CALM/arwiki huggingface dataset:
يشابه غلاف زحل الجويّ ذاك الخاص بالمشتري، لكنه أكثر خفوتاً (من حيث السطوع) وأوسع عند خط الاستواء. أقل طبقات الغيوم ارتفاعاً في زحل هي طبقة من جليد الماء، وهي تمتد لارتفاع 10 كم وتبلغ درجة حرارتها -23ْ مئوية. ومن المرجّح أنه يوجد فوق هذه الطبقة طبقة من جليد بيكبريتيد الأمونيوم، والتي تمتد إلى ارتفاع 50 كيلومتراً وتبلغ حرارتها ما يقارب -93ْ مئوية. تمتد طبقة أخرى إلى ارتفاع ثمانين كيلومتراً فوق هذه الطبقة وهي تتكون من جليد الأمونيا، حيث تصل درجة الحرارة فيها إلى ما يقارب -153ْ مئوية. وبالقرب من قمّة الغلاف الجوي، تمتد مساحات من غازي الهيدروجين والهيليوم إلى ارتفاع يتراوح بين 200 و270 كم فوق سحب الأمونيا المرئيّة. تعدّ رياح زحل الأسرع في النظام الشمسي. وقد رصد المسبار فوياجر أقصى سرعة للرياح الشرقية والتي بلغت 500 م/ث، أي ما يعادل 1800 كم/س. لم يتم رصد أنواع الغيوم في جوّ زحل أو التعرّف عليها حتى في رحلة فوياجر، ومنذ ذلك الحين، تحسنت المقارب الأرضية بشكل كبير بحيث أصبح العلماء قادرين على مشاهدتها. وتُكمل سُحُب الغلاف الجوي العلوي حول خط الاستواء دورة حول الكوكب كل عشر ساعات وعشر دقائق، وهو زمن قليل. أما السحب في خطوط العرض العليا فقد تستغرق زمناً يزيد بنصف ساعة على ذلك في مرورها عبر الكوكب.
رصد مقراب هابل الفضائي عام 1990 سحابة بيضاء هائلة الحجم في جو زحل قرب خط استوائه، والتي لم تلاحظ أثناء رحلة فوياجر. كما رصد المقراب عاصفة أصغر سنة 1994. وكانت عاصفة عام 1990 مثالاً على البقعة البيضاء العظيمة، وهي ظاهرة نادرة وذات عمر قصير تحدث مرة واحدة في كل سنة زحلية، وهي فترة تعادل تقريباً 29.5 سنة أرضية. رُصدت هذه البقعة في أعوام 1876، 1903، 1933، و1960، وبقعة عام 1933 هي الأكثر شهرة من بينها. وفي حال بقي التواتر مستمراً فإن بقعة أخرى ستظهر سنة 2020.
ظهر النصف الشمالي لزحل في الصور الحديثة لكاسيني بلون أزرق ساطع بشكل مشابه لأورانوس، ولا يمكن رصد هذا اللون الأزرق من كوكب الأرض بسبب حجب حلقات زحل لنصفه الشمالي بسبب ظاهرة تبعثر ريليه.
كشف فلكيّون حديثاً باستخدام الأشعة تحت الحمراء أن زحل يملك دوامات قطبية دافئة، وهذه الظاهرة ليست معروفة إلا على كوكب زحل حتى الآن. وفي حين أن درجة الحرارة على زحل تصل إلى -185ْ مئوية عادةً، فإنها تصل في هذه الدوامات إلى -122ْ مئوية.
البقعة البيضاء العظيمة.
سميت بشكل مُناظر للبقعة الحمراء العظيمة الموجودة على سطح المشتري. وهو اسم يُطلق على العواصف الدورية التي تحدث على سطح زحل ويمكن رؤيتها بواسطة المقرابات الأرضية، وتتميز باللون الأبيض. يُمكن أن تمتد العاصفة على عرض مئات الكيلومترات. تحدث جميع البقع البيضاء العظيمة في النصف الشمالي من زحل، وهي تبدأ بشكل بقع منفصلة لا تلبث أن تمتد بسرعة على خطوط الطول كما حدث سنة 1933 و1990 حيث كانت العاصفة الأخيرة كبيرة كفاية لتطوّق الكوكب. وتفرض بعض النظريات أن سبب نشوء البقع البيضاء هو صعود كميات كبيرة من الغلاف الجوي بفعل عدم الاستقرار الحراري.
نمط سحب القطب الشمالي سداسية الشكل.
لوحظ شكل السحب سداسيّة الأضلاع المتواجدة في دوامة الغلاف الجوي في القطب الشمالي عند حوالي 78ْ شمالاً لأوّل مرّة بواسطة صور مسبار فوياجر. وخلافاً للقطب الشمالي، أشارت صور مرصد هابل الفضائي إلى وجود تيّارات نفاثة في المنطقة القطبية الجنوبية من الكوكب، ولكن لا توجد دوامات قطبية قوية ولا أي موجة دائمة سداسية.
على الرغم مما سبق، أفادت وكالة ناسا في تشرين الثاني/نوفمبر من سنة 2006 أن المركبة الفضائية كاسيني رصدت بعض الأعاصير في القطب الجنوبي والتي تملك ما يُعرف "بعين الإعصار"، وهي حلقة كبيرة من عواصف رعدية ضخمة. وهذه المشاهدة جديرة بالملاحظة لأنه لم يتم مشاهدة أي عين إعصار في أي كوكب آخر باستثناء الأرض (وكانت قد تمّت سابقاً محاولة فاشلة لرصد هذه الظاهرة في البقعة الحمراء العظيمة على كوكب المشتري).
يبلغ طول الأضلاع الجانبية لسحب القطب الشمالي سداسية الشكل حوالي 13,800 كيلومتر، وتدور كامل المنطقة حول نفسها خلال مدة 10 ساعات و39 دقيقة و24 ثانية. وهي نفس فترة بث أمواج لا سلكية من الكوكب.
الحقل المغناطيسي.
إن الغلاف المغناطيسي لزحل منتظم للغاية، وذلك بسبب وقوع القطبين المغناطيسيين على خط واحد مع قطبي الدوران. تضغط الرياحُ الشمسية جانِبَ الحقل المواجه للشمس، وتعمل على بسط الجانب المحجوب عن هذه الرياح. يُسببُ الدوران السريع للكوكب حول محوره تكوين قرص من التيارات في مستوى خط الاستواء، وهذا يؤثّر بدوره في الحقل المغناطيسي وفي أقسام الغلاف المغناطيسي الأكثر بعداً.
وبذلك فإن لزحل حقل مغناطيسي بسيط ومتناسق ثنائي القطب. وهو قويّ عند خط الاستواء حيث تبلغ شدته حوالي 0.2 جاوس ويساوي تقريباً واحد إلى عشرين من المجال المغناطيسي حول المشتري، وأقل بقليل من المجال المغناطيسي حول الأرض. بالنتيجة فإن مجال زحل المغناطيسي أصغر بكثير من ذلك الذي يَملكه المشتري ويمتدّ قليلاً فقط وراء مدار تيتان.
ومن المحتمل أن سبب نشوء المجال المغناطسيي في زحل مشابه لسبب نشوئه في المشتري بسبب طبقة الهيدروجين الجزيئي. ويعمل هذا الغلاف المغناطيسي على حرف الرياح الشمسية.
وكذلك يتميز المجال المغناطيسي لكوكب زحل بوجود قطبين شماليّ وجنوبيّ له، ولكنه يُعاكس الأرض في موقعيهما فيُلاحظ البوصلة الأرضية تشير نحو جنوب كوكب زحل الجغرافيّ ليَدل على موقع القطب الشمالي المغناطيسي عليه، أي أن الشمال المغناطيسيّ هو الجنوب الجغرافي، فقطباه المغناطيسيّان بعكس قطبيه الفعليّين. وهذا المجال متطابق تماماً مع محور دوران الكوكب، بينما على الأرض يميل بمعدل 10ْ عن محور دوران الأرض. يُوجد غلاف مغناطيسي منتظم وطبقة متأينة من ذرّات الهيدروجين حول الكوكب. وقد حدد العلماء أن سبب ضعف هذا المجال مقارنة مع المشتري يعود إلى قلة سمك الطبقة السائلة المعدنية من الهيدروجين فيه بالنّسبة لتلك على المشتري.
مدار ودوران زحل.
متوسط المسافة بين زحل والشمس تبلغ أكثر من 1,400,000,000 كم، مع متوسط سرعة مدارية تبلغ 9.69 كم/ثانية، يأخذ زحل من الوقت 10,759 يوماً أرضياً (29 سنة ونصف تقريباً) لإنهاء دورة واحدة حول الشمس. ويَميل مداره البيضاوي الشكل بزاوية 2.48° بالنسبة إلى سهل الأرض المداري. وبسبب وجود شذوذ مداري يبلغ 0.056، فالمسافة بين زحل والشمس تختلف بما يُقارب من 155,000,000 كيلومتراً بين الحضيض والأوج.
بما أن كوكب زحل هو عملاق غازي، فإن الزمن الذي يستغرقه للدوران حول محوره ليس ثابتاً، وإنما يعتمد على خط العرض. فالمعالم المرئيّة على زحل تدور بنسب مختلفة تبعاً لخطوط العرض التي تقع عليها، وقد تم حساب فترات دوران متعددة للمناطق المختلفة على الكوكب (كما في حالة المشترى): النظام الأول مدته 10 ساعات و14 دقيقة و00 ثانية (844.3°/د)، ويَشمل المنطقة الاستوائية، والتي تمتد من الحافة الشمالية للحزام الاستوائي الجنوبي إلى الطرف الجنوبي من الحزام الاستوائي الشمالي. وقد تم تعيين جميع خطوط العرض الأخرى لزحل في فترة دوران 10 ساعات و39 دقيقة و24 ثانية (810.76°/د)، وهو النظام الثاني. أما النظام الثالث فهو مبنيّ على انبعاثات الموجات اللاسلكية الصادرة من الكوكب التي رصدتها مركبة فوياجر أثنار اقتراباتها منه، وتبلغ فترة هذا النظام 10 ساعات و39 دقيقة و22.4 ثانية (810.8°/د)، ولأنه قريب جداً من النظام الثاني فقد حلّ محله إلى حد كبير.ومع ذلك، فإن القيمة الدقيقة للمدة المدارية لباطن الكوكب تبقى محيّرة.
في أثناء اقتراب كاسيني من زحل في عام 2004، وجدت المركبة الفضائية أن فترة الدوران اللاسلكية لزحل قد ازدادت بشكل ملحوظ، حيث بلغت 10 ساعات و45 دقيقة و45 ثانية (± 36 ثانية). وسبب التغيير هذا ليس معروفاً، واعتُقد آنذاك أن السبب يَرجع إلى حركة المصدر اللاسلكي إلى خط عرض زحلي مختلف، أي أنه تغيّر في المدة الدوانية وليس في دوران زحل نفسه.
في وقت لاحق من آذار/مارس عام 2007، وُجد أن دوران الابتعاثات اللاسلكية لم يتأثر بدوران الكوكب، لكنه بدلاً من ذلك نتج عن الحمل الحراري لقرص البلازما، والذي يَعتمد أيضاً على عوامل أخرى بجانب دوران الكوكب. وأفيد أنه قد يكون سبب الاختلاف في فترات الدوران ناتجاً عن نشاط السخّانات على قمر زحل إنقليدس. وبخار الماء المُبتعث إلى مدار زحل من خلال هذا النشاط يُؤثر على غلاف زحل المغناطيسي ويجعله أضعف، وهذا يُبطئ دورانه بشكل طفيف بالنسبة لدوران الكوكب. وحالياً من المُسلّم به أنه لا توجد طريقة معروفة لتحديد معدّل دوران باطن زحل.
آخر التقديرات لفترة دوران زحل كانت في أيلول/سبتمبر 2007، واستندت إلى معلومات مجموعة من مختلف قياسات مسابير كاسيني وفوياجر وبيونير، وهذا التقدير هو 10 ساعات و32 دقيقة و35 ثانية.
حلقات زحل.
ربما يَكون زحل هو أكثر الكواكب شهرة لنظامه المكون من حلقات، الأمر الذي يجعل منه أكثر جسم فضائي ملحوظ في النظام الشمسي. إن حلقات زحل تجعل منه إحدى أكثر الصور الفلكية إلفة وإبهاراً، وذلك إضافة إلى كثرة وروده في قصص وأفلام الخيال العلمي. وقد كان جاليليو جاليلي أول من رصده عبر المقراب عندما وجّه مرقبه البدائي نحو الكوكب لأول مرة عام 1610، لكن جعلته الرؤية ذات الدقة المنخفضة يَعتقد خطأً بأن زحل هو كوكب ثلاثي النظام، يتكون من جسم مركزي كبير وجسمين أصغر منه على جانبيه. وقد تكون الحلقات أحدث بكثير من الكوكب نفسه. لذا رأى بعض كبار الرياضيايين أن هذه الحلقات تستحق الدراسة. ووفقاً لحسابات لاپلاس وجيمس كلارك ماكسويل، فإنه لا بد أن حلقات زحل تتركب من أجسام عديدة أصغر منه. تمتد الحلقات لمسافة تتراوح بين 6,630 كم إلى 120,700 كيلومتراً فوق خط استواء زحل، ومتوسط سماكتها يُقارب 20 كم، ومع ذلك فإن الكتلة الكلية للحلقات التي يصل سمكها إلى عدة مئات من الأمتار تكافئ فقط كتلة ميماس، وتتكون بنسبة 93% من جليد الماء مع القليل من الشوائب، إضافة إلى الكربون غير المتبلور بنسبة 7%. والجزيئات التي تشكل حلقات تتراوح في حجمها من حجم ذرات الغبار إلى سيارة صغيرة. وهناك ثلاث نظريات رئيسية متعلقة في أصل الحلقات. الأولى تفيد بأنها ناتجة عن المواد حول قرص كوكب أولي، والتي كانت دون حد روش للكوكب، ونتيجة لذلك لم تتكتل وتشكل أقماراً. أما حسب الثانية فقد نتج عن حطام قمر تفتت نتيجة اصطدام، وحسب الثالثة نتيجة حطام قمر تفتت بسبب تغير الإجهادات الذي نتج عنه مرور القمر داخل حد روش للكوكب، وقد كان يعتقد أن حلقات الكواكب حلقات غير مستقرة.
خارج الحلقات الرئيسية على مسافة 12 مليون كيلومتر من الكوكب توجد حلقة فويب، وهي تميل بزاوية 27 درجة عن الحلقات الأخرى. قسّم الفلكيون نظام الحلقات إلى سبع حلقات، وهي "أ" و"ب" و"ج" و"د" و"ع" و"ف" و"ي" (A,B,C,D,E,F,G)، كما توجد ضمن الحلقات حاجز كاسيني وهو بين الحلقتين أ وب، كما توجد فجوات أهمها فجوة ماكسويل وفجوة كيلر وفجوة إنكي.
وتؤثر حلقات زحل وأقماره على مجاله المغناطيسي، حيث يُعتقد أن هذا التأثير له دور في تكوين الحلقات. فأثناء دوران تيتان ضمن الغلاف المغناطيسي تهرب كميات من الهيدروجين وبعض العناصر الخفيفة الموجودة في غلافه الجوي الكثيف نسبياً، ويقوم الحقل المغناطيسي بتشكيلها على شكل كعكة صغيرة من الجزيئات المشحونة التي انتزعت من الأسطح المثلجة للأقمار الصغيرة الداخلية لتشكل حلقة أخرى خفيفة حول المجمع الزحلي.
في حين أنه يمكن النظر إلى أكبر الفجوات في الحلقات، مثل حاجز كاسيني وفجوة إنكي، من الأرض، اكتشفت المركبة الفضائية فوياجر أن الحلقات لها بُنية معقدة تتألف من الآلاف من الثغرات الرقيقة والجدائل. كما يُوجد دور للأقمار الرعاة في الحفاظ على حافة الحلقة وشكلها.
تشير البيانات القادمة من المسبار الفضائي كاسيني إلى أن حلقات زحل تمتلك غلافها الجوي الخاص بها، بشكل منفصل عن الغلاف الجوي للكوكب نفسه. ويتكون غلافها الجوي من غاز الأكسجين الجزيئي (O2) ويتم إنتاجه عن طريق تفاعل الأشعة فوق البنفسجية القادمة من الشمس مع جليد الماء المتواجد في الحلقات. تنتج التفاعلات الكيميائية بين جزيء الماء والأشعة فوق البنفسجية غاز "H2" إضافة إلى الأكسجين، وعلى أي حال فإن كمية كلا الغازين قليلة جداً. وأيضاً يحوي الغلاف الجوي للحلقات كميات قليلة من الهيدروكسيد، ويَحصل هذا نتيجة تفكك جزيئات الماء، رغم أنه في هذه الحالة يتم تفكيك الأيونات النشطة لجزيئات الماء التي تطرد من القمر إنسيلادوس.
في يوم 6 تشرين الأول/أكتوبر عام 2009، أُعلن عن اكتشاف قرص رقيق من المواد ضمن مدار فويب، ويمكن وصف هذا القرص بشكل عام بأنه آخر حلقة للكوكب، على الرغم من أنها كبيرة جداً وغير مرئية عملياً. اكتشفت هذه الحلقة بواسطة مقراب سبيتزر الفضائي التابع لناسا باستخدام الأشعة تحت الحمراء. تمتد هذه الحلقة مسافة تتراوح بين 128 و207 ضعف نصف قطر زحل، وتشير الحسابات إلى أنها قد تمتد إلى الخارج لتَصل إلى 300 ضعف نصف قطر زحل.
فيما يلي جدول يوضح خواص الحلقات:
أهم الفجوات ضمن الحلقات.
فجوة إنكي.
يبلغ قطر عرض فجوة إنكي 325 كيلومتراً، وهي تقع ضمن حلقة زحل أ المتمركزة على بُعد 133,590 كم من مركز الكوكب. ونشأت بسبب وجود القمر الصغير بان، الذي يدور ضِمن هذه الفجوة، وقد أظهرت الصور الملتقطة من المسبار كاسيني أنه يُوجد ضمنها ثلاث جدائل رقيقة على الأقل ضمن هذه الفجوة. اكتشف هذه الفجوة العالم جيمس كيلر سنة 1888، وقد سُمّيت باسم إنكي تكريماً ليوهان إنكي.
فجوة كيلر.
تقع هذه الفجوة ضمن الحلقة أ ويَبلغ عرضها 42 كيلومتراً وعلى بعد 250 كيلومتراً من حافة الحلقة الخارجية. ويَدور ضمنها القمر الصغير دافنيس. يُحرض هذا القمر أمواجاً إلى حافة الفجوة. ولأن مدار دافنيس مائلٌ قليلاً عن الحلقات فإن الأمواج المتشكلة تكون بشكل عمودي على الحلقات وتصل إلى ارتفاع 1.9 كم فوق الحافة. اكتُشفت فجوة كيلر باستخدام المسبار فوياجر، وسُمّيت بكيلر تكريماً للعالم الألماني جيمس كيلر.
فجوة هويغنز.
تقعُ هذه الفجوةُ عندَ الحافة الداخليّة لحاجز كاسيني، وتملك نظاماً كثيفاً وغريباً من الحُليْقات يُطلق عليها تسمية "حليقات هويغنز"، وتقعُ هذه الحليقات في وسطِ الفجوة.
فجوة ماكسويل.
تقع هذه الفجوة عند القسم الخارجي للحلقة ج، وتَمتلكُ حُليقات كثيفة غير دائرية.
فجوة كولومبو.
تقع هذه الفجوة في القسم الداخلي للحلقة ج، وتقعُ ضمن هذه الفجوة حُليقات متألقة ضيّقة، ويَبعد مركز الحلقات مسافة 77.883 كم عن مركز زحل.
أقمار زحل.
يَمتلك زحل 60 قمراً طبيعياً على الأقل، 48 منها ذات أسماء. العديد من هذه الأقمار صغير جداً، إذ يُوجد ما بين 33 إلى 50 قمراً بقطر أقل من 10 كيلومترات، بالإضافة إلى 13 قمراً بقطر أقل من 50 كم. وتوجد سبع أقمار كبيرة كفاية لتكون قريبة من شكل الكرة تحت تأثير جاذبيتها الخاصة، وهذه الأقمار هي: تيتان، ريا، إيابيتوس، ديون، تيثِس، إنسيلادوس، وميماس. تيتان هو أكبر الأقمار، فقطره يَتجاوز قطر كوكب عطارد حتى، وهو القمر الوحيد في النظام الشمسي الذي يَملك غلافاً جوياً سميكاً. كما يملك ثاني أكبر الأقمار - ريا - نظام حلقات خاصٍ به.
توجد أيضاً بعض الأجرام الصغيرة التي تسير ضمن حلقات زحل، والتي لا تزال المشاهدات الفلكية بشأنها غير مؤكدة فيما إن كانت أقماراً أم أجمات من الغبار المتوهج حول الكوكب، وهي ما زالت تحمل بعض التعيينات المؤقتة حالياً مثل إس/2009 إس 1، أما في حال التأكد من كونها أقماراً فسيَعتمد الاتحاد الفلكي الدولي أسماءً لها.
أُخذت أقرب صور لتيتان في كانون الثاني/يناير من عام 2004 وكانون الأول/ديسمبر لعام 2005 بواسطة المسبار كاسيني-هويغنز، وفي نهاية المطاف انفصل جزء من المسبار - وهو الجزء المعروف بهويغنز (التصميم الأوروبي) - ليَهبط على سطح تيتان.
تظهر الأقمار الأصغر لزحل كأقزام بالنسبة إلى تيتان، حيث توضح قياسات الكثافة أن جميع الأقمار غنية بالجليد، وأكثره جليد الماء وربما بعض الأمونيا. وكثير من الأقمار لها ظواهر شاذة. هايبريون هو الجرم الوحيد في النظام الشمسي ذي المدار الشواشي. وقد تكون هناك براكين في إنسيلادوس. كذلك فإن ريا مملوء بالفوهات، ومع ذلك فإن مناطقه الأكثر سطوعًا قد تكون نتيجة تكوينات جليدية حديثة. وإيابيتوس له معالم جليدية متموجة وجبال أيضاً. أما تيثِس فتغمره الفوهات، وفيه خندق "إثاكا كازما"، وهو خندق عرضه مئة كيلومتر وعمقه يَتراوح من أربعة إلى خمسة كيلومترات، ويَمتد من القطب إلى القطب تقريباً. ويتميّز ميماس بفوهة هرشل التي يَبلغ عمقها عشرة كيلومترات وقطرها 130 كيلومتراً وتشغل ثلث حجم القمر.
أورانوس (رمزه ) هو سابع الكواكب بعدًا عن الشمس، وثالث أضخم كواكب المجموعة الشمسية، والرابع من حيث الكتلة. سمي على اسم الإله أورانوس (باليونانية القديمة: Οὐρανός) في الميثولوجيا الإغريقية. لم يتم تمييزه من قبل الحضارات القديمة على أنه كوكب رغم أنه مرئي بالعين المجردة، نظرًا لبهوته وبطء دورانه في مداره. أعلن وليام هرشل عن اكتشافه في 13 آذار/مارس من سنة 1781، موسعًا بذلك حدود الكواكب المعروفة لأول مرة في التاريخ. كما كان أورانوس أول كوكب يتم اكتشافة من خلال التلسكوب.
يشابه تركيب أورانوس تركيب كوكب نبتون، وكلاهما ذو تركيب مختلف عن العملاقين الغازيين الآخرين (المشتري وزحل)، لذلك يصنفها الفلكيون أحيانا تحت تصنيف عملاق جليدي. تكوين الغلاف الجوي يشابه تركيب غلاف كلاً من المشتري وزحل، حيث يتركب بشكل أساسي من الهيدروجين والهيليوم، لكنه يحتوي على نسبة جليد أعلى مثل جليد الماء والميثان والأمونيا مع وجود بعض الآثار للهيدروكربونات. يعتبر غلافه الجوي الأبرد في المجموعة الشمسية، مع متوسط حرارة يبلغ 49 كلفن(-224 درجة مئوية). ويتألف من بنية سحاب معقدة، ويعتقد أن الماء يشكل الغيوم السفلى والميثان يشكل طبقة الغيوم الأعلى في الغلاف. في حين يتألف أورانوس من الصخور والجليد.
يملك أورانوس مثل باقي الكواكب العملاقة نظام حلقات وغلاف مغناطيسي وعدد كبير من الأقمار. أكثر ما يميز أورانوس عن غيره من الكواكب هو أن محور دورانه مائل إلى الجانب بشكل كبير، تقريبا مع مستوى دورانه حول الشمس، بحيث يتموضع قطباه الشمالي والجنوبي في مكان تموضع خط الاستواء لمعظم الكواكب. ترى حلقات الكوكب من الأرض أحيانا كهدف الرماية، وتدور أقماره حوله باتجاه عقارب الساعة. أظهرت صور ملتقطة بواسطة المسبار فوياجر 2 سنة 1986 بعض التضاريس للكوكب بالضوء المرئي بدون أي تاثيرات لمجموعات الغيوم أو العواصف مثل باقي العمالقة الغازية. أظهر الرصد الأرضي تغيرات مناخية فصلية، وزيادة في تغيرات الطقس في السنوات الأخيرة. وخاصة عندما يقترب أورانوس من الاعتدالين، فيمكن أن تصل سرعة الرياح 250 مترًا في الثانية.
تم استكشاف أورانوس عن طريق رحلة واحدة فقط تابعة لوكالة ناسا الأمريكية، هي رحلة مسبار فوياجر 2، الذي اقترب من الكوكب إلى أقصى درجة بتاريخ 24 يناير سنة 1986، ومنذ ذلك الحين لم يتم إرسال أي رحلة أخرى، ولم يتم التخطيط لإرسال أي مسبار جديد في القريب العاجل، على الرغم من أن عدد من الرحلات قد تم اقتراحها للمستقبل، إلا أن أي منها لم يتم الموافقة عليه بعد. قام فوياجر 2 بعدد من الاكتشافات الهامة، إذ أظهرت صوره وجود 10 أقمار جديدة لم تكن معروفة من قبل، بالإضافة إلى حلقتين إضافيتين، كما قام المسبار بدراسة الغلاف الجوي البارد لأورانوس وتصوير أكبر خمس أقمار تابعة له، كاشفًا بذلك طبيعة سطحها المغطى بالفوهات الصدمية والوديان العظيمة.
من الرحلات التي اقترح إرسالها في المستقبل: ما اقترحه علماء مختبر مولارد لعلوم الفضاء في المملكة المتحدة، على علماء الناسا، بأن يرسلوا مسبارًا مشتركًا هو "مستكشف أورانوس" ، إلى الكوكب المذكور في سنة 2022. ويعتبر هذا المشروع من المشاريع التابعة للفئة الوسطى ، وقد رُفع تقرير بشأنه إلى وكالة الفضاء الأوروبية في شهر ديسمبر من عام 2010، ووقع عليه 120 عالمًا ينتمون لجنسيات مختلفة، وقدّرت تكلفته بحوالي 470 مليون يورو. كذلك هناك مشروع آخر يهدف إلى إرسال مركبة ذات طاقة دفع نووية في شهر أبريل من عام 2021، لتصل إلى أورانوس بعد 17 سنة من إطلاقها، وتقوم بدراسة الكوكب طيلة سنتين على الأقل.
رصد أورانوس في عدة مناسبات قبل اكتشافه ككوكب، لكنه كان يعتقد خطأ بأنه نجم. أول التسجيلات الرصدية له كانت سنة 1690 عندما رصد الفلكي جون فلامستيد أورانوس بما لا يقل عن ست مرات، وصنفه كنجم في كوكبة الثور وسماه بالثور 34. رصد الفلكي الفرنسي بيير شارل لومونييه أورانوس بما لا يقل عن اثنتي عشرة مرة بين عاميّ 1750 و1769 بما فيها خلال أربع ليالي متتالية.
رصد ويليام هيرشل أورانوس في 13 آذار/مارس عام 1781 من حديقة منزله الواقع في سومرست، لكنه سجل في البداية (26 نيسان/أبريل) بأنه رصد مذنبًا، قبل أن ينشر في جريدته أنه رصد في الربع الأول بالقرب من نجم زيتا الثور جرم يعتقد أنه إما سديم نجمي أو مذنب. ولكنه عندما عرض اكتشافه على الجمعية الملكية شرح أنه اكتشف مذنبًا، بسبب تحركه من مكانه لكن يمكن مقارنته ضمنياً بكوكب: وقد قال:
أخطر هيرشل نيفيل ماسكيليني بملاحظته، ليتلقى رسالة من ماسكيليني في 23 نيسان/أبريل جاء فيها:
بينما واصل هيرشل وصف الجرم الذي رصده بحذر على أنه مذنب، بدأ فلكيون آخرون وصف هذا الجرم من منظور آخر. فكان العالم الروسي أندريس جون ليكسيل أول من حسب مدار هذا الجرم الجديد، ونظراً لمداره القريب من الدائري ففرض أنه كوكب بدلأ عن أن يكون مذنب. كما أن الفلكي الألماني يوهان إليرت بودي توقع أن يكون كوكب مجهول يدور في مدار أبعد من مدار زحل. وسرعان ما بدأ توافق عالمي على قبول هذا الجرم على أنه كوكب جديد. وفي سنة 1783 اعترف هيرشل بالحقيقة.
طلب ماسكيليني من هيرشل أن يطلق اسم على الكوكب الجديد الذي يعود الفضل إليه في اكتشافه. وبناءً على هذا الطلب أطلق هيرشيل اسم "جورجيوم سيدوم" أي نجمة جورج على شرف الملك جورج الثالث. لكن هذا الاسم الذي اقترحه هيرشل لم يكن ذو شعبية خارج بريطانيا، وسرعان ما اقترحت أسماء بديلة. فاقترح الفلكي الفرنسي جيروم لالاند تسميته باسم هيرشل تكريماً لويليام هيرشيل، في حين اقترح الفلكي السويدي إريك بروسبيرين تسميته نبتون وقد تلقى هذا الاسم دعماً من فلكيين آخرين الذين أحبوا الفكرة احتفالاً بانتصار البحرية الملكية في حرب الاستقلال الأمريكية وتسمية الكوكب باسم نبتون جورج الثالث أو نبتون بريطانيا العظمى. في حين اختار يوهان بودي اسم أورانوس وهو اسم إله السماء وفق الميثولوجيا الإغريقية، وقد جادل بودي ذلك بأن ساتورن (الاسم اللاتيني لزحل) هو والد جوبيتر وفق الميثولوجيا اليونانية، وبناءً عليه يجب أن يكون الكوكب الأبعد من زحل هو والد ساتورن.
في سنة 1789 أطلق زميل بودي في الأكاديمية الفرنسية للعلوم مارتن كلابروث، أطلق اسم اليورانيوم على العنصر الجديد الذي قد إكتشفه مشتقاً إياه من اسم أورانوس كدعم لخيار بودي. وبمرور الوقت أصبح اقتراح بودي أكثر شعبية، وأصبح عالمياً عندما اعتمدت إحدى المؤسسات الهيدروجغرافية الملكية البريطانية هذا الاسم ونقلت اسم "جورجيوم سيدوس" إلى اسم أورانوس.
يتم أورانوس دورة واحدة حول الشمس كل 84 سنة أرضية. متوسط بعده عن الشمس يبلغ 3 مليارات كم. تصل كثافة الضوء الشمسي على سطح أورانوس إلى 1/400 مما هي على سطح الأرض.
حسبت عناصره المدارية لأول مرة من قبل العالم بيير لابلاس سنة 1783. بمرور الوقت بدأت تظهر التناقضات بين التنبؤات الحسابية والملاحظات الرصدية. أقترح جون كوش آدامز سنة 1841 أن سبب الاختلاف هذا راجع إلى تأثره بجاذبية كوكب غير مرئي. في سنة 1845 بدأ أوربان لوفيريي بحثا مستقلا حول مدار أورانوس. رصد يوهان جدفريد جال كوكب جديد دعي فيما بعد نبتون، وكان قريبا جدا من المكان الذي تنبأ فيه لوفيريي.
تبلغ فترة الدوران الذاتي لأورانوس 17 ساعة و14 دقيقة. ومثل باقي الكواكب العملاقة تظهر ضمن الغلاف الجوي رياح قوية باتجاه الدوران، كما يظهر على بعض خطوط العرض، مثلاً على بعد ثليين من خط الاستواء باتجاه القطب الجنوبي، تظهر ملامح واضحة لتحرك الغلاف الجوي بشكل أسرع جاعلةً من سرعة الدوران الكلية أقل من 14 ساعة.
ميلان المحور.
يبلغ الميل المحوري 97.77 درجة وبالتالي فإن محور الدوران يوازي مستوي النظام الشمسي، وينتج عن هذا تغيرات فصلية مختلفة بشكل كامل عن التغيرات على سطح باقي الكواكب الرئيسية. يمكن ملاحظة تدور بشكل مغزليا مائلاً من الأعلى، في حين يدور أورانوس مغزلياً أفقياً كتدحرج الكرة. بقرب وقت انقلاب الشمس الصيفي يواجه أحد قطبي أورانوس الشمس بشكل دائم، في حين يكون القطب الآخر محجوباً عنها. ويبقى شريط ضيق قرب خط الاستواء يشهد تناوب الليل والنهار، وتكون الشمس في أفق هذه المناطق منحفضة كما يحدث في المناطق القطبية الشمالية على الأرض. ويبقى أحد القطبين مستقبلاً لأشعة الشمس لمدة تتراوح تقريباً 42 سنة، يتبعها 42 سنة أخرى من الظلام. وبقرب وقت الاعتدلان تواجه الشمس خط استواء الكوكب معطيةً فترة تناوب ليلي نهاري مثل تلك التي تظهر على معظم الكواكب. وقد وصل أورارنوس إلى أقصى اعتدال له في 7 ديسمبر سنة 2007.
ونتيجة لهذا الاتجاه المحوري لأورانوس، فتستقبل المنطقة القطبية كمية من الطاقة الشمسية أكثر مما تستقبل المنطقة الاستوائية. ومع ذلك فإن المنطقة الاستوائية ذات حرارة أعلى. الآلية الكامنة وراء هذا الأمر غير معروفة تماماً. كما أن السبب وراء الميل المحوري الكبير لأورانوس غير معروف أيضًا، لكن هناك بعض التوقعات التي تقول أن ذلك حدث أثناء تشكل النظام الشمسي، بأن كوكب أولي بحجم الأرض اصطدم بالكوكب وتسبب بانحراف اتجاه. كان القطب الجنوبي لأورانوس أثناء تحليق فوياجر 2 سنة 1986 مواجه الشمس بشكل مباشر، وقد وسم هذا القطب باسم القطب الجنوبي وفق تعريف الإتحاد الفلكي الدولي حيث يعرف القطب الشمالي لأي كوكب أو قمر بأنه القطب الذي يقع فوق مستوي المجموعة الشمسية بغض النظر عن اتجاه هذا الكوكب في الغزل. وتستخدم قاعدة اليد اليمنى أحياناً بتطبيقها باتجاه حركة الغزل لتحديد القطبين الشمالي والجنوبي.
تراوح القدر الظاهري لأورانواس من +5.6 إلى +5.9 خلال الفترة الممتدة من عام 1995 إلى عام 2006، مع العلم أن القدر الظاهري الذي يمكن للعين المجردة أن تراه هو +6.5. وتبلغ زاويته القطرية ما بين 3.4 إلى 3.7 ثانية قوسية وبالمقارنة مع زحل تتراوح الزاوية من 16 إلى 20 والمشتري من 32 إلى 45 ثانية قوسية. يمكن رؤية أورانوس بالعين المجردة في حالة الظلام الدامس، كما يمكن رؤيته بسهولة في المناطق الحضارية باستخدام المناظير. وباستخدام تلسكوبات الهواة مع عدسة يتراوح مقدارها ما بين 15 إلى 23 سم يمكن رؤوية أورانوس كقرص شاحب ذو أطراف مائلة للسواد. أما باستخدام تلسكوبات أكبر عدسة 25 سم أو أكبر يمكن رؤوية شكل السحب وبعض الأقمار الكبيرة كتيتانيا وأوبيرون.
تبلغ كتلة أورانوس حوالي 14.5 ضعف كتلة الأرض، مما يجعله أقل الكواكب كتلة من بين الكواكب العملاقة، على الرغم من أن قطره أكبر قليلاً من قطر نبتون، وتساوي تقريباً أربع أضعاف قطر الأرض. أما كثافته فتبلغ 1.27 غ/سم مكعب وبالتالي فإن أورانوس هو ثاني أقل كواكب المجموعة الشمسية من حيث الكثافة بعد زحل. وتدل هذه الكثافة على أنه مكون بشكل أساسي من اشكال مختلفة من الجليد كجليد الماء والأمونيا والميثان. قيمة الكتلة الكلية في داخل أورانوس غير معروفة تماماً. حيث تظهر نماذج محاكاة أرقام مختلفة من قيمة هذه الكتلة، على أي حال تتراوح القيم بين 9.3 و 13.5 من كتلة الأرض. بينما يشكل الهيدروجين والهليوم جزء قليل من الكتلة الكلية لأورانوس بقيمة كتلية تتراوح ما بين 0.5 إلى 1.5 من كتلة الأرض. بينما الكتلة الباقية والتي تشكل ما بين 0.5 إلى 3.7 من كتلة الأرض تتألف من مواد صخرية.
يوضح النموذج الأساسي لتركيب أورانوس أنه يتألف من ثلاث طبقات: نواة صخرية في المركز، يليها دثار جليدي في الوسط، لتتألف الطبقة الخارجية من غلاف غازي من الهيدروجين/هيليوم. تعتبر النواة صغيرة نسبياً إذا تبلغ كتلتها حوالي 0.55 من كتلة الأرض ونصف قطرها أقل من 20% من نصف قطر أورانوس. في حين يضم الدثار الجزء الأساسي من كتلة أورانوس بقيمة تبلغ 13.4 من كتلة الأرض. بينما الطبقة الخارجية هي ذات الكتلة الأصغر وتساوي 0.5 من كتلة الأرض ،وتمتد لآخر 20% من قطر أورانوس. تبلغ الكثافة ضمن النواة 9 غرامات في السنيمتر مكعب، والضغط في المركز يصل إلى 8 ملايين بار ودرجة الحرارة تصل إلى 5000 كلفن. أما تركيب الدثار الجليدي فهو ليس مؤلف من الجليد وفق الفهم التقليدي، إنما مؤلف من سوائل حارة ذات كثافة عالية تحتوي على الماء والأمونيا ومواد متطايرة. ويدعى أحياناً هذا السائل الذي يملك خاصية ناقلية كهربائية عالية بمحيط الماء-الأمونيا. إن الاختلاف الكبير في تركيب الجزء الضخم من تركيب أورانوس ونبتون عن التركيب الغازي للمشتري وزحل يجعل من المبرر وضع تصنيف عملاق جليدي لهذين الكوكبين ومن الممكن وجود طبقة من الماء المتأين حيث تتحلل جزيئات الماء إلى شوارد هيدروجين وأكسجين وتوجد طبقة أعمق من الماء فائق التأين حيث تتبلور الأكسجين وتتطفو شوارد الهيدروجين حول الشبكة البللورية للأكسجين.