Uranus’ atmosfære

Uranus’ atmosfære består hovedsakelig av hydrogen og helium. I atmosfærens dybder finnes også vann, etan, ammoniakk, acetylen, metylacetylen, diacetylen og metan. Den øvre delen av atmosfæren inneholder svært få gasser som er tyngre enn hydrogen og helium på grunn av de lave temperaturene. Uranus har den kaldeste atmosfæren blant alle planetene i solsystemet, med temperaturer helt nede i 49 kelvin (K).

Atmosfæren er den ytterste kappen av gass som er tilgjengelig for fjernmåling. Uranus mangler en fast overflate slik vi kjenner den fra Jorden. Jordens overflate har 1 bar trykk. Atmosfæren på Uranus strekker seg 300 km under det sjikt hvor man der finner et tilsvarende trykk.

Atmosfæren kan deles inn i tre lag: troposfæren – mellom høyder på -300 og 50 km; stratosfæren – som strekker seg over høyder mellom 50 og  km; og termosfæren/koronaen – som strekker seg fra  km og helt opp til  km fra overflaten. Det finnes ingen mesosfære.

Troposfæren inneholder fire lag av skyer: Metanskyer ved omkring 1,2 bar, skyer av hydrogensulfid og ammoniakk ved 3–10 bar, skyer av ammoniumhydrosulfid ved 20–40 bar, og vannskyer under 50 bar.

Bare de to øverste skylagene er observert direkte – de dypere skyene forblir teoretiske størrelser. Over skyene ligger flere tynne lag med fotokjemisk dis. Avgrensede lyse troposfæriske skyer er sjeldne på Uranus, muligens på grunn av treg konveksjon i planetens indre. Observasjoner av slike skyer ble brukt til å måle planetens vinder i øst-vest-retningen. Disse har vindhastigheter opp til 240 m/s.

Lite er kjent om atmosfæren til Uranus. Bare én enkelt romsonde, Voyager 2, passerte planeten i 1986, og innhentet verdifulle data om sammensetningen. Uranus orbiter and probe er ventet utsendt i 2033, og ankommer Uranus i 2044. Dens primære oppgave vil bestå av detaljert undersøkelse av Uranus’ atmosfære.

 Observasjon og utforskning 

Uranus har ingen veldefinert fast overflate. Likevel kalles den ytre delen av Uranus' gassformige kappe, som er tilgjengelig for fjernmåling, for dens atmosfære. Fjernmålinger rekker ned til omkring 300 km under nivået på 1 bar, med et tilsvarende trykk på omkring 100 bar og temperaturer på 320 K.

Observasjonshistorien til Uranus' atmosfære er lang og full av feiltagelser og feilberegninger. Uranus er et relativt svakt synlig objekt, og dets synlige vinkeldiameter er mindre enn 5″. De første spektrene til Uranus ble observert gjennom et prisme i 1869 og 1871 av astronomene Pietro Angelo Secchi (1818–1878) og William Huggins (1824–1910), fra henholdsvis Italia og Storbritannia. De oppdaget en rekke brede mørke bånd, som de ikke var istand til å identifisere. De oppdaget heller ingen Fraunhoferlinjer – dette faktum ble tolket av briten Joseph Norman Lockyer (1836–1920) som en indikator at Uranus utstrålte sitt eget lys, og ikke bare reflekterte lyset fra solen. I 1889 observerte likevel Huggins Fraunhoferlinjer i ultrafiolette foto av planeten, og beviste at Uranus reflekterte sollyset. Naturen til de brede mørke båndene i synlig lys forble ukjente opp til 1940-årene.

Selv om Uranus stort sett er blank av utseende, har planeten historisk fremvist sporadisk skiftende egenskaper. I mars og april 1884 observerte astronomene Henri Joseph Perrotin (1845–1904), Norman Lockyer (1836–1920) og Charles Trépied (1845–1907) en lys, forlenget flekk som sirkulerte rundt planetens ekvator. Dette var trolig en storm.

I 1930-årene oppdaget de amerikanske astronomene Rupert Wildt (1905–1976) og Vesto Slipher (1875–1969) mørke bånd ved 543, 619, 925, 865 og 890 nm som tilhørte metan i gassform. De hadde ikke observert dette før fordi de var svært svake og krevde en lang bølgelengde for å oppdages. Dette betyr at atmosfæren til Uranus var transparent i mye større dybder enn atmosfærene til de andre gasskjempene.


I 1950 oppdaget den amerikanske astronomen Gerard Kuiper (1905–1973) et annet diffust mørkt bånd i spektrumet til Uranus ved 827 nm. I 1952 påviste Gerhard Herzberg (1904–1999), som senere fikk Nobelprisvinner i kjemi, at dette bånden blir forårsaket av den svake quadrupole absorbering av molekylært hydrogen, som således ble den andre gassen som ble oppdaget på Uranus.

Inntil 1986 var bare metan og hydrogen kjent i atmosfæren. Spektroskopiske observasjoner i det fjerninfrarøde spekter begynte i 1967 og viste konsistent at atmosfæren var i omtrentlig termisk balanse med innkommende stråling fra solen; den utstrålte like mye varme som den fikk fra solen, og ingen intern varmekilde var påkrevd for å forklare temperaturene i atmosfæren. Ingen avgrensede egenskaper var blitt oppdaget på Uranus forut for besøket til romsonden Voyager 2 i 1986.

Den 24. januar 1986 fløy romsonden Voyager 2 forbi Uranus i en minste avstand på 107,100 km og tok de første nærbildene av atmosfæren. Bildene bekreftet at atmosfæren hovedsakelig bestod av hydrogen og helium med 2,3 % metan. Atmosfæren fremstod svært transparent og manglet en tykk stratosfærisk og troposfærisk dis. Bare noen få avgrensede skyer ble observert.

I 1990- og 2000-årene ble observasjoner mulige gjennom Hubble Space Telescope og bakkebaserte teleskoper med adaptiv optikk (deriblant Keck-observatoriet og NASA Infrared Telescope Facility). Dette gjorde det for første gang mulig å observere skyformasjoner fra jorden. Dette gjorde det også mulig å omdefinere vindhastighetene på Uranus, som bare var kjent fra passeringen av Voyager 2, og å studere dynamikken i atmosfæren.

 Sammensetning 
Sammensetningen av atmosfæren er ulik fra resten av planeten. Atmosfæren består hovedsakelig av molekylært hydrogen og helium. Molekylfraksjonen for helium (antall heliumatomer per gassmolekyl) er  i den øvre troposfæren. Dette tilsvarer en massefraksjon på . Dette ble bestemt av analyser av fjerninfrarøde bilder fra Voyager 2 og observasjoner av radiookkultasjoner. Verdien ligger svært nær den protosolare heliummassefraksjonen på . Det indikerer at helium ikke har slått seg ned i sentrum av planeten slik det har gjort i de andre gasskjempene.

Den tredje vanligste bestanddelen er metan (). Dets nærvær ble oppdaget gjennom bakkebaserte spektroskopiske observasjoner. Metanet har karakteristiske absorpsjonsband i det synlige og nær-infrarøde (IR) delen av lyset og gjør at Uranus fremstår som akvamarin og cyan av farge. Etter molfraksjon utgjør metanmolekylene 2,3 % av atmosfæren under skydekket av metan, der hvor trykknivået er 1,3 bar (130 kPa). Dette representerer omtrent 10–30 % av karbonforekomsten funnet på solen.

Blandingsforholdet er mye lavere i den øvre atmosfæren på grunn av den ekstremt lave temperaturen i tropopausen. Temperaturen senker metningsnivået og gjør at overflødig metan fryses ut. Metan ser ut til å være undermettet i den øvre troposfæren over skyene med et partialtrykk på bare 30 % av det mettede gasstrykket.

Mengden av mindre volatile forbindelser som ammoniakk, vann og hydrogensulfid i den dype atmosfæren er lite kjent. De er sannsynligvis også høyere enn verdiene for solen, med en faktor på minst 20–30, og muligens med en faktor på noen få hundre. Sammen med metan finnes det også spormengder av ulike hydrokarboner i stratosfæren til Uranus. De er oppdaget blant annet gjennom Spitzer-teleskopet og ultrafiolett lys. Disse antas å bli produsert gjennom fotolyse av metan, indusert av solens ultrafiolette stråling. Hydrokarbonene inkluderer etan (), acetylen (), metylacetylen () og diacetylen (). Spektroskopi har også avdekket spor av vanndamp, karbonmonoksid og karbondioksid i den øvre atmosfæren. Dette kan bare komme fra en ekstern kilde som innfallende støv eller kometer.

Kunnskapen om isotopsammensetningen er svært begrenset. Den eneste kjente ratio av isotoper er den til deuterium i forhold til lett hydrogen: , som ble målt av Infrared Space Observatory (ISO) i 1990-årene. Det er høyere enn den protosolare verdi på  som er målt på Jupiter. Deuterium er nesten eksklusivt funnet som molekyler av hydrogendeuterid som dannes av normale hydrogenatomer.

Struktur
400px|thumb|Temperaturprofil for troposfæren og den lavere stratosfæren. Lag av skyer og dis er også indikert.
Atmosfæren kan deles inn i tre lag: Troposfæren strekker seg fra høyder på -300 og 50 km og trykk fra 100–0,1 bar (10 MPa–10 kPa). Stratosfæren strekker seg over høyder mellom 50 og  km og trykk mellom  (10 kPa–10 µPa). Termosfæren/koronaen  strekker seg fra  km og helt opp til  km fra overflaten. Det finnes ingen mesosfære.

 Troposfæren 
Troposfæren er den laveste og tetteste delen av atmosfæren og temperaturen endres med høyden. Temperaturen er rundt 320 K ved bunnen av den nominelle troposfæren (-300 km) og er 53 K ved rundt 50 km. I den øvre regionen av troposfæren (tropopausen) varierer temperaturen mellom 49–57 K avhengig av breddegradene; den laveste temperaturen finnes ved 25° nær den sørlige breddegrad. Troposfæren inneholder nesten hele atmosfærens masse. Tropopausen står for det meste av planetens termiske infrarøde utstråling, og  fastsetter den effektive temperaturen til .

Troposfæren antas å inneha et svært komplekst skymønster. Skyer av vann antas å ligge i trykkområdet 50–300 bar (5–30 MPa), ammoniumhydrosulfidskyer i området 20–40 bar (2–4 MPa), ammoniakk eller hydrogensulfidskyer mellom 3–10 bar (0,3–1 MPa) og tynne metanskyer i området 1–2 bar (0,1–0,2 MPa).

Voyager 2 påviste metanskyer, men alle de andre skylagene er spekulative. Eksistensen av et skylag med hydrogensulfid er bare mulig hvis ratioen av svovel og nitrogen (S/N-ratio) er betydelig høyere enn på solen (0,16). I motsatt fall vil alt hydrogensulfidet reagere med ammoniakk, og produsere ammoniumhydrosulfid, og ammoniakkskyene ville i stedet opptre i trykkområdet 3–10 bar. En økt S/N-ratio vil innebære uttømming av ammoniakk i trykkområdet 20–40 bar, hvor det dannes skyer av hydrogensulfid. Dette kan resultere i oppløsning av amoniakk i vanndråper inne i vannskyene eller i et dypt hav av ionisert vann-ammoniakk.

Den eksakte lokaliseringen av de to øverste skydekkene er omdiskutert. Metanskyer ble direkte oppdaget av Voyager 2 ved 1,2–1,3 bar under radiookkultasjon. Resultatet ble bekreftet av en analyse av bildedata fra Voyager 2. Toppen av de dypere skyene av ammoniakk/hydrogensulfid ble oppdaget å være ved 3 bar basert på de spektroskopiske data i synlig lys og nær-infrarødt lys (0,5–1 μm). En analyse av spektroskopiske data i bølgelengdene 1–2,3 μm plasserte likevel toppene av metanskyene ved 2 bar, og toppen av de lavere skyene ved 6 bar. Denne selvmotsigelsen kan bli løst når nye data om metanabsorberingen i atmosfæren blir tilgjengelige. Den optiske dybden til de to øverste skylagene varierer med lengdegraden: Begge blir tynnere ved polene enn ved ekvator, selv om metanskyenes optiske dybde i 2007 hadde et lokalt maksimum på 45° S, hvor det sørlige polarbåndet er lokalisert.

Troposfæren er en svært dynamisk del av atmosfæren med sterke sonale vinder, lyse metanskyer, mørke flekker og årstidsmessige endringer.

 Stratosfæren 
300px|thumb|Temperaturprofilene i stratosfæren og termosfæren på Uranus. Skyggeområdet er der hvor hydrokarboner befinner seg.
Det midterste laget i Uranus’ atmosfære er stratosfæren, hvor temperaturen generelt øker med høyden fra 53 K i tropopausen til mellom 800 og 850 K ved bunn av termosfæren. Oppvarmingen av stratosfæren forårsakes av den nedadgående varmeledning fra den varme termosfæren, så vel som av absorpsjon av ultrafiolett og infrarød stråling fra metan og andre hydrokarboner, som dannes i denne delen av atmosfæren som et resultat av fotolyse av metan.

Metan entrer stratosfæren gjennom den kalde tropopausen, hvor dets blandingsforhold relativt til molekylært hydrogen er omkring 3 × 10−5, tre ganger under metningen. Den forminsker videre ned til omkring 10−7 ved en at høyde som tilsvarer trykket på  0,1 mbar.

Hydrokarbonene opptar et relativt smalt lag på høyder mellom 160 og 320 km, noe som tilsvarer et trykkområde på 10–0,1 mbar (1000–10 kPa) og temperaturer mellom 100 og 130 K. Det mest vanlige hydrokarbonene er metan, acetylen og etan med et blandingsforhold på rundt 10−7 i forhold til hydrogen. Blandingsforholdet til karbonmonoksid er lignende i disse høydene.

Tyngre hydrokarboner som metylacetylen og diacetylen og karbondioksid har blandingsforhold på 10−10 – tre størrelsesklasser lavere. Temperaturen og hydrokarbonenes blandingsratioer i stratosfæren varierer med tid og breddegrad. Komplekse hydrokarboner sørger for å avkjøle stratosfæren, spesielt acetylen, som har en sterk utstråling med bølgelengde 13,7 μm.

I tillegg til hydrokarboner, inneholder stratosfæren karbonmonoksid og spor av vanndamp og karbondioksid. Mengdeforholdet til karbonmonoksid er 3, som er svært likt forholdet til hydrokarboner, mens mengdeforholdet til karbondioksid og vann er omkring 10−11 og 8. Disse tre komponentene er distribuert relativt homogent i stratosfæren og er ikke begrenset til et smalt lag som hydrokarboner.

Etan, acetylen og diacetylen kondenserer i den kaldere nedre delen av stratosfæren og tropopausen (under nivået for 100 mBar), og danner lag av dis med en optisk tykkelse på omkring 0,01 i synlig lys. som kan være delvis avgjørende for Uranus’ levende utseende. Konsentrasjonen av hydrokarboner i stratosfæren over disen er betydelig lavere enn i stratosfæren til de andre kjempeplanetene. Kondensasjonen inntreffer ved omkring 14, 2,5 and 0,1 mbar for henholdsvis etan, acetylen og diacetylen.

Mengden av hydrokarboner i stratosfæren til Uranus er betydelig lavere enn i stratosfærene til de andre gasskjempene – den øvre atmosfæren til Uranus er svært ren og transparent over dislagene.

Denne reduksjon av hydrokarboner er forårsaket av svak vertikal blanding, og gjør at Uranus's stratosfære har en mindre opasitet og derfor er kaldere enn de andre gasskjempene. Liksom hydrokarbonene, som disen oppstår fra, er disen ujevnt fordelt på Uranus; ved solvervet i 1986, da Voyager 2 passerte planeten, var de konsentrert nær den solbelyste siden, noe som gjorde den mørk i ultrafiolett lys.

 Termosfæren og ionosfæren 
Det ytterste laget av Uranus’ atmosfære er termosfæren og koronaen. Den strekker seg tusenvis av km utover, med en jevn temperatur på rundt 800–850 K. Dette er mye høyere enn de 420 K som er observert på Saturn. Varmekilden er ikke godt forstått, siden hverken ultrafiolett/ekstrem ultrafiolett stråling fra solen eller auroraaktivitet kan gi den nødvendige energien. Den svake kjøleeffekten på grunn av mangelen på hydrokarboner i stratosfæren over 0,1 mBars trykknivå kan også bidra til dette. I tillegg til molekylært hydrogen inneholder termosfære-koronaen mange frie hydrogenatomer. Helium er fraværende fordi det separeres diffusivt i lavere høyder. Hydrogenatomenes lille masse kombinert med den høye temperaturen forklarer hvorfor koronaen strekker seg så langt som  km – eller to ganger radien til Uranus – ut fra planeten.

Den utvidede koronaen er en unik egenskap for Uranus. Termosfæren og den øvre delen av stratosfæren inneholder en større konsentrasjon av ioner og elektroner, som danner ionosfæren på Uranus. Denne effekten fører til en luftmotstand for små partikler i bane rundt planeten, som i gjen fører til en generell reduksjon av støv i Uranus' ringer. Sammen med den øvre delen av stratosfæren går termosfæren over i ionosfæren på Uranus. Observasjoner fra Voyager 2 viser at ionosfæren når opp i høyder på  km, og kan inkludere flere tynne og tykke lag mellom 1 000 og 3 500 km. Elektrontettheten i ionosfæren er i snitt , og blir så høy som  i de trange lagene i stratosfæren. Ionosfæren på Uranus er tettere enn både Saturns og Neptuns, som kan oppstå fra den lave konsentrasjonen av hydrokarboner i stratosfæren. Ionosfæren består hovedsakelig av ultrafiolett stråling fra solen og avhenger av solens aktivitet. Polarlysaktiviteten er ubetydelig sammenlignet med Jupiter og Saturn, og bidrar lite til ioniseringen. Den høye elektrontettheten kan delvis forårsakes av den lave konsentrasjon av hydrokarboner i stratosfæren.

En av kildene til informasjon om  ionosfæren og termosfæren kommer fra bakkebaserte målinger av intense nær-infrarøde (3–4 μm) utstrålinger av trihydrogenion (). Den totale utstrålte effekten er 1–2 W – en størrelsesorden høyere enn utstrålinger fra nær-infrarøde hydrogen-kvadrupoler. Trihydrogenion fungerer som en hovedavkjøler av ionosfæren.


Den øvre atmosfæren er kilde til ultrafiolette (90–140 nm) utstrålinger kjent som dayglow eller electroglow. Liksom infrarøde stråler fra , stråler de bare ut fra planetens solside. Dette fenomenet, som inntreffer i termosfæren til alle gasskjempene, er tolket som en ultrafiolett fluorescens av atomisk og molekylært hydrogen som eksiteres av solstråling eller av fotoelektroner.

 Hydrogenkorona 
Den øvre delen av termosfæren, hvor midlere fri veilengde til molekyler overgår skalahøyden, kalles eksosfæren. Den nedre grensen til eksosfæren, eksobasen, befinner seg ved en høyde på omkring 6 500 km, eller 1/4 av planetens radius over overflaten. Eksosfæren er vanligvis utvidet, slik at den strekker seg flere Uranus-radier fra planeten. Den består hovedsakelig av hydrogenatomer og blir ofte kalt hydrogenkoronaen til Uranus.

Den høye temperaturen og det relativt høye trykket ved termosfærens basis forklarer delvis hvorfor eksosfæren har så stor utstrekning. Koronaens tetthet av atomisk hydrogen faller langsomt med avstanden fra planeten, og har noen få hundre atomer per cm3 noen få radier fra Uranus.

Effektene av denne oppblåste eksosfære gir luftmotstand for små partikler som roterer rundt Uranus, og forårsaker en generell uttømming av støv i Uranus' ringer. Det nedfallende støvet kontaminerer igjen i den øvre atmosfæren til planeten.

 Dynamikk 

Uranus har et relativt ensartet utseende, og mangler de brede fargefulle båndene og store skyene som er utbredt på Jupiter og Saturn. Avgrensede trekk ble bare observert en gang i Uranus atmosfære før 1986. De mest iøynefallende trekkene på Uranus som ble observert av Voyager 2 var det mørke lavbreddegradsområdet (mellom -40° og -20°) og den lyse sørlige polarkappe. Den nordlige grensen til kappen var plassert på omtrent -45° breddegrad. Det lyseste sonale bånd var lokalisert nær kanten av kappen ved −50° to −45° og ble da kalt et polarbånd. Den sørlige polkappen, som eksisterte ved tidspunktet for solverv i 1986, forsvant i løpet 1990-årene. Etter jevndøgn i 2007 begynte også den sørlige polarkappen å visne bort, mens den nordlige polarkappen som ligger på 45° til 50° breddegrad (dukket opp første gang i 2007) har blitt mer iøynefallende siden den gang.

Atmosfæren er roligere enn hos de andre gasskjempene. Bare noen få små lyse flekker på de midterste breddegrader på begge halvkuler og et enkelt mørkt område («Uranus' mørke flekk») har blitt observert siden 1986. En av disse lyse skyformasjoner, lokalisert ved −34° breddegrad og kalt Berg, eksisterte trolig kontinuerlig siden minst 1986. Ikke desto mindre har Uranus' atmosfære ganske sterke sonale vinder som blåser i den retrograde (mot rotasjonen) retning nær ekvator, men bytter til en prograd retning mot polen ved ±20° breddegrad. Vindhastighetene er fra −50 til −100 m/s ved ekvator og øker til 240 m/s nær den 50° breddegrad. Vindprofilen målt før jevndøgn i 2007 var litt asymmetrisk med kraftigere vind på den sørlige halvkule, selv om det viste seg å være en årstidsmessig effekt. Denne halvkulen ble nemlig kontinuerlig opplyst av Solen før 2007. Etter 2007 akselrerte vindene på den nordlige halvkule, mens de på den sørlige bremset ned.

Uranus viser en betydelig årstidsvariasjon i sin 84-årige bane. Planeten er generelt lysere ved solverv og svakere ved jevndøgn. Variasjonene er i stor grad forårsaket av endringer i visningsgeometrien: En lys polregion kommer til syne nær solverv, mens den mørke ekvator er synlig nær jevndøgn. Det eksisterer noen iboende variasjoner av atmosfærens reflektivitet: Polarkapper som periodisk falmer og blir lysere, og polarkapper som vises og forsvinner.

 Noter

Referanser
Adel (1934)
Atreya (2005)
Atreya (2005), s. 130-131
Bishop (1990), s. 448–464
Bishop (1990), s. 457–462
Bishop (1990), s. 462–463
Burgdorf (2006), s. 634–637
Burgdorf (2006), s. 636
Conrath (1987), s. 
de Pater (1989), s. 288–313
de Pater (1989), s. 310–311
de Pater (1991), s. 288–313
de Pater (1991), s. 231, fig. 13
Encrenaz (2003), s. 89–103
Encrenaz (2003), s. 98–100, Tabell 2 på s. 96
Encrenaz (2004), s. L5–L9
Encrenaz (2004), s. L8
Encrenaz (2005), s. 107–110
Encrenaz (2005), s. 111, tabell IV
Fegley 1991, s. 151–154
Fegley 1991, s. 155–158, 168–169
Feuchtgruber 1999
Fry 1999
Fry 1999, s. 265
Hammel 2007, s. 291–293
Hammel 2007, s. 293–296
Hammel 2009, s. 257
Hanel (1986), s. 70–74
Herbert (1987), s. 
Herbert (1987), s. 15,097, Fig. 4.
Herbert (1987), s. 15,102–15,104
Herbert (1987), s. 15107–15,108.
Herbert (1996), s. 
Herbert (1996), s. , figur 2
Herbert (1996), s. 
Herbert (1996), s. , figur 2
Herbert (1999), s. 
Herbert (1999), s. 1,123–1,124
Herbert (1999), s. 1,124
Herbert (1999), s. 1,127–1,128, 1,130–1,131
Herbert (1999), s. 1,130–1,131
Herbert (1999), s. 1,133–1,135
Herzberg (1952)
Huggins (1889)
Irwin (2007), s. L72–L73
Irwin (2010), s. 913
Kuiper (1949)
Lam (1997), s. L73–L76
Lam (1997), s. L75–76
Lindal (1987), s. 
Lindal (1987), s. 14, 987, 14, 994–14, 996
Lindal (1987), s. 14,987, 14,994–14,996
Lindal (1987), s. 14,992, figur 7
Lockyer (1889)
Lodders (2003), s. 
Lunine (1993), s. 217–263
Lunine (1993), s. 219–222
Lunine (1993), s. 222–230
Lunine (1993), s. 229, figur 3
Lunine (1993), s. 230–234
Lunine (1993), s. 235–240
Miller (2000), s. 2,496–2,497
Miller (2005), s. 322, tabell I
Pearl (1990), s. 12–28
Pearl (1990), s. 12–13, Table I
Perrotin (1884)
Pollack (1987), s. 15,037
Rages (2004), s. 548
Smith (1984), s. 213–214
Smith (1986), s. 43-49
Smith (1986), s. 43–46
Smith (1986), s. 47–49
Sromovsky (2005), s. 459–484
Sromovsky (2005), s. 459–460
Sromovsky (2005), s. 469, Fig.5
Sromovsky (2005), s. 470–472, 483, Table 7, figur 6
Sromovsky (2005), s. 474–482
Sromovsky (2005), s. 483
Sromovsky (2006), s. 591–592
Sromovsky (2006), s. 592–593
Stone (1987), s. 14,874, Table 3
Summers (1989), s. 495–508
Summers (1989), s. 497, 502, Fig. 5a.
Summers (1989), s. 496-497
Trafton (1999)
Trafton (1999), s. 1,073–1,076
Trafton (1999), s. 1,076–1,078
Tyler (1986), s. 79–84
Tyler (1986), s. 80–82
Tyler (1986), s. 81
Young (2001), s. 236–247
Young (2001), s. 241–242
Young (2001), s. 239–240, Fig. 5

 Litteratur 












































 Eksterne lenker 

 Uranus 101 | National Geographic, Youtube
 The Bizarre Characteristics Of Uranus | Our Solar System's Planets, Youtube
 What is the Mysterious Extraterrestrial World of Uranus like ? | Space Documentary, Youtube


Kategori:Artikler i astronomiprosjektet