Urán (planéta)

Fyzikálne a chemické vlastnosti

Urán je približne 14,5-krát hmotnejší ako Zem, takže je najľahší zo všetkých plynných obrov. Jeho hustota je 1,27 g/cm³, čo je druhá najmenšia hodnota z planét v slnečnej sústave po Saturne. Priemer planéty je o málo väčší než priemer Neptúna a je približne 4-krát väčší ako priemer Zeme, ale Urán je ľahší ako menší Neptún.
Jupiter a Saturn sú zložené takmer výhradne z vodíka. Urán na rozdiel od nich obsahuje len 83 % vodíka, ďalej 15 % hélia a stopové množstvá metánu a ďalších látok. Jadrá Urána a Neptúna sa v mnohých smeroch podobajú jadrám Jupitera a Saturna, nemajú však masívnu obálku z tekutého kovového vodíka. Zdá sa, že Urán nemá výrazne diferencované kamenné jadro ako Jupiter a Saturn, ale jeho materiál je viac-menej rovnomerne rozložený. Uránova modrozelená farba je spôsobená absorpciou červeného svetla jeho metánovou atmosférou.
Pomerne rýchla rotácia planéty je príčinou jej zreteľného sploštenia na póloch. Pre opis planéty sa preto používa rotačný elipsoid, u ktorého je povrch umelo definovaný ako miesto, kde sa atmosférický tlak rovná 1 baru. Ako rovníkový polomer sa udáva hodnota 25 559 km ±4 km, a polárny polomer je 24 973 km ±20 km. Takto definovaný povrch planéty sa používa ako nulová nadmorská výška.

Dráha a rotácia

Urán obieha Slnko v strednej vzdialenosti 2 870 972 220 km. Planéta sa približuje k Slnku najviac na 2 735 555 035 km a vzďaľuje na 3 006 389 405 km. Okolo Slnka obehne raz za 84,07 rokov a okolo svojej osi sa otočí za 17 hodín a 14 minút.

Odklon osi

Jedným z najvýraznejších znakov Urána je sklon rovníka k rovine jeho dráhy o 97,86°, takže planéta rotuje retrográdne (spätne). Rovina obehu Urána je k rovine ekliptiky sklonená len pod uhlom 0,769 86°, preto rotačná os leží takmer v rovine ekliptiky. V dôsledku toho svieti Slnko počas Uránovho roka striedavo na severný a južný pól. Deň na póle trvá 42 rokov a nasleduje po ňom 42 rokov dlhá noc. Iba na dvoch miestach obežnej dráhy, keď je planéta natočená rovníkom k Slnku, Slnko vychádza a zapadá obdobne ako na Zemi. Prstence spoločne s mesiacmi obiehajú v rovine Uránovho rovníka, takže sa celá Uránova sústava v podstate okolo Slnka „valí“.
V čase preletu Voyagera 2 bol Uránov južný pól nasmerovaný takmer presne k Slnku. Samotné označenie tohto pólu je predmetom diskusií. O Uráne možno povedať, že buď má odklon osi rotácie o niečo málo viac ako 90°, alebo že má odklon osi rotácie o niečo málo menej než 90° a rotuje v spätnom smere. Tieto dva opisy presne zodpovedajú skutočnému správaniu planéty; výsledkom odlišných definícií je len určenie, ktorý pól je severný a ktorý južný. Keďže rotačná os nie je presne rovnobežná s rovinou ekliptiky, nachádza sa jeden pól nad rovinou a druhý pod rovinou podobne ako pozemské póly. Vzhľadom na medzinárodnú dohodu sa využíva označenie severný pól pre ten, ktorý sa nachádza nad rovinou ekliptiky bez ohľadu na smer, ktorým sa planéta otáča.
Možným vysvetlením takejto nezvyčajnej orientácie rotačnej osi je teória kolízie Urána s veľkou protoplanétou, ktorá by mohla vysvetliť tiež stratu vnútorného tepla. Simulácie ju však nepotvrdzujú, pretože osi jeho mesiacov nie sú odklonené. Z tohto dôvodu sa uvažuje aj o vplyve hustej atmosféry, ktorá kvôli sklonu osi rotácie cirkuluje zvláštnym spôsobom. Ďalšou možnosťou vysvetlenia je dočasná prítomnosť veľkého mesiaca. Ak by podľa vykonaných simulácií mal Urán v minulosti mesiac s 1 % svojej hmotnosti (teda teleso porovnateľné s veľkosťou planéty Mars), mohol by po 2 miliónoch rokoch skloniť rotačnú os planéty na súčasnú úroveň.
Podľa štúdie z Durham University publikovanej v 2018 do Uránu skutočne narazil objekt vo veľkosti približne dvojnásobku Zeme. Tento náraz vysvetľuje odklon od osi aj extrémne nízke teploty na okraji atmosféry.
Je zrejmé, že Uránov extrémny odklon osi spôsobuje aj radikálne sezónne výkyvy počasia. Počas preletu Voyagera 2 bol pásový vzor atmosféry Urána veľmi jemný a pokojný. Pozorovanie Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu vo chvíli, keď Slnko osvetľovalo Uránov rovník (presne nad Uránovým rovníkom bolo Slnko v roku 2007), zase ukazovalo oveľa zreteľnejšie pásovanie.

Vznik a vývoj planéty

Predpokladá sa, že Urán spolu s ostatnými plynnými obrami vznikol z protoplanetárneho disku pred 4,6 až 4,7 miliardami rokov. Existujú dve hlavné teórie, ako mohli veľké plynné planéty vzniknúť a sformovať sa do súčasnej podoby: teória akrécie a teória gravitačného kolapsu.
Teória akrécie predpokladá, že sa v protoplanetárnom disku postupne zlepovali drobné prachové častice, čím začali vznikať väčšie častice a následne balvany. Neustálymi zrážkami častice rástli, až vznikli telesá s veľkosťou niekoľko tisíc kilometrov. Tieto veľké železokamenité telesá začali vplyvom veľkej gravitácie strhávať do svojho okolia plyn a prach, ktorý sa postupne nabaľoval na pevné jadro, až planéta dorástla do dnešnej veľkosti.
Na druhej strane, teória gravitačného kolapsu predpokladá, že veľké planéty nevznikali postupným zlepovaním drobných častíc, ale pomerne rýchlym zmrštením z nahusteného zhluku v zárodočnom disku podobným spôsobom, ktorý je známy pri vzniku hviezd. Podľa teórie niekoľkých gravitačných kolapsov, ktorej autorom je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington, bol vznik plynných obrov krátky.
Je pravdepodobné, že Urán nevznikol na súčasnom mieste, pretože v tejto vzdialenosti od Slnka zrejme nebolo v čase formovania planét dostatočné množstvo zárodočného materiálu. Jeho zrod (či akréciou alebo gravitačným kolapsom) preto prebehol na miestach bližších k Slnku a Urán potom postupne migroval na svoju súčasnú polohu.

Magnetické pole

Magnetické pole Urána je zvláštne tým, že jeho centrum sa nenachádza v strede planéty, ale o 8 000 km ďalej a je vychýlené takmer o 59° vzhľadom na os rotácie. Magnetická os je posunutá od stredu planéty smerom k južnému rotačnému pólu o jednu tretinu polomeru Urána. Magnetosféra je skrútená rotáciou planéty do dlhého vývrtkovitého tvaru tiahnuceho sa za planétou do vzdialenosti miliónov kilometrov.
Anomálna poloha magnetického poľa spôsobuje silnú asymetriu magnetosféry na rôznych stranách planéty. Na južnej pologuli môže intenzita magnetického poľa pri povrchu dosahovať len 10 μT, na severnej pologuli však môže dosahovať až 110 μT. V priemere má pole silu okolo 23 μT. Pre porovnanie, magnetické pole Zeme je zhruba rovnako silné pri oboch póloch (a porovnateľné svojou intenzitou s poľom Urána), a jej „magnetický rovník“ je približne rovnobežný so zemepisným rovníkom. Magnetický dipólový moment Urána je 50-krát väčší ako v prípade Zeme. Neptún má podobne posunuté a odklonené magnetické pole, čo napovedá, že by mohlo ísť o všeobecný znak ľadových obrov a nie je to následok nezvyčajného sklonu osi Urána. Jedna hypotéza predpokladá, že u ľadových obrov je vznik magnetického poľa spojený s pohybom v menšej hĺbke, ako u terestrických planét a plynných obrov – napríklad v oceáne vody a amoniaku nachádzajúcom sa v oblasti nad jadrom, ale podľa novších poznatkov tento oceán neexistuje.
V iných ohľadoch je však magnetosféra rovnaká ako u iných planét: má rázovú vlnu nachádzajúcu sa 23 polomerov planéty pred Uránom, magnetopauzu vo vzdialenosti 18 polomerov Urána, úplne vyvinutý magnetický chvost a radiačné pásy. Celkovo je štruktúra magnetosféry odlišná od magnetosféry Jupitera a skôr sa podobá magnetosfére Saturna.
Magnetosféra Urána obsahuje nabité častice: protóny a elektróny s malým množstvom iónov H₂₊. Ťažšie ióny neboli zaznamenané. Väčšina spomínaných častíc pravdepodobne pochádza z horúcej atmosférickej koróny. Energia iónov a elektrónov môže dosahovať 1,2 až 4 miliónov elektrónvoltov. Hustota nízkoenergetických iónov (pod 1 kiloelektrónvolt) je vo vnútornej magnetosfére okolo 2 cm⁻³. Množstvo častíc je veľmi ovplyvnené mesiacmi Urána, ktoré vyčistili oblasti okolo svojich dráh, a vytvorili tak medzery. Tok častíc je dostatočne vysoký, aby spôsobil stmavnutie mesačných povrchov za astronomicky relatívne krátku dobu 100 000 rokov, čo môže byť príčinou rovnomerne tmavého sfarbenia mesiacov a prstencov. Urán má pomerne dobre vyvinutú polárnu žiaru, ktorá je viditeľná ako jasný oblúk okolo oboch magnetických pólov. Na rozdiel od Jupitera polárna žiara Urána výrazne neovplyvňuje energetickú bilanciu termosféry.

Atmosféra

Kvôli výraznému odklonu rotačnej osi prijímajú polárne oblasti od Slnka oveľa viac energie ako rovníkové oblasti. Napriek tomu je teplota v oblasti rovníka rovnaká ako na póloch. Mechanizmus spôsobujúci tento jav zatiaľ vedci nepoznajú.
Vzhľad atmosféry Urána je väčšinu času jednoliaty bez viditeľnej štruktúry ako vo viditeľnom, tak aj ultrafialovom spektre. Jedným z možných vysvetlení je, že Urán nemá takmer žiadne zdroje vnútorného tepla v porovnaní s inými plynnými obrami, a preto je dynamika jeho atmosféry veľmi slabá. Na snímkach sondy Voyager 2 sa zistilo desať nevýrazných svetlých škvŕn, ktoré neskôr pozoroval aj Hubblov teleskop a boli interpretované ako mračná.
V novembri 2018 Hubblov teleskop spozoroval nad severným pólom veľkú svetlú búrku.

Zloženie

Atmosféru Urána tvoria prevažne molekulárny vodík a hélium. Mólový podiel hélia, t. j. podiel počtu atómov hélia voči počtu molekúl všetkých plynov, je 0,15 ±0,03 vo vrchnej troposfére, čo zodpovedá hmotnostnému podielu hélia 0,26 ±0,05. Táto hodnota je veľmi blízka množstvu hélia v protohviezdach (0,275 ±0,01), čo naznačuje, že sa hélium nesústredilo do stredu planéty ako u iných plynných obrov.
Tretia najpočetnejšia zložka atmosféry Urána je metán (CH₄), ktorý spôsobuje absorpciu viditeľného a infračerveného žiarenia prejavujúcu sa typickou modrastou farbou. Pod metánovou vrstvou mrakov, teda nad hladinou tlaku 1,3 baru (130 kPa), tvoria molekuly metánu 2,3 % molárneho podielu atmosféry. To predstavuje 20-krát až 30-krát väčší podiel uhlíka, ako sa vyskytuje v Slnku. Pomerné zastúpenie je oveľa nižšie vo vrchnej atmosfére kvôli extrémne nízkej teplote, ktorá znižuje mieru nasýtenia a spôsobuje tuhnutie nadbytočného metánu.
Zastúpenie ľahkých prchavých látok, ako napríklad čpavku, vody či sulfánu v spodnej atmosfére nie je známe, bude pravdepodobne vyššie ako v Slnku. Okrem metánu sa v stratosfére Urána vyskytujú aj ďalšie uhľovodíky, pri ktorých sa predpokladá, že vznikli ako výsledok chemického rozkladu metánu vyvolaného slnečným ultrafialovým žiarením. Sú to napríklad látky ako etán (C₂H₆), acetylén (C₂H₂), metylacetylén (CH₃C₂H) či diacetylén (C₂HC₂H). Spektroskopické merania taktiež odhalili stopy vodnej pary, oxidu uhoľnatého a oxidu uhličitého vo vrchnej časti atmosféry, ktoré môžu pochádzať len z externých zdrojov ako sú kométy či medziplanetárny prach.

Vrchná atmosféra

Najvzdialenejšia vrstva atmosféry Urána je tvorená termosférou a korónou, ktorá má jednotnú teplotu medzi 800 až 850 K. Nevieme, čo je príčinou takých vysokých teplôt, keďže ultrafialové ani infračervené žiarenie zo Slnka na to neposkytujú potrebnú energiu. Je možné, že k vysokej teplote prispieva aj slabé vyžarovanie tepla do okolia kvôli prikrývke uhľovodíkov v stratosfére nad hladinou tlaku 0,1 mbar. Okrem molekulárneho vodíka obsahuje termosféra a koróna aj vysoký podiel voľných atómov vodíka. Ich malá hmotnosť spolu s vysokou teplotou sú dôvodom, prečo táto unikátna koróna siaha až do vzdialenosti 50 000 km, čo zodpovedá dvom polomerom planéty. V slnečnej sústave je takýto jav úplne ojedinelý. Koróna odtláča preč malé častice obiehajúce okolo Urána, čo sa prejavuje na prstencoch Urána . Termosféra planéty spolu s vrchnou stratopauzou tvoria ionosféru Urána. Ionosféra sa rozkladá vo výške medzi 2 000 až 10 000 km a je hustejšia ako ionosféra Saturna a Neptúna. Ionosféru vyživuje ultrafialové žiarenie zo Slnka a jej hustotu ovplyvňuje slnečná aktivita. V porovnaní s Jupiterom je polárna žiara vznikajúca týmto spôsobom úplne zanedbateľná.

Stratosféra

Prostredná vrstva atmosféry Urána je stratosféra, kde teplota vo všeobecnosti klesá s výškou z 800 až 850 K v spodnej časti termosféry na 53 K v tropopauze. Pokles teploty v stratosfére je spôsobený absorpciou ultrafialového a infračerveného žiarenia metánom a ďalšími uhľovodíkmi, ktoré vznikajú v tejto vrstve ako výsledok fotolýzy. Uhľovodíky sa vyskytujú v pomerne úzkej vrstve vo výške medzi 100 až 280 km, kde sa tlak pohybuje medzi 10 až 0,1 mbar (1 000 až 10 kPa) a teplota medzi 75 až 170 K. Najhojnejšie uhľovodíky v tejto oblasti sú metán, acetylén a etán s pomerným zastúpením okolo 10⁻⁷ vzhľadom na vodík. V týchto výškach je rovnaké aj pomerné zastúpenie oxidu uhoľnatého. Ťažšie uhľovodíky a oxid uhličitý majú pomerné zastúpenie o tri rády nižšie. Priemerný relatívny výskyt vody je okolo 7 × 10⁻⁹. Etán a acetylén kondenzujú v chladnejších častiach stratosféry a tropopauzy (keď dôjde k poklesu tlaku pod 10 mbar), čím vzniká zahmlená vrstva, ktorá je čiastočne zodpovedná za nevýrazný vzhľad Urána. Výskyt uhľovodíkov v stratosfére Urána nad hmlistou vrstvou je významne nižší než výskyt uhľovodíkov v stratosfére iných plynných obrov.

Troposféra

Troposféra je najnižšia a tiež najhustejšia časť atmosféry, charakteristická nárastom teploty s klesajúcou výškou. Teplota stúpa z približne 53 K vo výške 50 km na okolo 320 K v spodnej hranici troposféry (výška 300 km). V najchladnejšej vrchnej oblasti troposféry (tzv. tropopauza) sa teplota v súčasnosti pohybuje v rozmedzí 49 až 57 K v závislosti na planetárnej šírke. Oblasť tropopauzy vyžaruje väčšinu dlhého infračerveného žiarenia, ktoré má efektívnu teplotu 59,1 K ±0,3 K.
Predpokladá sa, že v troposfére existujú zložité mračná; vodné mraky sa môžu hypoteticky vyskytovať v oblastiach, kde sa tlak pohybuje medzi 50 až 100 barmi, mračná hydrosulfidu amónneho v rozmedzí 20 až 40 barov, amoniakové či sulfánové mračná medzi 3 až 10 barov a ako posledné boli detegované riedke metánové mračná v oblastiach s tlakom 1 až 2 barov.   Troposféra Urána je veľmi dynamická oblasť so silnými vetrami, svetlými mračnami a sezónnymi zmenami.

Klíma

Atmosféra Urána je menej výrazná než atmosféra Neptúna, inak jej je veľmi podobná. Keď okolo planéty v roku 1986 preletela americká sonda Voyager 2, spozorovala v celej atmosfére iba desať mračien.

Pásmové útvary, vietor a mraky

V roku 1986 Voyager 2 objavil, že viditeľná južná pologuľa Urána sa dá rozdeliť na dve oblasti: svetlejšia polárna oblasť (tzv. polárna čiapočka) a tmavší rovníkový pás. Hranica medzi týmito dvoma oblasťami je približne na −45. rovnobežke. V úzkom páse medzi −45° a −50° sa potom nachádza najjasnejšia viditeľná oblasť na planéte, ktorá sa nazýva južný „golier“. Čiapočka a golier sú pravdepodobne tvorené hustejšou oblasťou metánových mračien v rozmedzí tlaku 1,3 až 2 bary. Sonda Voyager 2 preletela v blízkosti planéty v čase kulminujúceho leta na južnej pologuli. Z toho dôvodu nemohla sledovať momentálne odvrátenú severnú pologuľu, na ktorej by vedci videli, ako prebieha na planéte zima. Na začiatku 21. storočia však začala byť viditeľná stále väčšia časť severnej pologule, a mohol ju preskúmať aj Hubblov vesmírny ďalekohľad a teleskop Keck. Ani jedno pozorovanie neprinieslo žiadne dôkazy o prítomnosti polárnej čiapočky a goliera na severnej pologuli, čo naznačuje, že Urán je asymetrický: svetlý v oblasti južného pólu a goliera a tmavý severne od goliera. Okrem veľkých útvarov v tvare pásiem pozoroval Voyager 2 desať malých svetlých mračien, z ktorých väčšina ležala severne od goliera. Vo všetkých ďalších ohľadoch sa v roku 1986 Urán javil ako neaktívna planéta.
V 90. rokoch 20. storočia prebehli ďalšie pozorovania svetlých mrakov v atmosfére planéty, ktoré vplyvom rozvoja pozorovacej techniky priniesli vysokokvalitné snímky. Väčšina z mračien bola objavená na severnej pologuli, keď sa naskytla možnosť ich pozorovať.  Dávnejšia teória, že svetlejšie mraky je ľahšie objaviť na tmavších severných častiach planéty namiesto svetlejších južných, sa nepotvrdil, keď došlo ku skutočnému nárastu množstva mračien.  Existujú však rozdiely medzi mrakmi na oboch pologuliach Urána. Severné mračná sú menšie, ostrejšie a svetlejšie a zrejme ležia vo väčšej výške. Doba životnosti oblakov sa pohybuje v rozmedzí niekoľkých rádov. Niektoré malé mračná zaniknú po niekoľkých hodinách, aj keď jedno sa v oblasti na južnej pologuli vyskytuje už od čias preletu Voyagera. Súčasné pozorovania tiež naznačujú, že mračná na Uráne majú veľa podobných charakteristík s mrakmi na Neptúne. Napríklad tmavé škvrny časté na Neptúne neboli na Uráne pozorované až do roku 2006. Špekuluje sa, že keď sa Urán priblíži k Slnku, začne sa viac podobať Neptúnu.
Pozorovanie pohybov rôznych druhov mračien pomohlo identifikovať zonálne prúdenie vo vrchnej časti troposféry Urána. V oblasti rovníka sa vetry pohybujú retrográdne, čiže prúdia proti rotácii planéty. Ich rýchlosť dosahuje 50 až 100 m/s. Rýchlosť vetrov rastie so vzdialenosťou od rovníka, nulovú rýchlosť dosahujú v oblasti okolo ±20° výšky, kde je teplota troposféry najmenšia. Bližšie k pólom sa smer vetra mení na prográdny, t. j. rovnaký ako rotácia planéty. Rýchlosť prúdenia tu rastie až na maximálnu hodnotu okolo ±60° zemepisnej šírky a potom klesá na nulu v oblasti pólov. Rýchlosť vetra v oblasti −40° šírky dosahuje 150 až 200 m/s. Vzhľadom na to, že golier je rovnobežný s prúdením vetrov pod ním, nedokážeme zmerať rýchlosť prúdenia vetrov medzi týmto golierom a južným pólom. Na druhej strane, na severnej pologuli je prúdenie možné merať. Maximálna rýchlosť vetra 240 m/s bola pozorovaná okolo +50° šírky.

Sezónne variácie

V krátkom časovom úseku medzi marcom až májom roku 2004 sa objavilo v atmosfére planéty veľké množstvo mračien, ktoré spôsobili, že sa Urán viac podobal Neptúnu. Počas tejto zmeny boli namerané rýchlosti prúdiacich vetrov dosahujúce až 229 m/s (824 km/h) a pozorovali sa mohutné búrky. 23. augusta 2006 sa podarilo výskumníkom zo Space Science Institute (Boulder, štát Colorado) a University of Wisconsin na povrchu Urána pozorovať tmavú škvrnu, čo poskytlo astronómom príležitosť lepšie preskúmať jeho atmosféru. Prečo došlo k tomuto náhlemu vzostupu aktivity v atmosfére, nie je dostatočne vysvetlené, ale zdá sa, že je to výsledok extrémneho axiálneho naklonenia, ktoré spôsobuje sezónne variácie počasia v atmosfére. Je ťažké zistiť presný dôvod týchto sezónnych zmien, pretože vedci zatiaľ nemajú údaje o správaní sa atmosféry planéty počas celého jedného jej obehu okolo Slnka.
Fotometria v priebehu polovice Uránovho roka (počnúc 50. rokmi 20. storočia) ukázala pravidelné zmeny v jase v dvoch spektrálnych pásmach s maximami vyskytujúcimi sa v období slnovratu a minimami počas rovnodennosti. Podobné periodické zmeny v čase slnovratu boli zaznamenané aj v oblasti mikrovlnného žiarenia vychádzajúceho zo spodných vrstiev troposféry, ktoré sa meria od 60. rokov 20. storočia. Meranie teploty v stratosfére začalo v 70. rokoch 20. storočia. Maximálna teplota bola zmeraná okolo roku 1986 v období slnovratu.
Existuje viacero náznakov, že aj na Uráne dochádza k sezónnym variáciám atmosféry. Je známe, že južná pologuľa je svetlejšia a severná tmavšia, túto skutočnosť však nemožno vysvetliť modelom sezónnych zmien spomínaným vyššie. V priebehu minulého slnovratu v roku 1944 sa Urán javil v niekoľkých stupňoch jasu, čo naznačuje, že severná oblasť nebola vždy taká tmavá, ako je tomu dnes. Zdá sa, že viditeľný pól sa postupne vyvíja od doby slnovratu po rovnodennosť, kedy je od Slnka najviac vzdialený.
Podrobný rozbor viditeľného a mikrovlnného žiarenia ukázal, že periodické zmeny jasnosti nie sú úplne symetrické okolo slnovratov. V 90. rokoch 20. storočia, kedy sa Urán nachádzal v čase slnovratu, Hubblov vesmírny ďalekohľad a pozemné observatória pozorovali malý pokles svetlosti južnej čiapočky (okrem goliera, ktorý zostal rovnako jasný), v oblasti severnej pologule naopak aktivita narástla. Zvýšila sa tu prítomnosť mračien a zdvihla sa sila veterného prúdenia.
Blízko letného a zimného slnovratu sú pologule Urána striedavo obrátené k Slnku alebo smerom do hlbokého vesmíru. Rozjasnenie privrátenej pologule k Slnku sa vysvetľuje zmenou hmlovej vrstvy v troposfére planéty a hrúbky metánových mračien, s čím je spojená aj existencia svetlého goliera v oblasti −45° šírky. Ďalšie javy prebiehajúce na južnej pologuli sa dajú vysvetliť zmenami v nižších vrstvách mračien. K zmenám v správaní a prúdení môže dochádzať následkom zmien vyžarovania mikrovlnného žiarenia zo stredu planéty, ako aj následkom rovnodennosti.

Vnútorná stavba

Nízka hustota a hmotnosť Urána naznačuje, že planéta je zložená prevažne z ľahkých prvkov a zlúčenín, ako napríklad vodného ľadu, amoniaku a metánu. Celková hmotnosť ľadu obsiahnutého vnútri Urána nie je presne známa a odhady sa výrazne líšia podľa použitého modelu vnútornej stavby. Mala by však byť medzi 9,3 až 13,5 hmotnosti Zeme. Vodík a hélium tvoria iba malú časť celkovej hmotnosti, asi medzi 0,5 až 1,5 hmotnosti Zeme. Zvyšok materiálu zodpovedajúci 0,5 až 3,7 hmotnosti Zeme pripadá na kamenný materiál.
Štandardný model stavby Urána predpokladá tri oddelené vrstvy: kamenné jadro v strede planéty, ľadový plášť a plynný obal tvorený prevažne vodíkom a héliom. Jadro je relatívne malé s hmotnosťou iba 0,55 hmotnosti Zeme a s polomerom 20 % veľkosti Urána. Hmotnosť plášťa sa odhaduje na 13,4 hmotnosti Zeme a jeho veľkosť na 60 % veľkosti planéty. Vrchná atmosféra planéty váži iba 0,5 hmotnosti Zeme, aj keď zaberá zvyšných 20 % veľkosti. Odhaduje sa, že jadro má hustotu okolo 9 g/cm³, tlak tu dosahuje 8-miliónov barov (800 GPa) a teplota sa pohybuje okolo 5 000 K. Ľadový plášť nie je v skutočnosti z pevného ľadu, ale z hustej kvapaliny tvorenej vodou, čpavkom a ďalšími ľahkými látkami. Vzniknutá kvapalina je silne elektricky vodivá a občas sa nazýva vodo-čpavkový oceán. Odlišné zloženie plášťa v porovnaní s Jupiterom a Saturnom spolu s ďalšími znakmi zaraďuje Urán medzi tzv. ľadové obry.
Vyššie opísaný model nie je jediný, existujú aj ďalšie modely zloženia Urána. Jeden z nich vychádza z iného zastúpenia vodíka v plášti a horninového materiálu zmiešaného s ľadom v plášti. Tým by sa zmenšilo množstvo ľadu vo vnútornej stavbe. V súčasnosti nepanuje jednotný názor na to, ktorý model je správny. Oba modely sa však zhodujú v tom, že Urán nemá pevný povrch a že atmosféra pozvoľna prechádza do kvapalnej celoplanetárnej vrstvy. Teplotu v jadre planéty odhadujeme na 11 000 °C a tlak na 6 × 10⁶ MPa.

Vnútorné teplo

Vnútorné teplo Urána je zrejme oveľa menšie ako u ostatných plynných obrov; hovorí sa o nízkom tepelnom toku. Neptún, ktorý je veľkosťou a zložením veľmi podobný Uránu, vyžaruje do okolia 2,61-krát viac energie ako dostáva od Slnka. Urán oproti tomu nevyžaruje do okolia skoro žiadnu energiu navyše. Tento jav sa doteraz nepodarilo spoľahlivo vysvetliť. Hypotézy pracujú napríklad s myšlienkou superhmotnej zrážky Urána s iným telesom, ktorá mala za výsledok prevrátenie sklonu rotačnej osi planéty. To mohlo viesť k strate väčšiny primárneho tepla a ochladeniu jadra. Iná hypotéza predpokladá, že vnútri Urána existuje vrstva alebo vrstvy brániace prúdeniu tepla od jadra k povrchu. Konvekcia (prenos tepla prúdením hmoty) by tak prebiehala medzi vrstvami rôzneho zloženia, ktoré by účinne bránili výstupu teplého materiálu smerom k povrchu.
Celková vyžiarená energia Urána v infračervenej (tepelnej) časti spektra je 1,06 ±0,08 násobok slnečnej energie absorbovanej v jeho atmosfére. Tepelný tok Urána je iba 0,042 W/m² ±0,047 W/m², čo je dokonca menej ako tepelný tok Zeme, ktorý dosahuje 0,075 W/m². Najmenšia zaznamenaná teplota 49 K (−224 °C) v Uránovej tropopauze robí z Urána najchladnejšiu planétu v slnečnej sústave.

Pozorovanie

Za veľmi dobrých pozorovacích podmienok a pri znalosti jeho polohy (od roku 2009 sa nachádza v súhvezdí Ryby) možno Urán vidieť aj voľným okom. V tom čase je jeho hviezdna veľkosť 5,5 mag, ale nie je stála, medzi rokmi 1995 až 2006 sa pohybovala medzi +5,6 až +5,9. Uhlový priemer má v rozmedzí 3,4 a 3,7 oblúkovej sekundy. V čase opozície je Urán viditeľný voľným okom v atmosfére neznečistenej svetelnými zdrojmi; pre pozorovanie v zastavaných oblastiach je nutné použiť minimálne ďalekohľad. Malými teleskopmi s priemermi objektívov v rozmedzí 15 až 23 cm sa planéta javí ako svetlý azúrový disk s tmavšími oblasťami. Teleskopmi s priemerom objektívu 25 cm a viac je možné pozorovať mračná a väčšie mesiace planéty, napríklad Titaniu a Oberon.

Objav a pomenovanie

Planétu objavil v roku 1781 pomocou ďalekohľadu vlastnej výroby anglický astronóm nemeckého pôvodu William Herschel. Urán bol prvou objavenou planétou, ktorá nebola známa už od dávnych čias, a hoci bol pri mnohých príležitostiach pozorovaný už predtým, vždy bol mylne považovaný za ďalšiu hviezdu. Najstaršie zaznamenané pozorovanie sa datuje do roku 1690, keď ho anglický astronóm John Flamsteed skatalogizoval ako 34. hviezdu súhvezdia Býk.
Herschel novoobjavenú planétu pôvodne pomenoval Georgius Sidus (Jurajova hviezda) na počesť anglického kráľa Juraja III. Toto meno sa však mimo Británie neujalo. Na návrh Jérômeho Lalanda ho francúzski astronómovia začali nazývať Herschel, zatiaľ čo Nemec Johann Bode presadil meno Urán po gréckom bohovi oblohy.
Prieskum najstarších vydaní časopisu Monthly Notices of the Royal Astronomical Society z roku 1827 dokazuje, že minimálne v tej dobe (a možno aj skôr) bol medzi britskými astronómami názov Urán už bežný. Názov Georgium Sidus alebo „the Georgian“ Briti používali aj neskôr. Najdlhšie sa udržal pôvodný názov v HM Nautical Almanac Office, ktorý začal používať názov Urán až v roku 1850.

Voyager 2

Pre veľkú vzdialenosť od Slnka skúmala Urán počas celej histórie kozmických letov iba jediná planetárna sonda. Tá priniesla väčšinu poznatkov, ktoré ľudstvo o tejto planéte má. Bola ňou americká planetárna sonda Voyager 2, ktorá okolo planéty preletela v roku 1986.
Najväčšie priblíženie k Uránu nastalo 24. januára 1986, kedy sa sonda nachádzala 81 500 km nad hornou vrstvou atmosféry Urána. Počas preletu okolo planéty sonda objavila 10 predtým neznámych mesiacov, študovala unikátnu atmosféru planéty, preskúmala jej prstence a podarilo sa jej určiť presnú rotačnú dobu planéty. Sonda odoslala na Zem celkovo okolo 8 000 fotografií Urána. Na základe pozorovaní planéty sa zistilo, že teleso sa otočí okolo svojej osi za 17 hodín a 14 minút a že súčasne ako jediná planéta slnečnej sústavy rotuje s osou rotácie položenou do roviny obehu.
Voyager 2 zároveň zistil, že jeden z najpozoruhodnejších dôsledkov Uránovej polohy na boku je vplyv na chvost  magnetického poľa. Chvost magnetického poľa je skrútený rotáciou planéty do tvaru dlhej vývrtky. Pred príletom Voyagera 2 sa o existencii magnetického poľa Urána nevedelo. Sonda pozorovala aj radiačné pásy okolo Urána, ktoré sú veľmi podobné Saturnovým radiačným pásom. Podobne ako pri Jupiteri a Saturne aj tu sonda využila gravitačné pôsobenie planéty pre korekciu svojej dráhy smerom k Neptúnu a nabratie potrebnej rýchlosti.

Budúci výskum

V nedávnej minulosti predložila skupina vedeckých pracovníkov z Európy a USA Európskej kozmickej agentúre návrh na vyslanie sondy určenej špeciálne na výskum Urána. Cieľom tejto misie s názvom Uranus Pathfinder bude prieskum planéty, jej mesiacov a prstencov z obežnej dráhy a hľadanie odpovedí na jej pretrvávajúce záhady. Sonda doletí k planéte pomocou gravitačnej asistencie iných telies. Najskorší možný rok štartu sondy je 2021.

Život na Uráne

Na Uráne sa určite nemôže vyskytovať život podobný pozemskému, keďže Urán nemá pevný povrch. Prípadné hypotetické živé organizmy by sa museli vznášať v atmosfére planéty tvorenej hlavne z vodíka a hélia. Keďže sú tu veľmi nízke teploty, musela by sa prípadná obývateľná zóna nachádzať hlboko v atmosfére planéty. Proti vzniku života potom hovorí skutočnosť, že v tejto potenciálne obývateľnej zóne by panovali extrémne tlaky spôsobené vrchnými vrstvami atmosféry, na ktoré by sa život musel adaptovať, ak by bol schopný vôbec vzniknúť. V súčasnosti sa javí možnosť života na Uráne ako nereálna.

Astrológia

Keďže bol Urán objavený až v roku 1781, nemá v klasickej astrológii svoj význam. Až dodatočne prebehli pokusy o jeho zakomponovanie do západnej astrológie.

Mytológia

Pomenovanie planéty po gréckom bohovi je ojedinelé, pretože všetky ostatné planéty nesú mená rímskych bohov. Uranos bol predstaviteľom tzv. prvej generácie gréckych bohov. Bol manželom bohyne zeme Gaie a otcom dvanástich Titanov, troch jednookých obrov Kyklopov a troch obrov Hekatoncheirov. Niektorí antickí autori Považujú Urana tiež za otca bohyne lásky a krásy Afrodity. Kým ho nezvrhol z trónu jeho syn Kronos (v Ríme Saturnos), bol Uranos vládcom celého sveta.

Sci-fi

Urán nelákal autorov sci-fi zďaleka tak, ako obrí Jupiter alebo Saturn, napriek tomu neostal úplne mimo ich záujmu. Väčšinou je však len epizódnou súčasťou deja, ako napríklad vo veľmi populárnom seriáli Doctor Who vysielanom britskou televíziou BBC od 60. do 80. rokov 20. storočia. V ňom je Urán jediné miesto na svete, kde sa vyskytuje minerál taranium. Výnimkou z tohto pravidla je americký film Journey to the Seventh Planet (Cesta k siedmej planéte) z roku 1962. Pozemšťania tu nájdu lesy a stretávajú sa s rôznymi stvoreniami, ktoré – ako sa neskôr ukáže – sú ovládané jednookým mozgom žijúcim v jaskyni.
V literatúre sa Urán vyskytuje málo: napríklad v ocenenom románe Larryho Nivena A World Out of Time je Urán použitý ako motor, ktorý odsunie Zem ďalej od zjasňujúceho sa Slnka.
Občas sa miestom deja stávajú miesto Urána jeho mesiace, ako napríklad v románe ruského spisovateľa Sergeja I. Pavlova Lunarnaja raduga (Mesačná dúha), neskôr na námety knihy aj sfilmovaného. V ňom sa kozmonauti na Oberone nakazia zvláštnou chorobou, vďaka ktorej získajú nadprirodzené schopnosti.