Uranus

Uranus  

Uranus, dilihat oleh wahana Voyager 2
Penemuan
Penemu	William Herschel
Tanggal ditemukan	13 Maret 1781
Penamaan
Ciri-ciri orbit[1][a]
Epos J2000
Aphelion	3.004.419.704 km 20,083 305 26 SA
Perihelion	2.748.938.461 km 18,375 518 63 SA
Sumbu semi-mayor	2.876.679.082 km 19,229 411 95 SA
Eksentrisitas	0,044 405 586
Periode orbit	30.799,095 hari 84,323 326 tahun 42,718 Uranus solar days[2]
Periode sinodis	369,66 hari[3]
Kecepatan orbit rata-rata	6,81 km/s[3]
Anomali rata-rata	142,955 717°
Inklinasi	0,772 556° dari ekliptika 6,48° dari ekuator Matahari 1,02° dari bidang invariabel[4]
Bujur node menaik	73,989 821°
Argumen perihelion	96,541 318°
Satelit	27
Ciri-ciri fisik
Jari-jari khatulistiwa	25.559 ± 4 km 4,007 Bumi[5][c]
Jari-jari kutub	24.973 ± 20 km 3,929 Bumi[5][c]
Kepepatan	0,022 9 ± 0,000 8[b]
Luas permukaan	8,115 6×109 km²[6][c] 15,91 Bumi
Volume	6,833×1013 km³[3][c] 63,086 Bumi
Massa	(8,6810 ± 0,0013)×1025 kg 14,536 Bumi[7] GM=5 793 939 ± 13 km³/s²
Massa jenis rata-rata	1,27 g/cm³[3][c]
Gravitasi permukaan di khatulistiwa	8,69 m/s²[3][c] 0,886 g
Kecepatan lepas	21,3 km/s[3][c]
Hari sideris	−0,718 33 hari 17 j 14 men 24 s[5]
Kecepatan rotasi	2,59 km/s 9.320 km/jam
Kemiringan sumbu	97,77°[5]
Asensio rekta bagi Kutub Utara	17 j 9 m 15 d 257,311°[5]
Deklinasi bagi Kutub Utara	−15,175°[5]
Albedo	0,300 (terikat) 0,51 (geometrik)[3]
Suhu permukaan    level 1 bar[9]    0,1 bar (tropopause)[10]	min rata-rata maks 76 K 49 K 53 K 57 K
Magnitudo tampak	5,9[8] sampai 5,32[3]
Diameter sudut	3,3"–4,1"[3]
Atmosfer[10][11][12][d]
Tinggi skala	27,7 km[3]
Komposisi	(Di bawah 1,3 bar) 83 ± 3% Hidrogen (H2) 15 ± 3% Helium 2,3% Metana 0,009% (0,007–0,015%) Hidrogen deuterida (HD)[13] Es: Amonia Air Amonium hidrosulfida (NH4SH) Metana (CH4)

Uranus adalah planet ketujuh dari Matahari dan planet yang terbesar ketiga dan terberat keempat dalam Tata Surya. Ia dinamai dari nama dewa langit Yunani kuno Uranus (Οὐρανός) ayah dari Kronos (Saturnus) dan kakek dari Zeus (Jupiter). Meskipun Uranus terlihat dengan mata telanjang seperti lima planet klasik, ia tidak pernah dikenali sebagai planet oleh pengamat dahulu kala karena redupnya dan orbitnya yang lambat.^[14] Sir William Herschel mengumumkan penemuannya pada tanggal 13 Maret 1781, menambah batas yang diketahui dari Tata Surya untuk pertama kalinya dalam sejarah modern. Uranus juga merupakan planet pertama yang ditemukan dengan menggunakan teleskop.
Uranus komposisinya sama dengan Neptunus dan keduanya mempunyai komposisi yang berbeda dari raksasa gas yang lebih besar, Jupiter dan Saturn. Karenanya, para astronom kadang-kadang menempatkannya dalam kategori yang berbeda, "raksasa es". Atmosfer Uranus, yang sama dengan Jupiter dan Saturnus karena terutama terdiri dari hidrogen dan helium, mengandung banyak "es" seperti air, amonia dan metana, bersama dengan jejak hidrokarbon.^[10] Atmosfernya itu adalah atmofer yang terdingin dalam Tata Surya, dengan suhu terendah 49 K (−224 °C). Atmosfer planet itu punya struktur awan berlapis-lapis dan kompleks dan dianggap bahwa awan terendah terdiri atas air dan lapisan awan teratas diperkirakan terdiri dari metana.^[10] Kontras dengan itu, interior Uranus terutama terdiri atas es dan bebatuan.^[9]
Seperti planet raksasa lain, Uranus mempunyai sistem cincin, magnetosfer serta banyak satelit alami. Sistem Uranian konfigurasinya unik di antara planet-planet karena sumbu rotasi miring ke sampingnya, hampir pada bidang revolusinya mengelilingi Matahari. Sehingga, kutub utara dan selatannya terletak pada tempat yang pada banyak planet lain merupakan ekuator mereka.^[15] Dilihat dari Bumi, cincin Uranus kadang nampak melingkari planet itu seperti sasaran panah dan satelit-satelitnya mengelilinginya seperti jarum-jarum jam, meskipun pada tahun 2007 dan 2008 cincin itu terlihat dari tepi. Tahun 1986, gambar dari Voyager 2 menunjukkan Uranus sebagai planet yang nampak tidak berfitur pada cahaya tampak tanpa pita awan atau badai yang diasosiasikan dengan raksasa lain.^[15] Akan tetapi, pengamat di Bumi melihat tanda-tanda perubahan musim dan aktivitas cuaca yang meningkat pada tahun-tahun belakangan bersamaan dengan Uranus mendekati ekuinoksnya. Kecepatan angin di planet Uranus dapat mencapai 250 meter per detik (900 km/jam, 560 mil per jam).^[16]

Sejarah

Penemuan

Uranus telah diamati pada banyak kesempatan sebelum penemuannya sebagai planet, namun ia dianggap secara salah sebagai bintang. Pengamatan yang tercatat paling awal adalah pada tahun 1690 saat John Flamsteed mengamati planet itu sedikitnya enam kali, mengkatalogkannya sebagai 34 Tauri. Astronom Perancis, Pierre Lemonnier, mengamati Uranus setidaknya dua puluh kali antara tahun 1750 dan 1769,^[17] termasuk pada empat malam berturut-turut.

Replika teleskop yang dipakai oleh Herschel untuk menemukan Uranus di Museum William Herschel, Bath

Sir William Herschel mengamati planet itu pada 13 Maret 1781 saat berada di taman di rumahnya di 19 New King Street di kota Bath, Somerset (sekarang Herschel Museum of Astronomy),^[18] namun mulanya melaporkannya (pada 26 April 1781) sebagai sebuah "komet".^[19] Herschel "melakukan serangkaian pengamatan terhadap paralaks pada bintang-bintang yang tetap",^[20] menggunakan teleskop yang ia desain sendiri.
Dia mencatat dalam jurnalnya "Pada kuartil dekat ζ Tauri … bisa merupakan bintang Nebula atau sebuah komet".^[21] Tanggal 17 Maret, dia mencatat, "Aku mencari Komet atau Bintang Nebula itu dan menemukan bahwa ia adalah sebuah Komet, karena ia berubah letaknya".^[22] Saat dia mempresentasikan penemuannya pada Royal Society, ia terus menegaskan bahwa dia telah menemukan sebuah komet sementara secara implisit membandingkannya pada planet:^[23]

“

Daya yang aku miliki saat pertama kali Aku melihat komet itu adalah 227. Dari pengamatan Aku tahu bahwa diameter dari bintang-bintang diam tidak secara proporsional membesar dengan daya yang lebih besar, sebagaimana planet; oleh karena itu sekarang Aku menyetel dayanya pada 460 dan 932 dan menemukan bahwa diameter komet itu naik sebanding dengan dayanya, sebagaimana mestinya, dengan perkiraan bahwa ia bukan bintang diam, sementara diameter bintang-bintang yang Aku bandingkan dengannya tidak meningkat dengan rasio yang sama. Lebih dari itu, komet itu diperbesar jauh di luar apa yang mestinya akan terjadi pada cahayanya, nampak kabur dan kurang-jelas dengan kekuatan yang besar ini, sementara bintang-bintang itu mempertahankan kilau dan kekhasannya dari ribuan pengamatan aku tahu mereka akan mempertahankannya. Kelanjutannya menunjukkan bahwa dugaanku berdasar baik, ini terbukti adalah Komet yang belakangan ini kami amati.

”

Herschel memberitahu Astronomer Royal, Nevil Maskelyne, akan penemuannya dan menerima jawaban keheranan ini darinya pada tanggal 23 April 23: "Aku tidak tahu menyebutnya apa. Mungkin ia planet reguler yang bergerak pada orbit yang hampir melingkar pada Matahari karena Komet bergerak pada elips yang sangat eksentrik. Aku belum melihat koma atau ekor apapun padanya".^[24]
Sementara Herschel secara hati-hati terus menggambarkan objek baru ini sebagai sebuah komet, para astronom lain sudah mulai menduga secara lain. Astronom Rusia Anders Johan Lexell memperkirakan jaraknya 18 kali jarak Matahari dari Bumi dan belum satu kometpun yang diamati dengan perihelion empat kali jarak Bumi-Matahari.^[25] Astronom Berlin Johann Elert Bode mendeskripsikan penemuan Herschel sebagai "bintang bergerak yang dapat dianggap hingga sekarang ini objek tak diketahui mirip planet yang berkeliling di luar orbit Saturnus".^[26] Bode menyimpulkan bahwa orbitnya yang hampir berbentuk lingkaran lebih mirip sebuah planet daripada komet.^[27]
Objek itu dengan segera diterima secara universal sebagai sebuah planet. Tahun 1783, Herschel sendiri mengakui fakta ini kepada direktur Royal Society Joseph Banks: "Dengan pengamatan dari para Astronom paling terkenal di Eropa nampaknya bintang baru itu, yang membuatku dihormati karena kutunjukkan kepada mereka pada Maret 1781, adalah sebuah Planet Primer pada Tata Surya kita."^[28] Untuk mengakui pencapaian ini, Raja George III memberi Herschel gaji tetap tahunan £200 dengan syarat ia pindah ke Windsor sehingga Keluarga Kerajaan mendapat kesempatan untuk melihat melalui teleskopnya.^[29]

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."^[30] 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.^[31] Dia menjelaskan keputusan ini dalam sebuah surat kepada Joseph Banks:^[28]

William Herschel, penemu Uranus

“

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, nampaknya merupakan kronologinya: jika pada masa depan 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.^[32] 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.^[29][33][34] Pada tahun 1789, kolega Bode dari Royal Academy, Martin Klaproth menamai unsur yang baru ditemukan dengan "uranium" untuk mendukung pilihan Bode.^[35] 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.^[33]

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;^[36] 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."^[37]
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.^[38] 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").^[32] Dalam bahasa Cina, Jepang, Korea dan Vietnam, nama planet Uranus secara literal dialihbahasakan sebagai bintang raja langit (天王星).^[39][40]

Orbit dan rotasi

Orbit Uranus

Gambar teleskop Hubble dari Uranus menunjukkan pita awan, cincin dan satelit-satelit.

Uranus mengitari Matahari sekali dalam 84 tahun. Jarak rata-ratanya dari Matahari kira-kira 3 milyar km (sekitar 20 SA). Intensitas sinar Matahari di Uranus sekitar 1/400 yang ada di Bumi.^[41] Elemen orbitnya dihitung pertama kali tahun 1783 oleh Pierre-Simon Laplace.^[25] 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.^[42]
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 nampak bergerak jauh lebih cepat, menjadikan rotasi penuhnya sekecil 14 jam.^[43]

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.^[44] 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.^[45][46]

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 demikian, 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.^[47] 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.^[48][49] Akan tetapi, perjanjian yang berbeda kadang digunakan, di mana kutub utara dan selatan suatu benda didefinisikan menurut aturan tangan kanan sehubungan dengan arah rotasi.^[50] Menurut sistem koordinat yang belakangan ini, kutub utara Uranus adalah yang disinari Matahari pada tahun 1986.

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.^[8] 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.^[8] 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.^[6] Dalam teleskop amatir yang lebih besar dengan diameter lensa objektif antara 15 dan 23 cm, planet itu nampak 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.^[51]

Struktur internal

Perbandingan ukuran Bumi dan Uranus

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.^[7] Meskipun bergaristengah sedikit lebih besar daripada Neptunus (kira-kira garis tengah Bumi), Uranus lebih ringan.^[5] Nilai ini menandakan bahwa ia terutama terdiri dari beragam es, seperti air, amonia dan metana.^[9] 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.^[9][52] Hidrogen dan helium hanya menyusun sebagian kecil dari keseluruhan, sebesar antara 0,5 dan 1,5 massa Bumi.^[9] Massa sisanya (0,5 hingga 3,7 massa Bumi) diperhitungkan untuk massa material batuan.^[9]
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.^[9][53] 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.^[9][53] Inti Uranus kerapatannya sekitar 9 g/cm³, dengan tekanan di tengahnya 8 juta bar (800 GPa) dan suhu sekitar 5000 K.^[52][53] 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.^[9][53] Fluida ini, yang berdaya hantar listrik tinggi, kadang-kadang disebut lautan air–amonia.^[54] 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.^[52] Struktur interior fluida Uranus berarti bahwa ia tidak memiliki permukaan padat. Atmosfer gasnya sedikit demi sedikit berganti menjadi lapisan cairan internal.^[9] 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.^[5] Permukaan ini akan digunakan di seluruh artikel ini sebagai titik nol untuk ketinggian.

Panas internal

Panas internal Uranus jelas nampak lebih rendah daripada planet raksasa lain; dalam istilah astronomi, fluks panasnya rendah.^[16][55] Penyebab begitu rendahnya suhu internal Uranus masih tidak dimengerti. Neptunus, yang hampir merupakan kembaran Uranus dalam hal ukuran dan komposisi, meradiasikan sebanyak 2,61 kali energi yang diterimanya dari Matahari ke angkasa.^[16] Kontrasnya, 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.^[10][56] Kenyataannya, fluks panas Uranus hanya 0,042 ± 0,047 W/m², yang lebih rendah daripada panas internal Bumi yang sekitar 0,075 W/m².^[56] Suhu terendah yang tercatat di tropopause Uranus adalah 49 K (−224 °C),menjadikan Uranus sebagai planet terdingin dalam Tata Surya.^[10][56]
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.^[57] Hipotesis lain adalah bahwa beberapa bentuk penghalang ada di lapisan atas Uranus yang mencegah panas inti mencapai di permukaan.^[9] Contohnya, konveksi mungkin berlangsung pada sekumpulan lapisan yang komposisinya berbeda, yang menghalangi penghantaran panas ke atas.^[10][56]

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.^[10] 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.^[58] Korona yang tipis atmosfer itu meluas jauh hingga lebih dari dua jari-jari planet dari permukaan nominal pada tekanan 1 bar.^[59] 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.^[10] Mesosfer tidak ada.

Komposisi

Komposisi atmosfer Uranian berbeda dari komposisi Uranus secara keseluruhan, ia terutama terdiri dari hidrogen molekuler dan helium.^[10] Fraksi mol helium, yaitu jumlah atom helium per molekul gas, adalah 0,15 ± 0,03^[12] di troposfer atas, yang bersesuaian dengan fraksi massa 0,26 ± 0,05.^[10][56] Nilai ini sangat dekat dekat fraksi massa helium protosolar 0,275 ± 0,01,^[60] menandakan bahwa helium tidak pernah berada di tengah-tengah planet seperti halnya pada raksasa-raksasa gas.^[10] Penyusun yang paling melimpah ketiga dari atmosfer Uranian adalah metana (CH₄).^[10]Metana memiliki pita penyerapan yang kuat pada cahaya tampak dan dekat-inframerah membuat Uranus nampak berwarna hijau-biru atau sian.^[10] 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.^[10][11][61] Rasio pencampuran ^[e] jauh lebih rendah di atmosfer atas dikarenakan suhunya yang sangat rendah, yang menurunkan level kejenuhan dan menyebabkan metana yang berlebih membeku.^[62] 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.^[10][63] Selain metana, sejumlah kecil berbagai hidrokarbon ditemukan di stratosfernya Uranus, yang diperkirakan dihasilkan dari metana oleh fotolisis yang diinduksi oleh radiasi ultraviolet Matahari.^[64] Mereka termasuk etana (C₂H₆), asetilena (C₂H₂), metilasetilena (CH₃C₂H), diasetilena (C₂HC₂H).^[62][65][66] 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.^[65][66][67]

Troposfer

Profil suhu troposfer dan stratosfer bawah Uranian. Lapisan awan dan kabut juga ditandai.

Troposfer adalah bagian atmosfer terbawah dan paling rapat dan bercirikan dengan turunnya suhu bersama dengan naiknya ketinggian.^[10] Suhu menurun dari sekitar 320 K di dasar troposfer nominal pada −300 km hingga 53 K pada 50 km.^[61][58] Suhu di daerah atas terdingin dari troposfer (tropopause) sebenarnya bervariasi dalam kisaran antara 49 dan 57 K bergantung pada ketinggian di planet.^[10][55] Daerah tropopause bertanggungjawab bagi kebanyakan pancaran inframerah jauh panas planet itu dan oleh karenanya menentukan suhu efektif 59,1 ± 0,3 K.^[55][56]
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).^{[10][11][58][68]} Troposfer Uranus merupakan bagian atmosfernya yang sangat dinamis, menunjukkan angin yang kuat, awan yang cerah dan perubahan musim, yang akan dibahas di bawah.^[16]

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.^[59] Pemanasan stratosfer disebabkan oleh penyerapan radiasi UV dan inframerah Matahari oleh metana dan hidrokarbon lain,^[69] yang terbentuk di bagian atmosfer ini sebagai hasil dari fotolisis metana.^[64] Panas juga dihantarkan dari termosfer yang panas itu.^[69] 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.^[62][65] 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.^[62][65][67] Hidrokarbon yang lebih berat dan karbon dioksida rasio pencampurannya sebesar tiga kali lebih rendah.^[65] Rasio kelimpahan air adalah sekitar 7×10⁻⁹.^[66] Etana dan asetilena cenderung berkondensasi bagian bawah stratosfer dan tropopause yang lebih dingin (di bawah level 10 mBar) membentuk lapisan kabut,^[64] 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.^[62][70]
Lapisan terluar atmosfer Uranian adalah termosfer dan korona, yang suhunya seragam sekitar 800 hingga 850 K.^[10][70] 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.^[59][70] 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.^[59][70] Korona yang meluas ini merupakan fitur Uranus yang unik.^[70] Efeknya termasuk gaya hambat terhadap partikel kecil yang mengorbit Uranus, secara umum menyebabkan berkurangnya debu pada cincin Uranian.^[59] Termosfer Uranian, bersama dengan bagian atas stratosfer, bersesuaian dengan ionosfer Uranus.^[61] Pengamatan menunjukkan bahwa ionosfer tersebut berada pada ketinggian dari 2 000 sampai 10 000 km.^[61] Ionosfer Uranian lebih rapat daripada ionosfer Saturnus maupun Neptunus, yang mungkin muncul dari konsentrasi rendah dari hidrokarbon di stratosfer.^[70][71] Ionosfer itu dipertahankan terutama oleh radiasi UV Matahari dan kerapatannya bergantung pada aktivitas Matahari.^[72] Aktivitas Aurora di sini kecil dibandingkan dengan pada Jupiter dan Saturnus.^[70][73]

Cincin planet

Cincin-cincin dalam Uranus. Cincin luar yang terang adalah cincin ε, delapan cincin lain juga ada.

Sistem cincin Uranian

Uranus mempunyai sistem cincin planet yang rumit, yang merupakan sistem demikian yang kedua yang ditemukan di Tata Surya setelah cincin Saturnus.^[74] Cincin-cincin tersebut tersusun dari partikel yang sangat gelap, yang beragam ukurannya dari mikrometer hingga sepersekian meter.^[15] 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.^[74][75]
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 nampak bersamaan dengan Uranus mengitari Matahari.^[76][77] 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 nampak di balik planet itu. Mereka menyimpulkan bahwa pasti ada suatu sistem cincin di sekitar planet tersebut.^[78] Kemudian mereka mendeteksi empat cincin tambahan.^[78] Cincin-cincin itu langsung dicitrakan saat Voyager 2 lewat dekat Uranus pada 1986.^[15] Voyager 2 juga menemukan dua cincin tambahan yang nampak redup sehingga total jumlahnya menjadi sebelas.^[15]
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.^[79] Pada April 2006, gambar cincin baru tersebut dengan Observatorium Keck menghasilkan warna cincin-cincin luar: yang terluar biru dan yang lainnya merah.^[80][81] 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.^[80][82] Kontras dengan itu, cincin-cincin dalam planet itu nampak abu-abu.^[80]

Medan magnet

Medan magnet Uranus seperti dilihat oleh Voyager 2 pada tahun 1986. S dan N adalah kutub selatan dan utara magnetik.

Sebelum kedatangan Voyager 2, tidak ada pengukuran magnetosfer Uranian yang dilakukan, sehingga sifatnya tetap jadi misteri. Sebelum tahun 1986, para astronom telah memperkirakan medan magnet Uranus segaris dengan angin surya , maka karenanya ia akan segaris dengan kutub planet itu yang terletak di ekliptika.^[83]
Pengamatan Voyager' mengungkapkan bahwa medan magnet Uranus aneh, baik karena ia tak berasal dari pusat geometrik planet tersebut dan karena ia miring 59° dari poros rotasi.^[83][84] Faktanya dwikutub magnetiknya bergeser dari tengah planet itu ke kutub rotasi selatan sejauh sepertiga radius planet itu.^[83] Geometri yang tidak biasa ini menyebabkan magnetosfer yang sangat tidak simetris, dimana kuat medan magnet pada permukaan di belahan selatan dapat serendah 0,1 gauss (10 µT), sedangkan di belahan utara kuatnya dapat setinggi 1,1 gauss (110 µT).^[83] Medan rata-rata di permukaan adalah 0,23 gauss (23 µT).^[83] Sebagai perbandingan, medan magnet Bumi kuatnya kira-kira sama pada kedua kutub dan "ekuator magnetik"nya kira-kira sejajar dengan ekuator geografisnya.^[84] Momen dipol Uranus 50 kali momen dipol Bumi.^[83][84] Neptunus juga punya medan magnetik yang bergeser dan miring, menyarankan bahwa ini mungkin fitur umum raksasa es.^[84] Satu hipotesis ialah bahwa, tidak seperti medan magnet planet kebumian dan raksasa gas, yang dibangkitkan dalam inti mereka, medan magnet raksasa es dibangkitkan oleh gerakan pada kedalaman yang relatif dangkal, contohnya, di lautan air–amonia.^[54][85]
Meskipun penjajarannya mengundang keingintahuan, dalam segi lain magnetosfer Uranian mirip seperti planet lain: ia memiliki kejutan busur yang berlokasi 23 radius Uranian darinya, magnetopause pada 18 jari-jari Uranian, ekor magnetofer yang terbentuk penuh, serta sabuk radiasi.^[83][84][86] Secara keseluruhan, struktur magnetosfer Uranus berbeda dari Jupiter dan lebih mirip dengan Saturnus.^[83][84] Ekor magnetosfer Uranus memanjang di balik planet itu ke luar angkasa sejauh jutaan kilometer dan terpuntir oleh rotasi menyamping planet itu menjadi seperti pembuka tutup botol yang panjang.^[83][87]
Di magnetosfer Uranus terdapat partikel bermuatan: proton dan elektron dengan sejumlah kecil ion H₂⁺.^[84][86] Tidak ada ion yang lebih berat yang terdeteksi. Banyak partikel ini mungkin berasal dari korona atmosfernya yang panas.^[86] Energi ion dan elektron masing-masing bisa setinggi 4 dan 1,2 megaelektronvolt.^[86] Kerapatan ion berenergi rendah (di bawah 1 kiloelektronvolt) di magnetosfer dalam adalah sekitar 2 cm⁻³.^[88] Populasi partikel ini sangat dipengaruhi oleh satelit-satelit Uranus yang melalui magnetosfer itu meninggalkan celah-celah yang dapat diketahui.^[86] Fluks partikelnya cukup tinggi untuk menyebabkan penggelapan atau pencuacaan angkasa dari permukaan satelit dalam skala waktu yang secara astronomis cepat 100.000 tahun.^[86] Ini mungkin penyebab dari warna satelit-satelit dan cincin-cincinnya yang gelap seragam.^[75] Uranus mempunyai aurora yang terbentuk dengan baik, yang terlihat sebagai busur yang terang di sekitar kedua kutub magnetik.^[70] Namun, tidak seperti pada Jupiter, Uranus auroranya nampak tidak penting bagi keseimbangan energi termosfer planetnya.^[73]

Iklim

Belahan selatan Uranus dalam warna yang kira-kira alami (kiri) dan pada panjang gelombang yang lebih tinggi (kanan), menunjukkan pita-pita awannya yang redup dan "tudung" atmosfer seperti dilihat oleh wahana Voyager 2

Pada panjang gelombang ultraviolet dan cahaya nampak, atmosfer Uranus nampak biasa sekali dibandingkan dengan raksasa gas lain, bahkan dengan Neptunus, yang sangat mirip dengannya dari segi lain.^[16] Saat Voyager 2 terbang mendekati Uranus pada 1986, ia mengamati total 10 fitur awan di seluruh bagian planet itu.^[15][89] Satu penjelasan yang diajukan atas kurangnya fitur ini adalah bahwa panas internal Uranus nampak jelas lebih rendah daripada panas internal planet-planet raksasa lain. Suhu terendah yang tercatat di tropopause Uranus adalah 49 K, menjadikan Uranus planet terdingin dalam Tata Surya, lebih dingin daripada Neptunus.^[10][56]

Struktur berpita, angin dan awan

Kecepatan angin zona di Uranus. Daerah yang diberi bayangan menunjukkan kerah selatan dan pasangan utaranya nanti. Kurva merah adalah penyesuaian simetris terhadap data itu.

Pada 1986 Voyager 2 menemukan bahwa belahan selatan Uranus yang terlihat dapat dibagi menjadi dua daerah: kap kutub yang terang dan pita ekuator yang gelap (lihat gambar di kanan).^[15] Perbatasan mereka terletak pada sekitar −45° garis lintang. Suatu pita sempit yang menempati kisaran garis lintang dari −45 sampai −50° merupakan fitur besar paling terang pada permukaan kentara planet Uranus.^[15][90] Ia disebut "kerah" selatan. Kap dan kerah tersebut diduga sebagai daerah yang rapat dari awan metana yang terletak dalam kisaran tekanan 1,3 sampai 2 bar (lihat atas).^[91] Namun sayang Voyager 2 tiba selama tinggi musim panas planet itu dan tidak bisa mengamati belahan utara. Akan tetapi, pada permulaan abad kedua puluh satu, saat daerah kutub utara terlihat, Teleskop angkasa Hubble dan Keck tidak mengamati ada kerah maupun kap di belahan utara.^[90] Jadi Uranus kelihatannya asimetris: terang dekat kutub selatan dan gelap seragam di daerah di utara kerah selatan.^[90] Selain struktur berpita skala besar, Voyager 2 mengamati sepuluh awan terang kecil, kebanyakan letaknya beberapa derajat ke utara dari kerah itu.^[15] Dalam semua segi lain Uranus terlihat seperti planet yang mati dinamis pada tahun 1986.

Bintik gelap pertama yang diamati di Uranus. Gambar didapat oleh ACS pada HST pada 2006.

Namun pada tahun 1990-an, jumlah fitur awan terang yang teramati meningkat pesat sebagian karena teknik pencitraan resolusi tinggi yang baru menjadi tersedia.^[16] Mayoritas mereka ditemukan di belahan utara Uranus saat ia mulai kelihatan.^[16] Penjelasan mula-mula—bahwa awan-awan terang itu lebih mudah diidentifikasi di bagian gelap planet tersebut, sedangkan di belahan selatan kerah terangnya menutupi mereka—ditunjukkan tidak benar: banyak sebenarnya fitur-fitur itu memang meningkat pesat.^[92][93] Namun demikian, ada perbedaan antara awan-awan di tiap belahan planet itu. Awan-awan di utara lebih kecil, lebih tajam dan lebih terang.^[93] Nampaknya mereka terletak pada tempat yang lebih tinggi.^[93] Awan-awan itu masa hidupnya beragam. Beberapa awan kecil bertahan beberapa jam, sementara sedikitnya satu awan selatan mungkin telah ada sejak terbang dekatnya Voyager.^[16][89] Pengamatan terbaru juga menemukan bahwa fitur awan di Uranus punya banyak persamaan dengan yang ada di Neptunus.^[16] Sebagai contoh, bintik-bintik gelap yang umum terdapat di Neptunus tidak pernah diamati di Uranus sebelum tahun 2006, saat fitur demikian yang pertama dicitrakan.^[94] Diperkirakan bahwa Uranus menjadi lebih mirip Neptunus selama musim ekuinoksnya.^[95]
Pelacakan banyak fitur-fitur awan memungkinkan penentuan angin zona yang berhembus di troposfer atas Uranus.^[16] Di ekuator arah angin adalah retrograd, yang artinya bahwa mereka berhembus ke arah sebaliknya dari rotasi planet itu. Kecepatan mereka dari −100 hingga −50 m/s.^[16][90] Kecepatan angin meningkat dengan jarak dari ekuator, mencapai nilai nol pada garis lintang dekat ±20°, dimana suhu troposfer minimum berada.^[16][55] Dekat kutub-kutubnya, angin berganti arahnya menjadi prograd, mengalir searah dengan rotasi planetnya. Kecepatan angin terus meningkat mencapai nilai maksimanya pada garis lintang ±60° sebelum jatuh ke nol di kutub.^[16] Kecepatan angin pada garis lintang −40° berkisar dari 150 hingga 200 m/s. Karena kerah di situ mengaburkan semua awan di bawah paralel itu, kecepatan yang ada di antaranya dan kutub selatan tidak mungkin diukur.^[16] Kontras dengan itu, di belahan utaranya kecepatan angin maksimum setinggi 240 m/s diamati dekat garis lintang +50°.^[16][90][96]

Variasi musim

Uranus pada 2005. Cincin-cincin, kerah selatan dan sebuah awan terang di belahan utara terlihat.

Untuk periode singkat dari Maret hingga Mei 2004, sejumlah awan besar muncul di atmosfer Uranian, memberinya penampilan yang mirip Neptunus.^[93][97] Pengamatan-pengamatan termasuk kecepatan angin pemecah rekor 229 m/s (824 km/jam) badai petir yang bertahan lama yang disebut sebagai "Fourth of July fireworks" ("kembang api empat Juli") .^[89] Pada tanggal 23 Augustus, 2006, peneliti-peneliti di Space Science Institute (Boulder, CO) dan University of Wisconsin mengamati sebuah bintik gelap di permukaan Uranus, memberi para astromon pengetahuan lebih terhadap aktivitas atmosfer planet tersebut.^[94] Sebab kenaikan aktivitas secara tiba-tiba ini mesti terjadi tidak sepenuhnya diketahui, tetapi nampak bahwa kemiringan sumbu Uranus yang ekstrem menyebabkan variasi musim yang ekstrem pada cuacanya.^[46][95] Menentukan sifat variasi musim ini adalah sulit karena data yang baik tentang atmosfer ini telah ada kurang dari 84 tahun, atau satu tahun Uranian penuh. Sejumlah penemuan telah dibuat. Fotometri selama masa setengah tahun Uranian (mulai pada tahun 1950-an) menunjukkan variasi yang beraturan dalam kecerahan pada dua pita spektrum, dengan nilai maksimal terjadi saat soltis dan nilai minimal saat ekuinoks.^[98] Variasi periodik yang mirip, dengan nilai maksimal saat soltis, telah diketahui dalam pengukuran gelombang mikro dari troposfer dalam yang dimulai tahun 1960-an.^[99] Pengukuran suhu stratosfer yang dimulai tahun 1970-an juga menunjukkan nilai minimum dekat soltis 1986.^[69] Mayoritas variabilitas ini dipercaya terjadi karena perubahan dalam geometri pengamatan.^[92]
Akan tetapi ada beberapa alasan untuk dipercaya bahwa perubahan-perubahan musim fisik terjadi di Uranus. Sementara planet tersebut diketahui memiliki daerah kutub selatan yang terang, kutub utaranya cukup redup, yang tidak cocok dengan model perubahan iklim yang diuraikan di atas.^[95] Selama solstis utara sebelumnya tahun 1944, Uranus menampilkan kenaikan tingkat kecemerlangan, yang menyarankan bahwa kutub utara tidaklah selalu gelap sekali.^[98] Informasi ini menandakan bahwa kutub yang terlihat menjadi terang pada suatu waktu sebelum solstis dan mejadi gelap setelah ekuinoks.^[95] Analisis terperinci data cahaya tampak dan gelombang mikro mengungkapkan bahwa perubahan terang yang berkala itu tidak sepenuhnya simetris di sekitar waktu solstis, yang juga menandakan suatu perubahan pada pola-pola albedo meridional.^[95] Akhirnya pada 1990-an, bersamaan dengan Uranus meninggalkan solstisnya, Teleskop Hubble dan teleskop permukaan Bumi mengungkapkan bahwa kap kutub selatan menjadi gelap dengan jelas (kecuali kerah selatan, yang tetap terang),^[91] sementara belahan utaranya menunjukkan aktivitas yang meningkat,^[89] seperti pembentukan awan dan angin yang lebih kencang, menguatkan perkiraan bahwa ia akan segera menjadi terang.^[93]
Mekanisme perubahan-perubahan fisik itu masih tidak jelas.^[95] Berdekatan dengan solstis musim panas dan musim dingin, belahan-belahan Uranus terletak secara bergantian pada penyinaran penuh Matahari atau menghadap angkasa jauh. Menjadi terangnya belahan yang disinari Matahari itu dipekirakan hasil dari penebalan lokal awan dan kabut metana yang terletak troposfer.^[91] Kerah yang terang pada garis lintang −45° juga berhubungan dengan awan-awan metana.^[91] Perubahan-perubahan lain di daerah kutub selatan dapat dijelaskan oleh perubahan-perubahan pada lapisan awan rendah.^[91] Variasi pancaran gelombang mikro dari planet itu mungkin disebabkan oleh suatu perubahan pada sirkulasi troposfer dalam, karena awan dan kabut yang tebal mungkin menghambat konveksi.^[100] Sekarang dengan sedang tibanya ekuinoks musim semi dan musim gugur di Uranus, dinamikanya juga berubah dan konveksi dapat berlangsung lagi.^[89][100]

Pembentukan

Banyak yang berargumen bahwa perbedaan antara raksasa es dengan raksasa gas berlanjut pada pembentukan mereka.^[101][102] Tata Surya dipercaya terbentuk dari bola gas dan debu raksasa yang berotasi yang dikenal sebagai nebula pramatahari. Sebagian besar gas nebula itu, terutama hidrogen dan helium, membentuk Matahari, sementara butiran debu berkumpul bersama membentuk protoplanet pertama. Saat planet-planet tersebut tumbuh, beberapa dari mereka akhirnya mengumpulkan cukup materi untuk gravitasi mereka untuk menarik gas nebula itu yang ditinggalkan.^[101][102] Semakin banyak gas yang mereka tarik, mereka menjadi semakin besar; semakin besar mereka, semakin banyak gas yang mereka tarik sampai titik kritis tercapai dan ukuran mereka mulai meningkat secara eksponensial. Raksasa-raksasa es, dengan gas nebular hanya bermassa beberapa kali Bumi, tidak pernah mencapai titik kritis itu.^{[101][102][103]} Simulasi terbaru migrasi planet menyarankan bahwa kedua raksasa es itu terbentuk lebih dekat kepada Matahari daripada posisi mereka sekarang dan bergerak ke arah luar setelah pembentukannya, satu hipotesis yang terperinci dalam model Nice.^[101]

Satelit

Satelit utama Uranus dibandingkan, pada ukuran relatif mereka yang sesuai (gabungan foto Voyager 2)

Sistem Uranus. Kredit ESO

Uranus memiliki 27 satelit alam yang telah diketahui.^[103] Nama bagi satelit-satelit ini dipilih dari karakter karya Shakespeare dan Alexander Pope.^[53][104] Lima satelit utamanya adalah Miranda, Ariel, Umbriel, Titania dan Oberon.^[53] Sistem satelit Uranian adalah yang paling kurang masif di antara raksasa gas; memang, massa gabungan kelima satelit utamanya itupun hanya kurang dari setengah massa Triton.^[7] Satelit yang terbesar, Titania, radiusnya hanya 788,9 km, atau kurang dari setengah jari-jari Bulan, tetapi sedikit lebih besar daripada Rhea, satelit kedua terbesar Saturnus, menjadikan Titania satelit berukuran terbesar kedelapan dalam Tata Surya. Satelit itu memiliki albedo yang relatif rendah; berkisar dari 0,20 untuk Umbriel hingga 0,35 untuk Ariel (dalam cahaya hijau).^[15] Satelit itu merupakan kumpulan es-batu yang kira-kira terdiri lima puluh persen es dan lima puluh persen batu. Es itu mungkin termasuk amonia dan karbon dioksida.^[75][105]
Di antara satelit-satelit itu, Ariel nampak memiliki pemukaan termuda dengan kawah tabrakan paling sedikit, sedangkan Umbriel nampaknya yang tertua.^[15][75] Miranda memiliki ngarai patahan sedalam 20 kilometer, lapisan-lapisan berpetak dan variasi yang kacau dalam umur dan fitur permukaan.^[15] Aktivitas geologis Miranda pada masa lalu dipercaya didorong oleh pemanasan pasang-surut pada suatu ketika saat orbitnya lebih eksentrik daripada sekarang, mungkin hasil dari resonansi orbital dengan Umbriel yang dulu ada.^[106] Proses perenggangan yang diasosiasikan dengan diapir yang naik mungkin merupakan asal dari korona-korona yang mirip 'lintasan balap' di satelit itu.^[107][108] Sama dengan itu, Ariel dipercaya pernah berada dalam resonansi 4:1 dengan Titania.^[109]

Eksplorasi

Foto Uranus yang diambil dari Voyager 2 saat ia menuju Neptunus

Pada 1986, wahana Voyager 2 milik NASA mengunjungi Uranus. Kunjungan ini adalah satu-satunya usaha untuk menginvestigasi planet itu dari jarak dekat dan tidak ada kunjungan lain yang direncanakan untuk saat ini. Diluncurkan pada tahun 1977, jarak Voyager 2 paling dekat ke Uranus pada tanggal 24 Januari 1986, berada dalam 81 500 kilometer puncak awan planet tersebut, sebelum melanjutkan perjalanannya menuju Neptunus. Voyager 2 mempelajari struktur dan komposisi kimia atmosfernya,^[61] menemukan 10 satelit dan mempelajari cuaca unik planet itu yang disebabkan kemiringan sumbunya yang 97,77°; dan memeriksa sistem cincinnya.^[15][110] Ia juga mempelajari medan magnetnya, struktur tidak beraturannya, kemiringannya dan ekor magnetosfer "pembuka tutup botol"nya yang unik yang disebabkan orientasi Uranus yang menyamping.^[83] Ia melakukan investigasi terperinci pertama dari lima satelit terbesarnya dan mempelajari semua cincin sistem itu yang diketahui yang banyaknya sembilan dan menemukan dua cincin yang baru.^[15][75]

Catatan

1. ^{^}  Elemen-elemen orbit mengacu pada pusat massa sistem Uranus, dan merupakan nilai-nilai oskulasi (pendekatan) pada epoch J2000 yang presisi. Besar pusat massa diketahui karena, kontras dengan pusat planet, mereka tidak mengalami perubahan yang cukup besar pada dasar hari ke hari dari gerakan satelit-satelitnya.
2. ^{^}  Dihitung menggunakan data dari Seidelmann, 2007.^[5]
3. ^{^}  Mengacu pada level tekanan atmosfer 1 bar.
4. ^{^}  Penghitungan fraksi mol He, H₂ dan CH₄ berdasarkan pada rasio percampuran 2,3% dari metana dengan hidrogen dan proporsi 15/85 He/H₂ yang diukur di tropopause.
5. ^{^}  Rasio percampuran didefinisikan sebagai banyaknya molekul senyawa tiap satu molekul hidrogen.

Rujukan

1. ^ Yeomans, Donald K. (July 13, 2006). "HORIZONS System". NASA JPL. Diakses pada 8 Agustus 2007. — At the site, go to the "web interface" then select "Ephemeris Type: ELEMENTS", "Target Body: Uranus Barycenter" and "Center: Sun".
2. ^ Seligman, Courtney. "Rotation Period and Day Length". Diakses pada 13 Agustus 2009.
3. ^ ^{a b c d e f g h i j} Williams, Dr. David R. (January 31, 2005). "Uranus Fact Sheet". NASA. Diakses pada 10 Agustus 2007.
4. ^ "The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter". 3 April 2009. Diakses pada 10 April 2009. (produced with Solex 10 written by Aldo Vitagliano; see also Invariable plane)
5. ^ ^{a b c d e f g h i} Seidelmann, P. Kenneth (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mech. Dyn. Astr. 90: 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y.
6. ^ ^{a b} Munsell, Kirk (May 14, 2007). "NASA: Solar System Exploration: Planets: Uranus: Facts & Figures". NASA. Diakses pada 13 Agustus 2007.
7. ^ ^{a b c} Jacobson, R.A. (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal 103 (6): 2068–2078. doi:10.1086/116211.
8. ^ ^{a b c} Fred Espenak (2005). "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 - 2006". NASA. Diakses pada 14 Juni 2007.
9. ^ ^{a b c d e f g h i j k} Podolak, M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 43 (12): 1517–1522. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5.
10. ^ ^{a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u} Lunine, Jonathan. I. (1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.
11. ^ ^{a b c} Lindal, G.F. (1987). "The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2". J. Of Geophys. Res. 92: 14,987–15,001. doi:10.1029/JA092iA13p14987.
12. ^ ^{a b} B. Conrath et al. (1987). "The helium abundance of Uranus from Voyager measurements". Journal of Geophysical Research 92: 15003–15010. doi:10.1029/JA092iA13p15003.
13. ^ Feuchtgruber, H. (1999). "Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio". Astronomy and Astrophysics 341: L17–L21.
14. ^ "MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program". Monterey Institute for Research in Astronomy. Diakses pada 27 Agustus 2007.
15. ^ ^{a b c d e f g h i j k l m n} Smith, B.A. (1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science 233: 97–102. doi:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889.
16. ^ ^{a b c d e f g h i j k l m n o} Sromovsky, L.A. (2005). "Dynamics of cloud features on Uranus". Icarus 179: 459–483. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022.
17. ^ Dunkerson, Duane. "Uranus—About Saying, Finding, and Describing It". thespaceguy.com. Diakses pada 17 April 2007.
18. ^ "Bath Preservation Trust". Diakses pada 29 September 2007.
19. ^ William Herschel (1781). "Account of a Comet, By Mr. Herschel, F. R. S.; Communicated by Dr. Watson, Jun. of Bath, F. R. S". Philosophical Transactions of the Royal Society of London 71: 492–501. doi:10.1098/rstl.1781.0056.
20. ^ Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, quoted in Ellis D. Miner, Uranus: The Planet, Rings and Satellites, New York, John Wiley and Sons, 1998 p. 8
21. ^ Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23; quoted in Miner p. 8
22. ^ RAS MSS Herschel W.2/1.2, 24, quoted in Miner p. 8
23. ^ Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30; quoted in Miner p. 8
24. ^ RAS MSS Herschel W1/13.M, 14 quoted in Miner p. 8
25. ^ ^{a b} George Forbes (1909). "History of Astronomy". Diakses pada 7 Agustus 2007.
26. ^ Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781, quoted in Miner p. 11
27. ^ Miner p. 11
28. ^ ^{a b} J. L. E. Dreyer, (1912). The Scientific Papers of Sir William Herschel. 1. Royal Society and Royal Astronomical Society. hlm. 100.
29. ^ ^{a b} Miner p. 12
30. ^ RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20, quoted in Miner p. 12
31. ^ "Voyager at Uranus". NASA JPL 7 (85): 400–268. 7 Maret 1986.
32. ^ ^{a b} Francisca Herschel (1917). "The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus". The Observatory. Diakses pada 5 Agustus 2007.
33. ^ ^{a b} Littmann, Mark (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. hlm. 10–11. ISBN 0-486-43602-0.
34. ^ Daugherty, Brian. "Astronomy in Berlin". Brian Daugherty. Diakses pada 24 Mei 2007.
35. ^ James Finch (2006). "The Straight Scoop on Uranium". allchemicals.info: The online chemical resource. Diakses pada 30 Maret 2009.
36. ^ "How to speak like a BBC newsreader". Daily Mail. 7 Maret 2006. Diakses pada 13 Desember 2007.
37. ^ Frasier Cain (Nov 12 2007). "Astronomy Cast: Uranus". Diakses pada 20 April 2009.
38. ^ "Planet symbols". NASA Solar System exploration. Diakses pada 4 Agustus 2007.
39. ^ "Sailormoon Terms and Information". The Sailor Senshi Page. Diakses pada 5 Maret 2006.
40. ^ "Asian Astronomy 101". Hamilton Amateur Astronomers 4 (11). 1 Oktober 1997. Diakses pada 5 Agustus 2007.
41. ^ "Next Stop Uranus". 7 Maret 1986. Diakses pada 9 Juni 2007.
42. ^ J J O'Connor and E F Robertson (1996). "Mathematical discovery of planets". Diakses pada 13 Juni 2007.
43. ^ Peter J. Gierasch and Philip D. Nicholson (2004). "Uranus". NASA World Book. Diakses pada 9 Juni 2007.
44. ^ Lawrence Sromovsky (2006). "Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus". University of Wisconsin Madison. Diakses pada 9 Juni 2007.
45. ^ Hammel, Heidi B. (September 5, 2006). "Uranus nears Equinox." (PDF). A report from the 2006 Pasadena Workshop. 
46. ^ ^{a b} "Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus". Science Daily. Diakses pada 16 April 2007.
47. ^ Jay T.Bergstralh, Ellis Miner, Mildred Matthews (1991). Uranus. hlm. 485–486.
48. ^ "Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000". IAU. 7 Maret 2000. Diakses pada 13 Juni 2007.
49. ^ "Cartographic Standards" (PDF). NASA. Diakses pada 13 Juni 2007.
50. ^ "Coordinate Frames Used in MASL". 7 Maret 2003. Diakses pada 13 Juni 2007.
51. ^ Gary T. Nowak (2006). "Uranus: the Threshold Planet of 2006". Diakses pada 14 Juni 2007.
52. ^ ^{a b c} Podolak, M. (2000). "Further investigations of random models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 48: 143–151. doi:10.1016/S0032-0633(99)00088-4.
53. ^ ^{a b c d e f} Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). "Uranus: What Happened Here?". Introduction to Planetary Science. Ed. Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.. Springer Netherlands. DOI:10.1007/978-1-4020-5544-7_18. 
54. ^ ^{a b} Atreya, S. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (pdf). Geophysical Research Abstracts 8: 05179.
55. ^ ^{a b c d} Hanel, R. (1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science 233: 70–74. doi:10.1126/science.233.4759.70. PMID 17812891.
56. ^ ^{a b c d e f g} Pearl, J.C. (1990). "The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data". Icarus 84: 12–28. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3.
57. ^ David Hawksett (August 2005). "Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?". Astronomy Now: 73.
58. ^ ^{a b c} dePater, Imke (1991). "Possible Microwave Absorption in by H₂S gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres" (PDF). Icarus 91: 220–233. doi:10.1016/0019-1035(91)90020-T.
59. ^ ^{a b c d e} Herbert, Floyd (1987). "The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2" (PDF). J. Of Geophys. Res. 92: 15,093–15,109. doi:10.1029/JA092iA13p15093.
60. ^ Lodders, Katharin (2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements". The Astrophysical Journal 591: 1220–1247. doi:10.1086/375492.
61. ^ ^{a b c d e} Tyler, J.L. (1986). "Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites". Science 233: 79–84. doi:10.1126/science.233.4759.79. PMID 17812893.
62. ^ ^{a b c d e} Bishop, J. (1990). "Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere" (PDF). Icarus 88: 448–463. doi:10.1016/0019-1035(90)90094-P.
63. ^ dePater, Imke (1989). "Uranius Deep Atmosphere Revealed" (PDF). Icarus 82 (12): 288–313. doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7.
64. ^ ^{a b c} Summers, Michael E. (1989). "Photochemistry of the Atmosphere of Uranus". The Astrophysical Journal 346: 495–508. doi:10.1086/168031.
65. ^ ^{a b c d e} Burgorf, Martin (2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy". Icarus 184: 634–637. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.006.
66. ^ ^{a b c} Encrenaz, Therese (2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planet. Space Sci. 51: 89–103. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9.
67. ^ ^{a b} Encrenaz, Th. (2004). "First detection of CO in Uranus" (PDF). Astronomy&Astrophysics 413: L5–L9. doi:10.1051/0004-6361:20034637. Diakses pada 5 Agustus 2007.
68. ^ Atreya, Sushil K. (2005). "Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes". Space Sci. Rev. 116: 121–136. doi:10.1007/s11214-005-1951-5.
69. ^ ^{a b c} Young, Leslie A. (2001). "Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation" (PDF). Icarus 153: 236–247. doi:10.1006/icar.2001.6698.
70. ^ ^{a b c d e f g h} Herbert, Floyd (1999). "Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 47: 1119–1139. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1.
71. ^ Trafton, L.M. (1999). "H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora". The Astrophysical Journal 524: 1059–1023. doi:10.1086/307838.
72. ^ Encrenaz, Th. (2003). "The rotational temperature and column density of H⁺₃ in Uranus" (PDF). Planetary and Space Sciences 51: 1013–1016. doi:10.1016/j.pss.2003.05.010.
73. ^ ^{a b} Lam, Hoanh An (1997). "Variation in the H⁺₃ emission from Uranus". The Astrophysical Journal 474: L73–L76. doi:10.1086/310424.
74. ^ ^{a b} Esposito, L.W. (2002). "Planetary rings" (pdf). Reports on Progress in Physics 65: 1741–1783. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201.
75. ^ ^{a b c d e} "Voyager Uranus Science Summary". NASA/JPL. 7 Maret 1988. Diakses pada 9 Juni 2007.
76. ^ "Uranus rings 'were seen in 1700s' ", (BBC News), April 192007. Diakses pada 19 April 2007.
77. ^ "Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century?". Physorg.com. 7 Maret 2007. Diakses pada 20 Juni 2007.
78. ^ ^{a b} J. L. Elliot, E. Dunham & D. Mink (1977). "The rings of Uranus". Cornell University. Diakses pada 9 Juni 2007.
79. ^ "NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus". Hubblesite. 7 Maret 2005. Diakses pada 9 Juni 2007.
80. ^ ^{a b c} dePater, Imke (2006). "New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring". Science 312: 92–94. doi:10.1126/science.1125110. PMID 16601188.
81. ^ Sanders, Robert (2006-04-06). "Blue ring discovered around Uranus". UC Berkeley News. Diakses pada 3 Oktober 2006.
82. ^ Stephen Battersby (2006). "Blue ring of Uranus linked to sparkling ice". NewScientistSpace. Diakses pada 9 Juni 2007.
83. ^ ^{a b c d e f g h i j} Ness, Norman F. (1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science 233: 85–89. doi:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894.
84. ^ ^{a b c d e f g} Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres" (pdf). Rep. Prog. Phys. 56: 687–732. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.
85. ^ Stanley, Sabine (2004). "Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields" (PDF). Letters to Nature 428: 151–153. doi:10.1038/nature02376. Diakses pada 5 Agustus 2007.
86. ^ ^{a b c d e f} Krimigis, S.M. (1986). "The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment". Science 233: 97–102. doi:10.1126/science.233.4759.97. PMID 17812897.
87. ^ "Voyager: Uranus: Magnetosphere". NASA. 7 Maret 2003. Diakses pada 13 Juni 2007.
88. ^ Bridge, H.S. (1986). "Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2". Science 233: 89–93. doi:10.1126/science.233.4759.89. PMID 17812895.
89. ^ ^{a b c d e} Emily Lakdawalla (2004). "No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics". The Planetary Society. Diakses pada 13 Juni 2007.
90. ^ ^{a b c d e} Hammel, H.B. (2005). "Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features" (pdf). Icarus 175: 534–545. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.012.
91. ^ ^{a b c d e} Rages, K.A. (2004). "Evidence for temporal change at Uranus’ south pole". Icarus 172: 548–554. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.009.
92. ^ ^{a b} Karkoschka, Erich (2001). "Uranus’ Apparent Seasonal Variability in 25 HST Filters". Icarus 151: 84–92. doi:10.1006/icar.2001.6599.
93. ^ ^{a b c d e} Hammel, H.B. (2005). "New cloud activity on Uranus in 2004: First detection of a southern feature at 2.2 µm" (pdf). Icarus 175: 284–288. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.016.
94. ^ ^{a b} Sromovsky, L.. "Hubble Discovers a Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus" (pdf). physorg.com. Diakses pada 22 Agustus 2007.
95. ^ ^{a b c d e f} Hammel, H.B. (2007). "Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune". Icarus 186: 291–301. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.027.
96. ^ Hammel, H.B. (2001). "New Measurements of the Winds of Uranus". Icarus 153: 229–235. doi:10.1006/icar.2001.6689.
97. ^ Devitt, Terry (2004). "Keck zooms in on the weird weather of Uranus". University of Wisconsin-Madison. Diakses pada 24 Desember 2006.
98. ^ ^{a b} Lockwood, G.W. (2006). "Photometric variability of Uranus and Neptune, 1950–2004". Icarus 180: 442–452. doi:10.1016/j.icarus.2005.09.009.
99. ^ Klein, M.J. (2006). "Long-term variations in the microwave brightness temperature of the Uranus atmosphere". Icarus 184: 170–180. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.012.
100. ^ ^{a b} Hofstadter, Mark D. (2003). "Seasonal change in the deep atmosphere of Uranus". Icarus 165: 168–180. doi:10.1016/S0019-1035(03)00174-X.
101. ^ ^{a b c d} Thommes, Edward W. (1999). "The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System" (pdf). Nature 402: 635–638. doi:10.1038/45185.
102. ^ ^{a b c} Brunini, Adrian (1999). "Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune". Plan. Space Sci. 47: 591–605. doi:10.1016/S0032-0633(98)00140-8.
103. ^ ^{a b} Sheppard, Scott S. (2006). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness". The Astronomical Journal 129: 518–525. doi:10.1086/426329.
104. ^ "Uranus". nineplanets.org. Diakses pada 3 Juli 2007.
105. ^ Hussmann, Hauke (2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus 185: 258–273. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005.
106. ^ Tittemore, W. C. (June 1990). "Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities". Icarus (Elsevier Science) 85 (2): 394–443. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S.
107. ^ Pappalardo, R. T. (1997-06-25). "Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona". Journal of Geophysical Research (Elsevier Science) 102 (E6): 13,369–13,380. doi:10.1029/97JE00802.
108. ^ Chaikin, Andrew (2001-10-16). "Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists". Space.Com. ImaginovaCorp.. Diakses pada 7 Desember 2007.
109. ^ Tittemore, W.C. (1990). "Tidal Heating of Ariel". Icarus 87: 110–139. doi:10.1016/0019-1035(90)90024-4.
110. ^ "Voyager: The Interstellar Mission: Uranus". JPL. 7 Maret 2004. Diakses pada 9 Juni 2007.