Güneş'ten yedinci gezegen olan Uranüs, gaz halindeki, camgöbeği renkli bir buz devi olarak tanımlanır. Bileşimi öncelikle gökbilimcilerin genellikle "buz" veya uçucu maddeler olarak adlandırdığı süperkritik fazdaki su, amonyak ve metandan oluşur. Gezegenin atmosferi karmaşık, katmanlı bir bulut yapısı sergiliyor ve 49 K'ye (−224 °C; −371 °F) ulaşan tüm Güneş Sistemi gezegenleri arasında en düşük minimum sıcaklığı kaydediyor. Özellikle Uranüs'ün 82,23°'lik önemli bir eksenel eğimi ve 17 saat 14 dakikalık bir geri dönüş periyodu vardır. Sonuç olarak, her kutup, Güneş etrafındaki 84 Dünya yıllık yörünge yolculuğu sırasında yaklaşık 42 yıl boyunca kesintisiz gün ışığına maruz kalır ve bunun ardından eşdeğer bir süre boyunca sürekli karanlık gelir.
Uranüs Güneş'ten uzaktaki yedinci gezegendir. Gaz halindeki camgöbeği renkli bir buz devidir. Gezegenin büyük bir kısmı, astronominin "buz" veya uçucu maddeler olarak adlandırdığı maddenin süperkritik aşamasındaki su, amonyak ve metandan oluşuyor. Gezegenin atmosferi karmaşık katmanlı bir bulut yapısına sahiptir ve Güneş Sistemindeki tüm gezegenler arasında en düşük minimum sıcaklığa (49 K (−224 °C; −371 °F)) sahiptir. 17 saat 14 dakikalık retrograd dönüş periyoduyla 82,23°'lik belirgin bir eksenel eğime sahiptir. Bu, Güneş etrafındaki 84 Dünya yıllık bir yörünge periyodunda, kutuplarının yaklaşık 42 yıl boyunca sürekli güneş ışığına maruz kaldığı ve ardından 42 yıl boyunca sürekli karanlık aldığı anlamına gelir.
Uranüs, Güneş Sistemi'ndeki gezegenler arasında çap olarak üçüncü, kütle olarak ise dördüncü en büyük gezegendir. Çağdaş modeller, uçucu manto tabakasının altında, hidrojen ve helyumdan oluşan önemli bir atmosferle çevrelenen kayalık bir çekirdeğin bulunduğunu öne sürüyor. Üst atmosferde, kuyruklu yıldız kaynaklarından kaynaklandığına inanılan karbon monoksit ve karbon dioksitin yanı sıra, hidrolizden kaynaklandığı varsayılan eser miktarda hidrokarbon da açığa çıkıyor. Uranüs'ün atmosferini, 900 km/saat (560 mil/saat) değerindeki en yüksek rüzgar hızları, kutup başlığındaki dalgalanmalar ve öngörülemeyen bulut oluşumları da dahil olmak üzere çok sayıda açıklanamayan iklim olayı karakterize eder. Dahası, gezegen, diğer dev gezegenlerle karşılaştırıldığında son derece düşük bir iç ısı sergiliyor; bu durumun altında yatan neden henüz anlaşılamamıştır.
Diğer dev gezegenlerle tutarlı olarak Uranüs, bir halka sistemine, bir manyetosfere ve çok sayıda doğal uyduya sahiptir. Halka sistemi oldukça karanlıktır ve gelen ışığın yalnızca yaklaşık %2'sini yansıtır. Uranüs'ün bilinen 29 doğal uydusu, 14'ü küçük iç ay olan 19 düzenli aydan oluşur. Bunların ötesinde beş büyük büyük ay (Miranda, Ariel, Umbriel, Titania ve Oberon) bulunmaktadır. Ek olarak, bilinen on düzensiz uydu, Uranüs'ten önemli ölçüde daha uzak mesafelerde yörüngede dönüyor. Gezegenin manyetosferi belirgin bir şekilde asimetriktir ve çok sayıda yüklü parçacık içerir; bu özellik, halkalarının ve uydularının gözlemlenen kararmasına potansiyel olarak katkıda bulunur.
Çıplak gözle görülebilmesine rağmen, Uranüs son derece sönüktür ve yıldızların arka planında çok yavaş hareket sergiler; bu da, William Herschel tarafından ilk gözleminin ardından ancak 1781'de bir gezegen olarak sınıflandırılmasına yol açmıştır. Keşiften yaklaşık yetmiş yıl sonra, gezegene ilkel bir tanrı olan Yunan tanrısı Uranüs'ün (Ouranos) adını verme konusunda bir fikir birliği ortaya çıktı. 2026 itibariyle gezegene yalnızca bir robotik ziyaret gerçekleşti: 1986'da Voyager 2 sondası tarafından gerçekleştirilen yakın uçuş. Şu anda teleskoplarla gözlemlenebilir olmasına rağmen, Uranüs'ün yeniden ziyaret edilmesine olan ilginin devam etmesi, Gezegensel Bilim On Yıl Araştırması'nın 2023-2032 araştırması için önerilen Uranüs Yörünge Aracı ve Sondası görevine öncelik vermesi ve CNSA'nın Tianwen-4'ün bir alt sondasını kullanan yakın uçuş önerisiyle kanıtlanmıştır.
Geçmiş
Klasik gezegenlere benzer şekilde Uranüs çıplak gözle algılanabilir; ancak zayıflığı ve uzun yörünge süresi, eski gökbilimciler tarafından gezegen olarak tanınmasını engelledi. William Herschel'in 13 Mart 1781'de Uranüs'e ilişkin ilk gözlemi, Uranüs'ün bir gezegen olarak keşfine damgasını vurdu, böylece tarihsel olarak Güneş Sisteminin bilinen sınırlarını genişletti ve Uranüs'ün teleskopik yardımla tanımlanan ilk gezegen olduğunu belirledi. Uranüs'ün Güneş'e Satürn'ün yaklaşık iki katı uzaklıkta yörüngede döndüğü göz önüne alındığında, bu keşif aynı zamanda Güneş Sistemi'nin algılanan boyutunu da etkili bir şekilde ikiye katladı.
Keşif
Gezegen sınıflandırmasından önce Uranüs çok sayıda gözlemden geçmişti ancak sürekli olarak yanlış bir şekilde yıldız olarak tanımlanıyordu. Hipparchus'un bunu MÖ 128'de kataloğu için yıldız konumlarını derlerken gözlemlediği ve bu daha sonra Ptolemy'nin Almagest'ine entegre edildiği bildirildi. Bu katalog Başak burcunda bir dörtgen oluşturan dört yıldızın konumlarını listelemektedir; bu yıldızlardan biri mevcut değil ancak Uranüs, MÖ 128 yılının Nisan ayında tam olarak bu konumu işgal etmişti. İlk kesin gözlem 1690'da John Flamsteed'in onu en az altı kez gözlemlemesiyle ve onu 34 Tauri olarak kataloglamasıyla gerçekleşti. James Bradley gözlemlerini özellikle 1748, 1750 ve 1753'te olmak üzere üç kez kaydetti. Tobias Mayer bunu 1756'da bir kez gözlemledi. 1750 ile 1769 yılları arasında Fransız gökbilimci Pierre Charles Le Monnier, art arda dört gece de dahil olmak üzere en az on iki kez Uranüs'ü belgeledi.
William Herschel, Uranüs'ü ilk kez 13 Mart 1781'de, şu anda Herschel Astronomi Müzesi olarak tanınan Bath, Somerset, İngiltere'deki 19 New King Street adresindeki evinden gözlemledi. Herschel, 26 Nisan 1781'de kuyruklu yıldız olduğunu bildirdiği nesneyi ilk kez tanımladığında, kendi yaptığı 6,2 inçlik yansıtıcı bir teleskop kullanarak "sabit yıldızların paralaksı üzerinde bir dizi gözlem" yürütüyordu.
Herschel, ilk gözlemini günlüğünde belgeledi ve şunları kaydetti: "ζ Tauri yakınındaki çeyrekte... ya bir Bulutsu yıldız ya da belki bir kuyruklu yıldız." 17 Mart'ta ayrıca şunu kaydetti: "Kuyrukluyıldızı veya Bulutsu Yıldızı aradım ve onun bir Kuyrukluyıldız olduğunu buldum, çünkü yeri değişti." Buna rağmen keşfini Kraliyet Cemiyeti'ne sunarken bir kuyruklu yıldız bulduğu iddiasını sürdürdü ancak aynı zamanda bir gezegenle üstü kapalı karşılaştırmalar yaptı:
Kuyruklu yıldızı ilk gördüğümde sahip olduğum göz merceğinin gücü 227 idi. Tecrübelerime dayanarak sabit yıldızların çaplarının gezegenler gibi daha yüksek güçlerle orantılı olarak büyütülmediğini biliyorum; bu nedenle şimdi güçlerini 460 ve 932'ye koydum ve kuyruklu yıldızın çapının, olması gerektiği gibi, sabit bir yıldız olmadığı varsayımına göre güçle orantılı olarak arttığını, ancak onu karşılaştırdığım yıldızların çaplarının aynı oranda artmadığını buldum. Dahası, kuyruklu yıldız, ışığının izin verebileceğinin çok ötesinde büyütüldüğünden, bu büyük güçler nedeniyle puslu ve belirsiz görünüyordu; yıldızlar ise, binlerce gözlemden yola çıkarak muhafaza edeceklerini bildiğim parlaklığını ve farklılığını koruyordu. Devam filmi, tahminlerimin sağlam temellere dayandığını gösterdi ve bu, son zamanlarda gözlemlediğimiz Kuyrukluyıldız olduğunu kanıtladı.
Herschel, Astronom Royal Nevil Maskelyne'e bulgusunu bildirdi ve 23 Nisan 1781'de şaşkın bir yanıt aldı: "Buna ne isim vereceğimi bilmiyorum. Güneş'e neredeyse dairesel bir yörüngede hareket eden düzenli bir gezegen olması, çok eksantrik bir elips çizerek hareket eden bir Kuyrukluyıldız kadar muhtemeldir. Henüz onun herhangi bir koma veya kuyruğunu görmedim."
Herschel'in nesneyi devam eden bir cisim olarak sınıflandırmasına rağmen diğer gökbilimciler hızla alternatif hipotezler geliştirdiler. Rusya'da yaşayan Finlandiyalı-İsveçli gökbilimci Anders Johan Lexell, nesnenin yörüngesini hesaplayan ilk kişi oldu ve kuyruklu yıldızdan ziyade bir gezegene işaret eden neredeyse dairesel bir yörüngeyi ortaya çıkardı. Aynı zamanda Berlinli gökbilimci Johann Elert Bode, Herschel'in keşfini "Satürn'ün yörüngesinin ötesinde dolaşan, şimdiye kadar bilinmeyen, gezegen benzeri bir nesne olarak kabul edilebilecek hareketli bir yıldız" olarak nitelendirdi ve ayrıca daireye yakın yörüngesinin kuyruklu yıldızdan çok bir gezegeninkine benzediğini ileri sürdü.
Gök cisminin yeni bir gezegen olduğu kısa sürede tanındı. 1783'e gelindiğinde Herschel, anlayıştaki bu değişimi Royal Society'nin başkanı Joseph Banks'e resmi olarak kabul etti ve şöyle dedi: "Avrupa'nın en seçkin gökbilimcilerinin gözlemlerine göre, Mart 1781'de onlara gösterme şerefine eriştiğim yeni yıldız, Güneş Sistemimizin Ana Gezegenlerinden biridir." Bu önemli başarıyı onurlandırmak için Kral III. George, Herschel'e, Kraliyet Ailesi'nin teleskoplarına erişimini kolaylaştırmak amacıyla Windsor'a taşınmasına bağlı olarak, Herschel'e yıllık 200 £ (2023'te 25.000 £'a eşdeğer) tutarında bir maaş verdi.
Ad
"Uranüs" terminolojisi, Roma mitolojisinde Caelus olarak tanımlanan antik Yunan gökyüzü tanrısı Uranüs'ten (Eski Yunanca: Οὐρανός) gelir. Bu tanrı, Cronus'un (Satürn) babası, Zeus'un (Jüpiter) büyükbabası ve Ares'in (Mars) büyük büyükbabası olarak tanınır. Ad, Latince Uranüs (IPA: [ˈuːranʊs]) olarak çevrildi. Özellikle, İngilizce adı Yunan mitolojisindeki bir figürden türetilen sekiz gezegen arasında tek gezegen olarak duruyor. Gökbilimciler arasında Uranus'un tercih edilen telaffuzu YOOR-ə-nəs'dir; Latince Uranus ile tutarlı olarak İngilizcede uzun bir "u" sesi ve ilk hece vurgusunu içerir. Bu, ikinci heceye vurgu yapan ve uzun bir a sesi kullanan alternatif telaffuz yoo-RAY-nəs ile tezat oluşturur; ancak her iki telaffuz da kabul edilebilir sayılır.
Gezegenin isimlendirilmesi, keşfinin ardından neredeyse yetmiş yıl boyunca belirsiz kaldı. İlk müzakereler sırasında Maskelyne, Herschel'den "tamamen size ait olan ve keşfinden dolayı size minnettar olduğumuz gezegeninize bir isim vermesi için astronomi dünyasına iyilik yapmasını [aynen] yapmasını" talep etti. Maskelyne'in çağrısına yanıt veren Herschel, yeni velinimeti Kral III. George'u onurlandırmak için gök cismine Georgium Sidus (Georgium Sidus) adını vermeyi seçti; aynı zamanda "Gürcü Gezegeni" olarak da biliniyor. Bu mantığı Joseph Banks'le yazışmalarında şöyle dile getirdi:
Antik çağların mitolojik çağlarında gezegenler, Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn gibi önde gelen kahramanların ve tanrıların isimleriyle anılırdı. Ancak günümüzün daha aydınlanmış felsefi çağında, aynı metodolojiyi kullanmaya ve yeni gök bedenimize Juno, Pallas, Apollo veya Minerva adını vermeye pek izin verilemez. Herhangi bir önemli olay veya dikkate değer olay için birincil husus, onun kronolojik bağlamı gibi görünmektedir. Gelecek nesiller, yakın zamanda bulunan bu gezegenin keşif tarihini sorsa, son derece tatmin edici bir yanıt şu olurdu: 'Kral Üçüncü George'un saltanatında'.
Herschel'in önerdiği isim Britanya ve Hannover dışında sınırlı kabul gördü ve alternatif isimlerin hızla teklif edilmesine yol açtı. Gökbilimci Jérôme Lalande, kaşifini onurlandırmak için Herschel adının verilmesini savundu. İsveçli gökbilimci Erik Prosperin, Astraea Cybele (bunlar artık asteroitlere atfedilmektedir) ve Neptün adlarını ortaya attı; bu sonuncusu daha sonra keşfedilen bir sonraki gezegen için benimsendi. Göttingen'den Georg Lichtenberg de Astraea'yi (Austräa olarak gösterilir) onayladı, ancak bu rakam geleneksel olarak Boğa burcundan ziyade Başak takımyıldızıyla ilişkilendiriliyor. Diğer gökbilimciler Neptün'ü tercih ettiler ve İngiliz Kraliyet Donanması filosunun Amerikan Bağımsızlık Savaşı sırasındaki zaferlerini, yeni gezegene Neptün George III veya Neptün Büyük Britanya adını vererek anma konseptini takdir ettiler; bu da Lexell tarafından öne sürülen bir uzlaşmaydı. Daniel Bernoulli Hypercronius ve Transaturnis'i önerdi. Ayrıca Minerva da önerildi.
Mart 1782 tarihli bir incelemesinde Johann Elert Bode, Yunan gökyüzü tanrısı Ouranos'un Latinceleştirilmiş bir versiyonu olan Uranüs adını ileri sürdü. Bode, diğer gezegen isimleriyle tutarlılığı korumak için gezegenin tanımının mitolojik geleneklerle uyumlu olması gerektiğini savundu. Uranüs'ü, ilk nesil Titanların babasını temsil ettiği için uygun buldu. Dahası, ismin kavramsal zarafetini vurguladı ve tıpkı Satürn'ün Jüpiter'in babası olması gibi, yeni gezegene de Satürn'ün atası adının verilmesi gerektiğini belirtti. Yine de Bode, görünüşe bakılırsa Uranüs'ün tanrının adının Latinceleştirilmiş hali olduğunu, Caelus'un da onun Romalı karşılığı olduğunu gözden kaçırmıştı. 1789'da Bode'un Kraliyet Akademisi'ndeki meslektaşı Martin Klaproth, yakın zamanda keşfedilen elemente uranyum adını verdi ve böylece Bode'un seçimini onayladı. Sonunda, Bode'un önerisi geniş çapta kabul gördü ve 1850'de en son direnen HM Denizcilik Almanak Ofisi'nin Georgium Sidus'u kullanmaktan Uranüs'e geçiş yapmasıyla evrensel olarak benimsendi.
Uranüs iki farklı astronomik sembolle ilişkilendirilir. İlk sembol olan ⛢, 1782'de Bode'un emriyle Johann Gottfried Köhler tarafından tanıtıldı. Köhler, yeni gezegene yalnızca otuz yıl önce bilimsel olarak tanımlanan bir element olan platin sembolünü atamayı önerdi. Platin için yerleşik bir simya sembolü bulunmadığından, platinin demirle (genellikle 'beyaz altın' olarak anılır) karışmış oluşumunu yansıtan, gezegensel metal sembolleri ☉ (altın) ve ♂ (demir)'i birleştiren ⛢ veya ⛢'ı önerdi. Bode, dik bir yönelimin (⛢) benzersiz karakterini korurken diğer gezegenlerin sembolleriyle daha etkili bir şekilde uyum sağladığına inanıyordu. Bu sembol, nadiren de olsa ağırlıklı olarak çağdaş astronomik bağlamlarda kullanılmaktadır. İkinci sembol olan ♅, 1784 yılında Lalande tarafından ortaya atılmıştır. Lalande, Herschel ile yazışmalarında onu "un Globe surmonté par la première lettre de votre nom" ("üzerinde soyadınızın ilk harfinin bulunduğu bir küre") olarak tanımlamıştır. Bu ikinci sembol, astrolojide neredeyse evrensel olarak benimsenmiştir.
İngilizce popüler kültürde, komedi etkisi sıklıkla, "anüsünüz" ifadesine fonetik benzerlik taşıyan Uranüs adının yaygın telaffuzundan kaynaklanır.
Uranüs, çeşitli dillerdeki farklı adlarla bilinir. Çince (天王星; Tiānwángxīng), Japonca (天王星 Tennōsei), Korece (천왕성 Cheonwangseong) ve Vietnamca (sao Thiên) Vương), gezegenin adı doğrudan 'Göksel Kral yıldızı' anlamına gelir. Resmi Tayland tanımı Dao Yurenat'dir (ดาวยูเรนัส), İngilizce karşılığını yansıtır. Alternatif bir Tay ismi olan Dao Maruettayu (ดาวมฤตยู), Sanskritçe'de 'ölüm' anlamına gelen terimden türetilen 'Mṛtyu Yıldızı' anlamına gelir. Mrtyu (मृत्यु). Moğolca adı Tengeriin Van (Тэнгэрийн ван), 'Göklerin Kralı' anlamına gelir ve bu nedenle göksel tanrının ismini yansıtır. göklere hakimiyet. Hawaii dilinde gezegene 'Herschel'in Hawaii uyarlaması olan Heleʻekela adı verilir.
Oluşum
Buz devlerini gaz devlerinden ayıran belirgin özelliklerin, onların ilgili oluşum geçmişlerinden kaynaklandığı öne sürülüyor. Güneş Sistemi'nin oluşumunun, genellikle güneş öncesi nebula olarak adlandırılan, dönen bir proto-gezegensel disk içinde meydana geldiği varsayılmaktadır. Bu nebulanın gaz halindeki bileşenlerinin (ağırlıklı olarak hidrojen ve helyum) önemli bir kısmı birleşerek Güneş'i oluştururken, toz taneleri de bir araya gelerek ilk protogezegenleri oluşturdu. Büyümeleri sırasında, bazı gezegenler, kütleçekim alanlarının nebular gaz kalıntısını tutmasına yetecek kadar kütle biriktirdiler. Bu birikim süreci olumlu bir geri bildirim döngüsü yarattı: Artan gaz tutulması daha büyük boyuta yol açtı, bu da gaz tutulmasını arttırdı ve boyutlarının katlanarak arttığı kritik bir eşik ile sonuçlandı. Tersine, yalnızca birkaç Dünya kütlesindeki bulutsu gazını biriktiren buz devleri bu kritik kütleye ulaşamadı. Gezegen göçüne ilişkin çağdaş simülasyonlar, özellikle de Nice modeli, her iki buz devinin de Güneş'e mevcut yörünge konumlarından daha yakın bir yerde ortaya çıktığını ve daha sonra dışarıya doğru göç ettiğini öne sürüyor.
Yörünge ve dönüş
Uranüs, yaklaşık olarak her 84 Dünya yılında bir güneş yörüngesini tamamlar. 1781'deki keşfinden bu yana, yıldızların arka planına karşı yapılan gözlemler, gezegenin, ikili yıldız Zeta Tauri'nin kuzeydoğusunda yer alan keşif noktasını özellikle Mart 1865 ve Mart 1949'da iki kez yeniden ziyaret ettiğini ve üçüncü geri dönüşünün Nisan 2033'te yapılması planlandığını ortaya koyuyor.
Yörünge döneminin 84 yıla yakın olması nedeniyle, Uranüs'ün görünürdeki göksel konumu tam olarak 84 yıl önceki konumunu yakından yansıtıyor. Uranüs'ün geriye doğru hareketi her yıl onu yaklaşık olarak bir önceki yılda gözlemlenen en doğu noktasına yeniden konumlandırır.
Gezegenin ortalama güneş merkezli mesafesi yaklaşık 20 AU'dur (3 milyar km; 2 milyar mi). 1,8 AU'yu ölçen günberi-günöte farkı, diğer tüm büyük gezegenlerinkini aşıyor, ancak cüce gezegen Plüton için gözlemlenenden daha az belirgin olmaya devam ediyor. Güneş ışınımı mesafenin karesiyle ters orantılı olarak azalır; sonuç olarak, Dünya'nın Güneş'ten yaklaşık 20 katı uzaklıkta olan Uranüs, Dünya'da yaşanan güneş yoğunluğunun yalnızca yaklaşık 1/400'ünü alır.
Pierre-Simon Laplace, Uranüs'ün yörünge elemanlarını ilk olarak 1783'te hesapladı. Zamanla, tahmin edilen ve gözlemlenen yörünge yolları arasında farklılıklar ortaya çıktı ve John Couch Adams'ın 1841'de bu tutarsızlıkların Güneş'e atfedilebileceğini öne sürmesine yol açtı. Keşfedilmemiş bir gezegenin yerçekimi etkisi. Daha sonra 1845 yılında Urbain Le Verrier, Uranüs'ün yörünge mekaniği konusunda bağımsız bir araştırma başlattı. 23 Eylül 1846'da Johann Gottfried Galle, Le Verrier'in hesaplamalarına yakından karşılık gelen bir konumda, sonradan Neptün olarak adlandırılan yeni bir gezegeni başarılı bir şekilde tespit etti.
Uranüs'ün iç dönüş periyodu tam olarak 17 saat, 14 dakika ve 52 saniyedir; bu, onun auroralarının dönüş dinamiklerinin izlenmesinden elde edilen bir ölçümdür. Diğer dev gezegenlerle tutarlı olarak Uranüs'ün üst atmosferi, dönüş yönüyle aynı hizada olan güçlü bölgesel rüzgarlar sergiliyor. Belirli enlemlerde, özellikle yaklaşık 60 derece güneyde, fark edilebilir atmosferik özellikler önemli ölçüde daha yüksek hızlar sergiliyor ve tam bir dönüşü 14 saat gibi kısa bir sürede tamamlıyor.
Eksenel eğim
Uranüs'ün dönme ekseni Güneş Sistemi'nin değişmez düzlemine neredeyse paraleldir ve belirlenen kuzey kutbuna bağlı olarak 82,23° veya 97,77°'lik bir eksen eğikliği sergiler. Uluslararası Astronomi Birliği'nin tanımına göre kuzey kutbu, Güneş Sistemi'nin değişmez düzleminin Dünya'nın Kuzey Kutbu ile aynı tarafında yer alan kutuptur. Bu sözleşmeye göre Uranüs geriye dönük dönüş sergiliyor. Tersine, eğer kuzey ve güney kutupları dönüş yönüne göre sağ el kuralıyla tanımlanırsa, Uranüs'ün eksenel eğimi 97,77° olur, bu da kuzey ve güney kutuplarının gösterimini tersine çevirir ve gezegenin ilerlemeli rotasyonuyla sonuçlanır. Bu aşırı eğim, diğer gezegenlerde gözlemlenenlerden belirgin şekilde farklı mevsimsel değişimlere neden oluyor. Plüton ve asteroit 2 Pallas da önemli eksenel eğimlere sahiptir. Gündönümleri sırasında kutuplardan biri sürekli güneş ışığı alırken diğeri sürekli karanlıkta kalır; yalnızca sınırlı bir ekvator kuşağı hızlı bir gündüz-gece döngüsüne maruz kalır ve Güneş ufkun oldukça aşağısında konumlanır. Uranüs yörüngesinin karşı tarafından geçerken kutuplarının güneş yönelimi tersine döner. Sonuç olarak, her kutup yaklaşık 42 yıl kesintisiz gün ışığına maruz kalır ve ardından 42 yıl karanlık gelir. Ekinoksların çevresinde, Güneş doğrudan Uranüs'ün ekvatorunu aydınlatır ve diğer gezegenlerin çoğunda bulunanlarla karşılaştırılabilir gündüz-gece döngülerine yol açar.
Bu eksenel yönelimin bir sonucu olarak, bir Uranüs yılı boyunca ortalama olarak alındığında, gezegenin kutuplara yakın bölgeleri ekvator bölgelerine göre daha fazla güneş enerjisi emer. Buna rağmen Uranüs'ün ekvatoru, kutuplarına göre daha yüksek bir sıcaklığı korur. Bu termal anomaliden sorumlu olan kesin mekanizma henüz belirlenmemiştir. Uranüs'ün anormal eksen eğikliğinin kökeni de belirsizdir; ancak yaygın spekülasyon, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında Dünya boyutunda bir protogezegenin Uranüs'le çarpışarak bu çarpık yönelime neden olduğunu ileri sürmektedir. Durham Üniversitesi'nden Jacob Kegerreis tarafından yürütülen araştırmalar, eğimin yaklaşık 3 ila 4 milyar yıl önce Dünya'dan daha büyük bir protogezegenin çarpmasından kaynaklandığını öne sürüyor. Voyager 2'nin 1986'daki uçuşu sırasında, Uranüs'ün güney kutbu neredeyse doğrudan Güneş'e doğru yönelmişti.
Gökbilimciler, Herschel'in Titania ve Oberon'u keşfetmesinden bu yana Uranüs'ün kendine özgü dönme eksenini çıkarmışlardı; Laplace, bu ayların yörüngelerinin gezegenin ekvator düzlemine göre eğimini hesaplıyordu. 1805.
Karasal Görünürlük
Uranüs, 0,17 standart sapma ile 5,68 ortalama görünür parlaklık ve 5,38 ila 6,03 arasında değişen uç değerler sergiler. Bu parlaklık aralığı çıplak gözle görülebilme eşiğine yaklaşmaktadır. Bu değişkenliğin önemli bir kısmı, Güneş tarafından aydınlatılan ve Dünya'dan gözlemlenen belirli gezegensel enlemlere atfedilebilir. Açısal çapı, Satürn'ün 16 ila 20 yay saniyesi ve Jüpiter'in 32 ila 45 yay saniyesinin aksine, 3,4 ila 3,7 yay saniyesi arasındadır. Muhalefet sırasında Uranüs, karanlık gökyüzü koşullarında çıplak gözle fark edilebilir ve kentsel ortamlarda bile dürbünle kolayca gözlemlenebilir hale gelir. Objektif çapları 15 ile 23 cm arasında olan daha büyük amatör teleskoplar aracılığıyla Uranüs, gözle görülür şekilde kararan soluk camgöbeği bir disk olarak karşımıza çıkıyor. 25 cm veya daha geniş açıklığa sahip önemli bir teleskop kullanıldığında bulut desenleri ve Titania ile Oberon dahil daha büyük uydulardan bazıları fark edilebilir hale gelebilir.
Dahili Kompozisyon ve Yapı
Uranüs, Dünya'nın yaklaşık 14,5 katı kütlesiyle dev gezegenler arasında en az kütleye sahip olanıdır. Neptün'ünkini biraz aşan çapı Dünya'nın yaklaşık dört katıdır. Sonuç olarak, 1,27 g/cm3 yoğunluğu, Uranüs'ü Satürn'den sonra en az yoğun olan ikinci gezegen konumuna getiriyor. Bu yoğunluk, su, amonyak ve metan da dahil olmak üzere çeşitli buzların birincil bileşimini akla getiriyor. Tahminler seçilen gezegen modeline göre değişiklik gösterdiğinden, Uranüs'ün iç kısmındaki buzun tam toplam kütlesi belirsizliğini koruyor, ancak bunun 9,3 ile 13,5 Dünya kütlesi arasında değiştiğine inanılıyor. Hidrojen ve helyum, toplam kütlenin yalnızca küçük bir kısmını oluşturur; tahminen 0,5 ila 1,5 Dünya kütlesi arasındadır. 0,5 ile 3,7 Dünya kütlesi arasında değişen, buz dışında kalan kütlenin ise kayalık malzeme olduğu düşünülüyor.
Uranüs'ün yapısının standart modeli üç farklı katman öne sürer: Merkezi kayalık çekirdek (silikatlar ve demir-nikel alaşımlarından oluşur), ortadaki buzlu manto ve en dıştaki hidrojen ve helyumdan oluşan gazlı zarf. Çekirdek nispeten küçüktür; yalnızca 0,55 Dünya kütlesi kadar bir kütleye ve gezegenin toplamının %20'sinden daha azını oluşturan bir yarıçapa sahiptir. Manto, gezegenin kütlesinin çoğunluğunu (yaklaşık 13,4 Dünya kütlesi) oluştururken, üst atmosfer nispeten incedir, yaklaşık 0,5 Dünya kütlesi ağırlığındadır ve Uranüs'ün yarıçapının son %20'sini kaplar. Uranüs'ün çekirdeği yaklaşık 9 g/cm3 yoğunluk sergiler; merkezi basınç 8 milyon bar'a (800 GPa) ulaşır ve sıcaklıklar 5000 K civarındadır. "Buz" mantosu, terminolojisinin aksine, geleneksel buzdan değil, su, amonyak ve diğer uçucu bileşiklerden oluşan sıcak, yoğun bir sıvıdan oluşur. Elektriksel olarak son derece iletken olan bu sıvıya bazen su-amonyak okyanusu da denir.
Uranüs'ün iç kısmında, yoğun basınç ve sıcaklık koşullarının metan moleküllerini ayrıştırdığı varsayılmaktadır. Daha sonra serbest kalan karbon atomları, dolu tanelerine benzer bir şekilde manto boyunca çökelerek elmas kristallerine yoğunlaşabilir. Bu fenomen Jüpiter, Satürn ve Neptün'de meydana gelen teorik elmas yağışına paraleldir. Lawrence Livermore Ulusal Laboratuvarı'nda aşırı basınç altında gerçekleştirilen deneysel araştırmalar, mantonun tabanında muhtemelen yüzen katı 'elmas buzdağları' içeren metalik bir sıvı karbon okyanusunun potansiyel varlığını göstermektedir.
Uranüs ve Neptün'ün genel bileşimleri, gazlı bileşenler üzerinde buzun baskın olmasıyla karakterize edilen Jüpiter ve Satürn'ün bileşimlerinden farklıdır. Bu bileşimsel ayrım onların buz devleri olarak sınıflandırılmasını doğruluyor. Su moleküllerinin hidrojen ve oksijen iyonlarından oluşan bir plazmaya ayrıştığı potansiyel bir iyonik su tabakası mevcut olabilir. Daha iç kısımlarda, hidrojen iyonları oksijen kafesinden serbestçe geçerken oksijenin kristalleştiği bir durum olan süperiyonik su oluşabilir.
Yukarıda bahsedilen yapısal model geniş çapta kabul görse de tek açıklama bu değildir; alternatif modeller aynı zamanda gözlemsel verilerle de uyumludur. Örneğin, buzlu mantoya önemli miktarlarda hidrojen ve kayalık malzeme entegre edilmiş olsaydı, iç buzların toplam kütlesi azalırken, kayaların ve hidrojenin birleşik kütlesi orantılı olarak artacaktı. Mevcut ampirik veriler, en doğru modelin kesin bilimsel olarak belirlenmesini engellemektedir. Uranüs'ün akışkan iç yapısı, belirgin bir katı yüzeyin yokluğunu ima eder. Bunun yerine, gazlı atmosferi giderek gezegenin iç sıvı katmanlarına dönüşüyor. Pratik amaçlar doğrultusunda, 1 bar'lık (100 kPa) atmosferik basınç seviyesinde tanımlanan dönen bir yassı küremsi geleneksel olarak bir "yüzey" olarak tanımlanır. Bu referans yüzeyi sırasıyla 25,559 ± 4 km (15,881,6 ± 2,5 mi) ve 24,973 ± 20 km (15,518 ± 12 mi) ekvator ve kutup yarıçaplarına sahiptir. Bu makale boyunca bu belirlenmiş yüzey, yükseklik ölçümleri için veri görevi görmektedir.
Dahili Isıtma
Uranüs, diğer dev gezegenlerinkinden önemli ölçüde daha düşük bir iç ısı imzası sergiliyor ve bu, astronomik bağlamlarda gözle görülür derecede azalmış bir termal akış olarak kendini gösteriyor. Uranüs'ün olağanüstü derecede düşük iç sıcaklığının altında yatan nedenler çözülmemiş bir bilimsel gizem olmaya devam ediyor. Hem boyut hem de bileşim bakımından Uranüs'e çok benzeyen bir gezegen gövdesi olan Neptün, emdiği güneş enerjisinin 2,61 katını uzaya yayar. Tam tersine, Uranüs neredeyse hiç fark edilebilir aşırı ısı yaymaz. Uranüs'ün spektrumun uzak kızılötesi (termal) kısmında yaydığı toplam güç, atmosferi tarafından emilen güneş enerjisinin 1,06±0,08 katı kadardır. Uranüs'ün ısı akışı yalnızca 0,042±0,047 W/m§1112§'tir; bu, Dünya'nın yaklaşık 0,075 W/m§1718§ olan iç ısı akışından daha düşük bir değerdir. Uranüs'ün tropopozunda kaydedilen minimum sıcaklık 49 K (−224,2 °C; −371,5 °F) olup, bu da Uranüs'ün Güneş Sistemindeki en soğuk gezegen olduğunu ortaya koymaktadır.
Bu termal anomaliyi ele alan yaygın bir hipotez, Uranüs'ün eksen eğikliğinden sorumlu olduğuna inanılan Dünya büyüklüğündeki çarpma tertibatının çekirdek sıcaklığının azalmasına yol açtığını öne sürüyor. Bu çarpma olayının, Uranüs'ün ilkel ısısının önemli bir kısmını dışarı atmasına neden olduğu teorileştirildi. Alternatif bir hipotez, Uranüs'ün üst atmosferik katmanları içinde, ısının çekirdekten yüzeye yukarı doğru transferini engelleyen bir termal bariyerin varlığını öne sürüyor. Örneğin, konveksiyon farklı, bileşimsel olarak katmanlı katmanlar içinde meydana gelebilir, böylece verimli bir şekilde yukarıya doğru ısı taşınması engellenebilir. Çift difüzyonlu konveksiyonun ısı aktarımı için sınırlayıcı bir mekanizma görevi görmesi de akla yatkındır.
2021 yılında yapılan bir çalışma, mineral yüklü suyu sıkıştırarak buz devlerinin iç koşullarını simüle etti ve Uranüs ve Neptün'ün sıvı iç kısımlarında önemli miktarda magnezyum çözünme potansiyelini ortaya koydu. Uranüs'teki magnezyum konsantrasyonunun Neptün'e kıyasla daha yüksek olması, bir ısı yalıtım katmanının oluşumunu kolaylaştırabilir ve bu da gezegenin oldukça düşük sıcaklığına makul bir açıklama getirebilir.
Atmosfer
Uranüs'ün iç kısmında belirgin bir katı yüzey bulunmamasına rağmen, uzaktan algılamayla tespit edilebilen en dıştaki gaz zarfı, onun atmosferi olarak belirlenmiştir. Uzaktan algılama, koşulların yaklaşık 100 bar (10 MPa) ve 320 K'ye (47 °C; 116 °F) ulaştığı 1 bar (100 kPa) basınç seviyesinin yaklaşık 300 km altına nüfuz edebilir. Yaygın termosfer, geleneksel olarak 1 bar basınçta tanımlanan nominal yüzeyden iki gezegen yarıçapının ötesine uzanır. Uranüs atmosferi üç ana katmana ayrılmıştır: -300 ila 50 km (−186 ila 31 mil) rakımlar arasında değişen ve 100 ila 0,1 bar (10 MPa ila 10 kPa) arasındaki basınçlara sahip troposfer; 50 ila 4.000 km (31 ila 2.485 mil) arasında uzanan ve 0,1 ila 10−10 bar (10 kPa ila 10 μPa) arasındaki basınçlara sahip stratosfer; ve yüzeyden 4.000 km'den 50.000 km'ye kadar uzanan termosfer. Özellikle mezosferin bulunmaması dikkat çekicidir.
Kompozisyon
Uranüs'ün atmosferik bileşimi genel kütlesinden farklıdır; ağırlıklı olarak moleküler hidrojen ve helyumdan oluşur. Üst troposferde, helyum atomlarının gaz molekülü başına oranı olarak tanımlanan helyum molar fraksiyonu 0,15±0,03 boyutundadır ve 0,26±0,05'lik bir kütle fraksiyonuyla ilişkilidir. Bu ölçüm, protosolar helyum kütle fraksiyonunun 0,275±0,01'e yaklaştığını gösteriyor; bu da helyumun gaz devlerinin aksine merkezi çökelmeye uğramadığını gösteriyor. Metan (CH§1920§), Uranüs'te en bol bulunan üçüncü atmosferik bileşeni oluşturur. Metan, görünür ve yakın kızılötesi (IR) spektrum boyunca belirgin soğurma bantları sergileyerek Uranüs'e karakteristik deniz mavisi veya camgöbeği rengini verir. Metan bulutu katmanının altında, 1,3 bar (130 kPa) basınç seviyesinde, metan molekülleri molar kesir olarak atmosferin %2,3'ünü oluşturur; bu, Güneş'te gözlemlenen karbon bolluğunun yaklaşık 20 ila 30 katıdır.
Üst atmosferdeki karışım oranı, doyma seviyesini azaltan ve fazla metanın donmasını hızlandıran olağanüstü derecede düşük sıcaklığına atfedilebilecek şekilde önemli ölçüde azalır. Amonyak, su ve hidrojen sülfit gibi daha az uçucu bileşiklerin derin atmosferdeki konsantrasyonları büyük ölçüde belirsizliğini koruyor, ancak bunların güneş bolluğunu aşması muhtemel. Metanın yanı sıra Uranüs stratosferi, metanın güneş ultraviyole (UV) radyasyonu tarafından fotolizinden kaynaklandığı varsayılan eser miktarlarda çeşitli hidrokarbonlar içerir. Bunlar arasında etan (C2H6), asetilen (C§78§H§910§), metilasetilen (CH§1314§C§1516§H) ve diasetilen (C§1920§HC§2122§H). Spektroskopik analiz ayrıca üst atmosferde çok küçük miktarlarda su buharı, karbon monoksit ve karbon dioksit bulunduğunu ortaya çıkardı; bu bileşenlerin varlığı yalnızca gelen toz ve kuyruklu yıldızlar gibi dış kaynaklara atfedilebilir.
Troposfer
Troposfer, atmosferin en alçak ve en yoğun katmanını temsil eder; artan rakımla birlikte sıcaklık değişimiyle ayırt edilir. Sıcaklıklar -300 km'de bulunan nominal troposferin tabanında yaklaşık 320 K'den (47 °C; 116 °F) 50 km'de 53 K'ye (-220 °C; −364 °F) düşer. Tropopoz olarak bilinen en soğuk üst troposferik bölgede sıcaklıklar 49 ila 57 K (−224 ve −216 °C; −371 ve −357 °F) arasında dalgalanır ve enlemsel bağımlılık sergiler. Bu tropopoz bölgesi, Uranüs'ün termal uzak kızılötesi emisyonlarının büyük kısmını oluşturur ve böylece etkin sıcaklığı 59,1 ± 0,3 K (−214,1 ± 0,3 °C; −353,3 ± 0,5 °F) olarak belirlenir.
Troposferin karmaşık bir bulut mimarisine sahip olduğu varsayılır; su bulutlarının 50 ila 100 bar (5 ila 10 MPa) basınç aralığında, amonyum hidrosülfit bulutlarının 20 ila 40 bar (2 ila 4 MPa) arasında, amonyak veya hidrojen sülfür bulutlarının 3 ila 10 bar (0,3 ila 1 MPa) arasında var olduğu ve 1 ila 2 bar'da (0,1 ila 0,2 MPa) doğrudan gözlemlenen ince metan bulutlarının var olduğu varsayılır. Güçlü rüzgarlar, parlak bulutlar ve mevsimsel değişimlerle karakterize edilen troposfer, son derece dinamik bir atmosferik bölge oluşturur.
Üst Atmosfer
Uraniye atmosferi içinde stratosfer, tropopozda 53 K'den (-220 °C; −364 °F) termosferin tabanında 800 ila 850 K (527 ila 577 °C; 980 ila 1.070 °F) aralığına yükselen, rakımla birlikte sıcaklıktaki genel bir artışla karakterize edilen orta katmanı oluşturur. Bu stratosferik ısınma, metan fotolizi yoluyla bu atmosferik bölgede üretilen güneş ultraviyole (UV) ve kızılötesi (IR) radyasyonunun metan ve diğer hidrokarbonlar tarafından emilmesinden kaynaklanır. Ek olarak, termal enerji, daha sıcak olan termosferden iletim yoluyla aktarılır. Bu hidrokarbonlar, basıncın 1.000 ila 10 Pa ve sıcaklıkların 75 ila 170 K (−198 ila −103 °C; −325 ve −154 °F) arasında değiştiği, 100 ila 300 km arasındaki yükseklikleri kapsayan nispeten sınırlı bir katman içinde yoğunlaşmıştır.
Metan, asetilen ve etan, en yaygın hidrokarbonları temsil eder ve karışım oranları şu şekildedir: hidrojene göre yaklaşık 10−7. Bu rakımlarda karbon monoksit karşılaştırılabilir bir karışım oranı gösterir. Tersine, daha ağır hidrokarbonlar ve karbondioksit, üç kat daha düşük karışım oranlarına sahiptir. Suyun bolluk oranı yaklaşık 7×10−9'tur. Etan ve asetilen, stratosferin ve tropopozun daha soğuk, alt bölgelerinde (özellikle 10 mBar seviyesinin altında) yoğunlaşmaya eğilimlidir ve bu da pus katmanlarının oluşmasına yol açar. Bu katmanlar potansiyel olarak Uranüs'ün nispeten özelliksiz görünümüne katkıda bulunan bir faktördür. Uranüs stratosferindeki bu sis katmanlarının üzerindeki hidrokarbon konsantrasyonunun, diğer dev gezegenlerin stratosferlerinde gözlemlenenden oldukça düşük olması dikkat çekicidir.
Uranüs'ün en dış atmosferik bölgesi, yaklaşık 800 K (527 °C) ile 850 K (577 °C) arasında tutarlı bir sıcaklığı koruyan termosfer ve koronadan oluşur. Ne güneş ultraviyole (UV) radyasyonu ne de auroral aktivitenin gerekli enerjiyi sağlayamayacağı göz önüne alındığında, bu kadar yüksek sıcaklıkları sürdürmek için gereken spesifik ısı kaynakları henüz belirlenmemiş durumda. Katkıda bulunan bir faktör, stratosferde 0,1 mBar basınç seviyelerinin üzerindeki hidrokarbonların kıtlığına atfedilen azalan soğutma verimliliği de olabilir. Termosfer-korona bölgesi, moleküler hidrojenin ötesinde önemli sayıda serbest hidrojen atomuna da ev sahipliği yapıyor. Düşük kütleleri ve yüksek sıcaklıklarının birleşimi, koronanın, gezegenin yüzeyinden iki Uranüs yarıçapına eşdeğer olan 50.000 km'ye (31.000 mil) kadar uzanan geniş erişimini açıklamaktadır.
Bu geniş korona, Uranüs'ün ayırt edici bir özelliğini temsil ediyor. Bunun gözlemlenebilir etkileri, Uranüs'ün etrafındaki yörüngedeki küçük parçacıklara uygulanan ve Uranüs halkaları içindeki tozun geniş çapta tükenmesine katkıda bulunan bir sürükleme kuvvetini kapsar. Uranüs termosferi üst stratosferle birlikte gezegenin iyonosferini oluşturur. Ampirik veriler, bu iyonosferin 2.000 ila 10.000 km (1.200 ila 6.200 mil) arasındaki rakımları kapsadığını göstermektedir. Özellikle Uranüs'ün iyonosferi, Satürn veya Neptün'ün iyonosferiyle karşılaştırıldığında daha fazla yoğunluk sergiliyor; bu, potansiyel olarak stratosferindeki hidrokarbon konsantrasyonunun azalmasına atfedilebilecek bir olgu. Güneşin ultraviyole (UV) radyasyonu öncelikle iyonosferi destekler ve yoğunluğu güneş aktivitesi seviyelerine göre dalgalanır. Jüpiter ve Satürn'ün aksine, Uranüs'teki kutup ışığı etkinliği nispeten ihmal edilebilir düzeydedir.
İklim Koşulları
Uranüs'ün atmosferi, morötesi ve görünür dalga boylarında gözlemlendiğinde, diğer açılardan çok benzediği Neptün de dahil olmak üzere diğer dev gezegenlerle karşılaştırıldığında oldukça özelliksiz görünüyor. 1986 yılında Voyager 2'nin yakın geçişi sırasında, gezegenin diskinin tamamında yalnızca on ayrı bulut özelliği tespit edildi. Atmosfer özelliklerinin bu azlığına ilişkin önde gelen hipotezlerden biri, Uranüs'ün diğer dev gezegenlere göre önemli ölçüde daha düşük iç ısıya sahip olduğu ve bu durumun onu Güneş Sistemindeki en soğuk gezegen haline getirdiği yönündedir.
Atmosferik Bantlanma, Rüzgarlar ve Bulut Oluşumları
1986'daki karşılaşması sırasında Voyager 2, Uranüs'ün görünür güney yarımküresinin iki ayrı bölgeye bölünebildiğini ortaya çıkardı: parlak bir kutup başlığı ve daha koyu ekvator bantları. Bu bölgeler arasındaki sınır yaklaşık -45° enleminde yer almaktadır. −45° ila −50° enlem aralığı boyunca uzanan belirgin, dar bir bant, genellikle güney "yakası" olarak anılan, görünür yüzeydeki en parlak büyük ölçekli özelliği oluşturur. Hem kutup başlığı hem de yakanın, 1,3 ila 2 bar basınç aralığında bulunan yoğun metan bulutları birikmesinden oluştuğu varsayılmaktadır. Bu geniş bantlı yapıya ek olarak Voyager 2, çoğunlukla yakanın birkaç derece kuzeyinde yer alan on adet daha küçük, parlak bulut oluşumunu tespit etti. Bunun dışında, 1986'da Uranüs, dinamik atmosferik aktiviteden büyük ölçüde yoksun bir gezegen olarak ortaya çıktı.
Voyager 2 güney yazında Uranüs'e ulaştığında, kuzey yarımkürenin gözlemlenmesi mümkün değildi. 21. yüzyılın başlarında, kuzey kutup bölgesi gözlemlenebilir hale geldikçe, hem Hubble Uzay Teleskobu (HST) hem de Keck teleskopu başlangıçta bu yarımkürede ne bir yaka ne de bir kutup başlığı tespit etti. Sonuç olarak Uranüs, güney kutbuna yakın parlaklık ve güney yakasının kuzeyindeki bölge boyunca tekdüze karanlıkla karakterize edilen asimetrik bir görünüm sundu. 2007 yılına gelindiğinde, Uranüs'ün ekinoksuyla aynı zamana denk gelen güney yakası büyük ölçüde dağılırken, 45° enlem civarında ince bir kuzey yakası ortaya çıktı. Daha yakın bir zamanda, 2023'te, Çok Büyük Dizi'yi kullanan bir araştırma ekibi, 80° enleminde koyu renkli bir yaka ve kuzey kutbunda bir kutupsal girdabın varlığına işaret eden parlak bir özellik tespit etti.
1990'larda, gözlemlenen parlak bulut özelliklerinin yaygınlığı, kısmen yeni yüksek çözünürlüklü görüntüleme metodolojilerinin ortaya çıkışıyla ilişkilendirilebilecek şekilde önemli ölçüde arttı. Bu özelliklerin çoğunluğu kuzey yarımkürede giderek görünür hale geldikçe tanımlandı. Parlak bulutların kuzey yarımkürenin karanlık bölgelerinde daha kolay fark edilebildiğini, güney yarımkürede ise parlak yaka tarafından gizlendiğini öne süren ilk hipotez, daha sonra çürütüldü. Buna rağmen iki yarıkürenin bulut oluşumları arasında belirgin farklılıklar devam etmektedir. Kuzey bulutları daha küçük boyutlara, daha keskin tanımlara ve daha fazla parlaklığa sahiptir ve daha yüksek rakımlarda yer alıyor gibi görünmektedir. Bulut yaşam süreleri, birden fazla büyüklük sırasına yayılan önemli bir değişkenlik sergiler; bazı küçük bulutlar yalnızca birkaç saat boyunca varlığını sürdürürken, Voyager 2 karşılaşmasından bu yana en az bir güney bulutu varlığını sürdürmüş olabilir. Son gözlemler aynı zamanda Uranüs ve Neptün bulutlarının özellikleri arasında da önemli benzerlikler olduğunu ortaya çıkardı. Örneğin, Neptün'de sıklıkla gözlemlenen karanlık noktalar, Uranüs Karanlık Noktası olarak adlandırılan açılış özelliğinin başarıyla görüntülendiği 2006 yılına kadar Uranüs'te tespit edilememişti. Bu, Uranüs'ün ekinoksal döneminde giderek Neptün özelliklerini benimsediği yönünde spekülasyonlara yol açtı.
Çok sayıda bulut özelliğinin titizlikle izlenmesi, Uranüs'ün üst troposferindeki bölgesel rüzgarların miktarının belirlenmesini kolaylaştırdı. Ekvatorda rüzgarlar, gezegenin dönüşünün tersi bir yönü gösteren, −360 ila −180 km/sa (−220 ila −110 mil/sa) arasında değişen hızlarla geriye doğru hareket sergiler. Rüzgar hızları ekvatordan uzaklaştıkça artar ve troposferik sıcaklığın minimumuna karşılık gelen ±20° enlem civarında sıfıra düşer. Kutuplara doğru ilerleyen rüzgarlar, Uranüs'ün dönüşüyle aynı hizada olacak şekilde ilerleme yönüne geçer. Bu rüzgar hızları, kutuplarda sıfıra yavaşlamadan önce yaklaşık ±60° enlemde zirveye ulaşarak yoğunlaşmaya devam ediyor. Spesifik olarak -40° enlemde rüzgar hızları 540 ila 720 km/sa (340 ila 450 mil/sa) arasında değişir. Yakanın bu paralelin altındaki tüm bulutlar üzerindeki engelleyici etkisinden dolayı, yaka ile güney kutbu arasındaki rüzgar hızları ölçülemez düzeyde kalıyor. Bunun tersine, kuzey yarımkürede, +50° enlem yakınında 860 km/saat'e (540 mil/saat) ulaşan en yüksek hızlar kaydedilmiştir.
1986'da, Voyager 2 Gezegensel Radyo Astronomi (PRA) deneyi, 0,9-40 frekans aralığında çalışan, Uraniyen elektrostatik deşarjları (UED'ler) olarak tanımlanan 140 şimşek çakmasını belgelemiştir. MHz. Bu UED'ler Uranüs'ten 600.000 km uzaklıktan 24 saatlik bir sürede tespit edildi ve çoğunluğu optik olarak görünmezdi. Bununla birlikte, mikrofiziksel modelleme, Uranyen yıldırımların derin troposferik su bulutlarında yer alan konvektif fırtınalardan kaynaklandığını göstermektedir. Bu önerme doğruysa, troposferin üzerinde yer alan geniş bulut katmanları nedeniyle yıldırım görsel olarak gözlemlenemez. Uraniye yıldırımı yaklaşık 108 W'luk bir güç çıkışına sahiptir, 1×10^7 J ile 2×10^7 J arasında enerji açığa çıkarır ve ortalama 120 ms süreye sahiptir. Uranüs yıldırımının gücünün, bulut taşınım oranlarındaki dalgalanmalardan etkilenen önemli mevsimsel değişkenlik sergileyebileceği varsayılmaktadır. Özellikle, Uraniye yıldırımı karasal yıldırımdan çok daha güçlüdür ve yoğunluk bakımından Jüpiter yıldırımıyla karşılaştırılabilir. Buz devleriyle karşılaşması sırasında Voyager 2, Uranüs'teki şimşekleri Neptün'e kıyasla daha belirgin bir şekilde kaydetti; bu, Uranüs'ün daha düşük yer çekimine ve potansiyel olarak daha sıcak derin atmosferine atfedilen bir olgudur.
Mevsimsel Değişim
Mart ayından Mayıs 2004'e kadar Uranüs atmosferi, Neptün benzeri bir estetik kazandıran önemli bulut oluşumları sergiledi. Bu gözlemler, halk dilinde "4 Temmuz havai fişekleri" olarak adlandırılan sürekli fırtınanın yanı sıra, 820 km/saat'e (510 mil/saat) ulaşan benzeri görülmemiş rüzgar hızlarını belgeledi. Daha sonra, 23 Ağustos 2006'da Uzay Bilimleri Enstitüsü'nden (Boulder, Colorado) ve Wisconsin Üniversitesi'nden bilim adamları, Uranüs'ün yüzeyinde karanlık bir nokta tespit ederek atmosferik dinamiklerinin anlaşılmasını güçlendirdi. Aktivitedeki bu ani artışın kesin etiyolojisi büyük ölçüde belirsizliğini koruyor; ancak Uranüs'ün belirgin eksen eğiminin aşırı mevsimsel meteorolojik dalgalanmalara katkıda bulunduğu varsayılmaktadır. Bu mevsimsel değişimleri karakterize etmek zordur, çünkü Uranüs'e ilişkin kapsamlı atmosferik veriler tek bir Uranüs yılını oluşturan 84 yıldan daha kısa bir süreyi kapsamaktadır. 1950'lerden başlayarak Uranüs yılının yarısından fazla bir süre boyunca gerçekleştirilen fotometrik analizler, iki spektral bant boyunca tutarlı parlaklık değişimlerini ortaya çıkardı; en yüksek yoğunluklar gündönümleri sırasında ve minimumlar ekinokslar sırasında gözlemlendi. 1960'larda başlatılan, derin troposferin mikrodalga ölçümleri aracılığıyla, yine gündönümlerinde zirveye ulaşan benzer bir periyodik dalgalanma tespit edilmiştir. Ayrıca, 1970'lerde başlayan stratosferik sıcaklık değerlendirmeleri, 1986 gündönümüne yakın maksimum değerleri gösterdi. Gözlemlenen bu değişkenlik ağırlıklı olarak görüntüleme geometrisindeki değişikliklere bağlanıyor.
Kanıtlar, Uranüs'te fiziksel mevsimsel dönüşümlerin meydana geldiğini gösteriyor. Uranüs, aydınlık bir güney kutup bölgesiyle karakterize edilirken, kuzeydeki karşılığı nispeten soluk görünüyor; bu, daha önce açıklanan mevsimsel değişim modeliyle tutarsız bir özellik. 1944'teki bir önceki kuzey gündönümünde Uranüs'ün artan bir parlaklık sergilemesi, kuzey kutbunun sürekli olarak loş olmadığını ima ediyordu. Bu gözlem, görünür kutbun gündönümünden önce parlaklığının yoğunlaştığını ve ekinokstan sonra azaldığını göstermektedir. Hem görünür hem de mikrodalga verilerinin kapsamlı analizi, periyodik parlaklık dalgalanmalarının gündönümleri etrafında tamamen simetrik olmadığını gösterdi; bu da meridyen albedo düzenlerinde değişiklikler olduğunu akla getiriyor.
1990'larda, Uranüs gündönümünden geçiş yaparken, Hubble Uzay Teleskobu ve karasal gözlemevlerinden yapılan gözlemler, sürekli parlak olan güney yakası hariç, güney kutup başlığında fark edilebilir bir kararmaya işaret etti. Eş zamanlı olarak, kuzey yarımkürede artan bulut oluşumu ve yoğunlaşan rüzgar hızları da dahil olmak üzere artan aktivite sergilendi ve bu da yakın zamanda parlaklaşacağına dair tahminleri destekledi. Beklenen bu olay, 2007 yılında ekinoksa denk gelerek, ince bir kuzey kutup yakasının ortaya çıkması ve güney yakasının neredeyse algılanamaz hale gelmesiyle gerçekleşti. Bu değişikliklere rağmen, bölgesel rüzgar profili hafif bir asimetriyi korudu; kuzey rüzgarları, güney rüzgarlarına göre biraz daha düşük hızlar sergiledi.
Bu fiziksel değişiklikleri yönlendiren temel mekanizmalar büyük ölçüde gizemli kalıyor. Yaz ve kış gündönümlerine yakın olan Uranüs'ün yarıküreleri dönüşümlü olarak doğrudan güneş ışınımına maruz kalır veya derin uzaya doğru yönlendirilir. Güneşli yarıkürede gözlemlenen parlaklık artışının, troposfer içindeki metan bulutlarının ve pus katmanlarının lokalize kalınlaşmasından kaynaklandığı varsayılmaktadır. Ayrıca -45° enleminde yer alan belirgin yaka da metan bulutu oluşumlarıyla ilişkilidir. Güney kutup bölgesindeki ek değişiklikler, alt bulut katmanlarındaki değişikliklerle açıklanabilir. Yoğun kutup bulutları ve pus katmanlarının konvektif süreçleri engelleyebileceği göz önüne alındığında, Uranüs'ün mikrodalga emisyonlarındaki dalgalanmalar muhtemelen derin troposferik dolaşımdaki kaymalara atfedilebilir. Uranüs'te ilkbahar ve sonbahar ekinokslarının ortaya çıkmasıyla birlikte atmosferik dinamikler gelişiyor ve potansiyel olarak konvektif aktiviteyi yeniden başlatıyor.
Manyetosfer
Voyager 2'nin gelişinden önce, Uranüs manyetosferinin doğrudan ölçümleri mevcut değildi ve özellikleri büyük ölçüde bilinmiyordu. 1986'dan önce bilimsel fikir birliği, Uranüs'ün manyetik alanının güneş rüzgarıyla aynı hizada olacağını, dolayısıyla gezegenin ekliptik düzlemde yer alan kutuplarına karşılık geleceğini öngörüyordu.
Voyager'ın misyonu, Uranüs'ün, ne gezegenin geometrik merkezinden kaynaklanan, ne de dönme ekseniyle aynı hizada olan ve 59°'lik bir eğim sergileyen manyetik alanının tuhaf doğasını gösteren veriler sağladı. Spesifik olarak, manyetik dipol Uranüs'ün çekirdeğinden gezegen yarıçapının yaklaşık üçte biri kadar kaydırılarak güney dönme kutbuna doğru kaymaktadır. Bu ayırt edici konfigürasyon, yüzey manyetik alan kuvvetlerinin önemli ölçüde değiştiği, güney yarımkürede minimum 0,1 gauss'tan (10 μT) kuzey yarımkürede maksimum 1,1 gauss'a (110 μT) kadar değişen önemli ölçüde asimetrik bir manyetosfer oluşturur. Ortalama yüzey alanı kuvveti 0,23 gauss (23 μT) olarak kaydedildi.
2017'de gerçekleştirilen Voyager 2 verilerinin analizi, bu doğal asimetrinin, Uranüs'ün manyetosferi ile güneş rüzgarı arasında günlük bir bağlantıyı kolaylaştırdığını ve dolayısıyla gezegenin güneş parçacıklarına maruz kaldığını öne sürüyor. Buna karşılık, Dünya'nın manyetik alanı, manyetik ekvatoru coğrafi ekvatoruna büyük ölçüde paralel olduğundan, her iki kutupta da karşılaştırılabilir bir güç sergiliyor. Uranüs'ün dipol momentinin Dünya'nınkinden 50 kat daha büyük olması dikkat çekicidir. Neptün'ün de benzer şekilde yer değiştirmiş ve eğik bir manyetik alan göstermesi, bu özelliğin buz devleri arasında yaygın olabileceğini düşündürüyor. Geçerli hipotezlerden biri, karasal ve gaz devlerinin derin çekirdeklerinden kaynaklanan manyetik alanlarının aksine, buz devlerinin manyetik alanlarının daha sığ derinliklerde, potansiyel olarak su-amonyak okyanusunda meydana gelen dinamik süreçler tarafından üretildiğini öne sürüyor. Manyetosferin hizalanmasına ilişkin alternatif bir teori, Uranüs'ün iç kısmında manyetik alanı etkileyebilecek sıvı elmas okyanuslarının varlığını öne sürüyor.
Bununla birlikte, Uranüs'ün manyetik alanında gözlemlenen asimetrinin tipik bir manyetosferik durumu mu oluşturduğu yoksa yalnızca alışılmadık uzay havası olayları sırasında tesadüfi bir gözlemi mi yansıttığı belirsizliğini koruyor. Voyager verilerinin 2024'te gerçekleştirilen daha sonraki bir analizi, uçuş sırasında kaydedilen oldukça asimetrik manyetosferik konfigürasyonun muhtemelen anormal bir durum olduğunu gösteriyor. Bu sonuç, o dönemde Uranüs'ün manyetosferinin sıkışmasına neden olabilecek, alışılmadık derecede yüksek güneş rüzgarı yoğunluğu ölçümleriyle destekleniyor. Ayrıca, güneş rüzgârı olayıyla olan bu etkileşim, normalde düşük ölçülen manyetosferik plazma yoğunluğuyla bir arada var olan sağlam elektron radyasyon kuşaklarının görünürdeki paradoksunu aydınlatabilir. Bu tür çevresel koşulların, zamanın %5'inden daha azında ortaya çıktığı tahmin edilmektedir.
Uranüs manyetosferi, kendine özgü hizalanmasına rağmen, diğer gezegenlerinkilerle birçok özelliği paylaşmaktadır. Yaklaşık 23 Uranüs yarıçapı yukarı yönde konumlandırılmış bir yay şoku, 18 Uranüs yarıçapında bir manyetopoz, tam gelişmiş bir manyetokuyruk ve farklı radyasyon kuşakları içerir. Genel olarak Uranüs'ün manyetosferinin yapısal organizasyonu Jüpiter'inkinden farklıdır ancak Satürn'ünkine daha çok benzemektedir. Uranüs'ün manyeto kuyruğu, gezegenin eğik dönüşü nedeniyle uzun bir tirbuşon konfigürasyonunu benimseyerek uzayda milyonlarca kilometre uzanır.
Uranüs'ün manyetosferi, küçük bir H2+ iyon konsantrasyonuyla desteklenen, ağırlıklı olarak proton ve elektronlardan oluşan yüklü parçacıklardan oluşur. Bu parçacıkların önemli bir kısmının termosferden kaynaklandığı varsayılmaktadır. İyon enerjileri 4 megaelektronvolta kadar çıkabilirken, elektron enerjileri 1,2 megaelektronvolta kadar çıkabilmektedir. İç manyetosferde düşük enerjili iyonların yoğunluğu (1 kiloelektronvolt'un altında) yaklaşık 2 cm−3'tür. Bu parçacıkların dağılımı, manyetosferi geçerek fark edilebilir boşluklar yaratan Uranüs'ün uydularından büyük ölçüde etkileniyor. Parçacık akışı, 100.000 yıl gibi astronomik olarak hızlı bir zaman ölçeğinde meydana gelen, bu uydular ve halkalarda yüzey kararmasına veya uzayın hava koşullarına maruz kalmasına neden olacak kadar yoğundur. Bu fenomen, Uranüs'ün uyduları ve halkalarında gözlemlenen tekdüze koyu renklenmenin potansiyel sorumlusudur.
Uranüs, her iki manyetik kutbu çevreleyen parlak yaylar olarak kendini gösteren, nispeten iyi gelişmiş auroralar sergiler. Jüpiter'in auroralarının aksine, Uranüs'ün auroralarının gezegenin termosferinin enerji dengesi üzerinde ihmal edilebilir bir etkisi olduğu görülüyor. Bu kutup ışığı olayları, özellikle de bunların trihidrojen katyonlarına atfedilen kızılötesi spektral emisyonları, 2023'ün sonlarına kadar kapsamlı bir incelemeye tabi tutuldu.
Mart 2020'de, NASA'daki gökbilimciler, Uranüs'ten yayılan ve uzaya yayılan, plazmoid adı verilen önemli bir atmosferik manyetik kabarcığın tanımlandığını duyurdu. Bu keşif, Voyager 2 uzay sondasının 1986'daki gezegen uçuşu sırasında elde ettiği tarihsel verilerin yeniden değerlendirilmesi sonucunda ortaya çıktı.
Aylar
Uranüs'ün tanımlanmış 29 doğal uydusu vardır. İsimlendirmeleri William Shakespeare ve Alexander Pope'un edebi eserlerinde yer alan karakterlerden kaynaklanmaktadır. Beş ana uydu Miranda, Ariel, Umbriel, Titania ve Oberon'dur. Uranüs uydu sistemi, dev gezegenlerin uydu sistemleri arasında en düşük toplam kütleye sahiptir; Beş büyük uydusunun kümülatif kütlesi, Neptün'ün en büyük uydusu olan Triton'un tek başına kütlesinin yarısından azdır. Uranüs'ün uydularının en büyüğü olan Titania, yalnızca 788,9 km'lik (490,2 mil) bir yarıçap ölçer; bu, Ay'ın yarıçapının yarısından daha azdır, ancak Satürn'ün en büyük ikinci uydusu olan Rhea'nınkini marjinal olarak aşar ve böylece Titania'yı Güneş Sistemi içindeki sekizinci en büyük ay olarak konumlandırır. Uranüs'ün uyduları genellikle Umbriel için 0,20 ile Ariel için 0,35 (yeşil ışıkta gözlemlendiğinde) arasında değişen düşük albedolar sergiler. Bu kütleler, bileşim bakımından yaklaşık %50 buz ve %50 kayadan oluşan buz kayası kümeleridir. Buzlu bileşen, amonyak ve karbondioksit içerebilir.
Uranüs uyduları arasında Ariel, çarpma kraterlerinin en düşük yoğunluğuyla karakterize edilen jeolojik açıdan en genç yüzeyi sunarken, Umbriel en eskisini sergiliyor. Miranda, 20 km (12 mil) derinliğe uzanan fay kanyonlarına, teraslı jeolojik katmanlara ve yüzey yaşları ile morfolojik özelliklerin oldukça heterojen bir dağılımına sahiptir. Miranda'nın tarihsel jeolojik aktivitesinin, yörüngesinin mevcut durumuna göre daha eksantrik olduğu bir dönemde gelgit ısınmasıyla tetiklendiği ve muhtemelen Umbriel ile önceki 3:1 yörünge rezonansından kaynaklandığı varsayılmaktadır. Diyapirlerin yükselişiyle bağlantılı genişlemeli jeolojik süreçler, Miranda'nın kendine özgü 'yarış pisti' benzeri koronasının olası oluşumu olarak kabul ediliyor. Ariel'in daha önce Titania ile 4:1 yörünge rezonansını koruduğuna inanılıyor.
Uranüs, 83982 Crantor olarak adlandırılan, Güneş-Uranüs L3 Lagrangian noktasını (yörüngesi boyunca 180° konumlu yerçekimsel olarak kararsız bir bölge) işgal eden en az bir at nalı yörünge aracına sahiptir. Crantor, Uranüs'ün eş-yörünge bölgesini karmaşık, geçici bir at nalı yörüngesi boyunca geçiyor. 2010 AB65 aynı zamanda Uranüslü at nalı kütüphanecisi için gelecek vaat eden bir aday olarak değerlendiriliyor.
Zil Sistemi
Uraniyen halka sistemi, boyutları mikrometreden bir metrenin kesirlerine kadar değişen olağanüstü derecede koyu parçacıklardan oluşur. Şu anda, ε halkası en parlak olan on üç farklı halka tanımlanmıştır. İki özel halka dışında, Uranüs sistemindeki diğer halkaların tümü dikkat çekici derecede dardır ve tipik olarak yalnızca birkaç kilometre genişliğindedir. Halkaların jeolojik olarak genç olduğu varsayılıyor; Dinamik analizler onların Uranüs ile birlikte oluşmadıklarını gösteriyor. Halkaları oluşturan malzeme, yüksek hızlı çarpmalarla parçalanan bir ay veya birden fazla aydan kaynaklanmış olabilir. Bu çarpmaların oluşturduğu yoğun enkazdan, halkaların mevcut konumlarına karşılık gelen kararlı bölgeler içinde yalnızca sınırlı sayıda parçacık varlığını sürdürdü.
William Herschel, 1789'da Uranüs'ü çevreleyen potansiyel bir halka yapısını belgeledi. Bu gözlem, esasen halkaların doğası gereği zayıf olması ve sonraki iki yüzyıl boyunca diğer gökbilimciler tarafından destekleyici gözlemlerin bulunmaması nedeniyle büyük ölçüde sorgulanabilir olarak kabul ediliyor. Bununla birlikte Herschel, epsilon halkasının boyutlarının, Dünya'ya göre açısal yöneliminin, kırmızımsı renginin ve Uranüs Güneş'in etrafında dönerken gözlenen değişimlerinin kesin bir tanımını yaptı. Halka sistemi, 10 Mart 1977'de James L. Elliot, Edward W. Dunham ve Jessica Mink tarafından Kuiper Hava Gözlemevi'nden yararlanılarak kesin olarak tanımlandı. Bu keşif tesadüfen gerçekleşti; İlk hedefleri, SAO 158687 (aynı zamanda HD 128598 olarak da bilinir) yıldızının gezegen tarafından gizlenmesi yoluyla Uranüs'ün atmosferini incelemekti. Gözlemlerinin analizi üzerine, yıldızın Uranüs tarafından örtülmesinden önce ve sonra beş kez kısa süreliğine gözden kaybolduğu kaydedildi. Bu onların Uranüs çevresinde bir halka sisteminin varlığı sonucunu çıkarmasına yol açtı. Daha sonra dört halka daha tespit edildi. Halkaların doğrudan görüntülenmesi, 1986 yılında Voyager 2'nin Uranüs'e geçişi sırasında elde edildi. Voyager 2 ayrıca iki zayıf halka daha tespit ederek toplam sayıyı on bire çıkardı.
Hubble Uzay Teleskobu Aralık 2005'te daha önce keşfedilmemiş iki halka tespit etti. Bu halkalardan büyük olanı, daha önce belgelenen halkalarla karşılaştırıldığında Uranüs'ten iki kat daha uzakta bulunuyor. Uranüs'e oldukça uzak olmaları nedeniyle, yeni tanımlanan bu halkalara toplu olarak "dış" halka sistemi adı verilmektedir. Hubble ayrıca iki küçük uyduyu da gözlemledi; bunlardan biri Mab, yakın zamanda keşfedilen en dıştaki halkayla aynı yörüngede dönüyor. Bu yeni halkaların dahil edilmesi, Uranüs halkalarının toplam sayısını 13'e çıkarmıştır. Nisan 2006 itibarıyla, Keck Gözlemevi'nden elde edilen bu yeni halkaların görüntüleri, onların farklı renklerini ortaya çıkarmıştır: En dıştaki halka mavi bir renk tonu sergilerken, diğeri kırmızı görünmektedir. Geçerli bir hipotez, dış halkanın mavi renginin, Mab'ın yüzeyinden kaynaklanan ve mavi ışığı dağıtmaya yetecek kadar küçük olan çok küçük su buzu parçacıklarının bileşiminden kaynaklandığını öne sürüyor. Bunun tersine, Uranüs'ün iç halkaları gri bir görünüm sergiliyor.
Uranüs halkalarını Dünya'dan doğrudan gözlemlemenin doğasında olan zorluklara rağmen, dijital görüntüleme teknolojisindeki ilerlemeler, çok sayıda amatör gökbilimcinin kırmızı veya kızılötesi filtreler kullanarak bu halkaların görüntülerini başarılı bir şekilde yakalamasına olanak tanıdı; 36 cm (14 inç) kadar küçük açıklıklara sahip teleskoplar, uygun görüntüleme aparatlarıyla donatıldığında halkaları tespit etme kapasitesine sahip olabilir.
Keşif
1977'de başlatılan Voyager 2, Neptün'e doğru yörüngesine devam etmeden önce, 24 Ocak 1986'da Uranüs'e en yakın geçişini gerçekleştirdi ve gezegenin bulut tepelerinin 81.500 km (50.600 mil) yakınına yaklaştı. Sonda, Uranüs'ün belirgin eksenel eğimine atfedilen kendine özgü hava koşullarını da kapsayan atmosferik yapısını ve kimyasal bileşimini titizlikle araştırdı. Uranüs'ün en büyük beş uydusunun ilk detaylı incelemelerini gerçekleştirdi ve ilave on uyduyu belirledi. Voyager 2, sistem içinde önceden belirlenen dokuz halkanın tamamını inceledi ve iki halkayı daha ortaya çıkardı. Ayrıca, manyetik alanı analiz ederek düzensiz konfigürasyonunu, eğimini ve Uranüs'ün yanal yöneliminden kaynaklanan kendine özgü tirbuşon şeklindeki manyeto kuyruğunu fark etti.
O zamandan bu yana, başka hiçbir uzay aracı Uranüs'ün yanından uçuş gerçekleştirmedi, ancak çok sayıda görev yeniden düzenlendi. Cassini uzay aracını Satürn'den Uranüs'e yönlendirmenin fizibilitesi, 2009'daki görev genişletme planlama aşamasında değerlendirildi; ancak bu seçenek, Satürn'den ayrıldıktan sonra Uranüs sistemine yolculuğun yaklaşık yirmi yıl gerektireceği göz önüne alındığında, Satürn'ün atmosferi içindeki kontrollü yok edilmesi lehine sonuçta reddedildi. Potansiyel bir Uranüs giriş sondası, 1-5 atmosfer derinliğe inmek için Pioneer Venus Multiprobe'un tasarım mirasından yararlanabilir. 2011'de yayınlanan 2013-2022 Gezegensel Bilim Decadal Araştırması, 2020 ile 2023 arasında bir fırlatma penceresi ve ardından Uranüs'e 13 yıllık bir geçiş öneren Uranüs Yörünge Aracı ve Araştırma misyonunu onayladı. Bu öneri, 2022'de, Uranüs sondası/yörünge aracı misyonunun, özellikle buz devlerine ilişkin sınırlı bilgi birikimi nedeniyle, en yüksek öncelikli atamayı aldığında tekrarlandı. Yakın zamanda, CNSA'nın 2029'da fırlatılması planlanan Tianwen-4 Jüpiter yörünge aracı, yıldızlararası uzaya ilerlemeden önce Mart 2045'te Uranüs'ün yanından geçiş yapmak için yörüngeye girmek yerine yer çekimi desteğinden yararlanacak ve ayrılacak bir alt sondayı konuşlandırmak üzere tasarlandı. Ek olarak Çin, potansiyel olarak Uranüs veya Neptün'ün yörüngesine girebilecek olası bir Tianwen-5 misyonuna ilişkin planların ana hatlarını çizdi, ancak bu planlar henüz gerçekleşmedi.
Kültürde
Uranüs, kurgusal anlatılarda sık sık ortaya çıkmasının ötesinde, Lydia Sigourney'nin 1827 tarihli şiiri The Georgian Planet ve Gustav Holst'un 1914 ile 1916 yılları arasında bestelediği orkestra süiti Gezegenler'deki belirli bir hareket gibi çeşitli sanatsal yaratımlara ilham kaynağı olmuştur. Herschel'in gezegeni keşfetmesi aynı zamanda şu dizelerde de anılmaktadır: "Sonra dünyanın bir gözlemcisinden hoşlandığımı hissettim. gökler/Yeni bir gezegen onun ken'ine doğru yüzdüğünde", John Keats'in "Chapman'ın Homer'ına İlk Bakışta" adlı şiirinde bulunur. Gezegenin tanımlanması ayrıca, 1789 yılında Alman kimyager Martin Heinrich Klaproth tarafından bağımsız olarak keşfedilen kimyasal element uranyumun isimlendirilmesine de yol açtı.
Çağdaş astrolojide, Uranüs gezegeni (sembol ) Kova burcunun yönetici gezegeni olarak tanımlanır; Tarihsel olarak, Uranüs'ün keşfinden önce Satürn, Kova burcu üzerindeki bu astrolojik hakimiyeti elinde tutuyordu. Uranüs'ün camgöbeği rengi ve elektrikle olan ilişkisi göz önüne alındığında, camgöbeğine çok benzeyen "elektrik mavisi" tonu, astrolojik burç olan Kova burcuyla bağlantılıdır.
Notlar
- Pultarova, Tereza (1 Ekim 2021). "Uranüs'teki pis kokulu 'mantar' dolu taşları, orada (ve Neptün'de de) atmosferik anormalliği açıklayabilir." Space.com.Madenci, Ellis D. (1998). Uranüs: Gezegen, Halkalar ve Uydular. New York: John Wiley and Sons. ISBN 978-0-471-97398-0.Gore, Rick (Ağustos 1986). "Uranüs: Voyager Karanlık Bir Gezegeni Ziyaret Ediyor." National Geographic, cilt. 170, hayır. 2, s. 178–194. ISSN 0027-9358. OCLC 643483454.Alexander, Arthur Francis O'Donel (1965). Uranüs Gezegeni: Gözlem, Teori ve Keşfin Tarihi. New York: Amerikan Elsevier Yayıncılık Şirketi.Bode, Johann Elert (1784). Von Dem Neu Entdeckten Planeten [Yeni Keşfedilen Gezegenden] (Almanca). Berlin: Bey dem Verfasser. Bibcode:1784vdne.book.....B. doi:10.3931/e-rara-1454.
- Uranüs Avrupa Uzay Ajansı'nda
- Uranüs, Jet Propulsion Laboratuvarı'nın gezegensel foto muhabirliğinde (fotoğraflar)
- Uranyen sistem montajı (fotoğraf)
- Gray, Meghan; Merrifield, Michael (2010). "Uranüs." Altmış Sembol. Nottingham Üniversitesi'nden Brady Haran.
- "Uranus Rings photos", James Webb Uzay Teleskobu, NASA, 18 Aralık 2023, erişim tarihi: 19 Aralık 2023Kaynak: TORİma Akademi Arşivi