder fra Hubble-teleskopet viser imidlertid atskillig tydeligere skymønstre. I 2007 sto Solen direkte over ekvator.

Synlighet

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. Vinkeldiameteren er mellom 3,4 og 3,7 buesekunder, mens den samme diameteren for Saturn og Jupiter er henholdsvis 16–20 og 32–45 buesekunder. Det er likevel lett å få øye på planeten i mørke uten lysforurensning, også i bystrøk med en liten kikkert. 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 større teleskoper (med objektivdiameter større eller lik 25 cm) er ikke detaljer på Uranus synlige, men skymønstrene og noen av de større månene som for eksempel Titania og Oberon kan være synlige.

Indre struktur

Størrelsen til Uranus sammenlignet med jordens.

Skisse som viser Uranus' indre

Uranus har en masse som er omtrent 14,5 ganger større enn jordens, og som dermed gjør planeten til den minste av de store planetene. Massetettheten er 1,27 g/cm³ og gjør den til planeten med nest minst massetetthet, etter Saturn. Volumet er hele 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.

Disse verdiene indikerer at planeten hovedsakelig er bygd opp av stein og ulike issorter (gasser med lavt frysepunkt) som vann, ammoniakk og metan. Den totale massen av is i Uranus’ indre er ikke nøyaktig kjent, ettersom ulike tall dukker opp avhengig av beregningsmodell; imidlertid må massen være mellom 9,3 og 13,5 jordmasser. Hydrogen og helium utgjør bare en liten del av den totale massen, mellom 0,5 og 1,5 jordmasser. Den gjenværende massen (0,5–3,7 jordmasser) er stein.

Standardmodellen til Uranus struktur går ut på at planeten består av tre lag: en steinete (silikat/jern-nikkel) kjerne i sentrum, en isete mantel i midten og et ytre fylt av hydrogen og helium i gassform. Kjernen er relativt liten med en masse på bare 0,55 jordmasser og en radius mer enn 20 % mindre enn radiusen til selve Uranus; mantelen omfatter hovedmassen av planeten med rundt 13,4 jordmasser, mens den øvre atmosfæren er relativt lett men en masse tilsvarende rundt 0,5 jordmasser. Atmosfæren øker Uranus’ radius med de siste 20 %.

Tettheten til Uranus’ kjerne er rundt 9 g/cm³, med et trykk i sentrum på 8 millioner bar (800 GPa). Temperaturen i kjernen av Uranus er omtrent 5000 K (4727 °C). Ismantelen er i virkeligheten ikke bestående av is i tradisjonell betydning, men heller av en varm og tett væske som består av vann, ammoniakk og andre volatiler. Denne væsken, som har en høy elektrisk ledningsevne, blir enkelte ganger kalt et vann–ammoniakk-hav. Sammensetningen til størstedelen av Uranus og Neptun er svært forskjellig fra sammensetningen til Jupiter og Saturn, med is dominerende over gassene. Dette er grunnen til at de to førstnevnte blir 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.

Mens modellen nevnt over mer eller mindre er standard, er den ikke unik; andre modeller tilfredsstiller også observasjonene. Hvis for eksempel betydelige mengder hydrogen og steinmateriale er blandet sammen i ismantelen, vil den totale massen av is i planetens indre bli mindre. Og samtidig vil den totale massen av stein og hydrogen bli større. Dagens tilgjengelige data er ikke tilstrekkelig for å avgjøre hvilken modell som er riktig. Det at Uranus’ indre struktur inneholder veske medfører at planeten ikke har noen fast overflate. Den gassfylte atmosfæren gir en gradvis overgang til de indre væskelagene. For bekvemmelighetens skyld er en roterende flattrykthet, som er satt av på punktet der det atmosfæriske trykket er lik 1 bar (100 kPa), med forbehold angitt som en «overflate». Denne overflaten har ekvatorial radius lik 25 559 ± 4 km og polradius lik 24 973 ± 20 km. Denne overflaten vil bli brukt som et nullpunkt for høyder gjennom hele denne artikkelen.

Indre varme

en indre varmen ser ut til å være vesentlig lavere enn for de andre store planetene; i astronomisk terminologi har planeten en lav varmestrøm. Forskerne vet fortsatt ikke hvorfor Uranus har en så lav temperatur på innsiden. Neptun som ligner Uranus både i størrelse og kjemisk sammensetning, utstråler 2,61 ganger mer energi til verdensrommet som den mottar fra Solen. Uranus utstråler nesten ingen varme i det hele tatt. Den samlede energimengden som utstråles av Uranus langt i den infrarøde delen av det elektromagnetiske spekteret, er 1,06 ± 0,08 ganger den solenergien som blir absorbert i planetens atmosfære. Uranus’ varmestrøm er kun 0,042 ± 0,047 W/m², som er lavere enn den indre varmestrømmen i jorden (0,075 W/m²). Den laveste temperaturen i tropopausen til Uranus som noen gang har blitt registrert er 49 K (−224 °C), noe som gjør planeten til den kaldeste i hele solsystemet.

En av de oppsatte hypotesene rundt Uranus’ lave indre temperatur sier at Uranus en gang tidlig i universets historie ble truffet av et gedigent himmellegeme, som førte til at planeten fikk dens karakteristiske aksehelning. Denne hendelsen førte også til at planeten mistet dens egentlige varme, noe som videre medførte lavere kjernetemperatur. En annen hypotese går ut på at det finnes en slags barriere i de øvre lagene til Uranus’ atmosfære, og at denne barrieren hindrer varmen fra kjernen i å nå overflaten. For eksempel kan konveksjon finne sted i en gruppe av ulike lag (sammensetningsmessig) i ismantelen, noe som videre kan hindre den oppadgående varmetransporten; det er mulig at dobbel-diffusende konveksjon er en begrensende faktor.

Atmosfære

Selv om det ikke finnes noen veldefinert fast overflate i Uranus' indre, kalles den ytterste kappen av gass som er tilgjengelig for fjernmåling for atmosfæren. Kapasiteten på 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. Den tynne koronaen i atmosfæren strekker seg bemerkelsesverdig over to planetraider fra den nominelle overflaten ved 1 bar trykk.

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. Det finnes ingen mesosfære.

Sammensetning

Sammensetningen av atmosfæren er ulik fra resten av planeten ved at den hovedsakelig av molekylært hydrogen og helium. Molekylfraksjonen for helium, det vil si antall heliumatomer per gassmolekyl, er 0,15 ± 0,03 i den øvre troposfæren, noe som tilsvarer en massefraksjon på 0,26 ± 0,05. Denne verien ligger svært nær den protosolare heliummassefraksjonen på 0.275 ± 0.01, og indikerer at helium ikke har slått seg ned i sentrum av planeten slik det har i gasskjempene. Den tredje vanligste bestanddelen av Uranus' atmosfære er metan (CH₄). Metanet har prominente absorpsjonsband i det synlige og nær-infrarøde (IR) og gjør at Uranus fremstår som cyan i fargen. 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 funnet på solen.

Blandingsforholdet er mye lavere i den øvre atmosfæren på grunn av den ekstermt lave temperaturen. Temperaturen senker metningsnivået og gjør at overflødig metan fryses ut. Mengden av mindre volatile forbindelser som ammoniakk, vann og hydrogensulfid i den dype atmosfæren er lite kjent. De er sannsynligvis også høyere enn verdiene for solen. Sammen med metan finnes det også spormengder av ulike hydrokarboner i statosfæren til URanus. Disse antas å bli produsert gjennom fotolyse av metan, idusert av solens ultrafiolette stråling. Hydrokarbonene inkluderer etan (C₂H₆), acetylen (C₂H₂), metylacetylen (CH₃C₂) og diacetylen (C₂HC₂). Spektroskopi har også avdekket spor av vanndamp, karbonmonoksid og karbondioksid i den øvre atmosfæren. Dette kan bare komme fra en eksten kilde som innfallende støv eller kometer.

Troposfære

Temperaturprofil for Uranus' troposfære og den lavere stratosfæren. Lag av skyer og dis er også indikert.

Troposfæren er den laveste og tetteste delene av atmosfæren og karakteriseres av en ønkning i temperaturen med høyden. Temperaturen faller fra ca. 320 K ved bunn av den nominale troposfæren ved ca. -300 km til 53 K ved ca. 50 km. Temperaturen i den kaldeste øvre regionen av troposfæren (tropopausen) varierer faktisk mellom 49–57 K avhengig av breddegrader på planeten. Regionen med tropopausen står for det meste av planetens termiske infrarøde utstråling, til dermed fastsette den effektive temperaturen på 59,1 ± 0,3 K.

Troposfæren anats å inneha et svært komplekst skymønster. Skyer av vann antas 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 også direkte oppdagede tynne metanskyer i området 1–2 bar (0,1–0,2 MPa). Troposfæren er en svært dynamisk del av atmosfæren med sterke vinder, lyse skyer og sesongmessige endringer som omtales under.

Øvre atmosfære

Det midterste laget i Uranus' atmosfære er stratosfæren, hvor temperaturen generelt øker med høyden fra 53 K i tropopausen til mellom 800 og 850 K ved bunn av termosfæren. Oppvarmingen av statosfæren er forårsaket av absorpsjon av ultrafiolett og infrarød stråling av metan og andre hydrokarboner, som dannes i denne delen av atmosfæren som et resultat av fotolyse av metan. Varme overføres også fra den varme termosfæren.

Hydrokarbonene okkuperer et relativt smalt lag på høyder mellom 100 og 300 km, noe som tilsvarer et trykkområde på 10–0,1 mbar (1000–10 kPa) og temperaturer mellom 75 og 170 K. Det mest vanlige hydrokarbonene er metan, acetylen og etan med et blandingsforhold på ca. 10^-7 i forhold til hydrogen. Blandingsforholdet til karbonmonoksid er lignende i disse høydene. Tyngre hydrokarboner og karbondioksid har blandingsforhold tre størrelsesklasser lavere. Mengdeforholdet til vann er ca. 7×10^-9. Etan og acetlyen kondenserer i den kaldere nedre delen av stratosfæren og tropopausen (under nivået for 100 mBar) og danne lag av dis 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.

Det ytterste laget av Uranus' atmosfære er thermosfæren og koronaen, som har en jevnt temperatur rundt 800–850 K. Varmekilden som kreves for å opprettholde en slik høy verdi er ikke godt forstått, siden hverken fjern eller ekstrem ultrafiolett stråling fra solen eller auroraaktivitet kan gi den nødvendige energien. Den svake kjøleeffekten på grunn av mangelen på hydrokarboner i stratosfæren over 0,1 mBars trykknivå kan også bidra til dette. I tillegg til molekylært hydrogen inneholder thermosfære-koronaen mange frie hydrogenatomer. Hydrogenatomenes lille masse kombinert med den høye temperaturen forklarer hvorfor koronaen strekker seg så langt som 50 000 km – eller to ganger radien til Uranus – ut fra planeten.

Den utvidede koronaen er en unik egenskap for Uranus. Denne effekten fører til en luftmotstand for små partikler i bane rundt planetene, som i gjen fører til en generell reduksjon av støv i ringene. Sammen med den øvre delen av stratosfæren går thermosfæren over i ionosfæren på Uranus. Observasjoner viser at ionosfæren okkuperer høyder fra 2 000–10 000 km. Ionosfæren på Uranus er tettere enn både Saturns og Neptuns, som kan oppstå fra den lave konsentrasjonen av hydrokarboner i stratosfæren. Ionosfæren er består hovedsakelig ultrafiolett stråling fra solen og avhenger av solens aktivitet. Polarlysaktiviteten er ubetydelig sammenlignet med Jupiter og Saturn.

Ringer

Utdypende artikkel: Uranus' ringer

Animasjon av okkultasjonen som førte til oppdagelse i 1977 (klikk for å starte).

Uranus' ringsystem

Uranus har et komplisert ringsystem som var det andre til å bli oppdaget i solsystemet etter Saturns. Ringene er sammensatt av ekstremt mørke partikler, som varierer i størrelse fra mikrometer til fraksjoner på en meter. Tretten forskjellige ringer er kjent, og den lyseste av de er ε-ringen. Alle, med unntak av to ringer, er ekstremt smale – vanligvis bare et par kilometer brede. Ringene er sannsynligvis ganske unge siden betraktninger indikerer at de ikke ble dannet sammen med Uranus. Materiet i ringene kan kanskje en gang ha vært en del av en måne (eller måner) som ble spredt etter et høyastighetsnedslag. 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 som senere skulle bli til ringer.

William Herschel beskrev en mulig ring rundt Uranus allerede i 1798. At han så dette anses som tvilsomt siden ringene er ganske svake, og i løpet av de neste to tiår var det ingen andre som noterte noe om slike observasjoner. Likevels gjorde Herschel en nøyaktig beskrivelse av ε-ringens størrelse, vinkelen relativt til jorden, den rødeaktige fargen og de tilsynelatende endringene ettersom Uranus forflyttet seg rundt solen.

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 egentlig et lykketreff. De hadde planlagt å bruke okkultasjonen av stjernen SAO 158687< for å studere planetens atmosfære. Da observasjonene ble analysert, fant de at stjernen hadde forsvunnet for en kort periode fem ganger både før og etter at den forsvant bak planeten. De konkluderte da med at der måtte være et ringsystem rundt planeten. Noe senere oppdaget de ytterligere fire ringer. Ringene ble direkte fotografert da Voyager 2 passerte Uranus i 1986. Voyager 2 oppdaget også ytterligere to svake ringer slik at det totale antallet var oppe i elleve.

I desember 2005 oppdaget Hubble-teleskopet et par tidligere ukjente ringer. Den største ligger to ganger så langt unna planeten som de tidligere kjente ringene. De nye ringene er så langt unna planeten at de kalles det «ytre» ringsystemet. Hubble oppdaget også to små satellitter, hvorav den ene, Mab, deler bane med den ytterste nylig oppdagede ringen. De nye ringene brakte det totale antallet opp i tretten.

I april 2006 ga bilder av de nye ringene tatt ved Keck-observatoriet fargene på de ytre ringene. Den ytterste er blå og den andre er rød. En hypoteste angående den ytre ringens blå farge er at den er sammensatt av minute partikler av vannholdig is fra overflaten av Mab, og som er tilstrekkelig små til å spre det blå lyset. I motsetning synes planetens indre ringer å være grå.

Magnetfelt

Magnetfeltet til Uranus observert av Voyager 2 i 1986. S og N er magnetiske sør- og nordpoler.

Før Voyager 2 ankom hadde det ikke blitt utført noen målinger av Uranus' magnetosfære, så opphavet var et mysterium. Før 1986 forventet astronomer at magnetfeltet til Uranus ville være på linje med solvinden, siden det da ville være justert etter planetens poler som ligger i ekliptikken.

Voyager avslørte at magnetfeltet ikke kommer fra planetens geometriske senter og er skråstilt 59° fra rotasjonsaksen. Faktisk har den magnetiske dipolen forskjøvet seg fra sentrum av planten mot den rørlige roterende polen med så mye som en tredjedel av planetens radius. Denne uvanlige geometrien resulterer i en svært asymetrisk magnetosfære hvor magnetfeltstyrken på overflaten av den sørlige halvkulen kan være så lav som 0,1 gauss (10 µT. Samtidig kan den på den nordlige halvkulen være så høy som 1,1 gauss (110 µT). Den gjennomsnittlige feltstyrken er 0,23 gauss (23nbsp;µT). Til sammenligning er magnetfeltet på jorden omtrent like sterkt på hver av polene, og det «magnetiske ekvator» er omtrent parallell med den geografiske ekvator.

Det dipole momentet til Uranus er 50 ganger jordens. Neptun har et tilsvarende forskjøvet og skråstilt magnetfelt, noe som antyder at dette er en vanlig egenskap for iskjemper. En hypotese er at iskjempenes magnetfelt genereres av bevegelse ved relativt grunne dybder, for eksempel i hav av vann og ammoniakk, i motsetning til i terrestriske planter og gasskjemper hvor magnetfeltet genereres i kjernene.

Til tross for den merkelige justeringen er Uranus' magnetosfære forøvrig lik de andre planetenes; den har et baugsjokk som ligger ca. 23 radier foran seg, en magnetopause ved 18 radier, en fullt utviklet magnetohale og strålingsbelter. I det hele er Uranus' amtosfære mer lik Saturns enn den er Jupiter. Magnetohalen følger bak planeten millioner av kilometer ut i rommet og vris av planetens sideveise rotasjon til en lang korketrekker.

Uranus polarlys mot ekvatorringen. I motsetning til polarlysene på jorden og Jupiter er de ikke på linje med planetens poler på grunn av det skråstilte magnetfeltet.

Foto: Hubble-teleskopet

Uranus' magnetosfære inneholder ladde partikler – protoner og elektroner med må mengder av H+
2-ioner – som trolig stammer fra den varme atmosfæriske koronaen. Ingen tyngre ioner har så langt blitt oppdaget. Energien ti ionene og elektronene kan være så høye som henholdsvis 4 og 1,2 megaelektronvolt. Tettheten til lavenergi-ioner (under 1 kiloelektronvolt) i den indre magnetosfæren er ca. 2 cm^-3, men partikkeltettheten påvrkes sterkt av Uranus' måner som feier gjennom magnetosfæren og etterlater seg betydelige gap.

Partikkelfluxen er tilstrekkelig høy til å forårsake mørklegging eller romvær på månens overflate på en astronomisk rask tidsskala på 100 000 år. Dette kan komme av den jevnt mørke fargen på månene og ringene. Uranus har relativt godt utviklede polarlys som ses som lyse buer rundt begge de magnetiske polene. I motsetning til Jupiters polarlys synes Uranus' å være ubetydelig for energibalansen i planetens termosfære.

Klima

Uranus' sørlige halvkule i omtrentlig naturlige farger (venstre) og i kortere bølgelengder (høyre).

Foto: Voyager 2

Ved ultrafiolette og synlige bølgelengder er atmosfæren rolig sammenlignet med andre gasskjemper, også med Neptun som den ellers er relativt lik. Da Voyager 2 fløy forbi Uranus i 1986 observerte den totalt ti skyformasjoner over hele planeten. En foreslått forklaring er at Uranus' indre varme fremstår markant lavere enn hos de andre kjempeplantene. Den laveste temperaturen registrert i tropopausen på Uranus er 49 K, noe som gjør Uranus til den kaldeste planeten i solsystemet.

Måner

Utdypende artikkel: Uranus' måner. Se også: Tidslinje for oppdagelsen av planeter og deres måner i solsystemet

De store månene til Uranus i rekkefølge etter økende avstand (venstre til høyre), med rette realtive størrelser og albedoer (sammensatt av Voyager 2-bilder).

Uranus-systemet (NACO/VLT-bilde)

Uranus har 27 kjente naturlige satellitter. Navnene til disse satellittene er hentet fra skikkelser i verkene til William Shakespeare og Alexander Pope. De fem største månene er Miranda, Ariel, Umbriel, Titania og Oberon. Sammenlignet med de andre satellittsystemene til gasskjempene er Uranus' system det minst massive. Faktisk er den kombinerte massen til de fem største månene mindre enn halparten enn massen til Triton alene.

Den største av månene, Titania, har en radius på bare 788,9 km, noe som er mindre enn halvparten av vår egen måne, men noe mer enn Rhea som er Saturns nest største mmåne. Dette gjør Titania til den åttende største månen i solsystemet. Månene har relativt lave albedoer som strekker seg fra 0,2 for Umbriel til 0,35 for Ariel (i grønt lys). Månene er konglomerater av isstein bestående av omtrent femti prosent is og femti prosent stein. Isen kan inkludere ammoniakk og karbondioksid.

Blant månene ser det ut til at Ariel har den yngste overflaten med færrest nedslagskratre. Umbriel ser ut til å ha den eldste. Miranda her flere canyoner som er 20 km dype, terrasserte lag, en kaotisk variasjon i alderen av overflaten og formasjoner. Den tidligere geologiske aktiviteten på Miranda antasa å ha blitt drevet av tidevannsoppvarming på en tid hvor banen var mer eksentrisk enn hva den er nå, sannsynligvis som et resultat av en tidligere 3:1–resonans med Umbriel. Riftprosesser forbundet med oppstrømmende diapirer er sannsynligvis opphavet til månens «racerbane»-lignende korona. På samme måte antas det at Ariel en gang var i en 4:1-resonans med Titania.

Utforskning

Et bilde av Uranus tatt av Voyager 2 på vei mot Neptun.

I 1986 besøkte NASAs romsonde Voyager 2 Uranus. Dette besøket har vært det eneste forsøket på å utforske planeten fra liten avstand hittil, og viste seg å være 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, oppdaget ti nye måner og tok prøver av planetens unike vær, forårsaket av aksehelningen på 98°. I tillegg undersøkte romsonden ringsystemet. Voyager 2 studerte også magnetfeltet og dets struktur, helning og dets enestående «korketrekkeraktige» magnetosfære som kommer av Uranus’ orientering sidelengs. Den gjorde de første detaljerte undersøkelsene av planetens fem største måner og studerte ringsystemets alle ni kjente ringer, i tillegg til at den fant to nye.

Noter og referanser

Noter

Litteraturhenvisninger

Øvrige referanser

Litteratur

Artikler

• Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). «Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — A Case for Multiprobes» (PDF). Space Science Reviews (engelsk). 116. Bibcode:2005SSRv..116..121A. 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 (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 (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 (engelsk). 233 (4759). Bibcode:1986Sci...233...89B. PMID 17812895. doi:10.1126/science.233.4759.89. 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 (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 (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 (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 (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 (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 (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 (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 (engelsk). 65 (12). Bibcode:2002RPPh...65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. 
• 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 (engelsk). 341. Bibcode:1999A&A...341L..17F. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F.M. (1986). «Infrared Observations of the Uranian System». Science (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 (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 (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 (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 (engelsk). 71. doi:10.1098/rstl.1781.0056. 
• Herschel, Francisca (1917). «The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus». The Observatory (engelsk). 40. Bibcode:1917Obs....40..306H. 
• Herschel, William (1986). «Voyager at Uranus». Nasa Jpl (engelsk). 7 (85). 
• Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). «Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects». Icarus (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 (engelsk). 103 (6). Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211. 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 (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 (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 (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 (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 (engelsk). 591 (2). Bibcode:2003ApJ...591.1220L. doi:10.1086/375492. 
• Lunine, Jonathan I. (1993). «The Atmospheres of Uranus and Neptune». Annual Review of Astronomy and Astrophysics (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 (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 (engelsk). 102 (E6). Bibcode:1997JGR...10213369P. doi:10.1029/97JE00802. 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 (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 (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. (engelsk). 48. doi:10.1016/S0032-0633(99)00088-4. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Russell, C.T. (1993). «Planetary Magnetospheres». Rep. Prog. Phys. (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 (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 (engelsk). 129 (1). Bibcode:2005AJ....129..518S. arXiv:astro-ph/0410059 . doi:10.1086/426329. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Shiga, David (2010-09-01). «Weird water lurking inside giant planets». New Scientist (engelsk). 
• Smith, B.A.;Soderblom, L.A.; Beebe, A. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science (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 (engelsk). 179. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022. 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 (engelsk). 428 (6979). Bibcode:2004Natur.428..151S. PMID 15014493. doi:10.1038/nature02376. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F.; , , (November 1, 1989). «Photochemistry of the atmosphere of Uranus». The Astrophysical Journal (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 (engelsk). 85 (2). Bibcode:1990Icar...85..394T. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S. 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 (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 (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). et al. 2001Uranus.pdf «Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation» (PDF). Icarus (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 (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 (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 (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 (engelsk). Courier Dover Publications. ISBN 0-486-43602-0. 
• Miner, Ellis D. (1998). Uranus: The Planet, Rings and Satellites (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 (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 (engelsk). Oxford, England: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-280710-6. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)

Eksterne lenker

• Informasjon om Uranus fra «De ni planetene»
• (engelsk) Uranus hos Den europeiske romfartsorganisasjon
• (engelsk) NASA's Uranus fact sheet
• (engelsk) Uranus Profile hos NASA's Solar System Exploration site
• (engelsk) Planets—Uranus Et barns guide til Uranus
• (engelsk) Uranus hos Jet Propulsion Laboratorys planetary photojournal. (bilder)
• (engelsk) Voyager at Uranus (bilder)
• (engelsk) Uranus (Astronomy Cast homepage) (blogg)
• (engelsk) Uranian system montage (bilder)