Uranus (berasal dari nama LatinŪranus untuk nama dewa Yunani Οὐρανός) adalahplanet ketujuh dariMatahari. Uranus merupakan planet yang memiliki jari-jari terbesar ketiga sekaligus massa terbesar keempat diTata Surya. Uranus juga merupakan satu-satunya planet yang namanya berasal dari tokoh dalammitologi Yunani, dari versi Latinisasi nama dewa langit YunaniOuranos. Komposisi Uranus serupa denganNeptunus, dan keduanya mempunyai komposisi kimiawi yang berbeda dariraksasa gas yang lebih besar,Jupiter danSaturnus. Karenanya, para astronom sering menempatkan Uranus dan Neptunus dalam kategori "raksasa es" untuk membedakan keduanya dari raksasa gas.Atmosfer Uranus serupa dengan Jupiter dan Saturnus karena kandungan utamanya adalahhidrogen danhelium, tetapi mengandung lebih banyak unsur "es" seperti air,amonia danmetana, bersama dengan sisahidrokarbon. Atmosfer Uranus merupakan atmosfer planet terdingin di Tata Surya, dengan suhu terendah mencapai49K (−224°C; −371°F). Atmosfer Uranus mempunyai strukturawan berlapis-lapis dan kompleks, serta diperkirakan lapisan awan terendahnya terdiri atas air dan lapisan awan tertingginya terdiri atas metana. Bagian dalam Uranus sebagian besar terdiri atas es dan bebatuan.
Seperti planet raksasa lain, Uranus memilikisistem cincin,magnetosfer, serta banyaksatelit alami. Sistem Uranus mempunyai konfigurasi yang unik di antara planet-planet karenakemiringan sumbunya miring ke samping, hampir pada bidang revolusinya mengelilingi Matahari. Oleh karena itu, kutub utara dan selatannya terletak pada tempat yang merupakankhatulistiwa bagi planet lain. Pada tahun 1986, citra yang diabadikan oleh wahana antariksaVoyager 2 menunjukkan Uranus sebagai planet yang terlihat tidak memiliki ketampakan pada cahaya tampak, yaitu tanpa pita awan atau badai yang biasanya dimiliki oleh planet raksasa. Meskipun demikian, pengamat di Bumi melihat tanda-tanda perubahan musim dan aktivitas cuaca yang meningkat ketika Uranus mencapaiekuinoksnya pada tahun 2007. Kecepatan angin di permukaan Uranus dapat mencapai250 meter per detik (900km/h; 560mph).
Uranus telah diamati pada banyak kesempatan sebelum penemuannya sebagai planet, namun ia dianggap secara salah sebagai bintang. Pengamatan yang tercatat paling awal adalah pada tahun 1690 saatJohn Flamsteed mengamati planet itu sedikitnya enam kali, mengkatalogkannya sebagai 34Tauri. Astronom Prancis,Pierre Lemonnier, mengamati Uranus setidaknya dua puluh kali antara tahun 1750 dan 1769,[14] termasuk pada empat malam berturut-turut.
SirWilliam Herschel mengamati planet itu pada 13 Maret 1781 saat berada di taman di rumahnya di 19 New King Street di kotaBath,Somerset (sekarangHerschel Museum of Astronomy),[15] tetapi mulanya melaporkannya (pada 26 April 1781) sebagai sebuah "komet".[16] Herschel "melakukan serangkaian pengamatan terhadap paralaks pada bintang-bintang yang tetap",[17] menggunakan teleskop yang ia desain sendiri.
Dia mencatat dalam jurnalnya "Pada kuartil dekatζ Tauri … bisa merupakan bintang Nebula atau sebuah komet".[18] Tanggal 17 Maret, dia mencatat, "Aku mencari Komet atau Bintang Nebula itu dan menemukan bahwa ia adalah sebuah Komet, karena ia berubah letaknya".[19] Saat dia mempresentasikan penemuannya padaRoyal Society, ia terus menegaskan bahwa dia telah menemukan sebuah komet sementara secara implisit membandingkannya pada planet:[20]
Daya yang aku miliki saat pertama kali Aku melihat komet itu adalah 227. Dari pengamatan Aku tahu bahwa diameter dari bintang-bintang diam tidak secara proporsional membesar dengan daya yang lebih besar, sebagaimana planet; oleh karena itu sekarang Aku menyetel dayanya pada 460 dan 932 dan menemukan bahwa diameter komet itu naik sebanding dengan dayanya, sebagaimana mestinya, dengan perkiraan bahwa ia bukan bintang diam, sementara diameter bintang-bintang yang Aku bandingkan dengannya tidak meningkat dengan rasio yang sama. Lebih dari itu, komet itu diperbesar jauh di luar apa yang mestinya akan terjadi pada cahayanya, tampak kabur dan kurang-jelas dengan kekuatan yang besar ini, sementara bintang-bintang itu mempertahankan kilau dan kekhasannya dari ribuan pengamatan aku tahu mereka akan mempertahankannya. Kelanjutannya menunjukkan bahwa dugaanku berdasar baik, ini terbukti adalah Komet yang belakangan ini kami amati.
Herschel memberitahuAstronomer Royal,Nevil Maskelyne, akan penemuannya dan menerima jawaban keheranan ini darinya pada tanggal 23 April: "Aku tidak tahu menyebutnya apa. Mungkin ia planet reguler yang bergerak pada orbit yang hampir melingkar pada Matahari karena Komet bergerak pada elips yang sangat eksentrik. Aku belum melihat koma atau ekor apapun padanya".[21]
Sementara Herschel secara hati-hati terus menggambarkan objek baru ini sebagai sebuah komet, para astronom lain sudah mulai menduga secara lain. Astronom RusiaAnders Johan Lexell memperkirakan jaraknya 18 kali jarak Matahari dari Bumi dan belum satu kometpun yang diamati denganperihelion empat kali jarak Bumi-Matahari.[22] Astronom BerlinJohann Elert Bode mendeskripsikan penemuan Herschel sebagai "bintang bergerak yang dapat dianggap hingga sekarang ini objek tak diketahui mirip planet yang berkeliling di luar orbit Saturnus".[23] Bode menyimpulkan bahwa orbitnya yang hampir berbentuk lingkaran lebih mirip sebuah planet daripada komet.[24]
Objek itu dengan segera diterima secara universal sebagai sebuah planet. Tahun 1783, Herschel sendiri mengakui fakta ini kepada direktur Royal SocietyJoseph Banks: "Dengan pengamatan dari para Astronom paling terkenal di Eropa tampaknya bintang baru itu, yang membuatku dihormati karena kutunjukkan kepada mereka pada Maret 1781, adalah sebuah Planet Primer pada Tata Surya kita."[25] Untuk mengakui pencapaian ini,Raja George III memberi Herschel gaji tetap tahunan £200 dengan syarat ia pindah ke Windsor sehingga Keluarga Kerajaan mendapat kesempatan untuk melihat melalui teleskopnya.[26]
Maskelyne meminta Herschel untuk "do the astronomical world the faver [tertulis demikian, 'membantu dunia astronomi'] untuk memberi nama planetmu, yang sepenuhnya milikmu, & yang kami merasa berhutang budi padamu atas penemuannya."[27] Untuk menjawab permintaan Maskelyne, Herschel memutuskan untuk menamai objek ituGeorgium Sidus (Bintangnya George), atau "Planet Georgian" untuk menghormati penyokong dirinya yang baru, Raja George III.[28] Dia menjelaskan keputusan ini dalam sebuah surat kepada Joseph Banks:[25]
Pada masa dahulu kala sebutan Merkurius, Venus, Mars, Jupiter dan Saturnus diberikan kepada planet-planet tersebut, sebagai nama pahlawan dan dewa mereka. Pada masa sekarang yang eranya lebih filosofis sulit memungkinkan untuk mendapat pengganti metode yang sama dan menyebutnya Juno, Pallas, Apollo atau Minerva, untuk menjadi nama bagi benda langit kita yang baru. Pertimbangan pertama berupa peristiwa tertentu, atau kejadian luar biasa, tampaknya merupakan kronologinya: jika suatu saat akan ditanyakan, kapan Planet yang terakhir-ditemukan ini ditemukan? Akan menjadi jawaban yang sangat memuaskan mengatakan, 'Pada masa pemerintahan Raja George Ketiga.
Nama yang diusulkan Herschel tidak populer di luar Britania dan beberapa alternatif segera diusulkan. AstronomJérôme Lalande mengusulkan planet itu dinamaiHerschel untuk menghormati penemunya.[29] Namun,Bode, memilihUranus, versi Latindewa langit Yunani,Ouranos. Bode berargumen bahwa seperti Saturnus yang merupakan ayah dari Jupiter, planet baru itu mesti diberi nama dari nama ayah Saturnus.[26][30][31] Pada tahun 1789, kolega Bode dariRoyal Academy,Martin Klaproth menamai unsur yang baru ditemukan dengan "uranium" untuk mendukung pilihan Bode.[32] Pada akhirnya, saran Bode menjadi yang paling luas digunakan dan menjadi universal pada 1850 saatHM Nautical Almanac Office, yang terakhir yang tidak menggunakannya, beralih dari menggunakanGeorgium Sidus kepadaUranus.[30]
Pengucapan namaUranus dalam bahasa Inggris yang disukai di antara para astronom adalah/ˈjʊərənəs/, dengan tekanan pada suku kata pertama seperti dalam bahasa LatinŪranus;[33] kontras dengan bahasa sehari-hari/jʊˈreɪnəs/, dengan tekanan pada suku kata kedua dana panjang, meskipun dua-duanya dianggap dapat diterima. Karena pada daerah yang berbahasaInggris, ū·rā′·nəs kedengaran seperti "youranus" ('anusmu'), ejaan sebelumnya juga menyembunyikan malu: seperti yang Dr.Pamela Gay, astronom diSouthern Illinois University, sebutkan dalam siarannya, untuk menghindari "dikerjai oleh anak kecil sekolahan ... saat ragu-ragu, jangan menekankan apapun dan hanya katakan ūr′·ə·nəs. Dan merekapun lari dengan cepat."[34]
Uranus merupakan satu-satunya planet yang namanya berasal dari tokoh darimitologi Yunani bukan darimitologi Romawi. Adjektif dari Uranus adalah "Uranian".Simbol astronomisnya adalah. Simbol itu merupakan gabungan dari simbol untukMars danMatahari karena Uranus adalah Langit dalam mitologi Yunani, yang dianggap didominasi oleh gabungan kekuatan Matahari dan Mars.[35]Simbol astrologisnya adalah, disarankan oleh Lalande tahun 1784. Dalam sebuah surat kepada Herschel, Lalande mendeskripsikannya sebagai "un globe surmonté par la première lettre de votre nom" ("sebuah globe yang diatasnya adalah huruf pertama namamu").[29] Dalambahasa Tionghoa,Jepang,Korea danVietnam, nama planet Uranus secara literal dialihbahasakan sebagaibintang raja langit (天王星).[36][37]
Orbit UranusGambarteleskop Hubble dari Uranus menunjukkan pita awan, cincin dan satelit-satelit.
Uranus mengitari Matahari sekali dalam 84 tahun. Jarak rata-ratanya dari Matahari kira-kira 3 miliarkm (sekitar 20SA). Intensitas sinar Matahari di Uranus sekitar 1/400 yang ada di Bumi.[38] Elemen orbitnya dihitung pertama kali tahun 1783 olehPierre-Simon Laplace.[22] Dengan berjalannya waktu, perbedaan mulai terlihat antara orbit yang diprediksikan dan yang diamati dan pada tahun 1841,John Couch Adams pertama kali mengajukan bahwa perbedaan itu mungkin disebabkan sentakan gravitasi oleh sebuah planet yang tidak terlihat. Pada tahun 1845,Urbain Le Verrier mulai riset mandirinya sendiri tentang orbit Uranus. Pada 23 September 1846,Johann Gottfried Galle menemukan lokasi satu planet baru, yang kemudian diberinamaNeptunus, hampir pada posisi yang diprediksikan oleh Le Verrier.[39]
Periode rotasi interior Uranus adalah 17jam, 14menit. Akan tetapi, seperti semua raksasa gas lainnya, atmosfer atasnya mengalami angin badai yang sangat kuat pada arah rotasi. Akibatnya, pada beberapa garis lintang, seperti dua per tiga lintang dari khatulistiwa ke kutub selatan, fitur-fitur atmosfer itu yang tampak bergerak jauh lebih cepat, menjadikan rotasi penuhnya sekecil 14 jam.[40]
Sumbu rotasi Uranus terletak pada sisinya dipandang dari bidang Tata Surya, dengankemiringan sumbu 97,77°. Ini memberinya perubahan musim yang sama sekali tidak seperti planet utama lain. Planet-planet lain dapat dibayangkan sebagaigasing yang berputar termiring-miring relatif terhadap bidang tata surya, sementara Uranus berotasi lebih sepertibola yang menggelinding termiring-miring. Berdekatan dengan waktusolstis Uranian, satu kutubnya menghadapMatahari terus-menerus sedangkan kutub lainnya menghadap ke arah sebaliknya. Hanya segaris daerah sempit di sekitar ekuator yang mengalami pergantian siang-malam dengan cepat, tetapi dengan Matahari sangat rendah dari kaki langit seperti di daerah kutub di Bumi. Pada sisi orbit Uranus yang lain orientasi kutub-kutubnya terhadap Matahari adalah sebaliknya. Tiap kutub terus-menerus disinari Matahari sekitar 42tahun, diikuti dengan 42tahun yang gelap.[41] Dekat waktuekuinoks, Matahari menghadap ekuator Uranus memberi periode pergantian siang-malam sama seperti yang terlihat pada kebanyakan planet lain. Uranus mencapai ekuinoks terkininya pada tanggal 7 December 2007.[42][43]
Belahan Utara
Tahun
Belahan Selatan
Solstis Musim Dingin
1902, 1986
Solstis Musim Panas
Ekuinoks Musim Semi
1923, 2007
Ekuinoks Musim Gugur
Solstis Musim Panas
1944, 2028
Solstis Musim Dingin
Ekuinoks Musim Gugur
1965, 2049
Ekuinoks Musim Semi
Salah satu akibat orientasi sumbu rotasi ini adalah bahwa, rata-rata dalam satu tahun, daerah kutub menerima masukan energi yang lebih besar dari Matahari daripada daerah ekuatornya. Namun, Uranus lebih panas ekuatornya daripada kutubnya. Mekanisme yang mendasari yang menyebabkan hal ini tidak diketahui. Alasan tidak biasanya kemiringan sumbu Uranus juga tidak diketahui pasti, tetapi perkiraan umum adalah bahwa selama pembentukan Tata Surya,protoplanet seukuran Bumi bertubrukan dengan Uranus, menyebabkan orientasinya yang miring tersebut.[44] Kutub selatan Uranus menunjuk hampir kepada Matahari saat terbang dekatVoyager 2 tahun 1986. Penyebutan kutub ini sebagai "selatan" menggunakan definisi yang sekarang disetujui olehPersatuan Astronomi Internasional, yaitu bahwa kutub utara suatu planet atau satelit adalah kutub yang menunjuk ke atas bidang invariabel Tata Surya, kemanapun arah planet itu berputar.[45][46] Akan tetapi, perjanjian yang berbeda kadang digunakan, di mana kutub utara dan selatan suatu benda didefinisikan menurutaturan tangan kanan sehubungan dengan arah rotasi.[47] Menurut sistem koordinat yang belakangan ini, kutubutara Uranus adalah yang disinari Matahari pada tahun 1986.
Dari tahun 1995 sampai 2006,magnitudo tampak Uranus berfluktuasi antara +5,6 dan +5,9; menempatkannya hampir pada batas daya lihatmata telanjang pada +6.5.[10] Diameter angularnya antara 3,4 dan 3,7detik busur, dibandingkan dengan 16 hingga 20detik busur untukSaturnus dan 32 sampai 45detik busur untukJupiter.[10] Saat oposisi, Uranus terlihat dengan mata telanjang dalam langit yang gelap dan tidak terpolusi cahaya dan menjadi sasaran yang mudah bahkan dalam kondisi perkotaan dengan teropong.[6] Dalam teleskop amatir yang lebih besar dengan diameter lensa objektif antara 15 dan 23cm, planet itu tampak sebagai piringan biru pucat denganpenggelapan tepi yang khas. Dengan teleskop besar yang ukurannya 25cm atau lebih lebar, pola-pola awan, begitu pula beberapa satelit yang lebih besar, sepertiTitania danOberon, mungkin juga kelihatan.[48]
Secara kasar Uranus massanya 14,5kali massa Bumi, menjadikannya planet yang paling ringan di antara planet-planet raksasa, sementara itu kerapatannya 1,27 g/cm³ membuatnya planet paling tidak padat kedua setelah Saturnus.[7] Meskipun bergaristengah sedikit lebih besar daripada Neptunus (kira-kira garis tengah Bumi), Uranus lebih ringan.[5] Nilai ini menandakan bahwa ia terutama terdiri dari beragames, sepertiair,amonia danmetana.[8] Massa total es di bagian dalam Uranus tidak diketahui secara tepat, dengan munculnya gambaran-gambaran berbeda tergantung dari model yang dipilih; tetapi pasti antara 9,3dan 13,5massa Bumi.[8][49]Hidrogen danhelium hanya menyusun sebagian kecil dari keseluruhan, sebesar antara 0,5 dan 1,5massa Bumi.[8] Massa sisanya (0,5 hingga 3,7massa Bumi) diperhitungkan untuk massamaterial batuan.[8]
Model standar struktur Uranus adalah ia terdiri dari tiga lapisan:inti di bagian tengah,mantel ber-es di lapisan tengah dan selubunghidrogen/helium gas.[8][50] Intinya relatif kecil, dengan massa hanya 0,55massa Bumi dan jari-jari kurang dari 20persen jari-jari Uranus; mantelnya merupakan bagian terbesar planet tersebut, dengan sekitar 13,4massa Bumi, sementara itu atmosfer atas relatif kecil, dengan berat sekitar 0,5massa Bumi dan meluas sampai 20persen terakhir jari-jari Uranus.[8][50] Inti Uranuskerapatannya sekitar 9g/cm³, dengantekanan di tengahnya 8jutabar (800GPa) dan suhu sekitar 5000K.[49][50] Mantel esnya nyatanya tidak terdiri dari es dalam pengertian pada umumnya, tetapi dari fluida panas dan rapat yang terdiri atas air, amonia danvolatil lain.[8][50] Fluida ini, yang berdaya hantar listrik tinggi, kadang-kadang disebut lautan air–amonia.[51] Komposisi terbesar Uranus dan Neptunus sangat berbeda dariJupiter danSaturnus, dengan es mendominasi atas gas, oleh karenanya memberi alasan klasifikasi mereka yang terpisah sebagairaksasa es.
Sementara model yang diperkirakan di atas lebih atau kurang standar, ia tidaklah unik; model-model lain juga sesuai dengan pengamatan. Contohnya, jika jumlah substansial hidrogen dan materi batuan bercampur dalam mantel es, massa es total di interior akan lebih kecil dan begitu pula, massa batuan total akan lebih besar. Data yang ada sekarang tidak memungkinkan sains menentukan model mana yang benar.[49] Struktur interiorfluida Uranus berarti bahwa ia tidak memilikipermukaanpadat. Atmosfer gasnya sedikit demi sedikit berganti menjadi lapisan cairan internal.[8] Namun, demi kemudahan, sebuah bola pepat yang berevolusi ditetapkan di titik dimana tekanan sama dengan 1bar (100 kPa), dibuat secara kondisional sebagai suatu ‘permukaan’. Uranus mempunyai jari-jariekuator dankutub masing-masing25 559 ± 4 dan24 973 ± 20 km.[5] Permukaan ini akan digunakan di seluruh artikel ini sebagai titik nol untukketinggian.
Panas internal Uranus tampak lebih rendah daripada planet raksasa lain; dalam istilah astronomi,fluks panasnya rendah.[52][53] Penyebab begitu rendahnya suhu internal Uranus masih tidak diketahui secara pasti.Neptunus, yang hampir merupakan kembaran Uranus dalam hal ukuran dan komposisi, meradiasikan sebanyak 2,61 kali energi yang diterimanya dari Matahari ke angkasa.[52] Di sisi lain, Uranus hampir tidak meradiasikan panas berlebih sama sekali. Daya total yang diradiasikan oleh Uranus dalam bagianinframerah jauh dari spektrum adalah1,06 ± 0,08 kali energi Matahari yang diserap dalamatmosfernya.[9][54] Kenyataannya, fluks panas Uranus hanya0,042 ± 0,047 W/m², yang lebih rendah daripada panas internal Bumi yang sekitar 0,075W/m².[54] Suhu terendah yang tercatat di tropopause Uranus adalah 49K (−224°C),menjadikan Uranus sebagai planet terdingin dalam Tata Surya.[9][54]
Hipotesis dari perbedaan ketidaksesuaian ini di antaranya bahwa saat Uranus "dipukul" oleh penabrak yang sangat berat yang menyebabkan kemiringan sumbunya yang ekstrem, peristiwa itu juga menyebabkan keluarnya sebagian besar panas primordialnya, meninggalkannya dengan suhu intinya yang sangat menurun.[55] Hipotesis lain adalah bahwa beberapa bentuk penghalang ada di lapisan atas Uranus yang mencegah panas inti mencapai di permukaan.[8] Contohnya,konveksi mungkin berlangsung pada sekumpulan lapisan yang komposisinya berbeda, yang menghalangipenghantaran panas ke atas.[9][54]
Meskipun tidak ada permukaan padat yang terdefinisi dengan jelas dalam interior Uranus, bagian terluar dari selimut gas Uranus yang dapat diakses oleh penginderaan jauh disebutatmosfernya.[9] Kemampuan penginderaan jauh berlanjut ke bawah hingga kira-kira 300km di bawah level 1 bar (100 kPa), dengan tekanan yang bersesuaian sekitar 100bar (10MPa) dan suhu 320K.[56]Korona yang tipis atmosfer itu meluas jauh hingga lebih dari dua jari-jari planet dari permukaan nominal pada tekanan 1 bar.[57] Atmosfer Uranian dapat dibagi menjadi tiga lapisan:troposfer, antara ketinggian −300 dan 50km dan tekanan dari 100 sampai 0,1bar; (10MPa sampai 10kPa),Stratosfer, kisaran ketinggiannnya antara 50 dan 4000km dan tekanan antara0,1 and 10–10bar (10kPa to 10µPa) dantermosfer/korona yang meluas dari 4.000km hingga setinggi 50.000km dari permukaan.[9]Mesosfer tidak ada.
Komposisi atmosfer Uranian berbeda dari komposisi Uranus secara keseluruhan, ia terutama terdiri darihidrogen molekuler danhelium.[9] Fraksi mol helium, yaitu jumlahatom helium permolekul gas, adalah0,15 ± 0,03[12] di troposfer atas, yang bersesuaian dengan fraksi massa0,26 ± 0,05.[9][54] Nilai ini sangat dekat dekat fraksi massa helium protosolar0,275 ± 0,01,[58] menandakan bahwa helium tidak pernah berada di tengah-tengah planet seperti halnya pada raksasa-raksasa gas.[9] Penyusun yang paling melimpah ketiga dariatmosfer Uranian adalahmetana(CH4).[9] Metana memilikipita penyerapan yang kuat padacahaya tampak dandekat-inframerah membuat Uranus tampak berwarna hijau-biru atausian.[9] Molekul metana menempati 2,3% atmosfernya dalam fraksi mol di bawah lapisan awan metana pada level tekanan 1,3bar (130kPa); ini menyatakan kira-kira 20 hingga 30kali limpahan karbon yang ditemukan di Matahari.[9][11][59] Rasio pencampuran[e] jauh lebih rendah di atmosfer atas dikarenakan suhunya yang sangat rendah, yang menurunkan level kejenuhan dan menyebabkan metana yang berlebih membeku.[60] Kelimpahan senyawa yang kurang volatil sepertiamonia,air danhidrogen sulfida pada atmosfer yang dalam tidak begitu diketahui. Namun, mungkin nilainya juga lebih tinggi daripada yang ada di Matahari.[9][61] Selain metana, sejumlah kecil berbagaihidrokarbon ditemukan di stratosfernya Uranus, yang diperkirakan dihasilkan dari metana olehfotolisis yang diinduksi oleh radiasiultraviolet Matahari.[62] Mereka termasuketana(C2H6),asetilena(C2H2),metilasetilena(CH3C2H),diasetilena(C2HC2H).[60][63][64] Spektroskopi juga mengungkapkan jejak-jejak uap air,karbon monoksida dankarbon dioksida di atmosfer atas, yang hanya dapat berasal dari sumber luar seperti debu yang jatuh dankomet.[63][64][65]
Profil suhu troposfer dan stratosfer bawah Uranian. Lapisan awan dan kabut juga ditandai.
Troposfer adalah bagian atmosfer terbawah dan paling rapat dan bercirikan dengan turunnya suhu bersama dengan naiknya ketinggian.[9] Suhu menurun dari sekitar 320K di dasar troposfer nominal pada −300km hingga 53K pada 50km.[56][59] Suhu di daerah atas terdingin dari troposfer (tropopause) sebenarnya bervariasi dalam kisaran antara 49 dan 57K bergantung pada ketinggian di planet.[9][53] Daerah tropopause bertanggungjawab bagi kebanyakan pancaraninframerah jauh panas planet itu dan oleh karenanya menentukansuhu efektif59,1 ± 0,3 K.[53][54]
Troposfernya dipercaya memiliki struktur awan yang sangat kompleks;awan air dihipotesiskan terletak dalam kisaran tekanan50 sampai 100 bar (5 sampai 10 MPa), awanamonium hidrosulfida dalam kisaran20 sampai 40 bar (2 sampai 4 MPa), awanamonia atauhidrogen sulfida antara 3 dan 10bar (0,3 to 1MPa) dan terakhir awanmetana tipis yang terdeteksi langsung pada1 sampai 2 bar (0,1 sampai 0,2MPa).[9][11][56][66] Troposfer Uranus merupakan bagian atmosfernya yang sangat dinamis, menunjukkan angin yang kuat, awan yang cerah dan perubahan musim, yang akan dibahas di bawah.[52]
Lapisan tengah atmosfer Uranian adalahstratosfer, di mana suhu umumnya naik sesuai dengan naiknya ketinggian dari 53K ditropopause sampai antara 800 dan 850K di dasartermosfer.[57] Pemanasan stratosfer disebabkan oleh penyerapan radiasiUV daninframerah Matahari olehmetana danhidrokarbon lain,[67] yang terbentuk di bagian atmosfer ini sebagai hasil darifotolisis metana.[62] Panas juga dihantarkan dari termosfer yang panas itu.[67] Hidrokarbon menempati lapisan yang relatif sempit pada ketinggian antara 100 dan 280km yang bersesuaian dengan kisaran tekanan 10 hingga 0,1mbar (1000 hingga 10 kPa) dan suhu antara 75 dan 170K.[60][63] Hidrokarbon yang paling melimpah adalah metana,asetilena danetana denganrasio pencampuran sekitar 10−7 relatif padahidrogen. Rasio pencampurankarbon monoksida sama pada ketinggian-ketinggian ini.[60][63][65] Hidrokarbon yang lebih berat dankarbon dioksida rasio pencampurannya sebesar tiga kali lebih rendah.[63] Rasio kelimpahan air adalah sekitar 7×10−9.[64] Etana dan asetilena cenderung berkondensasi bagian bawah stratosfer dan tropopause yang lebih dingin (di bawah level 10mBar) membentuk lapisankabut,[62] yang mungkin sebagian bertanggungjawab bagi penampilan Uranus yang biasa. Akan tetapi, konsentrasi hidrokarbon di stratosfer Uranian di atas kabut tersebut rendah sekali dibandingkan dengan konsentrasi pada stratosferplanet raksasa lain.[60][68]
Lapisan terluar atmosfer Uranian adalah termosfer dankorona, yang suhunya seragam sekitar 800 hingga 850K.[9][68] Sumber panas yang diperlukan untuk mempertahankan nilai sedemikian tidak dimengerti, karena baik radiasiUV jauh danUV ekstrem maupun aktivitasaurora tidak dapat memberi energi yang diperlukan. Efisiensi pendinginan yang lemah itu yang diakibatkan kurangnya hidrokarbon di stratosfer di atas level tekanan 0,1mBar mungkin juga ikut menyebabkannya.[57][68] Selainhidrogen molekuler, termosfer-korona mengandung bagian besaratom hidrogen. Massa mereka yang kecil bersama dengan suhu yang tinggi menjelaskan mengapakorona itu meluas sejauh 50000km atau dua jari-jari Uranian dari planet itu.[57][68] Korona yang meluas ini merupakan fitur Uranus yang unik.[68] Efeknya termasukgaya hambat terhadap partikel kecil yang mengorbit Uranus, secara umum menyebabkan berkurangnyadebu pada cincin Uranian.[57] Termosfer Uranian, bersama dengan bagian atas stratosfer, bersesuaian denganionosfer Uranus.[59] Pengamatan menunjukkan bahwa ionosfer tersebut berada pada ketinggian dari 2000sampai 10000km.[59] Ionosfer Uranian lebih rapat daripada ionosfer Saturnus maupun Neptunus, yang mungkin muncul dari konsentrasi rendah dari hidrokarbon di stratosfer.[68][69] Ionosfer itu dipertahankan terutama oleh radiasi UV Matahari dan kerapatannya bergantung padaaktivitas Matahari.[70] AktivitasAurora di sini kecil dibandingkan dengan pada Jupiter dan Saturnus.[68][71]
Cincin-cincin dalam Uranus. Cincin luar yang terang adalah cincin ε, delapan cincin lain juga ada.Sistem cincin Uranian
Uranus mempunyai sistemcincin planet yang rumit, yang merupakan sistem demikian yang kedua yang ditemukan di Tata Surya setelahcincin Saturnus.[72] Cincin-cincin tersebut tersusun dari partikel yang sangat gelap, yang beragam ukurannya dari mikrometer hingga sepersekian meter.[73] Tiga belas cincin yang berbeda saat ini diketahui, yang paling terang adalah cincin ε (epsilon). Semua cincin Uranus (kecuali dua) sangat sempit—umumnya mereka lebarnya beberapa kilometer. Cincin tersebut mungkin cukup muda; pertimbangan dinamis menandakan bahwa mereka tidak terbentuk bersamaan dengan pembentukan Uranus. Materi di cincin-cincin itu mungkin dulu adalah bagian dari satu (atau beberapa) satelit yang terpecah oleh tubrukan berkecepatan tinggi. Dari banyak pecahan-pecahan yang terbentuk sebagai hasil dari tabrakan itu hanya beberapa partikel yang bertahan dalam jumlah terbatas zona stabil yang bersesuaian dengan cincin yang ada sekarang.[72][74]
William Herschel mendeskripsikan cincin yang mungkin ada di sekitar Uranus pada 1789. Penampakan ini umumnya dianggap meragukan, karena cincin-cincin itu cukup redup dan pada dua abad berikutnya tak satupun yang diketahui oleh pengamat lain. Namun Herschel masih membuat deskripsi akurat tentang ukuran cincin epsilon, sudut relatifnya terhadap Bumi, warna merahnya dan perubahannya yang tampak bersamaan dengan Uranus mengitari Matahari.[75][76] Sistem cincin itu benar-benar ditemukan pada10 Maret1977 olehJames L. Elliot, Edward W. Dunham danDouglas J. Mink menggunakanKuiper Airborne Observatory. Penemuan itu merupakan keberuntungan; mereka berencana menggunakanokultasi bintang SAO 158687 oleh Uranus untuk mempelajariatmosfer planet itu. Akan tetapi, saat pengamatan mereka dianalisis, mereka menemukan bahwa bintang itu telah menghilang sebentar dari pandangan lima kali sebelum dan sesudah ia tidak tampak di balik planet itu. Mereka menyimpulkan bahwa pasti ada suatu sistem cincin di sekitar planet tersebut.[77] Kemudian mereka mendeteksi empat cincin tambahan.[77] Cincin-cincin itu langsung dicitrakan saatVoyager 2 lewat dekat Uranus pada 1986.[73]Voyager 2 juga menemukan dua cincin tambahan yang tampak redup sehingga total jumlahnya menjadi sebelas.[73]
Pada Desember 2005,Teleskop angkasa Hubble mendeteksi sepasang cincin yang sebelumnya tidak diketahui. Yang terbesar terletak pada dua kali jarak cincin yang telah diketahui dari planet itu. Cincin-cincin baru ini begitu jauh dari planet tersebut hingga mereka disebut sistem cincin "luar". Hubble juga melihat dua satelit kecil yang salah satunya,Mab, berbagi orbit dengan cincin terluar yang baru ditemukan. Cincin-cincin baru ini membuat jumlah keseluruhan cincin Uranian menjadi 13.[78] Pada April 2006, gambar cincin baru tersebut denganObservatorium Keck menghasilkan warna cincin-cincin luar: yang terluar biru dan yang lainnya merah.[79][80] Satu hipotesis mengenai warna biru cincin luar tersebut adalah bahwa ia terdiri atas partikel kecil air es dari permukaan Mab yang cukup kecil untuk menghamburkan cahaya biru.[79][81] Kontras dengan itu, cincin-cincin dalam planet itu tampak abu-abu.[79]
Medan magnet Uranus seperti dilihat olehVoyager 2 pada tahun 1986. S dan N adalah kutub selatan dan utara magnetik.
Sebelum kedatanganVoyager 2, tidak ada pengukuranmagnetosfer Uranian yang dilakukan, sehingga sifatnya tetap jadi misteri. Sebelum tahun 1986, para astronom telah memperkirakan medan magnet Uranus segaris denganangin surya , maka karenanya ia akan segaris dengan kutub planet itu yang terletak diekliptika.[82]
PengamatanVoyager' mengungkapkan bahwamedan magnet Uranus aneh, baik karena ia tak berasal dari pusat geometrik planet tersebut dan karena ia miring 59° dari poros rotasi.[82][83] Faktanya dwikutub magnetiknya bergeser dari tengah planet itu ke kutub rotasi selatan sejauh sepertiga radius planet itu.[82] Geometri yang tidak biasa ini menyebabkan magnetosfer yang sangat tidak simetris, dimana kuat medan magnet pada permukaan di belahan selatan dapat serendah 0,1gauss (10µT), sedangkan di belahan utara kuatnya dapat setinggi 1,1gauss (110µT).[82] Medan rata-rata di permukaan adalah 0,23gauss (23µT).[82] Sebagai perbandingan, medan magnet Bumi kuatnya kira-kira sama pada kedua kutub dan "ekuator magnetik"nya kira-kira sejajar dengan ekuator geografisnya.[83] Momen dipol Uranus 50kali momen dipol Bumi.[82][83] Neptunus juga punya medan magnetik yang bergeser dan miring, menyarankan bahwa ini mungkin fitur umum raksasa es.[83] Satu hipotesis ialah bahwa, tidak seperti medan magnet planet kebumian dan raksasa gas, yang dibangkitkan dalam inti mereka, medan magnet raksasa es dibangkitkan oleh gerakan pada kedalaman yang relatif dangkal, contohnya, di lautan air–amonia.[51][84]
Meskipun penjajarannya mengundang keingintahuan, dalam segi lain magnetosfer Uranian mirip seperti planet lain: ia memilikikejutan busur yang berlokasi 23 radius Uranian darinya,magnetopause pada 18 jari-jari Uranian,ekor magnetofer yang terbentuk penuh, sertasabuk radiasi.[82][83][85] Secara keseluruhan, struktur magnetosfer Uranus berbeda dariJupiter dan lebih mirip denganSaturnus.[82][83] Ekor magnetosfer Uranus memanjang di balik planet itu ke luar angkasa sejauh jutaan kilometer dan terpuntir oleh rotasi menyamping planet itu menjadi seperti pembuka tutup botol yang panjang.[82][86]
Di magnetosfer Uranus terdapatpartikel bermuatan:proton danelektron dengan sejumlah kecilionH2+.[83][85] Tidak ada ion yang lebih berat yang terdeteksi. Banyak partikel ini mungkin berasal dari korona atmosfernya yang panas.[85] Energi ion dan elektron masing-masing bisa setinggi 4 dan 1,2megaelektronvolt.[85] Kerapatan ion berenergi rendah (di bawah 1kiloelektronvolt) di magnetosfer dalam adalah sekitar 2cm−3.[87] Populasi partikel ini sangat dipengaruhi oleh satelit-satelit Uranus yang melalui magnetosfer itu meninggalkan celah-celah yang dapat diketahui.[85]Fluks partikelnya cukup tinggi untuk menyebabkan penggelapan ataupencuacaan angkasa dari permukaan satelit dalam skala waktu yang secara astronomis cepat 100.000tahun.[85] Ini mungkin penyebab dari warna satelit-satelit dan cincin-cincinnya yang gelap seragam.[74] Uranus mempunyaiaurora yang terbentuk dengan baik, yang terlihat sebagai busur yang terang di sekitar kedua kutub magnetik.[68] Namun, tidak seperti pada Jupiter, Uranus auroranya tampak tidak penting bagi keseimbangan energitermosfer planetnya.[71]
Belahan selatan Uranus dalam warna yang kira-kira alami (kiri) dan pada panjang gelombang yang lebih tinggi (kanan), menunjukkan pita-pita awannya yang redup dan "tudung" atmosfer seperti dilihat oleh wahana Voyager 2
Pada panjang gelombang ultraviolet dan cahaya tampak, atmosfer Uranus tampak biasa sekali dibandingkan dengan raksasa gas lain, bahkan dengan Neptunus, yang sangat mirip dengannya dari segi lain.[52] SaatVoyager 2 terbang mendekati Uranus pada 1986, ia mengamati total 10 fitur awan di seluruh bagian planet itu.[73][88] Satu penjelasan yang diajukan atas kurangnya fitur ini adalah bahwapanas internal Uranus tampak jelas lebih rendah daripada panas internal planet-planet raksasa lain. Suhu terendah yang tercatat di tropopause Uranus adalah 49K, menjadikan Uranus planet terdingin dalam Tata Surya, lebih dingin daripadaNeptunus.[9][54]
Kecepatan angin zona di Uranus. Daerah yang diberi bayangan menunjukkan kerah selatan dan pasangan utaranya nanti. Kurva merah adalah penyesuaian simetris terhadap data itu.
Pada 1986Voyager 2 menemukan bahwa belahan selatan Uranus yang terlihat dapat dibagi menjadi dua daerah: kap kutub yang terang dan pita ekuator yang gelap (lihat gambar di kanan).[73] Perbatasan mereka terletak pada sekitar −45°garis lintang. Suatu pita sempit yang menempati kisaran garis lintang dari −45 sampai −50° merupakan fitur besar paling terang pada permukaan kentara planet Uranus.[73][89] Ia disebut "kerah" selatan. Kap dan kerah tersebut diduga sebagai daerah yang rapat dari awanmetana yang terletak dalam kisaran tekanan 1,3 sampai 2bar (lihat atas).[90] Namun sayangVoyager 2 tiba selama tinggi musim panas planet itu dan tidak bisa mengamati belahan utara. Akan tetapi, pada permulaan abad kedua puluh satu, saat daerah kutub utara terlihat,Teleskop angkasa Hubble danKeck tidak mengamati ada kerah maupun kap di belahan utara.[89] Jadi Uranus kelihatannya asimetris: terang dekat kutub selatan dan gelap seragam di daerah di utara kerah selatan.[89] Selain struktur berpita skala besar, Voyager 2 mengamati sepuluh awan terang kecil, kebanyakan letaknya beberapa derajat ke utara dari kerah itu.[73] Dalam semua segi lain Uranus terlihat seperti planet yang mati dinamis pada tahun 1986.
Bintik gelap pertama yang diamati di Uranus. Gambar didapat olehACS padaHST pada 2006.
Namun pada tahun 1990-an, jumlah fitur awan terang yang teramati meningkat pesat sebagian karena teknik pencitraan resolusi tinggi yang baru menjadi tersedia.[52] Mayoritas mereka ditemukan di belahan utara Uranus saat ia mulai kelihatan.[52] Penjelasan mula-mula—bahwa awan-awan terang itu lebih mudah diidentifikasi di bagian gelap planet tersebut, sedangkan di belahan selatan kerah terangnya menutupi mereka—ditunjukkan tidak benar: banyak sebenarnya fitur-fitur itu memang meningkat pesat.[91][92] Namun, ada perbedaan antara awan-awan di tiap belahan planet itu. Awan-awan di utara lebih kecil, lebih tajam dan lebih terang.[92] Tampaknya mereka terletak pada tempat yang lebihtinggi.[92] Awan-awan itu masa hidupnya beragam. Beberapa awan kecil bertahan beberapa jam, sementara sedikitnya satu awan selatan mungkin telah ada sejak terbang dekatnya Voyager.[52][88] Pengamatan terbaru juga menemukan bahwa fitur awan di Uranus punya banyak persamaan dengan yang ada di Neptunus.[52] Sebagai contoh, bintik-bintik gelap yang umum terdapat diNeptunus tidak pernah diamati di Uranus sebelum tahun 2006, saat fitur demikian yang pertama dicitrakan.[93] Diperkirakan bahwa Uranus menjadi lebih mirip Neptunus selama musim ekuinoksnya.[94]
Pelacakan banyak fitur-fitur awan memungkinkan penentuan angin zona yang berhembus ditroposfer atas Uranus.[52] Diekuator arah angin adalah retrograd, yang artinya bahwa mereka berhembus ke arah sebaliknya dari rotasi planet itu. Kecepatan mereka dari −100 hingga −50m/s.[52][89] Kecepatan angin meningkat dengan jarak dari ekuator, mencapai nilai nol pada garis lintang dekat ±20°, dimana suhu troposfer minimum berada.[52][53] Dekat kutub-kutubnya, angin berganti arahnya menjadi prograd, mengalir searah dengan rotasi planetnya. Kecepatan angin terus meningkat mencapai nilai maksimanya pada garis lintang ±60° sebelum jatuh ke nol di kutub.[52] Kecepatan angin pada garis lintang −40° berkisar dari 150 hingga 200m/s. Karena kerah di situ mengaburkan semua awan di bawah paralel itu, kecepatan yang ada di antaranya dan kutub selatan tidak mungkin diukur.[52] Kontras dengan itu, di belahan utaranya kecepatan angin maksimum setinggi 240m/s diamati dekat garis lintang +50°.[52][89][95]
Uranus pada 2005. Cincin-cincin, kerah selatan dan sebuah awan terang di belahan utara terlihat.
Untuk periode singkat dari Maret hingga Mei 2004, sejumlah awan besar muncul di atmosfer Uranian, memberinya penampilan yang mirip Neptunus.[92][96] Pengamatan-pengamatan termasuk kecepatan angin pemecah rekor 229m/s (824km/jam) badai petir yang bertahan lama yang disebut sebagai "Fourth of July fireworks" ("kembang api empat Juli") .[88] Pada tanggal 23 Augustus, 2006, peneliti-peneliti di Space Science Institute (Boulder, CO) dan University of Wisconsin mengamati sebuah bintik gelap di permukaan Uranus, memberi para astromon pengetahuan lebih terhadap aktivitas atmosfer planet tersebut.[93] Sebab kenaikan aktivitas secara tiba-tiba ini mesti terjadi tidak sepenuhnya diketahui, tetapi tampak bahwakemiringan sumbu Uranus yang ekstrem menyebabkan variasimusim yang ekstrem pada cuacanya.[43][94] Menentukan sifat variasi musim ini adalah sulit karena data yang baik tentang atmosfer ini telah ada kurang dari 84 tahun, atau satu tahun Uranian penuh. Sejumlah penemuan telah dibuat.Fotometri selama masa setengah tahun Uranian (mulai pada tahun 1950-an) menunjukkan variasi yang beraturan dalam kecerahan pada duapita spektrum, dengan nilai maksimal terjadi saatsoltis dan nilai minimal saatekuinoks.[97] Variasi periodik yang mirip, dengan nilai maksimal saat soltis, telah diketahui dalam pengukurangelombang mikro dari troposfer dalam yang dimulai tahun 1960-an.[98] Pengukuran suhustratosfer yang dimulai tahun 1970-an juga menunjukkan nilai minimum dekat soltis 1986.[67] Mayoritas variabilitas ini dipercaya terjadi karena perubahan dalamgeometri pengamatan.[91]
Akan tetapi ada beberapa alasan untuk dipercaya bahwa perubahan-perubahan musim fisik terjadi di Uranus. Sementara planet tersebut diketahui memiliki daerah kutub selatan yang terang, kutub utaranya cukup redup, yang tidak cocok dengan model perubahan iklim yang diuraikan di atas.[94] Selama solstis utara sebelumnya tahun 1944, Uranus menampilkan kenaikan tingkat kecemerlangan, yang menyarankan bahwa kutub utara tidaklah selalu gelap sekali.[97] Informasi ini menandakan bahwa kutub yang terlihat menjadi terang pada suatu waktu sebelum solstis dan mejadi gelap setelahekuinoks.[94] Analisis terperinci datacahaya tampak dangelombang mikro mengungkapkan bahwa perubahan terang yang berkala itu tidak sepenuhnya simetris di sekitar waktu solstis, yang juga menandakan suatu perubahan pada pola-polaalbedomeridional.[94] Akhirnya pada 1990-an, bersamaan dengan Uranus meninggalkansolstisnya,Teleskop Hubble dan teleskop permukaan Bumi mengungkapkan bahwa kap kutub selatan menjadi gelap dengan jelas (kecuali kerah selatan, yang tetap terang),[90] sementara belahan utaranya menunjukkan aktivitas yang meningkat,[88] seperti pembentukan awan dan angin yang lebih kencang, menguatkan perkiraan bahwa ia akan segera menjadi terang.[92]
Mekanisme perubahan-perubahan fisik itu masih tidak jelas.[94] Berdekatan dengansolstis musim panas dan musim dingin, belahan-belahan Uranus terletak secara bergantian pada penyinaran penuh Matahari atau menghadap angkasa jauh. Menjadi terangnya belahan yang disinari Matahari itu dipekirakan hasil dari penebalan lokalawan dankabutmetana yang terletaktroposfer.[90] Kerah yang terang pada garis lintang −45° juga berhubungan dengan awan-awan metana.[90] Perubahan-perubahan lain di daerah kutub selatan dapat dijelaskan oleh perubahan-perubahan pada lapisan awan rendah.[90] Variasi pancarangelombang mikro dari planet itu mungkin disebabkan oleh suatu perubahan pada sirkulasi troposfer dalam, karena awan dan kabut yang tebal mungkin menghambat konveksi.[99] Sekarang dengan sedang tibanyaekuinoks musim semi dan musim gugur di Uranus, dinamikanya juga berubah dan konveksi dapat berlangsung lagi.[88][99]
Banyak yang berargumen bahwa perbedaan antara raksasa es dengan raksasa gas berlanjut pada pembentukan mereka.[100][101]Tata Surya dipercaya terbentuk dari bola gas dan debu raksasa yang berotasi yang dikenal sebagainebula pramatahari. Sebagian besar gas nebula itu, terutama hidrogen dan helium, membentuk Matahari, sementara butiran debu berkumpul bersama membentuk protoplanet pertama. Saat planet-planet tersebut tumbuh, beberapa dari mereka akhirnya mengumpulkan cukup materi untuk gravitasi mereka untuk menarik gas nebula itu yang ditinggalkan.[100][101] Semakin banyak gas yang mereka tarik, mereka menjadi semakin besar; semakin besar mereka, semakin banyak gas yang mereka tarik sampai titik kritis tercapai dan ukuran mereka mulai meningkat secara eksponensial. Raksasa-raksasa es, dengan gas nebular hanya bermassa beberapa kali Bumi, tidak pernah mencapai titik kritis itu.[100][101][102] Simulasi terbarumigrasi planet menyarankan bahwa kedua raksasa es itu terbentuk lebih dekat kepada Matahari daripada posisi mereka sekarang dan bergerak ke arah luar setelah pembentukannya, satu hipotesis yang terperinci dalammodelNice.[100]
Satelit utama Uranus dibandingkan, pada ukuran relatif mereka yang sesuai (gabungan fotoVoyager 2)Sistem Uranus. KreditESO
Uranus memiliki 27satelit alam yang telah diketahui.[102] Nama bagi satelit-satelit ini dipilih dari karakter karyaShakespeare danAlexander Pope.[50][103] Lima satelit utamanya adalahMiranda,Ariel,Umbriel,Titania danOberon.[50] Sistem satelit Uranian adalah yang paling kurang masif di antara raksasa gas; memang, massa gabungan kelima satelit utamanya itupun hanya kurang dari setengah massaTriton.[7] Satelit yang terbesar, Titania, radiusnya hanya 788,9km, atau kurang dari setengah jari-jariBulan, tetapi sedikit lebih besar daripadaRea, satelit kedua terbesarSaturnus, menjadikan Titania satelit berukuran terbesar kedelapan dalamTata Surya. Satelit itu memilikialbedo yang relatif rendah; berkisar dari 0,20 untukUmbriel hingga 0,35 untukAriel (dalam cahaya hijau).[73] Satelit itu merupakan kumpulan es-batu yang kira-kira terdiri lima puluh persen es dan lima puluh persen batu. Es itu mungkin termasukamonia dankarbon dioksida.[74][104]
Di antara satelit-satelit itu, Ariel tampak memiliki pemukaan termuda dengan kawah tabrakan paling sedikit, sedangkan Umbriel tampaknya yang tertua.[73][74]Miranda memiliki ngarai patahan sedalam 20kilometer, lapisan-lapisan berpetak dan variasi yang kacau dalam umur dan fitur permukaan.[73] Aktivitas geologis Miranda pada masa lalu dipercaya didorong olehpemanasan pasang-surut pada suatu ketika saat orbitnya lebih eksentrik daripada sekarang, mungkin hasil dariresonansi orbital dengan Umbriel yang dulu ada.[105] Proses perenggangan yang diasosiasikan dengandiapir yang naik mungkin merupakan asal darikorona-korona yang mirip 'lintasan balap' di satelit itu.[106][107] Sama dengan itu, Ariel dipercaya pernah berada dalam resonansi 4:1 dengan Titania.[108]
Foto Uranus yang diambil dariVoyager 2 saat ia menuju Neptunus
Pada 1986, wahanaVoyager 2 milikNASA mengunjungi Uranus. Kunjungan ini adalah satu-satunya usaha untuk menginvestigasi planet itu dari jarak dekat dan tidak ada kunjungan lain yang direncanakan untuk saat ini. Diluncurkan pada tahun 1977, jarakVoyager 2 paling dekat ke Uranus pada tanggal 24 Januari 1986, berada dalam 81500kilometer puncak awan planet tersebut, sebelum melanjutkan perjalanannya menujuNeptunus.Voyager 2 mempelajari struktur dan komposisi kimia atmosfernya,[59] menemukan 10 satelit dan mempelajari cuaca unik planet itu yang disebabkankemiringan sumbunya yang 97,77°; dan memeriksa sistem cincinnya.[73][109] Ia juga mempelajarimedan magnetnya, struktur tidak beraturannya, kemiringannya dan ekormagnetosfer "pembuka tutup botol"nya yang unik yang disebabkan orientasi Uranus yang menyamping.[82] Ia melakukan investigasi terperinci pertama dari lima satelit terbesarnya dan mempelajari semua cincin sistem itu yang diketahui yang banyaknya sembilan dan menemukan dua cincin yang baru.[73][74]
^ Elemen-elemen orbit mengacu pada pusat massa sistem Uranus, dan merupakan nilai-nilai oskulasi (pendekatan) pada epochJ2000 yang presisi. Besar pusat massa diketahui karena, kontras dengan pusat planet, mereka tidak mengalami perubahan yang cukup besar pada dasar hari ke hari dari gerakan satelit-satelitnya.
^ Dihitung menggunakan data dari Seidelmann, 2007.[5]
^ Penghitungan fraksi mol He, H2 dan CH4 berdasarkan pada rasio percampuran 2,3% dari metana dengan hidrogen dan proporsi 15/85 He/H2 yang diukur di tropopause.
^ Rasio percampuran didefinisikan sebagai banyaknya molekul senyawa tiap satu molekul hidrogen.
↑Yeomans, Donald K. (July 13, 2006)."HORIZONS System". NASA JPL. Diakses tanggal2007-08-08. — At the site, go to the "web interface" then select "Ephemeris Type: ELEMENTS", "Target Body: Uranus Barycenter" and "Center: Sun".
↑Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, quoted in Ellis D. Miner, Uranus: The Planet, Rings and Satellites, New York, John Wiley and Sons, 1998 p. 8
↑Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23; quoted in Miner p. 8
↑RAS MSS Herschel W.2/1.2, 24, quoted in Miner p. 8
↑Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30; quoted in Miner p. 8
↑RAS MSS Herschel W1/13.M, 14 quoted in Miner p. 8
12George Forbes (1909)."History of Astronomy". Diarsipkan dariasli tanggal 2015-11-07. Diakses tanggal2007-08-07.
↑Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781, quoted in Miner p. 11
12J. L. E. Dreyer, (1912).The Scientific Papers of Sir William Herschel. Vol.1. Royal Society and Royal Astronomical Society. hlm.100. Pemeliharaan CS1: Tanda baca tambahan (link)
↑Daugherty, Brian."Astronomy in Berlin". Brian Daugherty. Diarsipkan dariasli tanggal 2011-08-11. Diakses tanggal2007-05-24.
↑James Finch (2006)."The Straight Scoop on Uranium". allchemicals.info: The online chemical resource. Diarsipkan dariasli tanggal 2015-11-07. Diakses tanggal2009-03-30.
↑Hammel, Heidi B. (September 5, 2006)."Uranus nears Equinox."(PDF).A report from the 2006 Pasadena Workshop. Diarsipkan dariasli(PDF) tanggal 2009-02-25. Diakses tanggal2009-05-19.;
123456Faure, Gunter (2007). "Uranus: What Happened Here?". Dalam Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (ed.).Introduction to Planetary Science. Springer Netherlands.doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_18.Pemeliharaan CS1: Banyak nama: editors list (link)
.svg)
.jpg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
.svg)
