Uranus

:Hierdie artikel handel oor die planeet Uranus. Vir ander betekenisse van die naam, sien Uranus (dubbelsinnig).


Uranus is die sewende planeet van die Son af. Dit is 'n gasagtige, siaankleurige ysreus. Die grootste deel van die planeet bestaan uit water, ammoniak en metaan, wat in sterrekunde "ys" of "vlugtige stowwe" genoem word.

Uranus se atmosfeer het 'n ingewikkelde struktuur met lae wolke. Dit het die laagste minimum temperatuur (van 49 K of ) van al die planete in die Sonnestelsel. Dit het 'n ashelling van 97,8° met 'n retrograde rotasietempo van 17 uur. Dit beteken sy pole kry in die 84 aardjare wat 'n omwenteling om die Son duur, sowat 42 jaar onophoudelik sonskyn en is die ander 42 jaar in volkome donkerte gehul.

Uranus het die derde grootste deursnee en vierde grootste massa van die Sonnestelsel se planete. Volgens huidige modelle is daar in sy vlugtige mantellaag 'n rotsagtige kern en die planeet word omhul deur 'n dik atmosfeer van waterstof en helium. Spoorhoeveelhede koolwaterstowwe en koolstofmonoksied, asook koolstofdioksied (wat vermoedelik van komete af kom), is in die boonste atmosfeer bespeur.

Daar is baie klimaatsverskynsels in Uranus se atmosfeer wat nie verduidelik kan word nie, soos sy windsnelhede van tot 900 km/h, variasies in sy poolkap en sy onreëlmatige wolkvorming. Die planeet het ook 'n baie lae interne hitte in vergelyking met ander planete, wat ook nie verduidelik kan word nie.

Nes die ander reuseplanete, het Uranus 'n ringstelsel, mane en 'n magnetosfeer. Sy ringstelsel is uiters donker, met net sowat 2% van die inkomende lig wat weerkaats word, en dit bevat die 13 bekende binneste planete. Verder weg lê die grootste vyf mane van die planeet: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania en Oberon. Veel verder weg is Uranus se nege onreëlmatige mane. Die planeet se magnetosfeer is hoogs asimmetries en bevat baie gelaaide deeltjies, wat die donker ringe en mane kan verduidelik.

Uranus is met die blote oog sigbaar, maar is baie dof en is eers in 1781 as 'n planeet geklassifiseer, toe dit die eerste keer deur William Herschel besigtig is. Dit is die eerste planeet wat met ’n teleskoop ontdek is en nie met die blote oog nie. Al die ander planete van dié tyd was van die antieke tye af reeds bekend. Sowat ses dekades ná sy ontdekking is eers eenstemmigheid bereik om dit na die god Uranus, een van die Griekse oergode, te noem.

Tot op hede was dit nog net een keer besoek, in 1986 toe Voyager 2 'n verbyvlug gedoen het.
Geskiedenis

thumb|links|240px|Uranus se posisie (met 'n kruis aangedui) op die datum van sy ontdekking, 13 Maart 1781.

Nes die klassieke planete, is Uranus met die blote oog sigbaar. Antieke waarnemers het dit egter nooit as 'n planeet erken nie, omdat dit so dof was en so stadig beweeg het.

Sir William Herschel het dit op 13 Maart 1781 die eerste keer gesien, en dit het gelei tot sy ontdekking as 'n planeet, wat die grense van die Sonnestelsel vir die eerste keer in sy geskiedenis uitgebrei het. Uranus was die eerste planeet wat met 'n teleskoop ontdek is.
Ontdekking

Uranus is op baie geleenthede waargeneem voor sy ontdekking as 'n planeet, maar dit is gewoonlik vir 'n ster aangesien. Die vroegste moontlike waarneming was deur Hipparchos, wat dit in 128 v.C. as 'n ster aangeteken het in sy sterkatalogus wat later in Ptolemaeus se Almagest opgeneem is. Die vroegste definitiewe waarneming was in 1690, toe John Flamsteed dit minstens ses keer gesien en dit as die ster "34 Tauri" aangeteken het. Die Franse sterrekundige Pierre Charles le Monnier het Uranus tussen 1750 en 1769 minstens 12 keer gesien, insluitende op vier agtereenvolgende nagte.

Herschel het Uranus op 13 Maart 1781 die eerste keer uit sy tuin in Bath, Somerset, Engeland (nou die Herschel-sterrekundemuseum), gesien en dit aanvanklik (op 26 April 1781) as 'n komeet aangeteken. Op 17 Maart het hy aangeteken: "Ek het gesoek na die komeet of newelagtige ster en besef dit is 'n komeet, want dit het van plek verander." Hy het dit egter ook later met 'n planeet vergelyk.

Ander sterrekundiges het ook begin vermoed dit was 'n planeet. Die Fins-Sweedse sterrekundige Anders Johan Lexell, wat in Rusland gewerk het, was die eerste mens wat die wentelbaan van die nuwe voorwerp bereken het. Sy byna ronde wentelbaan het hom laat vermoed dit is is 'n planeet en nie 'n komeet nie. Die Berlynse sterrekundige Johann Elert Bode het Herschel se ontdekking beskryf as "'n bewegende ster wat beskou kan word as 'n tot nog toe onbekende planeetagtige voorwerp wat verder as Saturnus in 'n wentelbaan is".

Die voorwerp is gou algemeen as 'n planeet aanvaar. Teen 1783 het Herschel dit ook erken. Uit erkenning vir sy prestasie het George III van die Verenigde Koninkryk Herschel 'n jaarlikse toelae van £200 gegee (in 2021 gelyk aan £26 000), op voorwaarde dat hy na Windsor sou trek sodat die koninklike familie deur sy teleskope kon kyk.
Naam

Die naam "Uranus" verwys na die antieke Griekse god van die lug, Οὐρανός, Oeranos, wat in die Romeinse mitologie as Caelus bekend is. Hy was die vader van Kronos (Saturnus) en die oupa van Zeus (Jupiter). Dit word in Latyn "Uranus" gespel. Dit is die enigste van die agt planete waarvan die naam uit die Griekse mitologie kom. Sterrekundiges verkies die uitspraak met die klem op die eerste lettergreep, soos in Latyn, in plaas van die tweede lettergreep, hoewel albei aanvaarbaar is. (Veral in Engels voorkom dit 'n verleentheid weens die ooreenkoms van die tweede uitspraak met "your anus".)

duimnael|links|220px|Grootte van die Aarde en Uranus.
Konsensus oor die naam is eers bereik byna 70 jaar ná die planeet se ontdekking. Herschel is aanvanklik gevra om die planeet 'n naam te gee, en hy het op die naam Georgium Sidus (George se Ster) besluit ter ere van sy nuwe beskermheer, koning George III. Herschel se voorgestelde naam was nie gewild buite Brittanje en Hannover nie en ander name is voorgestel, soos "Herschel" en "Neptunus", die naam van die volgende planeet wat ontdek sou word.

In Maart 1782 het Bode "Uranus" voorgestel. Dit was die Latynse spelling van die naam van die Griekse god van die lug, Oeranos. Bode het gevoel die planeet moet 'n mitologiese naam hê sodat dit nie 'n uitsondering onder die planete is nie; Uranus was 'n aanvaarbare naam, want hy was die vader van Saturnus van die Titane, na wie die vorige planeet genoem is. Bode was egter vermoedelik onbewus van die feit dat "Uranus" net die Latynse vorm van die god se naam was en dat sy Romeinse ekwivalent Caelus was. In 1789 het 'n oudkollega van Bode sy nuut ontdekte element genoem uraan, in ondersteuning van Bode se keuse. Eindelik het Bode se keuse die gewildste naam geword.

In Chinees, Japannees, Koreaans en Viëtnamees beteken die naam van die planeet letterlik "Hemelkoningster" (天王星).
Vorming

Daar word gereken die verskille tussen die ys- en gasreuse is as gevolg van hulle vormingsgeskiedenis. Volgens 'n hipotese het die Sonnestelsel uit 'n roterende skyf gas en stof om die Son ontstaan. 'n Groot deel van die sonnewel se gas, hoofsaaklik waterstof en helium, het die Son gevorm. Die stof het saamgesmelt om die eerste protoplanete te vorm. Namate die planete gegroei het, het sommige van hulle eindelik genoeg materie versamel sodat hulle swaartekrag aan die newel se oorskietgas vasgeklou het. Aan hoe meer gas hulle vasgeklou het, hoe groter het hulle geword; hoe groter hulle geword het, aan hoe meer gas het hulle vasgeklou totdat 'n kritieke punt bereik is, en hulle grootte het eksponensieel begin toeneem.

Die ysreuse, met net 'n paar aardmassas newelgas, het nooit dié kritieke punt bereik nie. Onlangse simulasies van planeetmigrasie dui daarop dat albei ysreuse nader aan die Son ontwikkel het as waar hulle nou is, en dat hulle ná hulle vorming verder van die Son af beweeg (die Nicemodel).
Wentelbaan en rotasie

Uranus wentel elke 84 aardjare om die Son. Sy gemiddelde afstand van die Son is rofweg 3 miljard km (sowat 20 AE). Die intensiteit van die sonlig op die planeet is sowat 1/400ste van dié op Aarde. Sy wentelelemente is in 1783 die eerste keer bereken deur Pierre-Simon Laplace. Mettertyd het onreëlmatighede duidelik geword tussen die voorgestelde en die waargenome wentelbaan, en in 1841 het John Couch Adams die eerste keer voorgestel dat die verskille veroorsaak kan word deur die swaartekrag van ’n onsigbare planeet. In 1845 het Urbain Le Verrier sy eie ondersoek na Uranus se wentelbaan begin. Op 23 September 1846 het Johann Gottfried Galle ’n planeet ontdek wat later Neptunus genoem is – by feitlik die presiese plek wat deur Le Verrier voorspel is.

Die rotasieperiode van Uranus se binnekant is 17 uur, 14 minute, kloksgewys (’n retrograde beweging). Soos op al die reuseplanete is daar baie sterk winde in die rigting van die rotasie in sy boonste atmosfeer. By sekere breedtegrade, soos sowat twee derdes van die pad van die ewenaar tot die suidpool, beweeg dele van die atmosfeer baie vinniger; ’n volle rotasie duur so kort as 14 uur.
Helling van die as

thumb|'n Gesimuleerde uitsig van die Aarde af op Uranus van 1986 tot 2028, van die suidelike somersonstilstand in 1986 tot die herfsnagewening in 2007 en die noordelike somersonstilstand in 2028.

Uranus se draaias is amper parallel met die vlak van die Sonnestelsel, met 'n ashelling van 97,77° (soos bepaal deur retrograde rotasie). Dit bring mee dat sy seisoensveranderings verskil van die ander planete s'n. Naby die sonstilstand wys die een pool voortdurende na die Son en die ander een weg, met net 'n smal strook om die ewenaar wat 'n vinnige dag-nag-siklus ondervind met die Son laag oor die horison soos by die Aarde se poolstreke.

Aan die ander kant van Uranus se wentelbaan is die oriëntasie van die pole na die Son omgekeerd. Elke pool kry dus 42 jaar lank aanhoudend sonskyn, gevolg deur 42 jaar donkerte. Naby die tyd van die nagewenings wys die ewenaar na die Son en is die tydperk van dag-nag-siklusse dieselfde as op die meeste ander planete.

Een gevolg van sy as-oriëntasie is dat die streke naby die pole in die loop van Uranus se jaar 'n groter energie-inset van die Son kry as sy ewenaarstreke. Tog is Uranus by sy ewenaar warmer as by sy pole. Die meganisme wat dit veroorsaak, is onbekend. Die rede vir die planeet se ongewone ashelling is ook nie met sekerheid bekend nie, maar die algemene spekulasie is dat 'n aardgrootte-protoplaneet in die vormingsjare van die Sonnestelsel met Uranus gebots en hom skeef gestamp het. Navorsing deur Jacob Kegerreis van die Durham-universiteit dui daarop dat die ashelling veroorsaak is deur 'n rots groter as die Aarde wat die planeet 3 miljard tot 4 miljard jaar gelede getref het.

Toe Voyager 2 in 1986 verby Uranus gevlieg het, het die planeet se suidpool feitlik reguit na die Son gewys. Die aanwysing van dié pool as suid is volgens die Internasionale Sterrekundige Vereniging se definisie dat 'n planeet of satelliet se noordpool die pool is wat bo die onveranderlike vlak van die Sonnestelsel wys, ongeag die rigting waarin die liggaam draai. 'n Ander konvensie word ook soms gebruik.
Sigbaarheid

Uranus se skynbare magnitude is tussen 5,5 en 6,0, wat beteken dit kan op ’n donker aand met die blote oog gesien word as ’n dowwe ster. Dit kan maklik met ’n verkyker gesien word, selfs in ’n stadsomgewing. Deur ’n amateurteleskoop het die planeet ’n ligblou skynsel en deur groter teleskope kan wolkpatrone en van die groter mane, soos Titania en Oberon, gesien word.
Interne struktuur

duimnael|240px|Uranus wentel elke 84 aardjare om die Son. Sy gemiddelde afstand van die Son is rofweg 3 miljard km (sowat 20 [[AE).]] duimnael|240px|’n Naby-infrarooifoto uit 1998 wys Uranus se wolkbande, planetêre ringe en mane. (Foto: [[Hubble-ruimteteleskoop se NICMOS-kamera)]]

Uranus se massa is rofweg 14,5 keer dié van die Aarde en dit is dus die kleinste van die reuseplanete. Sy deursnee is effens groter as Neptunus s’n teen rofweg vier keer dié van die Aarde. Sy digtheid van 1,27 g/cm3 is dus die laagste naas dié van Saturnus en dit dui daarop dat dit bestaan uit hoofsaaklik verskeie yssoorte, soos water, ammoniak en metaan. Verskillende modelle gee ’n verskillende aanduiding van die hoeveelheid ys in Uranus, maar dit moet tussen 9,3 en 13,5 aardmassas wees. Waterstof en helium maak net ’n klein deel van die totaal uit: tussen 0,5 en 1,5 aardmassas. Die res van die nie-ysmateriaal (0,5 tot 3,7 aardmassas) is rotsagtige stowwe.

Die standaardmodel van Uranus se struktuur bestaan uit drie dele: ’n rotsagtige kern (van silikaat en yster-nikkel), ’n ysagtige mantel en ’n buitenste gaslaag van waterstof en helium. Die kern is relatief klein (net sowat 0,55 aardmassas) en het ’n radius van minder as 20% van die hele planeet s'n. Die mantel vorm die grootste deel (sowat 13,4 aardmassas). Die buitenste laag is taamlik onbeduidend (sowat 0,5 aardmassas) en dit maak die laaste 20% van Uranus se radius uit. Die druk in die kern is 8 miljoen bar (800 GPa) en die temperatuur sowat 5 000 K. Die ysmantel bestaan nie uit konvensionele ys nie, maar is ’n warm, digte vloeistof wat uit water, ammoniak en ander vlugtige materiale bestaan. Dit word soms ’n water-ammoniak-oseaan genoem.

duimnael|senter|350px|'n Diagram van die binnekant van Uranus.
Die uiterse druk en temperatuur diep binne-in Uranus breek dalk die metaanmolekules op, met die koolstofatome wat in diamantkristalle kondenseer wat soos haelkorrels deur die mantel reën. Dieselfde soort diamantreëns bestaan vermoedelik op Jupiter, Saturnus en Neptunus.

Die grootste samestelling van Uranus en Neptunus verskil van dié van Jupiter en Saturnus, met ys wat die gasse oorheers; dit is hoekom hulle apart as ysreuse geklassifiseer word. Daar is dalk 'n laag ioniese water waar die watermolekules opbreek in 'n sop van waterstof- en suurstofione, en dieper in superioniese water waarin die suurstof kristalliseer maar die waterstofione vryelik binne die suurstofraamwerk beweeg.

Hoewel bogenoemde model redelik standaard is, is dit nie die enigste een wat waarnemings verduidelik nie. As aansienlike hoeveelhede waterstof en rotsagtige materiale byvoorbeeld in die ysmantel gemeng is, sal die totale massa van die yse in die binnekant laer wees en die totale massa van rotse en waterstof hoër. Daar is nie tans 'n metode om te bepaal watter model korrek is nie.

Die vloeibare interne struktuur van Uranus beteken dit het geen soliede oppervlak nie. Die gasagtige atmosfeer verander geleidelik in die interne vloeibare lae. Gerieflikheidshalwe word 'n afgeplatte sferoïed by die punt waar die atmosfeerdruk 1 bar (100 kPa) is, geneem as die "oppervlak". Uranus se radius by sy ewenaar en pole is onderskeidelik 25 559 ± 4 km en 24 973 ± 20 km. Dié oppervlak word in hierdie artikel gebruik as 'n nulpunt vir hoogtes.
Interne hitte

Dit lyk of Uranus se interne hitte merkbaar laer is as dié van die ander reuseplanete. In sterrekundige terme het dit 'n lae termiese vloed. Hoekom dit so is, word nie goed begryp nie. Neptunus, wat amper net so groot is en 'n byna soortgelyke samestelling het, straal 2,61 keer soveel energie in die ruimte uit as wat dit van die Son kry, maar Uranus straal feitlik geen oortollige hitte uit nie. Die totale krag wat Uranus in die ver-infrarooideel (dus hittedeel) van die spektrum uitstraal, is keer soveel as die sonenergie wat in sy atmosfeer geabsorbeer word. Die planeet se hittevloed is net , wat laer is as die interne hittevloed van die Aarde (sowat ). Die laagste temperatuur wat in Uranus se tropopouse gemeet is, is 49 K (), wat Uranus die koudste planeet in die Sonnestelsel maak.

Een van die hipoteses vir dié ongerymdheid is dat Uranus teen 'n supermassiewe liggaam gebots het, wat veroorsaak het dat die planeet die grootste deel van sy oerhitte verloor het en dit met 'n uitgeputte kerntemperatuur gelaat is. Die impakhipotese word ook soms gebruik om sy ongewone ashelling te verduidelik. Nog 'n hipotese is dat die een of ander versperring in Uranus se boonste lae keer dat die kerntemperatuur die oppervlak bereik. Konveksie kan byvoorbeeld in verskillende lae voorkom en die opwaartse beweging van hitte verhoed.

Volgens 'n studie van 2021 kan 'n groot hoeveelheid magnesium in die vloeibare interne deel van die planeet voorkom en 'n termiese isolasielaag vorm.
Atmosfeer

Hoewel geen goed gedefinieerde soliede oppervlak in Uranus se binnekant bestaan nie, word die buitenste deel van sy gasagtige omhulsel sy atmosfeer genoem. Die dun atmosfeer strek twee planeetradiusse van wat as die oppervlak beskou word (by 'n druk van 1 bar).

Die atmosfeer kan in drie dele verdeel word: die troposfeer, tussen die hoogtes -300 en 50 km en 'n druk van tussen 100 en 0,1 bar (10 MPa en 10 kPa); die stratosfeer, tussen die hoogtes 50 en 4 000 km en 'n druk van tussen 0,1 en (10 kPa en 10 µPa); en die termosfeer, van 4 000 km tot so hoog as 50 000 km van die oppervlak af. Daar is geen mesosfeer nie.
Samestelling

thumb|300px|'n Diagram van Uranus se atmosfeersamestelling en 'n grafiek van sy druk.
Die samestelling van Uranus se atmosfeer verskil van dié van de res van die planeet: Dit is hoofsaaklik molekulêre waterstof en helium. Die derde volopste element in die atmosfeer is metaan (CH4). Metaan het prominente absorpsiebande in sigbare lig en naby-infrarooi (IR), wat maak dat die planeet siaankleurig lyk.

Die hoeveelheid minder vlugtige samestellings soos ammoniak, water en waterstofsulfied in die diep atmosfeer is nie baie bekend nie. Net soos met metaan die geval is, is daar waarskynlik meer as in die Son. Saam met metaan word spoorhoeveelhede van verskeie koolwaterstowwe in Uranus se stratosfeer aangetref. Hulle ontstaan vermoedelik van metaan deur middel van fotolise wat deur die Son se UV-staling veroorsaak word. Dit sluit in etaan (C2H6), etyn (C2H2), propyn (CH3C2H) en diasetileen (C2HC2H).

Met spektroskopie is ook spore van waterdamp, koolstofmonoksied en koolstofdioksied in die boonste atmosfeer opgespoor. Dit kan net 'n eksterne bron hê, soos stof of komete wat op Uranus val.
Troposfeer

Die troposfeer is die laagste en digste deel van die atmosfeer en word gekenmerk deur 'n afname in temperatuur met hoogte. Die temperatuur daal van sowat 320 K (47 °C) by die basis van die nominale troposfeer by -300 km, tot 53 K (-220 °C) by 50 km. Die temperature in die koudste boonste streek van die troposfeer (die tropopouse) wissel eintlik tussen 49 en 57 K (-224 en -216 °C) na gelang van die planetêre breedtegraad. Die tropopouse is verantwoordelik vir die grootste deel van Uranus se termiese ver-infrarooi-emissies en bepaal dus sy effektiewe temperatuur van 59,1 ± 0,3 K .

Die troposfeer het vermoedelik 'n hoogs ingewikkelde wolkstruktuur; die hipotese bestaan dat waterwolke se druk strek van 50 tot 100 bar (5 tot 10 MPa), wolke van ammoniumhidrosulfied van 20 tot 40 bar (2 tot 4 MPa) en wolke van ammoniak of waterstofsulfied van 3 tot 10 bar (0,3 tot 1 MPa), en eindelik direk opgespoorde dun metaanwolke van 1 tot 2 bar (0,1 tot 0,2 MPa). Die troposfeer is 'n dinamiese deel van die atmosfeer en bevat sterk winde, helder wolke en seisoensveranderings.
Boonste atmosfeer

thumb|200px|Uranus se boonste atmosfeer, afgeneem tydens die Outer Planet Atmosphere Legacy- (OPAL)-program.

Die middelste laag van Uranus se atmosfeer is die stratosfeer, waar die temperatuur gewoonlik met hoogte toeneem van 53 K () in die tropopouse tot tussen 800 and 850 K (527 en 577 °C) by die basis van die termosfeer. Die verhitting van die stratosfeer word veroorsaak deur die absorpsie van UV- en IR-staling van die Son af deur metaan en ander koolwaterstowwe, wat in dié deel van die atmosfeer vorm as gevolg van die fotolise van metaan. Hitte word ook van die warm termosfeer oorgedra. Die koolwaterstowwe beslaan 'n relatief smal laag op 'n hoogte van tussen 100 en 300 km, wat ooreenstem met 'n druk van tussen 1 000 en 10 Pa en temperature van tussen 75 en 170 K ( en ).

Die volopste koolwaterstowwe is metaan, etyn en etaan. Laasgenoemde twee is geneig om by die kouer onderste deel van die stratosfeer en tropopouse te kondenseer en mislae te vorm, wat deels verantwoordelik kan wees vir Uranus se vaal voorkoms. Die konsentrasie van koolwaterstowwe in die stratosfeer bo die mis is aansienlik laer as in die stratosfeer van die ander reuseplanete.

thumb|links|250px|'n Sikloon by die noordpool van Uranus (Very Large Array; Oktober 2021).
Die buitenste deel van Uranus se atmosfeer is die termosfeer en korona, wat min of meer dieselfde temperatuur van tussen 800 K (527 °C) en 850 K (577 °C) het. Die hittebron wat so 'n hoë temperatuur onderhou, word nie verstaan nie omdat nie die son se UV-straling of die aurora-aktiwiteit daarvoor verantwoordelik kan wees nie. Swak verkoeling weens die gebrek aan koolwaterstowwe in die stratosfeer bo drukvlakke van 0,1 mBar kan daartoe bydra. Benewens die molekulêre waterstof, bevat die termosfeer-korona baie vrye waterstofatome. Hulle klein massa en hoë temperature kan verduidelik hoekom die korona tot so ver as 50 000 km, of twee Uranusradiusse, van die oppervlak af strek.

Die uitgebreide korona is 'n unieke eienskap van Uranus. Die uitwerking daarvan sluit in 'n sleurkrag van klein deeltjies wat om Uranus wentel en 'n algemene uitputting van stof in Uranus se ringe veroorsaak. Uranus se termosfeer, saam met die boonste deel van sy stratosfeer, stem ooreen met sy ionosfeer. Waarnemings wys dat die ionosfeer hoogtes van 2 000 tot 10 000 km beslaan. Die ionosfeer is digter as beide Saturnus en Neptunus s'n, wat veroorsaak kan word deur die lae konsentrasie van koolwaterstowwe in die stratosfeer. Die ionosfeer word hoofsaaklik deur die Son se UV-straling onderhou en die digtheid daarvan hang af van die sonaktiwiteit. Aurora-aktiwiteit is klein in vergelyking met dié op Jupiter en Saturnus.
Klimaat

By UV- en sigbare golflengtes lyk Uranus se atmosfeer vaal in vergelyking met dié van die ander reuseplanete, selfs dié van Neptunus, waarmee dit andersins baie ooreenstem. Toe Voyager 2 in 1986 verby Uranus gevlieg het, het dit net 10 wolkverskynsels oor die hele planeet waargeneem. Een voorgestelde verduideliking is dat Uranus se interne hitte merkbaar laer as dié van die ander reuseplanete is. Soos voorheen genoem, is Uranus die koudste planeet in die Sonnestelsel.
Bandstruktuur, winde en wolke

thumb|180px|Voyager 2 se opname van Uranus se dinamiese atmosfeer.

In 1986 het Voyager 2 bevind die sigbare suidelike halfrond van Uranus kan in twee dele verdeel word: 'n helder poolkap en donker ewenaarbande. Die grens tussen hulle lê by 'n breedtegraad van ongeveer . 'n Smal band oor die breedtegrade is die helderste verskynsel op sy sigbare oppervlak. Dit word 'n suidelike "kraag" genoem. Die kap en kraag is vermoedelik 'n digte streek van metaanwolke binne 'n druk van 1,3 tot 2 bar. Benewens die grootskaalse bandstruktuur, het Voyager 2 altesaam 10 klein helder wolke waargeneem wat verskeie grade noord van die kraag geleë is. In alle ander opsigte het Uranus in 1986 soos 'n dinamies dooie planeet gelyk.

Voyager 2 het dit in die middel van Uranus se suidelike somer waargeneem en het nie die noordelike halfrond bekyk nie. Aan die begin van die 21ste eeu, toe die noordpoolstreek sigbaar word, het die Hubble-ruimteteleskoop en die Keck-sterrewag nie aanvanklik 'n kraag of poolkap in die noordelike halfrond waargeneem nie. Uranus het dus asimmetries gelyk: helder naby die suidpool en donker in die streek noord van die suidelike kraag. In 2007, toe Uranus verby sy nagewening beweeg, het die suidelike kraag byna verdwyn en het 'n dowwe noordelike kraag naby die breedtegraad 45° verskyn. In 2023 het 'n span wat die Very Large Array gebruik het, 'n donker kraag by 'n breedtegraad van 80° waargeneem asook 'n helder kol by die noordpool, wat gedui het op die teenwoordigheid van poolvorteks: 'n groot streek koue, roterende lug.

thumb|220px|links|Die eerste donker vlek wat op Uranus waargeneem is. Foto deur die Advanced Camera for Surveys in 2006.
In die 1990's het die aantal waargenome helder wolkverskynsels aansienlik gegroei, deels danksy nuwe hoëresolusiefotografie. Die meeste kom in die noordelike halfrond voor. 'n Vroeëre verduideliking – dat helder wolke makliker is om in Uranus se donker dele op te spoor, terwyl die helder suidelike halfrond dit verbloem – het verkeerd geblyk te wees. Tog is daar verskille tussen die wolke van die twee halfrondes. Die noordelike wolke is kleiner, skerper en helderder. Dit lyk of hulle by hoër breedtegrade voorkom. Sommige klein wolke bestaan net enkele ure lank; minstens een suidelike wolk bestaan al sedert Voyager 2 se verbyvlug.

Volgens onlangse waarnemings het waargenome wolkformasies ook baie gemeen met dié op Neptunus. Die donker vlekke wat ook op Neptunus voorkom, is nie voor 2006 op Uranus gesien nie. Toe is die verskynsel wat "Uranus se Donker Vlek" genoem is, afgeneem. Die spekulasie is dat Uranus tydens sy nageweningseisoen meer soos Neptunus begin lyk.

Die opsporing van verskeie wolkverskynsels het ook lig gewerp op die winde wat in Uranus se boonste troposfeer waai. By die ewenaar is winde retrograad, dus in die teenorgestelde rigting as waarin Uranus roteer. Hulle snelhede is van . Windsnelhede neem toe met die afstand van die ewenaar af en bereik nulwaardes naby 'n breedtegraad van ±20°, waar die troposfeer se minimum temperature aangetref word. Nader aan die pole verander die winde in 'n prograde rigting, dus in dieselfde rigting as Uranus se rotasie. Winde bereik 'n maksimum snelheid by 'n breedtegraad van ±60°, voordat hulle tot nul afneem by die pole.
Seisoenale variasie

thumb|180px|Uranus in 2005. Ringe, die suidelike kraag en 'n helder wolk in die noordelike halfrond is sigbaar.

Vir 'n kort tydperk van Maart tot Mei 2004 het groot wolke in Uranus se atmosfeer verskyn en dit 'n Neptunusagtige voorkoms gegee. Waarnemings het rekordwindsnelhede van 820 km/h ingesluit, asook volgehoue donderstorms.

Op 23 Augustus 2006 het navorsers by die Space Science Institute (Boulder, Colorado) en die Universiteit van Wisconsin 'n donker vlek op Uranus se oppervlak waargeneem, en dit het wetenskaplikes 'n groter insig in Uranus as atmosfeeraktiwiteit gegee. Dit is nie heeltemal bekend hoekom dié oplewing in aktiwiteit voorgekom het nie, maar dit lyk of Uranus se uiterse ashelling lei tot uiterse seisoenale variasies in sy weer. Om die aard van dié seisoenale variasies te bepaal is moeilik, want goeie data oor Uranus se atmosfeer bestaan korter as 84 jaar ('n Uranusjaar). Fotometrie oor die helfte van 'n Uranusjaar (wat in die 1950's begin het) het 'n gereelde variasie in helderheid getoon in twee spektraalbande, met maksimums wat by die sonstilstande voorkom en minimums by die nagewenings.

'n Soortgelyke periodiese variasie is van die 1960's af waargeneem in mikrogolfmetings van die diep troposfeer. Stratosferiese temperatuurmetings wat in die 1970's begin het, toon ook maksimum waardes naby die 1986-sonstilstand.

Daar is aanduidings dat fisieke seisoenale veranderings in Uranus voorkom. Hoewel Uranus 'n helder suidpoolstreek het, is die noordpool taamlik dof, en dit stem ooreen met die model van seisoenale veranderings wat hier bo beskryf is. Tydens sy vorige noordelike sonstilstand in 1944 het Uranus verhoogde vlakke van helderheid getoon, wat daarop dui dat die noordpool nie altyd so dof was nie. Dié inligting dui aan dat die sigbare poolhelderheid 'n tyd voor die sonstilstand verhelder en ná die nagewening verdonker het.

In die 1990's, terwyl Uranus weg van sy sonstilstand beweeg het, het Hubble en grondgebaseerde teleskope onthul dat die suidelike poolkap aansienlik donkerder geword het (buiten die suidelike kraag, wat helder gebly het), terwyl die noordelike halfrond 'n toename in aktiwiteit getoon het, soos wolkformasies en sterker winde. Dit het die verwagting geskep dat dit binnekort sou verhelder, wat ook gbeur het in 2007 toe dit verby sy nagewening beweeg het: 'n Dowwe noordelike kraag het verskyn en die suidelike kraag het feitlik onsigbaar geword. Die windprofiel was egter effens asimmetries, met noordewinde wat 'n bietjie stadiger as suidewinde was.

Die meganisme van dié fisieke veranderings is nog nie duidelik nie. Naby die somer- en wintersonstilstand lê Uranus se halfrondes óf ten volle in die sonlig óf in die skadu. Die verheldering van die verligte halfrond is vermoedelik vanweë die plaaslike verdikking van die metaanwolke en mislae in die troposfeer. Die helder kraag by 'n breedtegraad van word ook met metaanwolke verbind. Ander veranderings in die suidpoolstreek kan verduidelik word aan die hand van veranderings in die laer wolklae.
Mane

thumb|300px|Die grootste mane van Uranus, in volgorde van toenemende afstand van die planeet af, met hulle werklike relatiewe groottes en Albedo|albedo's ('n collage van Voyager 2-foto's).

Uranus het 27 bekende natuurlike satelliete. Hulle name word gekies uit werke van William Shakespeare en Alexander Pope. Die vyf grootste mane is Miranda, Ariel, Umbriel, Titania en Oberon. Uranus het die mane met die kleinste massa van al die reuseplanete; die gesamentlike massa van die vyf grootste mane is omtrent die helfte van Triton (die grootste maan van Neptunus) alleen.

Die grootste van Uranus se mane, Titania, het 'n radius van net 788,9 km, of minder as die helfte van die Maan s'n, maar effens groter as dié van Rea, die tweede grootste maan van Saturnus – Titania is dus die agtste grootste maan in die Sonnestelsel. Uranus se mane het relatief lae albedo's: van 0,20 vir Umbriel tot 0,35 vir Ariel (in groen lig). Hulle is samestellings van omtrent ewe veel rots en ys. Die ys kan ammoniak en koolstofdioksied insluit.

Dit lyk of Ariel die jongste oppervlak van Uranus se mane het (dit het die minste slagkraters) en Umbriel die oudste. Miranda het canyons van tot 20 km diep, lae wat terrasse vorm en 'n chaotiese wisseling van oppervlakverskynsels en . Miranda se geologiese aktiwiteit van die verlede is vermoedelik veroorsaak deur getyverwarming op 'n tyd toe sy wentelbaan eksentrieker was as nou, moontlik vanweë 'n vorige baanresonansie van 3:1 met Umbriel. Ariel was vermoedelik voorheen in 'n baanresonansie van 4:1 met Titania.

Uranus het minstens een meereisende satelliet met die naam 83982 Crantor by dié planeet en die Son se Lagrange-punt L3 – 'n gravitasioneel onstabiele streek by 180° van sy wentelbaan. Crantor het 'n ingewikkelde wentelbaan. Ook is 'n moontlike trojaan.

thumb|220px|Uranus en ses van sy mane, afgeneem deur die James Webb-ruimteteleskoop se NIRCam.
Ringe

thumb|links|220px|Uranus se ringe en atmosfeer, soos afgeneem deur die James Webb-ruimteteleskoop se NIRCam-naby-infrarooikamera.

Uranus se ringe bestaan uit uiers donker deeltjies, wat in grootte wissel van mikrometers tot 'n deel van 'n meter. Altesaam 13 aparte ringe is tans bekend, waarvan die helderste een die ε-ring is. Almal is uiters smal – hulle is gewoonlik net 'n paar kilometer breed. Die ringe is waarskynlik baie jonk en het nie saam met die planeet gevorm nie. Die materie in die ringe was dalk deel van 'n maan (of mane) wat deur botsings opgebreek is.

William Herschel het in 1789 'n moontlike ring om Uranus beskryf. Dit word gewoonlik in twyfel getrek, want die ringe is baie dof en in die volgende twee eeue is geen ander ringe waargeneem nie. Tog het Herschel die epsilonring akkuraat beskryf: sy grootte, sy hoek relatief tot die Aarde, sy rooi kleur en sy skynbare veranderings terwyl Uranus om die Son wentel.

Die ringstelsel is definitief op 10 Maart 1977 deur James L. Elliot, Edward W. Dunham en Jessica Mink ontdek terwyl hulle die Kuiper Airborne Observatory gebruik het. Die ontdekking was toevallig; hulle wou na die verduistering van die ster SAO 158687 (ook bekend as HD 128598) by Uranus kyk om sy atmosfeer te bestudeer. Toe hulle waarnemings ontleed word, is gevind die ster het vyf keer vir kort rukkies verdwyn voor en nadat dit agter Uranus verdwyn het. Hulle het afgelei Uranus moet 'n ringstelsel hê. Later het hulle nog vier ringe ontdek. Die ringe is regstreeks afgeneem toe Voyager 2 in 1986 verby Uranus gevlieg het. Voyager 2 het ook nog twee dowwe ringe ontdek, wat die totaal op 11 te staan gebring het.

In Desember 2005 het die Hubble-ruimteteleskoop nog twee voorheen onbekende ringe ontdek. Die grootste een is twee keer so ver van die planeet af as die voriges. Die twee ringe is so ver van Uranus af dat hulle die "buitenste" ringstelsel genoem word. Hubble het ook twee klein mane opgespoor. Die een, Mab, deel 'n wentelbaan met die buitenste nuutontdekte ring. Dit beteken Uranus het 13 bekende ringe.

In April 2006 het foto's van die nuwe ringe van die Keck-sterrewag die kleure van die buitenste ringe onthul: Die buitenste een is blou en die ander een rooi. Een hipotese vir die buitenste ring se blou kleur is dat dit uit baie klein deeltjies waterys van die oppervlak van Mab bestaan wat klein genoeg is om blou lig te verstrooi. In teenstelling lyk Uranus se binneste ringe grys.
Verkenning

thumb|200px|Uranus, soos gesien deur die Cassini–Huygens|Cassini-ruimtetuig by [[Saturnus.]]

Voyager 2 is in 1977 gelanseer en het die naaste afstand van Uranus op 24 Januarie 1986 bereik; dit het binne 81 500 km van die boonste wolke gekom voordat dit na Neptunus aanbeweeg het. Die tuig het die struktuur en chemiese samestelling van Uranus se atmosfeer bestudeer, insluitende sy unieke weer, wat deur sy ashelling van 97,77° veroorsaak word.

Die tuig het die eerste gedetailleerde ondersoek van die planeet se grootste vyf mane gedoen en 10 nuwes ontdek. Voyager 2 het al nege die destyds bekende ringe ondersoek en twee nuwes ontdek. Dit het ook Uranus se magneetveld, onreëlmatige struktuur en ashelling ondersoek, asook sy unieke spiraalvormige magnetostert wat deur sy skewe oriëntasie veroorsaak word.

Geen ander ruimtetuig het sedertdien by Uranus verbygevlieg nie, hoewel baie sendings al voorgestel is om die Uranusstelsel se besoek. Die moontlikheid om Cassini van Saturnus na Uranus te stuur is in 2009 oorweeg, maar eindelik is besluit om die tuig eerder in Saturnus se atmosfeer te vernietig. Dit sou sowat 20 jaar geduur het om Uranus van Saturnus af te bereik.
Verwysings
Nog leesstof

*
*
*
*
*
Skakels

* Uranus by die Europese Ruimteagentskap
* Uranus by Nasa se Solar System Exploration-webtuiste
* Uranus by Jet Propulsion Laboratory se planetêre fotojoernaal
* "Voyager at Uranus" (foto's)
*
* Interaktiewe 3D-swaartekragsimulasie van die Uranusstelsel

* 15px Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia