stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Uranus
Sejarah > Penamaan

Maskelyne meminta Herschel untuk "do the astronomical world the faver [tertulis demikian, 'membantu dunia astronomi'] untuk memberi nama planetmu, yang sepenuhnya milikmu, & yang kami merasa berhutang budi padamu atas penemuannya." Untuk menjawab permintaan Maskelyne, Herschel memutuskan untuk menamai objek itu Georgium Sidus (Bintangnya George), atau "Planet Georgian" untuk menghormati penyokong dirinya yang baru, Raja George III. Dia menjelaskan keputusan ini dalam sebuah surat kepada Joseph Banks:
Pada masa dahulu kala sebutan Merkurius, Venus, Mars, Jupiter dan Saturnus diberikan kepada planet-planet tersebut, sebagai nama pahlawan dan dewa mereka. Pada masa sekarang yang eranya lebih filosofis sulit memungkinkan untuk mendapat pengganti metode yang sama dan menyebutnya Juno, Pallas, Apollo atau Minerva, untuk menjadi nama bagi benda langit kita yang baru. Pertimbangan pertama berupa peristiwa tertentu, atau kejadian luar biasa, tampaknya merupakan kronologinya: jika suatu saat akan ditanyakan, kapan Planet yang terakhir-ditemukan ini ditemukan? Akan menjadi jawaban yang sangat memuaskan mengatakan, 'Pada masa pemerintahan Raja George Ketiga.
Nama yang diusulkan Herschel tidak populer di luar Britania dan beberapa alternatif segera diusulkan. Astronom Jérôme Lalande mengusulkan planet itu dinamai Herschel untuk menghormati penemunya. Namun, Bode, memilih Uranus, versi Latin dewa langit Yunani, Ouranos. Bode berargumen bahwa seperti Saturnus yang merupakan ayah dari Jupiter, planet baru itu mesti diberi nama dari nama ayah Saturnus. Pada tahun 1789, kolega Bode dari Royal Academy, Martin Klaproth menamai unsur yang baru ditemukan dengan "uranium" untuk mendukung pilihan Bode. Pada akhirnya, saran Bode menjadi yang paling luas digunakan dan menjadi universal pada 1850 saat HM Nautical Almanac Office, yang terakhir yang tidak menggunakannya, beralih dari menggunakan Georgium Sidus kepada Uranus.
Sejarah > Tata nama

Pengucapan nama Uranus dalam bahasa Inggris yang disukai di antara para astronom adalah /ˈjʊərənəs/, dengan tekanan pada suku kata pertama seperti dalam bahasa Latin Ūranus; kontras dengan bahasa sehari-hari /jʊˈreɪnəs/, dengan tekanan pada suku kata kedua dan a panjang, meskipun dua-duanya dianggap dapat diterima. Karena pada daerah yang berbahasa Inggris, ū·rā′·nəs kedengaran seperti "your anus" ('anusmu'), ejaan sebelumnya juga menyembunyikan malu: seperti yang Dr. Pamela Gay, astronom di Southern Illinois University, sebutkan dalam siarannya, untuk menghindari "dikerjai oleh anak kecil sekolahan ... saat ragu-ragu, jangan menekankan apapun dan hanya katakan ūr′·ə·nəs. Dan merekapun lari dengan cepat."
Uranus merupakan satu-satunya planet yang namanya berasal dari tokoh dari mitologi Yunani bukan dari mitologi Romawi. Adjektif dari Uranus adalah "Uranian". Simbol astronomisnya adalah . Simbol itu merupakan gabungan dari simbol untuk Mars dan Matahari karena Uranus adalah Langit dalam mitologi Yunani, yang dianggap didominasi oleh gabungan kekuatan Matahari dan Mars. Simbol astrologisnya adalah , disarankan oleh Lalande tahun 1784. Dalam sebuah surat kepada Herschel, Lalande mendeskripsikannya sebagai "un globe surmonté par la première lettre de votre nom" ("sebuah globe yang diatasnya adalah huruf pertama namamu"). Dalam bahasa Tionghoa, Jepang, Korea dan Vietnam, nama planet Uranus secara literal dialihbahasakan sebagai bintang raja langit (天王星).
Orbit dan rotasi

Uranus mengitari Matahari sekali dalam 84 tahun. Jarak rata-ratanya dari Matahari kira-kira 3 miliar km (sekitar 20 SA). Intensitas sinar Matahari di Uranus sekitar 1/400 yang ada di Bumi. Elemen orbitnya dihitung pertama kali tahun 1783 oleh Pierre-Simon Laplace. Dengan berjalannya waktu, perbedaan mulai terlihat antara orbit yang diprediksikan dan yang diamati dan pada tahun 1841, John Couch Adams pertama kali mengajukan bahwa perbedaan itu mungkin disebabkan sentakan gravitasi oleh sebuah planet yang tidak terlihat. Pada tahun 1845, Urbain Le Verrier mulai riset mandirinya sendiri tentang orbit Uranus. Pada 23 September 1846, Johann Gottfried Galle menemukan lokasi satu planet baru, yang kemudian diberinama Neptunus, hampir pada posisi yang diprediksikan oleh Le Verrier.
Periode rotasi interior Uranus adalah 17 jam, 14 menit. Akan tetapi, seperti semua raksasa gas lainnya, atmosfer atasnya mengalami angin badai yang sangat kuat pada arah rotasi. Akibatnya, pada beberapa garis lintang, seperti dua per tiga lintang dari khatulistiwa ke kutub selatan, fitur-fitur atmosfer itu yang tampak bergerak jauh lebih cepat, menjadikan rotasi penuhnya sekecil 14 jam.
Orbit dan rotasi > Kemiringan sumbu

Sumbu rotasi Uranus terletak pada sisinya dipandang dari bidang Tata Surya, dengan kemiringan sumbu 97,77°. Ini memberinya perubahan musim yang sama sekali tidak seperti planet utama lain. Planet-planet lain dapat dibayangkan sebagai gasing yang berputar termiring-miring relatif terhadap bidang tata surya, sementara Uranus berotasi lebih seperti bola yang menggelinding termiring-miring. Berdekatan dengan waktu solstis Uranian, satu kutubnya menghadap Matahari terus-menerus sedangkan kutub lainnya menghadap ke arah sebaliknya. Hanya segaris daerah sempit di sekitar ekuator yang mengalami pergantian siang-malam dengan cepat, namun dengan Matahari sangat rendah dari kaki langit seperti di daerah kutub di Bumi. Pada sisi orbit Uranus yang lain orientasi kutub-kutubnya terhadap Matahari adalah sebaliknya. Tiap kutub terus-menerus disinari Matahari sekitar 42 tahun, diikuti dengan 42 tahun yang gelap. Dekat waktu ekuinoks, Matahari menghadap ekuator Uranus memberi periode pergantian siang-malam sama seperti yang terlihat pada kebanyakan planet lain. Uranus mencapai ekuinoks terkininya pada tanggal 7 December 2007.
| Belahan Utara | Tahun | Belahan Selatan |
| --- | --- | --- |
| Solstis Musim Dingin | 1902, 1986 | Solstis Musim Panas |
| Ekuinoks Musim Semi | 1923, 2007 | Ekuinoks Musim Gugur |
| Solstis Musim Panas | 1944, 2028 | Solstis Musim Dingin |
| Ekuinoks Musim Gugur | 1965, 2049 | Ekuinoks Musim Semi |
Salah satu akibat orientasi sumbu rotasi ini adalah bahwa, rata-rata dalam satu tahun, daerah kutub menerima masukan energi yang lebih besar dari Matahari daripada daerah ekuatornya. Namun, Uranus lebih panas ekuatornya daripada kutubnya. Mekanisme yang mendasari yang menyebabkan hal ini tidak diketahui. Alasan tidak biasanya kemiringan sumbu Uranus juga tidak diketahui pasti, namun perkiraan umum adalah bahwa selama pembentukan Tata Surya, protoplanet seukuran Bumi bertubrukan dengan Uranus, menyebabkan orientasinya yang miring tersebut. Kutub selatan Uranus menunjuk hampir kepada Matahari saat terbang dekat Voyager 2 tahun 1986. Penyebutan kutub ini sebagai "selatan" menggunakan definisi yang sekarang disetujui oleh Persatuan Astronomi Internasional, yaitu bahwa kutub utara suatu planet atau satelit adalah kutub yang menunjuk ke atas bidang invariabel Tata Surya, kemanapun arah planet itu berputar. Akan tetapi, perjanjian yang berbeda kadang digunakan, di mana kutub utara dan selatan suatu benda didefinisikan menurut aturan tangan kanan sehubungan dengan arah rotasi. Menurut sistem koordinat yang belakangan ini, kutub utara Uranus adalah yang disinari Matahari pada tahun 1986.
Orbit dan rotasi > Kecemerlangan

Dari tahun 1995 sampai 2006, magnitudo tampak Uranus berfluktuasi antara +5,6 dan +5,9; menempatkannya hampir pada batas daya lihat mata telanjang pada +6.5. Diameter angularnya antara 3,4 dan 3,7 detik busur, dibandingkan dengan 16 hingga 20 detik busur untuk Saturnus dan 32 sampai 45 detik busur untuk Jupiter. Saat oposisi, Uranus terlihat dengan mata telanjang dalam langit yang gelap dan tidak terpolusi cahaya dan menjadi sasaran yang mudah bahkan dalam kondisi perkotaan dengan teropong. Dalam teleskop amatir yang lebih besar dengan diameter lensa objektif antara 15 dan 23 cm, planet itu tampak sebagai piringan biru pucat dengan penggelapan tepi yang khas. Dengan teleskop besar yang ukurannya 25 cm atau lebih lebar, pola-pola awan, begitu pula beberapa satelit yang lebih besar, seperti Titania dan Oberon, mungkin juga kelihatan.
Struktur internal

Secara kasar Uranus massanya 14,5 kali massa Bumi, menjadikannya planet yang paling ringan di antara planet-planet raksasa, sementara itu kerapatannya 1,27 g/cm³ membuatnya planet paling tidak padat kedua setelah Saturnus. Meskipun bergaristengah sedikit lebih besar daripada Neptunus (kira-kira garis tengah Bumi), Uranus lebih ringan. Nilai ini menandakan bahwa ia terutama terdiri dari beragam es, seperti air, amonia dan metana. Massa total es di bagian dalam Uranus tidak diketahui secara tepat, dengan munculnya gambaran-gambaran berbeda tergantung dari model yang dipilih; namun pasti antara 9,3 dan 13,5 massa Bumi. Hidrogen dan helium hanya menyusun sebagian kecil dari keseluruhan, sebesar antara 0,5 dan 1,5 massa Bumi. Massa sisanya (0,5 hingga 3,7 massa Bumi) diperhitungkan untuk massa material batuan.
Model standar struktur Uranus adalah ia terdiri dari tiga lapisan: inti di bagian tengah, mantel ber-es di lapisan tengah dan selubung hidrogen/helium gas. Intinya relatif kecil, dengan massa hanya 0,55 massa Bumi dan jari-jari kurang dari 20 persen jari-jari Uranus; mantelnya merupakan bagian terbesar planet tersebut, dengan sekitar 13,4 massa Bumi, sementara itu atmosfer atas relatif kecil, dengan berat sekitar 0,5 massa Bumi dan meluas sampai 20 persen terakhir jari-jari Uranus. Inti Uranus kerapatannya sekitar 9 g/cm³, dengan tekanan di tengahnya 8 juta bar (800 GPa) dan suhu sekitar 5000 K. Mantel esnya nyatanya tidak terdiri dari es dalam pengertian pada umumnya, tetapi dari fluida panas dan rapat yang terdiri atas air, amonia dan volatil lain. Fluida ini, yang berdaya hantar listrik tinggi, kadang-kadang disebut lautan air–amonia. Komposisi terbesar Uranus dan Neptunus sangat berbeda dari Jupiter dan Saturnus, dengan es mendominasi atas gas, oleh karenanya memberi alasan klasifikasi mereka yang terpisah sebagai raksasa es.
Sementara model yang diperkirakan di atas lebih atau kurang standar, ia tidaklah unik; model-model lain juga sesuai dengan pengamatan. Contohnya, jika jumlah substansial hidrogen dan materi batuan bercampur dalam mantel es, massa es total di interior akan lebih kecil dan begitu pula, massa batuan total akan lebih besar. Data yang ada sekarang tidak memungkinkan sains menentukan model mana yang benar. Struktur interior fluida Uranus berarti bahwa ia tidak memiliki permukaan padat. Atmosfer gasnya sedikit demi sedikit berganti menjadi lapisan cairan internal. Namun, demi kemudahan, sebuah bola pepat yang berevolusi ditetapkan di titik dimana tekanan sama dengan 1 bar (100 kPa), dibuat secara kondisional sebagai suatu ‘permukaan’. Uranus mempunyai jari-jari ekuator dan kutub masing-masing 25 559 ± 4 dan 24 973 ± 20 km. Permukaan ini akan digunakan di seluruh artikel ini sebagai titik nol untuk ketinggian.
Struktur internal > Panas internal

Panas internal Uranus tampak lebih rendah daripada planet raksasa lain; dalam istilah astronomi, fluks panasnya rendah. Penyebab begitu rendahnya suhu internal Uranus masih tidak diketahui secara pasti. Neptunus, yang hampir merupakan kembaran Uranus dalam hal ukuran dan komposisi, meradiasikan sebanyak 2,61 kali energi yang diterimanya dari Matahari ke angkasa. Di sisi lain, Uranus hampir tidak meradiasikan panas berlebih sama sekali. Daya total yang diradiasikan oleh Uranus dalam bagian inframerah jauh dari spektrum adalah 1,06 ± 0,08 kali energi Matahari yang diserap dalam atmosfernya. Kenyataannya, fluks panas Uranus hanya 0,042 ± 0,047 W/m², yang lebih rendah daripada panas internal Bumi yang sekitar 0,075 W/m². Suhu terendah yang tercatat di tropopause Uranus adalah 49 K (−224 °C),menjadikan Uranus sebagai planet terdingin dalam Tata Surya.
Hipotesis dari perbedaan ketidaksesuaian ini di antaranya bahwa saat Uranus "dipukul" oleh penabrak yang sangat berat yang menyebabkan kemiringan sumbunya yang ekstrem, peristiwa itu juga menyebabkan keluarnya sebagian besar panas primordialnya, meninggalkannya dengan suhu intinya yang sangat menurun. Hipotesis lain adalah bahwa beberapa bentuk penghalang ada di lapisan atas Uranus yang mencegah panas inti mencapai di permukaan. Contohnya, konveksi mungkin berlangsung pada sekumpulan lapisan yang komposisinya berbeda, yang menghalangi penghantaran panas ke atas.
Atmosfer

Meskipun tidak ada permukaan padat yang terdefinisi dengan jelas dalam interior Uranus, bagian terluar dari selimut gas Uranus yang dapat diakses oleh penginderaan jauh disebut atmosfernya. Kemampuan penginderaan jauh berlanjut ke bawah hingga kira-kira 300 km di bawah level 1 bar (100 kPa), dengan tekanan yang bersesuaian sekitar 100 bar (10 MPa) dan suhu 320 K. Korona yang tipis atmosfer itu meluas jauh hingga lebih dari dua jari-jari planet dari permukaan nominal pada tekanan 1 bar. Atmosfer Uranian dapat dibagi menjadi tiga lapisan: troposfer, antara ketinggian −300 dan 50 km dan tekanan dari 100 sampai 0,1 bar; (10 MPa sampai 10 kPa), Stratosfer, kisaran ketinggiannnya antara 50 dan 4000 km dan tekanan antara 0,1 and 10–10 bar (10 kPa to 10 µPa) dan termosfer/korona yang meluas dari 4.000 km hingga setinggi 50.000 km dari permukaan. Mesosfer tidak ada.
Atmosfer > Komposisi

Komposisi atmosfer Uranian berbeda dari komposisi Uranus secara keseluruhan, ia terutama terdiri dari hidrogen molekuler dan helium. Fraksi mol helium, yaitu jumlah atom helium per molekul gas, adalah 0,15 ± 0,03 di troposfer atas, yang bersesuaian dengan fraksi massa 0,26 ± 0,05. Nilai ini sangat dekat dekat fraksi massa helium protosolar 0,275 ± 0,01, menandakan bahwa helium tidak pernah berada di tengah-tengah planet seperti halnya pada raksasa-raksasa gas. Penyusun yang paling melimpah ketiga dari atmosfer Uranian adalah metana (CH4). Metana memiliki pita penyerapan yang kuat pada cahaya tampak dan dekat-inframerah membuat Uranus tampak berwarna hijau-biru atau sian. Molekul metana menempati 2,3% atmosfernya dalam fraksi mol di bawah lapisan awan metana pada level tekanan 1,3 bar (130 kPa); ini menyatakan kira-kira 20 hingga 30 kali limpahan karbon yang ditemukan di Matahari. Rasio pencampuran  jauh lebih rendah di atmosfer atas dikarenakan suhunya yang sangat rendah, yang menurunkan level kejenuhan dan menyebabkan metana yang berlebih membeku. Kelimpahan senyawa yang kurang volatil seperti amonia, air dan hidrogen sulfida pada atmosfer yang dalam tidak begitu diketahui. Namun, mungkin nilainya juga lebih tinggi daripada yang ada di Matahari. Selain metana, sejumlah kecil berbagai hidrokarbon ditemukan di stratosfernya Uranus, yang diperkirakan dihasilkan dari metana oleh fotolisis yang diinduksi oleh radiasi ultraviolet Matahari. Mereka termasuk etana (C2H6), asetilena (C2H2), metilasetilena (CH3C2H), diasetilena (C2HC2H). Spektroskopi juga mengungkapkan jejak-jejak uap air, karbon monoksida dan karbon dioksida di atmosfer atas, yang hanya dapat berasal dari sumber luar seperti debu yang jatuh dan komet.
Atmosfer > Troposfer

Troposfer adalah bagian atmosfer terbawah dan paling rapat dan bercirikan dengan turunnya suhu bersama dengan naiknya ketinggian. Suhu menurun dari sekitar 320 K di dasar troposfer nominal pada −300 km hingga 53 K pada 50 km. Suhu di daerah atas terdingin dari troposfer (tropopause) sebenarnya bervariasi dalam kisaran antara 49 dan 57 K bergantung pada ketinggian di planet. Daerah tropopause bertanggungjawab bagi kebanyakan pancaran inframerah jauh panas planet itu dan oleh karenanya menentukan suhu efektif 59,1 ± 0,3 K.
Troposfernya dipercaya memiliki struktur awan yang sangat kompleks; awan air dihipotesiskan terletak dalam kisaran tekanan 50 sampai 100 bar (5 sampai 10 MPa), awan amonium hidrosulfida dalam kisaran 20 sampai 40 bar (2 sampai 4 MPa), awan amonia atau hidrogen sulfida antara 3 dan 10 bar (0,3 to 1 MPa) dan terakhir awan metana tipis yang terdeteksi langsung pada 1 sampai 2 bar (0,1 sampai 0,2 MPa). Troposfer Uranus merupakan bagian atmosfernya yang sangat dinamis, menunjukkan angin yang kuat, awan yang cerah dan perubahan musim, yang akan dibahas di bawah.
Atmosfer > Atmosfer atas

Lapisan tengah atmosfer Uranian adalah stratosfer, dimana suhu umumnya naik sesuai dengan naiknya ketinggian dari 53 K di tropopause sampai antara 800 dan 850 K di dasar termosfer. Pemanasan stratosfer disebabkan oleh penyerapan radiasi UV dan inframerah Matahari oleh metana dan hidrokarbon lain, yang terbentuk di bagian atmosfer ini sebagai hasil dari fotolisis metana. Panas juga dihantarkan dari termosfer yang panas itu. Hidrokarbon menempati lapisan yang relatif sempit pada ketinggian antara 100 dan 280 km yang bersesuaian dengan kisaran tekanan 10 hingga 0,1 mbar (1000 hingga 10 kPa) dan suhu antara 75 dan 170 K. Hidrokarbon yang paling melimpah adalah metana, asetilena dan etana dengan rasio pencampuran sekitar 10−7 relatif pada hidrogen. Rasio pencampuran karbon monoksida sama pada ketinggian-ketinggian ini. Hidrokarbon yang lebih berat dan karbon dioksida rasio pencampurannya sebesar tiga kali lebih rendah. Rasio kelimpahan air adalah sekitar 7×10−9. Etana dan asetilena cenderung berkondensasi bagian bawah stratosfer dan tropopause yang lebih dingin (di bawah level 10 mBar) membentuk lapisan kabut, yang mungkin sebagian bertanggungjawab bagi penampilan Uranus yang biasa. Akan tetapi, konsentrasi hidrokarbon di stratosfer Uranian di atas kabut tersebut rendah sekali dibandingkan dengan konsentrasi pada stratosfer planet raksasa lain.
Lapisan terluar atmosfer Uranian adalah termosfer dan korona, yang suhunya seragam sekitar 800 hingga 850 K. Sumber panas yang diperlukan untuk mempertahankan nilai sedemikian tidak dimengerti, karena baik radiasi UV jauh dan UV ekstrem maupun aktivitas aurora tidak dapat memberi energi yang diperlukan. Efisiensi pendinginan yang lemah itu yang diakibatkan kurangnya hidrokarbon di stratosfer di atas level tekanan 0,1 mBar mungkin juga ikut menyebabkannya. Selain hidrogen molekuler, termosfer-korona mengandung bagian besar atom hidrogen. Massa mereka yang kecil bersama dengan suhu yang tinggi menjelaskan mengapa korona itu meluas sejauh 50 000 km atau dua jari-jari Uranian dari planet itu. Korona yang meluas ini merupakan fitur Uranus yang unik. Efeknya termasuk gaya hambat terhadap partikel kecil yang mengorbit Uranus, secara umum menyebabkan berkurangnya debu pada cincin Uranian. Termosfer Uranian, bersama dengan bagian atas stratosfer, bersesuaian dengan ionosfer Uranus. Pengamatan menunjukkan bahwa ionosfer tersebut berada pada ketinggian dari 2 000 sampai 10 000 km. Ionosfer Uranian lebih rapat daripada ionosfer Saturnus maupun Neptunus, yang mungkin muncul dari konsentrasi rendah dari hidrokarbon di stratosfer. Ionosfer itu dipertahankan terutama oleh radiasi UV Matahari dan kerapatannya bergantung pada aktivitas Matahari. Aktivitas Aurora di sini kecil dibandingkan dengan pada Jupiter dan Saturnus.
Cincin planet

Artikel utama: Cincin Uranus
Uranus mempunyai sistem cincin planet yang rumit, yang merupakan sistem demikian yang kedua yang ditemukan di Tata Surya setelah cincin Saturnus. Cincin-cincin tersebut tersusun dari partikel yang sangat gelap, yang beragam ukurannya dari mikrometer hingga sepersekian meter. Tiga belas cincin yang berbeda saat ini diketahui, yang paling terang adalah cincin ε (epsilon). Semua cincin Uranus (kecuali dua) sangat sempit—umumnya mereka lebarnya beberapa kilometer. Cincin tersebut mungkin cukup muda; pertimbangan dinamis menandakan bahwa mereka tidak terbentuk bersamaan dengan pembentukan Uranus. Materi di cincin-cincin itu mungkin dulu adalah bagian dari satu (atau beberapa) satelit yang terpecah oleh tubrukan berkecepatan tinggi. Dari banyak pecahan-pecahan yang terbentuk sebagai hasil dari tabrakan itu hanya beberapa partikel yang bertahan dalam jumlah terbatas zona stabil yang bersesuaian dengan cincin yang ada sekarang.
William Herschel mendeskripsikan cincin yang mungkin ada di sekitar Uranus pada 1789. Penampakan ini umumnya dianggap meragukan, karena cincin-cincin itu cukup redup dan pada dua abad berikutnya tak satupun yang diketahui oleh pengamat lain. Namun Herschel masih membuat deskripsi akurat tentang ukuran cincin epsilon, sudut relatifnya terhadap Bumi, warna merahnya dan perubahannya yang tampak bersamaan dengan Uranus mengitari Matahari. Sistem cincin itu benar-benar ditemukan pada 10 Maret 1977 oleh James L. Elliot, Edward W. Dunham dan Douglas J. Mink menggunakan Kuiper Airborne Observatory. Penemuan itu merupakan keberuntungan; mereka berencana menggunakan okultasi bintang SAO 158687 oleh Uranus untuk mempelajari atmosfer planet itu. Akan tetapi, saat pengamatan mereka dianalisis, mereka menemukan bahwa bintang itu telah menghilang sebentar dari pandangan lima kali sebelum dan sesudah ia tidak tampak di balik planet itu. Mereka menyimpulkan bahwa pasti ada suatu sistem cincin di sekitar planet tersebut. Kemudian mereka mendeteksi empat cincin tambahan. Cincin-cincin itu langsung dicitrakan saat Voyager 2 lewat dekat Uranus pada 1986. Voyager 2 juga menemukan dua cincin tambahan yang tampak redup sehingga total jumlahnya menjadi sebelas.
Pada Desember 2005, Teleskop angkasa Hubble mendeteksi sepasang cincin yang sebelumnya tidak diketahui. Yang terbesar terletak pada dua kali jarak cincin yang telah diketahui dari planet itu. Cincin-cincin baru ini begitu jauh dari planet tersebut hingga mereka disebut sistem cincin "luar". Hubble juga melihat dua satelit kecil yang salah satunya, Mab, berbagi orbit dengan cincin terluar yang baru ditemukan. Cincin-cincin baru ini membuat jumlah keseluruhan cincin Uranian menjadi 13. Pada April 2006, gambar cincin baru tersebut dengan Observatorium Keck menghasilkan warna cincin-cincin luar: yang terluar biru dan yang lainnya merah. Satu hipotesis mengenai warna biru cincin luar tersebut adalah bahwa ia terdiri atas partikel kecil air es dari permukaan Mab yang cukup kecil untuk menghamburkan cahaya biru. Kontras dengan itu, cincin-cincin dalam planet itu tampak abu-abu.