Уран стаў першай планетай, адкрытай уНовы час і пры дапамозетэлескопа[10]. Яго адкрыў Уільям Гершэль13 сакавіка1781 г.[11], тым самым упершыню з часоўантычнасці пашырыўшы ўяўленні пра межыСонечнай сістэмы. Нягледзячы на тое, што часам Уран бачны няўзброеным вокам, больш раннія назіральнікі прымалі яго за цьмяную зорку[12].
У адрозненне ад газавых гігантаў —Сатурна іЮпітэра, якія складаюцца ў асноўным звадароду ігелію, у нетрах Урана і падобнага з імНептуна адсутнічаеметалічны вадарод, але затое шматлёду ў яго высокатэмпературных мадыфікацыях. Па гэтай прычыне спецыялісты выдзелілі гэтыя дзве планеты ў асобную катэгорыю «ледзяных гігантаў». Аснову атмасферы Урана складаюць вадарод і гелій. Акрамя таго, у ёй выяўленыя слядыметану і іншыхвуглевадародаў, а таксама аблокі з лёду, цвёрдагааміяку і вадароду. Гэта самая халодная планетная атмасфера Сонечнай сістэмы з мінімальнай тэмпературай у 49 К (-224 °C). Мяркуюць, што Уран мае складаную слаістую структуру аблокаў, дзе вада складае ніжні слой, а метан — верхні[9]. У адрозненне ад Нептуна, нетры Урана складаюцца ў асноўным з ільдоў і горных парод.
Гэтак жа, як і ў іншых газавых гігантаў Сонечнай сістэмы, ва Урана ёсцьсістэма кольцаў імагнітасфера, а акрамя таго, 27спадарожнікаў. Арыентацыя Урана ў прасторы адрозніваецца ад астатніх планет Сонечнай сістэмы — яго вось кручэння ляжыць нібы «на баку» адносна плоскасці абарачэння гэтай планеты вакол Сонца. У выніку, планета бывае павернута даСонца папераменна то паўночным полюсам, то паўднёвым, то экватарам, то сярэднімі шыротамі.
У1986 годзе амерыканскі касмічны апарат «Вояджэр-2» перадаў на Зямлю здымкі Урана з блізкай адлегласці. На іх відаць «невыразная» ў бачным спектры планета без хмарных палос і атмасферных штормаў, характэрных для іншых планет-гігантаў[13]. Аднак у цяперашні час наземнымі назіраннямі ўдалося распазнаць прыкметы сезонных змяненняў і павелічэння пагоднай актыўнасці на планеце, выкліканых набліжэннем Урана да пункта свайго раўнадзенства. Хуткасць вятроў на Уране можа дасягаць 250 м/с (900 км/г)[14].
Уран назіралі ў начным небе і раней: яшчэ 1690-х гадах астраномы адзначалі яго на сваіх картах, але лічылі зоркай.
13 сакавіка 1781 года размяшчэнне зорак усузор’і Цяльца вывучаў ужоУільям Гершэль, але і ён не змог вызначыць сапраўдную прыроду знойдзенага аб’екта і вырашыў, што гэта камета. Астраномы пачалі вывучаць паведамленне Гершэля і прыйшлі да высновы, што гэта новая планета, якая размяшчаецца пасля Сатурна. Уран стаў першай планетай, выяўленай праз аптычны тэлескоп.[15][16].
Зноў адкрытае нябеснае цела Гершэль беспаспяхова прапанаваў назваць «Зоркай Георга» ў гонар англійскага караля таго часуГеорга III. Аднак, замест гэтага планета ў канчатковым выніку атрымала імя ў гонар грэчаскага Бога небаУрана, які таксама быў бацькам Кронаса (альбо Сатурна ў рымскай міфалогіі). Уран — адзіная планета, чыя назва прыйшла з старажытнагрэцкай міфалогіі, астатнія планеты былі названыя ў гонар персанажаў з старажытнарымскіх міфаў[15].
Прыметнікам, вытворным ад «Урана», лічыцца слова «ураніянскі». Астранамічны сімвал «», які абазначае Уран, з’яўляецца гібрыдам сімвалаў Марса і Сонца. Прычынай гэтага называецца тое, што ў старажытнагрэчаскай міфалогіі Уран-неба знаходзіцца пад аб'яднанаю ўладаю Сонца і Марса[17]. Астралагічны сімвал Урана «», прапанаваны Лаландам к1784 годзе, сам Лаланд тлумачыў у лісце да Гершэля наступным чынам[18]:
Гэта зямны шар, увянчаны першай літарай Вашага імені.
Арыгінальны тэкст(фр.)
un globe surmonté par la première lettre de votre nom[18].
Сярэдняя аддаленасць планеты ад Сонца складае 19,1914 а. а. (2,8 млрд км). Перыяд поўнага абароту Урана вакол Сонца складае 84зямныя гады. Адлегласць паміж Уранам i Зямлёй змяняецца ад 2,7 да 2,85 млрд км[21]. Вялікая паўвось арбіты роўная 19,229а. а., або каля 3 млрд км.Інтэнсіўнасць сонечнага выпраменьвання на такой адлегласці складае 1/400 ад значэння на арбіце Зямлі[22]. Упершыню элементы арбіты Урана былі вылічаныя ў1783 годзе французскім астраномамП’ерам-Сімонам Лапласам[18], аднак з часам былі выяўленыя неадпаведнасці разліковых і назіраных становішчаў планеты. У1841 брытанецДжон Каўч Адамс першым выказаў здагадку, што памылкі ў разліках выкліканыя гравітацыйным уздзеяннем яшчэ не адкрытай планеты. У1845 годзе французскі матэматыкУрбэн Левер'е пачаў незалежную працу па вылічэнні элементаў арбіты Урана, а23 верасня1846Ёхан Готфрыд Гале выявіўновую планету, пазней названую Нептунам, амаль на тым жа месцы, якое прадказаў Левер'е[23]. Перыяд кручэння Урана вакол сваёй восі складае 17 гадзін 14 хвілін. Аднак, як і на іншых планетах-гігантах, у верхніх слаях атмасферы Урана дзьмуць вельмі моцныя вятры ў кірунку кручэння, якія дасягаюць хуткасці 240 м/c. Такім чынам, каля 60 градусаў паўднёвай шыраты некаторыя бачныя атмасферныя дэталі робяць абарот вакол планеты ўсяго за 14 гадзін[24].
Плоскасць экватара Урана нахілена да плоскасці яго арбіты пад вуглом 97,86° — гэта значыць планета круціццарэтраграднаberu. Гэта прыводзіць да таго, што змена часоў года адбываецца зусім не так, як на іншых планетах Сонечнай сістэмы. Калі іншыя планеты можна параўнаць з ваўчкамі, то Уран больш падобны на мяч, які коціцца. Такое анамальнае кручэнне звычайна тлумачаць сутыкненнем Урана з вялікай планетазімаллю на раннім этапе яго фарміравання[25]. У момантысонцастаяння адзін з полюсаў планеты аказваецца накіраваным на Сонца. Толькі ў вузкай палосцы каля экватара адбываецца хуткая змена дня і ночы; пры гэтым Сонца там размешчана вельмі нізка над гарызонтам — як у зямных палярных шыротах. Праз паўгода (ураніянскага) сітуацыя мяняецца на процілеглую: «палярны дзень» надыходзіць у іншым паўшар'і. Кожны полюс 42 зямныя гады знаходзіцца ў цемры — і яшчэ 42 гады пад святлом Сонца[26]. У момантыраўнадзенства Сонца стаіць «перад» экватарам Урана, што дае такую ж змену дня і ночы, як на іншых планетах. Чарговае раўнадзенства на Уране наступіла7 снежня2007 года[27][28].
Паўночнае паўшар’е
Год
Паўднёвае паўшар’е
Зімняе сонцастаянне
1902, 1986
Летняе сонцастаянне
Вясенняе раўнадзенства
1923, 2007
Асенняе раўнадзенства
Летняе сонцастаянне
1944, 2028
Зімняе сонцастаянне
Асенняе раўнадзенства
1965, 2049
Вясенняе раўнадзенства
Тлумачэнні незвычайнага нахілу восі кручэння Урана таксама пакуль застаюцца толькі гіпотэзамі, хоць звычайна лічыцца, што пры фарміраванні Сонечнай сістэмы протапланета памерам прыкладна з Зямлю ўрэзалася ва Уран і змяніла яго вось кручэння[29]. Многія навукоўцы не згодныя з дадзенай гіпотэзай, бо яна не можа растлумачыць, чаму ні адзін саспадарожнікаў Урана не валодае такой жа нахільнай арбітай. Была прапанавана гіпотэза, штовось вярчэння планеты за мільёны гадоў расхістаў буйны спадарожнік, пасля згублены[30].
Падчас першага наведвання Урана «Вояджэрам-2» у1986 годзе паўднёвы полюс Урана быў павернуты да Сонца. Паводле азначэння, ухваленагаМіжнародным астранамічным саюзам, паўднёвы полюс — той, які знаходзіцца з пэўнага боку плоскасці Сонечнай сістэмы (незалежна ад кірунку кручэння планеты)[31][32]. Часам выкарыстоўваюць іншае пагадненне, згодна з якім кірунак на поўнач вызначаецца зыходзячы з кірунку кручэння па правілу правай рукі[33]. Па такім азначэнні полюс, які асвячаўся Сонцам у 1986 годзе, не паўднёвы, а паўночны. АстраномПатрык Мурbeen пракаменціраваў гэтую праблему наступным лаканічным чынам: «Выбірайце любы»[34].
З 1995 па 2006 годбачная зорная велічыня Урана вагалася паміж +5,6m і +5,9m, г. зн. планета была бачная няўзброеным вокам на мяжы яго магчымасцей (прыблізна +6,0m)[7]). Вуглавы дыяметр планеты быў у прамежку паміж 3,4 і 3,7 вуглавымі секундамі (для параўнання: Сатурн: 16-20 вуглавых секунд, Юпітэр: 32-45 вуглавых секунд[7]). Пры чыстым цёмным небе Уран ў процістаянні бачны няўзброеным вокам, а з біноклем яго можна назіраць нават у гарадскіх умовах[35]. У вялікія аматарскія тэлескопы з дыяметрам аб’ектыва ад 15 да 23 см Уран бачны як бледна-блакітны дыск з відавочна выяўленым пацямненнем ля краю. У большыя тэлескопы з дыяметрам аб'ектыва больш за 25 см можна распазнаць воблакі і ўбачыць буйныя спадарожнікі (Тытанію іАберон)[36].
Памеры Урана і Зямлі ў параўнанніУнутраная будова Урана
Уран цяжэйшы за Зямлю ў 14,5 разоў, што робіць яго найменш масіўнай з планет-гігантаў Сонечнай сістэмы.Шчыльнасць Урана, роўная 1,270 г/см³, ставіць яго на другое (пасля Сатурна) месца сярод найменш шчыльных планет Сонечнай сістэмы[6]. Нягледзячы на тое, што радыус Урана трохі большы за радыусНептуна, яго маса некалькі меншая[3], што сведчыць на карысць гіпотэзы, паводле якой ён складаецца ў асноўным з розных ільдоў — воднага, аміячнага і метанавага[8]. Іх маса, паводле розных ацэнак, складае ад 9,3 да 13,5 зямных мас[8][37].Вадарод ігелій складаюць толькі малую частку ад агульнай масы (паміж 0,5 і 1,5 зямных мас[8]); астатняя доля (0,5 — 3,7 зямных мас[8]) прыпадае на горныя пароды (якія, як мяркуюць, складаюць ядро планеты).
Згодна са стандартнай мадэллю Урана мяркуюць, што Уран складаецца з трох частак: у цэнтры — каменнае ядро, у сярэдзіне — ледзяная абалонка, звонку — вадародна-геліевая атмасфера[8][38]. Ядро з’яўляецца адносна маленькім, з масай прыблізна ад 0,55 да 3,7 зямных мас і з радыусам ў 20 % ад радыуса ўсёй планеты. Мантыя (льды) складае большую частку планеты (60 % ад агульнага радыуса, да 13,5 зямных мас). Атмасфера пры масе, якая складае ўсяго 0,5 зямных мас (ці, па іншых ацэнках, 1,5 зямной масы), распасціраецца на 20 % радыуса Урана[8][38]. У цэнтры Урана шчыльнасць павінна павышацца да 9 г/см³, ціск павінен дасягаць 8 млн бараў (800 гПа) пры тэмпературы ў 5000К[37][38]. Ледзяная абалонка фактычна не з’яўляецца ледзяной у агульнапрынятым сэнсе гэтага слова, бо складаецца з гарачай і шчыльнай вадкасці, якая з’яўляецца сумессювады,аміяку іметану[8][38]. Гэтую вадкасць, якая валодае высокай электраправоднасцю, часам называюць «акіянам воднага аміяку»[39]. Састаў Урана і Нептуна моцна адрозніваецца ад саставу Юпітэра і Сатурна дзякуючы «льдам», якія пераважаюць над газамі, апраўдваючы аднясенне Урана і Нептуна ў катэгорыюледзяных гігантаўberu.
Нягледзячы на тое, што апісаная вышэй мадэль найбольш распаўсюджаная, яна не з’яўляецца адзінай. На падставе назіранняў можна таксама пабудаваць і іншыя мадэлі — напрыклад, у выпадку калі істотная колькасць вадароднага і скальнага матэрыялу змешваецца ў ледзяной мантыі, то агульная маса льдоў будзе ніжэйшая, і адпаведна, поўная маса вадароду і скальнага матэрыялу — вышэйшая[37]. У цяперашні час даступныя дадзеныя не дазваляюць вызначыць, якая мадэль правільнейшая. Вадкая ўнутраная структура азначае, што ва Урана няма ніякай цвёрдай паверхні, бо газападобная атмасфера плаўна пераходзіць у вадкія слаі[8]. Аднак, дзеля зручнасці за «паверхню» было вырашана ўмоўна прыняць сплюшчанысфероід, дзе ціск роўны аднаму бару. Экватарыяльны і палярны радыус гэтага прыплюснутага сфероіда складаюць 25559±4 і 24973±20 км. Далей у артыкуле гэтая велічыня і будзе прымацца за нулявы адлік для шкалы вышынь Урана[3].
Унутранае цяпло Урана значна меншае, чым у іншых планет-гігантаў Сонечнай сістэмы[40][41]. Цеплавы паток планеты вельмі нізкі, і на сёння прычына гэтага невядома. Нептун, падобны з Уранам памерамі і складам, выпраменьвае ў космас у 2,61 разы больш цеплавой энергіі, чым атрымлівае ад Сонца[41]. У Урана ж лішак цеплавога выпраменьвання вельмі малы, калі наогул ёсць. Цеплавы паток ад Урана роўны 0,042 — 0,047Вт/м², і гэтая велічыня меншая, чым у Зямлі (~0,075 Вт/м²)[42]. Вымярэнні ў далёкай інфрачырвонай частцы спектра паказалі, што Уран выпраменьвае толькі 1,06 ± 0,08 % энергіі ад той, што атрымлівае ад Сонца[9][42]. Самая нізкая тэмпература, зарэгістраваная ўтрапапаўзе Урана, складае 49 К, што робіць планету самай халоднай з усіх планет Сонечнай сістэмы — нават халаднейшай за Нептун[9][42].
Існуюць дзве гіпотэзы, што спрабуюць растлумачыць гэты феномен. Першая з іх сцвярджае, што меркаванае сутыкненнепротапланетыberu з Уранам падчас фарміравання Сонечнай сістэмы, якое выклікала вялікі нахіл яго восі кручэння, прывяло да рассейвання зыходнага цяпла[43]. Другая гіпотэза кажа, што ў верхніх слаях Урана ёсць нейкая праслойка, якая перашкаджае таму, каб цяпло ад ядра дасягала верхніх слаёў[8]. Напрыклад, калі суседнія слаі маюць розны састаў, дляканвектыўнага пераносу цяпла ад ядра ўверх могуць узнікаць перашкоды[9][42].
Адсутнасць лішкавага цеплавога выпраменьвання планеты значна ўскладняе вызначэнне тэмпературы яе нетраў, аднак калі выказаць здагадку, што тэмпературныя ўмовы ўнутры Урана блізкія да характэрных для іншых планет-гігантаў, то там магчыма існаванне вадкайвады і, такім чынам, Уран можа ўваходзіць у лік планет Сонечнай сістэмы, дзе магчыма існаванне жыцця[44].
Хоць Уран і не мае цвёрдай паверхні ў звыклым разуменні гэтага слова, найбольш аддаленую ад цэнтра планеты частку газападобнай абалонкі прынята называць яго атмасферай[9]. Лічыцца, што атмасфера Урана пачынаецца на адлегласці ў 300 км ад знешняга слоя пры ціску ў 100 бараў і тэмпературы ў 320 K[45]. «Атмасферная карона» распасціраецца ад «паверхні» з ціскам у 1 бар на адлегласць, у 2 разы большую за радыус[46]. Атмасферу ўмоўна можна падзяліць на 3 часткі:трапасфера (-300 км — 50 км; ціск складае 100 — 0,1 бараў),стратасфера (50 — 4000 км; ціск складае 0,1 — 10−10 бараў) ітэрмасфера/атмасферная карона (4000 — 50000 км ад паверхні)[9].Мезасфера ва Урана адсутнічае.
Састаў атмасферы Урана прыкметна адрозніваецца ад саставу астатніх частак планеты дзякуючы высокаму ўтрыманню гелію і малекулярнагавадароду[9].Мольная доляbeen гелію (гэта значыць адносіна колькасці атамаў гелію да колькасці ўсіх атамаў і малекул) у верхняй трапасферы роўная 0,15 ± 0,03 і адпавядае масавай долі 0,26 ± 0,05[9][42][47]. Гэтае значэнне вельмі блізкае да протазорнай масавай долігелію (0,275 ± 0,01)[48]. Гелій не лакалізаваны ў цэнтры планеты, што характэрна для іншых газавых гігантаў[9]. Трэці складнік атмасферы Урана —метан (CH4)[9]. Метан валодае добра бачнымі палосамі паглынання ў бачным і блізкім інфрачырвоным спектры. Ён складае 2,3 % па ліку малекул (на ўзроўні ціску ў 1,3 бара)[9][49][50]. Гэтыя суадносіны значна зніжаюцца з вышынёй з-за таго, што надзвычай нізкая тэмпература прымушае метан «вымярзаць»[51]. Прысутнасць метану, які паглынае святло чырвонай часткі спектра, надае планеце яе зялёна-блакітны колер[52]. Пра распаўсюджанасць менш лятучых злучэнняў, такіх як аміяк, вада ісеравадарод, у глыбіні атмасферы вядома вельмі мала[9][53]. Акрамя таго, у верхніх слаях Урана выяўленыя слядыэтану (C2H6), метылацэтылену (CH3C2H) і дыацэтылену (C2HC2H)[51][54][55]. Гэтыя вуглевадароды, як мяркуюць, з'яўляюцца прадуктамфатолізуberu метану сонечнай ультрафіялетавай радыяцыяй[56].Спектраскапія таксама выявіла сляды вадзянога пару, угарнага івуглякіслага газаў. Імаверна, яны трапляюць на Уран са знешніх крыніц (напрыклад, зкамет, якія пралятаюць міма)[54][55][57].
Трапасфера — самая ніжняя і самая шчыльная частка атмасферы — характарызуецца памяншэннем тэмператур з вышынёй[9]. Тэмпература падае ад 320 К ў самым нізе трапасферы (на глыбіні ў 300 км) да 53 К на вышыні ў 50 км[45][50]. Тэмпература ў самай верхняй частцы трапасферы (трапапаўзе) можа мяняцца ад 57 да 49 К ў залежнасці ад шыраты[9][40]. Трапапаўза адказная за вялікую частку інфрачырвонага выпраменьвання (у далёкай інфрачырвонай частцы спектра) планеты і дазваляе вызначыцьэфектыўную тэмпературуberu планеты (59,1 ± 0,3 K)[40][42]. Трапасфера валодае складанай будовай: меркавана, водныя аблокі могуць знаходзіцца ў прамежку ціску ад 50 да 100 бараў, аблокі гідрасульфіду амонію — у дыяпазоне 20-40 бараў, аблокі аміяку і серавадароду — у дыяпазоне 3-10 бараў. Метанавыя ж аблокі могуць размяшчацца ў прамежку паміж 1 і 2 барамі[9][45][49][58]. Трапасфера — вельмі дынамічная частка атмасферы, і ў ёй добра бачныя сезонныя змены, воблакі і моцныя вятры[41].
Паслятрапапаўзы пачынаеццастратасфера, дзе тэмпература не паніжаецца, а, наадварот, павялічваецца з вышынёй: з 53 К у трапапаўзе да 800—850 К у асноўнай частцы тэрмасферы[46]. Награванне стратасферы выклікана паглынаннем сонечнай інфрачырвонай і ўльтрафіялетавай радыяцыіметанам і іншымівуглевадародамі, якія ўтвараюцца дзякуючы фатолізу метану[51][56]. Акрамя таго, награваецца таксама ітэрмасфера[59][60]. Вуглевадароды займаюць адносна нізкі слой ад 100 да 280 км у прамежку ад 10 да 0,1 мілібара і тэмпературныя межы паміж 75 і 170 К[51]. Найбольш распаўсюджаныя вуглевадароды —ацэтылен іэтан — складаюць у гэтай вобласці 10−7 адноснавадароду, канцэнтрацыя якога тут блізкая да канцэнтрацыі метану і угарнага газу[51][54][57]. У больш цяжкіх вуглевадародаў, вуглякіслага газу і вадзяной пары гэтыя суадносіны яшчэ на тры парадкі ніжэйшыя[54]. Этан і ацэтылен кандэнсуюцца ў больш халоднай і нізкай частцы стратасферы і трапапаўзе, утвараючы туманы[56]. Аднак канцэнтрацыя вуглевадародаў вышэй гэтых туманаў значна меншая, чым на іншых планетах-гігантах[51][59].
Найбольш аддаленыя ад паверхні часткі атмасферы — тэрмасфера і карона — маюць тэмпературу ў 800—850 К[9][59], але прычыны такой тэмпературы пакуль незразумелыя. Ні сонечная ультрафіялетавая радыяцыя (ні блізкая, ні далёкая частка ультрафіялетавага спектра), ні палярныя ззянні не могуць забяспечыць патрэбную энергію (хоць нізкая эфектыўнасць ахалоджвання з-за адсутнасці вуглевадародаў у верхняй частцы стратасферы можа ўносіць свой уклад[46][59]). Акрамя малекулярнага вадароду, тэрмасфера змяшчае вялікую колькасць свабодных вадародных атамаў. Іх маленькая маса і вялікая тэмпература могуць дапамагчы растлумачыць, чаму тэрмасфера распасціраецца на 50 000 км (на два планетарныя радыусы)[46][59]. Гэтая працяглая карона — унікальная асаблівасць Урана[59]. Іменна яна з’яўляецца прычынай нізкага ўтрымання пылу ў яго кольцах[46]. Тэрмасфера Урана і верхні слой стратасферы ўтвараюць іанасферу[50], якая знаходзіцца на вышынях ад 2000 да 10000 км[50].Іанасфера Урана шчыльнейшая, чым у Сатурна і Нептуна, магчыма, па прычыне нізкай канцэнтрацыі вуглевадародаў у верхняй стратасферы[59][61]. Іанасфера падтрымліваецца галоўным чынам сонечнай ультрафіялетавай радыяцыяй і яе шчыльнасць залежыць ад сонечнай актыўнасці[62].Палярныя ззянні тут не настолькі частыя і істотныя, як наЮпітэры іСатурне[59][63].
Магнітасфера Урана, даследаваная Вояджэрам-2 ў 1986 годзе.
Да пачатку даследаванняў з дапамогай «Вояджэра-2» ніякіх вымярэнняўмагнітнага поля Урана не праводзілася. Перад прыбыццём апарата к арбіце Урана ў 1986 годзе думалі, што поле будзе адпавядаць кірункусонечнага ветру. У гэтым выпадку геамагнітныя полюсы павінны былі б супадаць з геаграфічнымі, якія ляжаць у плоскасці экліптыкі[64]. Вымярэнні «Вояджэра-2» дазволілі выявіць у Урана вельмі спецыфічнае магнітнае поле, якое не накіравана з геаметрычнага цэнтра планеты і нахілена на 59 градусаў адносна восі кручэння[64][65]. Фактычна магнітны дыполь зрушаны ад цэнтра планеты да паўднёвага полюса прыкладна на1⁄3 ад радыуса планеты[64]. Гэтая незвычайная геаметрыя прыводзіць да вельмі асіметрычнага магнітнага поля, дзе напружанасць на паверхні ў паўднёвым паўшар’і можа складаць 0,1Гауса, тады як у паўночным паўшар’і можа дасягаць 1,1 Гауса[64]. У сярэднім па планеце гэты паказчык роўны 0,23 Гауса[64] (для параўнання, магнітнае поле Зямлі аднолькавае ў абодвух паўшар'ях, і магнітны экватар прыкладна адпавядае «фізічнаму экватару»[65]).Дыпольны момант Урана пераўзыходзіць зямны ў 50 разоў[64][65]. Акрамя Урана, аналагічнае зрушанае і «нахіленае» магнітнае поле таксама назіраецца і ў Нептуна[65] — у сувязі з гэтым мяркуюць, што такая канфігурацыя з’яўляецца характэрнай для ледзяных гігантаў. Адна з тэорый тлумачыць гэту з’яву тою акалічнасцю, штомагнітнае поле ў планет зямной групы і іншых планет-гігантаў генеруецца ў цэнтральным ядры, а магнітнае поле ў «ледзяных гігантаў» утвараецца на адносна малых глыбінях: напрыклад, у акіяне вадкага аміяку, у тонкай канвектыўнай абалонцы, што акружае вадкую ўнутраную частку, якая мае стабільную слаістую структуру[39][66].
Тым не менш, па агульнай будове магнітасферы Уран падобны з іншымі планетамі Сонечнай сістэмы. Ёсцьгалоўная ўдарная хваля, якая размешчана на адлегласці ад Урана ў 23 яго радыусах, і магнітапаўза (на адлегласці 18 радыусаў Урана). Ёсць развіты магнітны хвост ірадыяцыйныя паясыberu[64][65][67]. У цэлым Уран па структуры магнітасферы адрозніваецца ад Юпітэра і больш нагадвае Сатурн[64][65]. Магнітны хвост Урана цягнецца за планетай на мільёны кіламетраў і кручэннем планеты скрыўлены «у штопар»[64][68]. Магнітасфера Урана ўтрымлівае зараджаныя часціцы:пратоны,электроны і невялікую колькасць H2+ іонаў[65][67]. Ніякія цяжэйшыя іоны пры даследаваннях выяўлены не былі. Многія з гэтых часціц, напэўна, бяруцца з гарачай тэрмасферы Урана[67]. Энергіі іонаў і электронаў могуць дасягаць 4 і 1,2мегаэлектронвольтаў (МэВ) адпаведна[67]. Шчыльнасць нізкаэнергетычных іонаў (гэта значыць іонаў з энергіяй менш чым 0,001 МэВ) ва ўнутранай магнітасферы — каля 2 іонаў на кубічны сантыметр[69]. Важную ролю ў магнітасферы Урана адыгрываюць яго спадарожнікі, якія ўтвараюць вялікія поласці ў магнітным полі[67]. Паток часціц дастаткова высокі, каб выклікаць зацямненне паверхні спадарожнікаў за час парадку 100 000 гадоў[67]. Гэта можа быць прычынай цёмнай афарбоўкі спадарожнікаў і часціц кольцаў Урана[70]. На Уране добра развітыя палярныя ззянні, якія бачныя як яркія дугі вакол абодвух палярных полюсаў[59]. Аднак, у адрозненне ад Юпітэра, на Уране палярныя ззянні не значныя для энергетычнага балансу тэрмасферы[63].
Малюнак у натуральных колерах (злева) і на больш кароткіх хвалях (справа), якія дазваляюць адрозніць воблачныя палосы і атмасферны «капюшон» (здымак «Вояджэра-2»)
Атмасфера Урана — незвычайна спакойная у параўнанні з атмасферай іншых планет-гігантаў, нават у параўнанні з Нептунам, які падобны з Уранам і па саставе, і па памерах[41]. Калі «Вояджэр-2» прыблізіўся да Урана, то ўдалося заўважыць ўсяго 10 палосак аблокаў у бачнай частцы планеты[13][71]. Такі спакой у атмасферы можна растлумачыць надзвычай малым унутраным цяплом. Яно значна меншае, чым у іншых планет-гігантаў. Самая нізкая тэмпература, зарэгістраваная ў тропапаўзе Урана, складае 49 К (−224 °C), што робіць планету самай халоднай сярод планет Сонечнай сістэмы — нават халаднейшаю за больш аддаленыя ад СонцаНептун іПлутон[9][42].
Здымкі, зробленыя «Вояджэрам-2» ў1986 годзе, паказалі, што бачнае паўднёвае паўшар’е Урана можна падзяліць на дзве вобласці: яркі «палярны капюшон» і менш яркія экватарыяльныя зоны[13]. Гэтыя зоны мяжуюць на шыраце −45°. Вузкая паласа ў прамежку паміж −45° і −50°, названая паўднёвым «кальцом», з’яўляецца самай прыкметнай асаблівасцю паўшар’я і бачнай паверхні наогул[13][72]. «Капюшон» і кальцо, як мяркуюць, размешчаны ў прамежку ціску ад 1,3 да 2 бараў і з'яўляюцца шчыльнымі аблокамі метану[73].
На жаль, «Вояджэр-2» наблізіўся да Урана падчас «Паўднёвага палярнага лета» і не змог зафіксаваць паўночны палярны круг. Аднак на пачаткуXXI стагоддзя, калі паўночнае паўшар’е Урана ўдалося разгледзець празкасмічны тэлескоп «Хабл» і тэлескопыабсерваторыі Кека, ніякага «капюшона» або «кальца» у гэтай частцы планеты выяўлена не было[72]. Такім чынам, была адзначана чарговая асіметрыя ў будове Урана, асабліва яркага каля паўднёвага полюса і раўнамерна цёмнага у абласцях на поўнач ад «паўднёвага кальца»[72].
Акрамя буйнамаштабнай палоснай структуры атмасферы, «Вояджэр-2» адзначыў 10 маленькіх яркіх аблокаў, вялікая частка якіх была адзначана ў абсягу некалькіх градусаў на поўнач ад «паўднёвага кальца»[72]; ва ўсіх іншых адносінах Уран выглядаў «дынамічна мёртвай» планетай. Аднак у 1990-х гадах колькасць зарэгістраваных яркіх аблокаў значна вырасла, прычым вялікая іх частка была знойдзена ў паўночным паўшар’і планеты, якое ў гэты час стала бачным[41]. Першае тлумачэнне гэтага (светлыя аблокі лягчэй заўважыць у паўночным паўшар’і, чым у больш яркім паўднёвым) не пацвердзілася. Аблокі двух паўшар’яў адрозніваюцца па структуры[74]: паўночныя аблокі меншыя, больш яркія і больш выразныя[75]. Мяркуючы па ўсім, яны размешчаны на большай вышыні[75]. Час жыцця аблокаў бывае самы розны — некаторыя з заўважаных аблокаў не праіснавалі і некалькіх гадзін, у той час як мінімум адно з паўднёвых захавалася з моманту пралёту каля Урана «Вояджэра-2»[41][71]. Нядаўнія назіранні Нептуна і Урана паказалі, што паміж аблокамі гэтых планет ёсць і шмат падобнага[41]. Хоць надвор’е на Уране спакайнейшае, на ім, як і на Нептуне, былі адзначаны «цёмныя плямы» (атмасферныя віхры) — у 2006 годзе ўпершыню ў яго атмасферы быў заўважаны і сфатаграфаваны віхор[76].
Першы атмасферны віхор, заўважаны на Уране. Здымак атрыманы «Хаблам»
Адсочванне розных аблокаў дазволіла вызначыць занальныя вятры, што дзьмуць у верхняй трапасферы Урана[41]. На экватары вятры з’яўляюцца рэтраграднымі, г. зн. дзьмуць ў адваротным адносна кручэння планеты кірунку, і іх хуткасці (бо рух адваротны кручэнню) складаюць −100 і −50 м/с[41][72]. Хуткасці вятроў імкнуцца да нуля з павелічэннем адлегласці ад экватара аж да шыраты ± 20°, дзе ветру амаль няма. Вятры пачынаюць дзьмуць у кірунку кручэння планеты да самых полюсаў[41]. Хуткасці вятроў пачынаюць расці, дасягаючы свайго максімуму ў шыротах ± 60° і спадаючы практычна да нуля на полюсах[41]. Хуткасць ветру на шыраце ў −40° вагаецца ад 150 да 200 м/с, а далей назіранням перашкаджае «Паўднёвае кальцо», якое сваёй яркасцю зацяняе аблокі і не дазваляе вылічыць хуткасць ветру бліжэй да паўднёвага полюса. Найбольшая ж хуткасць ветру, заўважаная на планеце, была зарэгістравана на паўночным паўшар’і на шыраце +50° і складае больш чым 240 м/с[41][72][77].
Уран. 2005 год. Відаць «паўднёвае кальцо» і яркае воблачка на поўначы
На працягу кароткага перыяду з сакавіка па май2004 года ў атмасферы Урана было заўважана больш актыўнае з’яўленне аблокаў, амаль як на Нептуне[75][78]. Назіранні зарэгістравалі хуткасць ветру да 229 м/с (824 км/г) і пастаяннуюнавальніцу, названую «феерверкамчацвёртага ліпеня»[71]. 23 жніўня2006 года Інстытут даследавання касмічнай прасторы (Боўлдэр,штат Каларада, ЗША) і Універсітэт Вісконсіна назіралі цёмную пляму на паверхні Урана, што дазволіла пашырыць веды пра змену пор года на гэтай планеце[76]. Чаму адбываецца такое павышэнне актыўнасці, дакладна невядома — магчыма, «экстрэмальны» нахіл восі Урана прыводзіць да «экстрэмальных» жа змен сезонаў[28][79]. Вызначэнне сезонных варыяцый Урана застаецца толькі справай часу, бо першыя якасныя звесткі пра яго атмасферу былі атрыманы менш чым 84 гады назад («ураніянскі год» доўжыцца 84 зямныя гады).Фотаметрыя, пачатая прыкладна палову ўраніянскага года назад (у 1950-я гады), паказала змяненні яркасці планеты ў двух дыяпазонах: з максімумамі, якія прыходзяцца на перыядысонцастаянняў, і мінімумамі падчасраўнадзенстваў[80]. Падобная перыядычная варыяцыя была адзначана дзякуючымікрахвалевымbeen вымярэннямтрапасферы, пачатым у 1960-я гады[81]. Тэмпературныя вымярэнністратасферы, праведзеныя ў 1970-я, таксама дазволілі выявіць максімумы падчас сонцастаяння (у прыватнасці, у1986 годзе)[60]. Большасць гэтых змен, як мяркуецца, адбываецца з-за асіметрыі планеты[74].
Тым не менш, як паказваюць даследаванні, сезонныя змены на Уране не заўсёды залежаць ад фактараў, названых вышэй[79]. У перыяд свайго папярэдняга «паўночнага сонцастаяння» ў1944 годзе ва Урана падняўся ўзровень яркасці ў вобласці паўночнага паўшар’я — гэта паказала, што яно не заўсёды было цьмяным[80]. Бачны, павернуты да Сонца полюс падчас сонцастаяння набірае яркасць і пасля раўнадзенства імкліва цямнее[79]. Дэталёвы аналіз візуальных і мікрахвалевых вымярэнняў паказаў, што павелічэнне яркасці не заўсёды адбываецца падчас сонцастаяння. Таксама адбываюцца змены ў мерыдыяннымальбеда[79]. Нарэшце, у 1990-я гады, калі Уран пакінуў пункт сонцастаяння, дзякуючыкасмічнаму тэлескопу «Хабл» удалося заўважыць, што паўднёвае паўшар'е пачало цямнець, а паўночнае — станавіцца ярчэй[73], у ім павялічвалася хуткасць вятроў і з'яўлялася больш аблокаў[71], але прасочвалася накіраванасць да праяснення[75]. Механізм, які кіруе сезоннымі зменамі, дагэтуль недастаткова вывучаны[79]. Каля летніх і зімніх сонцастаянняў абодва паўшар’і Урана знаходзяцца альбо пад сонечным святлом, альбо ў цемры адкрытага космасу. Праясненні асветленых сонцам участкаў, як мяркуюць, адбываюцца з-за лакальнага патаўшчэння туману і аблокаў метану ў слаях трапасферы[73]. Яркае кальцо на шыраце ў −45° таксама звязана з аблокаміметану[73]. Іншыя змены ў паўднёвай палярнай вобласці могуць тлумачыцца зменамі ў больш нізкіх слаях. Варыяцыі змены інтэнсіўнасці мікрахвалевага выпраменьвання з планеты, як відаць, выкліканыя зменамі ў глыбіннай трапасфернай цыркуляцыі, таму што тоўстыя палярныя воблакі і туманы могуць перашкодзіцьканвекцыі[82]. Калі набліжаецца дзень асенняга раўнадзенства, рухаючыя сілы мяняюцца, і канвекцыя можа адбывацца зноў[71][82].
Маецца шмат аргументаў на карысць таго, што адрозненні паміж ледзянымі і газавымі гігантамі ўзніклі яшчэ пры фарміраванні Сонечнай сістэмы[83][84]. Як мяркуюць, Сонечная сістэма ўтварылася з гіганцкага шара, які складаўся з газу і пылу і вядомы як Протасонечная туманнасць. Потым шар згусціўся, і ўтварыўся дыск з Сонцам у цэнтры[83][84]. Большая часткавадароду згеліем пайшла на фарміраваннеСонца. А часціцы пылу сталі збірацца разам, каб пасля ўтварыць протапланеты[83][84]. Па меры росту планет некаторыя з іх абзавяліся дастаткова моцнымгравітацыйным полем, каб сканцэнтраваць вакол сябе астаткавы газ. Яны працягвалі набіраць газ да таго часу, пакуль не дасягалі граніцы, і раслі па экспаненце. Ледзяным жа гігантам ўдалося набраць значна менш газу — усяго некалькі мас Зямлі. Такім чынам, іх маса не дасягала гэтай граніцы[83][84][85]. Сучасныя тэорыі фарміравання Сонечнай сістэмы маюць некаторыя цяжкасці ў тлумачэннях фарміравання Урана і Нептуна. Гэтыя планеты занадта буйныя для адлегласці, на якой яны знаходзяцца ад Сонца. Магчыма, раней яны былі бліжэй да Сонца, але потым нейкім чынам памянялі арбіты[83]. Зрэшты, новыя метады планетарнага мадэлявання паказваюць, што Уран і Нептун сапраўды маглі ўтварыцца на сваім цяперашнім месцы, і, такім чынам, іх сапраўдныя памеры згодна з гэтымі мадэлямі не з’яўляюцца перашкодай у тэорыі паходжання Сонечнай сістэмы[84].
У сістэме Урана 27 натуральных спадарожнікаў[85], якія атрымалі ўласныя назвы, што выбраны па імёнах персанажаў твораўУільяма Шэкспіра іАляксандра Попа[38][86]. Можна вылучыць пяць асноўных самых буйных спадарожнікаў: гэтаМіранда,Арыель,Умбрыэль,Тытанія іАберон[38]. Спадарожнікавая сістэма Урана найменш масіўная сярод спадарожнікавых сістэм газавых гігантаў. Нават сумарная маса ўсіх гэтых пяці спадарожнікаў не складзе і палавіны масыТрытона, спадарожніка Нептуна[6]. Найбольшы са спадарожнікаў Урана, Тытанія, мае радыус усяго 788,9 км, што менш за палавіну радыусаМесяца, хоць і больш, чым уРэі — другога па велічыні спадарожнікаСатурна. Ва ўсіх спадарожнікаў адносна нізкіяальбеда — ад 0,20 ва Умбрыэля да 0,35 у Арыэля[13]. Спадарожнікі Урана складаюцца з лёду і горных парод у суадносінах прыкладна 50 на 50. Лёд можа ўключаць у сябеаміяк івуглякіслы газ[70][87]. Сярод спадарожнікаў у Арыэля, мяркуючы па ўсім, самая маладая паверхня з найменшай колькасцюкратараў. Паверхня Умбрыэля, мяркуючы па ступені кратарызаванасці, хутчэй за ўсё, самая старая[13][70]. На Мірандзе маюццаканьёныberu да 20 кіламетраў глыбінёй, тэрасы і хаатычны ландшафт[13]. Адна з тэорый тлумачыць гэта тым, што некалі Міранда сутыкнулася з нейкім нябесным целам і развалілася на часткі, хоць потым «сабралася» сіламі прыцягнення зноў[70][88].
У 2024 годзе абвешчана пра адкрыццё 28-га спадарожніка Урана, які здзяйсняе поўны абарот вакол планеты за 680 дзён і мае дыяметр каля 8 км, што робіць яго самым малым са спадарожнікаў планет Сонечной сістэмы[89].
Унутраныя кольцы Урана. Яркае вонкавае кальцо — ε, таксама бачныя восем іншых кольцаўСхема кольцаў Урана
Ва Урана ёсць слаба выяўленая сістэма кольцаў, якая складаецца з вельмі цёмных часціц дыяметрам ад мікраметраў да долей метра[13]. Гэта — другая кальцавая сістэма, выяўленая ў Сонечнай сістэме (першай быласістэма кольцаў Сатурна)[90]. На дадзены момант ва Урана вядома 13 кольцаў, самым яркім з якіх з’яўляецца кальцо ε (эпсілон). Кольцы Урана, верагодна, вельмі маладыя — на гэта паказваюць прамежкі паміж імі, а таксама адрозненні ў іх празрыстасці. Гэта сведчыць пра тое, што кольцы не ўтварыліся разам з планетай. Магчыма, раней кольцы былі адным з спадарожнікаў Урана, які разбурыўся альбо пры сутыкненні з нейкім нябесным целам, альбо пад дзеяннемпрыліўных сілberu[90][70].
У1789 годзеУільям Гершэль сцвярджаў, што бачыў кольцы, аднак гэты факт выглядае ненадзейным, бо яшчэ на працягу двух стагоддзяў пасля адкрыцця іншыя астраномы не маглі іх выявіць. Кальцавая сістэма Урана была пацверджана афіцыйна толькі10 сакавіка1977 года амерыканскімі навукоўцамі Джэймсам Л. Эліатам (James L. Elliot), Эдвардам В. Данем (Edward W. Dunham) і Дугласам Дж. Мінкам (Douglas J. Mink), якія выкарыстоўвалі бартавуюабсерваторыю Койпераbeen. Адкрыццё было зроблена выпадкова — група першаадкрывальнікаў планавала правесці назіранні атмасферы Урана пры пакрыцці Уранам зоркі SAO 158687. Аднак, аналізуючы атрыманую інфармацыю, яны выявілі аслабленне зоркі яшчэ да яе пакрыцця Уранам, прычым адбылося гэта некалькі разоў запар. У выніку былі адкрыты 9 кольцаў Урана[91]. Калі ў наваколлі Урана прыбыў касмічны апарат «Вояджэр-2», пры дапамозе бартавой оптыкі ўдалося выявіць яшчэ 2 кальцы, тым самым павялічыўшы агульную колькасць вядомых кольцаў да 11[13]. У снежні 2005 годакасмічны тэлескоп «Хабл» дазволіў адкрыць яшчэ 2 раней невядомыя кальцы. Яны аддаленыя на адлегласць у два разы большую, чым раней адкрытыя кольцы, і таму іх яшчэ часта называюць «знешняй сістэмай кольцаў Урана». Акрамя кольцаў, «Хабл» таксама дапамог адкрыць два раней невядомыя невялікія спадарожнікі, адзін з якіх (Маб) падзяляе сваю арбіту з самым вонкавым кальцом. З улікам апошніх двух кольцаў агульная колькасць кольцаў Урана даходзіць да 13[92]. У красавіку 2006 года выявы новых кольцаў, атрыманыяабсерваторыяй Кекаberu наГавайскіх астравах, дазволілі адрозніць колеры знешніх кольцаў. Адно з іх было чырвоным, а іншае (самае знешняе) — сінім[93][94]. Мяркуюць, што сіні колер знешняга кальца абумоўлены тым, што яно складаецца з дробных часціц вадзянога лёду з паверхні Маб[93][95]. Унутраныя кольцы планеты выглядаюць шэрымі[93].
У работах першаадкрывальніка Урана Уільяма Гершэля першае ўпамінанне пра кольцы сустракаецца ў запісе ад22 лютага1789 года. У заўвагах да назіранняў ён адзначыў, што, на яго думку, ва Урана ёсць кольцы[96]. Гершэль таксама западозрыў іх чырвоны колер (што было пацверджана ў 2006 годзе назіраннямі абсерваторыі Кека для перадапошняга кальца). Нататкі Гершэля патрапілі ў Часопіс Каралеўскага таварыства у 1797 годзе. Аднак пасля, на працягу амаль двух стагоддзяў — з 1797 па 1979 год, — кольцы ў літаратуры не згадваюцца зусім, што, вядома, дае права падазраваць памылку навукоўца[97]. Тым не менш, досыць дакладныя апісанні ўбачанага Гершэлем не даюць падставы проста так скідаць з рахункаў яго назіранні[93].
Калі Зямля перасякае плоскасць кольцаў Урана, яны бачныя з рабра. Такое было, напрыклад, у2007—2008 гадах.
Фота Урана, зробленае«Вояджэрам-2» падчас «адбыцця» да Нептуна
У 1986 годзе касмічны апаратНАСА «Вояджэр-2» па пралётнай траекторыі перасек арбіту Урана і прайшоў у 81 500 км ад паверхні планеты. Гэта адзінае ў гісторыі касманаўтыкі наведванне наваколляў Урана. «Вояджэр-2» стартаваў у 1977 годзе, да пралёту міма Урана правёў даследаванніЮпітэра іСатурна (а пазней — іНептуна). Апарат правёў вывучэнне структуры і складзе атмасферы Урана[50], выявіў 10 новых спадарожнікаў, вывучыў унікальныя ўмовы надвор’я, выкліканыя восевым нахілам у 97,77°, і даследаваў сістэму кольцаў[13][98]. Таксама было даследавана магнітнае поле і будова магнітасферы і, асабліва, «магнітнага хваста», створанага папярочным кручэннем. Былі выяўлены 2 новыя кальцы і сфатаграфаваны 5 самых буйных спадарожнікаў[13][70]. У цяперашні час НАСА плануе запуск апаратаUranus orbiter and probebeen у 2020-х гадах.
У прапанове, прадстаўленайЕўрапейскаму касмічнаму агенцтву групай са 168 навукоўцаў, апісваецца падарожжа да знешняй часткі Сонечнай сістэмы, у якім канчатковай мэтай з’яўляецца планета Уран[99]. Місія названа Uranus Pathfinder. Яна дазволіць вывучыць унікальны хімічны склад планеты, яе кольцы і спадарожнікі, а таксама раскрыць некалькі самых важных таямніц планеты. Гэтая місія, у сваю чаргу, будзе садзейнічаць павелічэнню нашых ведаў пра Сонечную сістэму. Кіраўнік праекта расказаў, што матывацыяй да гэтай місіі з’яўляецца даследаванне гіганцкіх знешніх абласцей Сонечнай сістэмы, пра якія мы вельмі мала ведаем. У залежнасці ад памераў карабля, місія можа патрабаваць ад 8 да 15 гадоў, каб дасягнуць месца прызначэння. Каманда спадзяецца, што місія Uranus Pathfinder можа быць запушчана ў 2021 годзе[100].
Ужо праз 3 гады пасля адкрыцця Уран стаў месцам дзеяння сатырычнага памфлета[101]. З тых часоў у сюжэтную лінію сваіх навукова-фантастычных твораў яго ўключалі Стэнлі Вейнбаўм, Рэмсі Кэмпбэл, Лары Нівен[102], Сяргей Паўлаў, Георгій Гурэвіч і іншыя[103]. Уран быў выбраны ў якасці месца дзеяння фільма «Падарожжа к сёмай планеце»[103], а таксама асобных эпізодаў серыялаў «Касмічны патруль»[104] і «Генеральны план далекаў» (эпізод тэлесерыяла «Доктар Хто»)[105]. Таксама планета згадваецца ў некалькіхкоміксах,анімэ і камп'ютарных гульнях.
↑абвгдеёWilliams, Dr. David R.. Uranus Fact Sheet(нявызн.). NASA (31 студзеня 2005). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 10 жніўня 2007.
↑Peter J. Gierasch and Philip D. Nicholson. Uranus(нявызн.)(недаступная спасылка). NASA World Book (2004). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 9 чэрвеня 2007.
↑Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 9. — (The Solar System). —ISBN 0-8160-5197-6.
↑Hammel, Heidi B. (September 5, 2006).Uranus nears Equinox.(PDF).A report from the 2006 Pasadena Workshop. Архівавана зарыгінала(PDF) 2009-02-25. Праверана2014-09-21.Архіўная копія(нявызн.)(недаступная спасылка). Архівавана з першакрыніцы 25 лютага 2009. Праверана 21 верасня 2014.
↑Moore, Patrick (September).Observing the green giant.Sky at Night Magazine: 47. Архівавана зарыгінала 5 мая 2008. Праверана 21 верасня 2014.{{cite journal}}:Праверце значэнне даты ў:|date= і|year= /|date= mismatch (даведка)
↑David Hawksett (August). Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?.Astronomy Now: 73.{{cite journal}}:Праверце значэнне даты ў:|date= і|year= /|date= mismatch (даведка)
↑Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 18—20. — (The Solar System). —ISBN 0-8160-5197-6.
↑Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 13. — (The Solar System). —ISBN 0-8160-5197-6.
↑J. L. Elliot, E. Dunham & D. Mink. The rings of Uranus(нявызн.). Cornell University (1977). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 9 чэрвеня 2007.
↑Brian Stableford.Uranus // Science Fact and Science Fiction. An Encyclopedia. — Routledge, Taylor & Francis Group, 2006. — P. 540-541. — 758 p. — ISBN 0‐415‐97460‐7.
.svg)
.svg)
.svg)
