Uranüs

Uranüs () ⓘ

Uranüs'ün gerçek renkli fotoğrafı (1986'da Voyager 2 tarafından)
Keşif
Tarafından keşfedildi
Keşif tarihi	21 Şubat 2023
Tanımlamalar
Telaffuz	/jʊˈreɪnəs/ (dinle) veya /ˈjʊərənəs/ (dinle)
Adını	Yunan tanrısı Οὐρανός Ouranos'un Latince Ūranus biçimi
Sıfatlar	Uranca (/jʊˈreɪniən/)
Yörünge özellikleri
Epoch J2000
Aphelion	20,0965 AU (3006,39 Gm)
Perihelion	18,2861 AU (2735,56 Gm)
Yarı majör eksen	19.19126 AU (2870.972 Gm)
Eksantriklik	0.04717
Yörünge periyodu (sidereal)	84.0205 yıl 30,688.5 d 42,718 Uranya güneş günü
Orbital dönem (sinodik)	369,66 gün
Ortalama yörünge hızı	6.80 km/s
Ortalama anomali	142.238600°
Eğim	Ekliptiğe 0,773° Güneş'in ekvatoruna 6,48° Değişmez düzleme 0,99°
Yükselen düğümün boylamı	74.006°
Perihelion zamanı	17-19 Ağustos 2050
Perihelion argümanı	96.998857°
Bilinen uydular	27
Fiziksel özellikler
Ortalama yarıçap	25,362±7 km
Ekvatoral yarıçap	25,559±4 km 4.007 Dünya
Kutupsal yarıçap	24,973±20 km 3.929 Dünya
Düzleştirme	0.0229±0.0008
Çevresi	159,354.1 km
Yüzey alanı	8.1156×109 km2 15.91 Toprak
Cilt	6.833×1013 km3 63.086 Toprak
Kütle	(8.6810±0.0013)×1025 kg 14.536 Toprak GM=5,793,939±13 km3/s2
Ortalama yoğunluk	1,27 g/cm3
Yüzey yerçekimi	8.69 m/s2 0.886 g
Atalet momenti faktörü	0,23 (tahmini)
Kaçış hızı	21,3 km/s
Sinodik dönüş süresi	-0.71832 d -17 saat 14 m 23 sn (retrograd)
Sidereal dönüş periyodu	-0.71833 d -17 saat 14 dakika 24 saniye (retrograd)
Ekvatoral dönüş hızı	2.59 km/s 9,320 km/saat
Eksenel eğim	97.77° (yörüngeye)
Kuzey kutbu sağ yükseliş	17 saat 9 dakika 15 saniye 257.311°
Kuzey kutbu deklinasyonu	−15.175°
Albedo	0.300 (Tahvil) 0,488 (jeom.)
Yüzey sıcaklığı. min ortalama maksimum 1 bar seviyesi 76 K (-197,2 °C) 0,1 bar (tropopoz) 47 K 53 K 57 K
Görünür büyüklük	5.38 ila 6.03
Açısal çap	3,3″ ila 4,1″
Atmosfer
Ölçek yüksekliği	27.7 km
Hacim olarak bileşim	(1,3 bar'ın altında) Gazlar: 83 ± %3 hidrojen (H2) 15 ± %3 helyum (He) 2,3 metan (CH4) 0,009 (%0,007-0,015) hidrojen döterid (HD) hidrojen sülfür (H2S) Buzlar: amonyak (NH3) su (H2O) amonyum hidrosülfür (NH4SH) metan hidrat

Uranüs Güneş'ten gelen yedinci gezegendir. Adı, Yunan mitolojisine göre Ares'in (Mars) büyük büyükbabası, Zeus'un (Jüpiter) büyükbabası ve Cronus'un (Satürn) babası olan Yunan gökyüzü tanrısı Uranüs'e bir göndermedir. Güneş Sistemi'ndeki üçüncü en büyük gezegen yarıçapına ve dördüncü en büyük gezegen kütlesine sahiptir. Uranüs bileşim olarak Neptün'e benzer ve her ikisi de daha büyük gaz devleri olan Jüpiter ve Satürn'den farklı kimyasal bileşimlere sahiptir. Bu nedenle bilim insanları Uranüs ve Neptün'ü diğer dev gezegenlerden ayırmak için genellikle "buz devleri" olarak sınıflandırırlar. ⓘ

Gaz devlerinde olduğu gibi buz devlerinde de iyi tanımlanmış bir "katı yüzey" yoktur. Uranüs'ün atmosferi birincil hidrojen ve helyum bileşimi bakımından Jüpiter ve Satürn'ünkine benzer, ancak diğer hidrokarbonların izleriyle birlikte su, amonyak ve metan gibi daha fazla "buz" içerir. Minimum 49 K (-224 °C; -371 °F) sıcaklıkla Güneş Sistemi'ndeki en soğuk gezegen atmosferine sahiptir ve suyun en alt bulutları, metanın ise en üst bulut katmanını oluşturduğu düşünülen karmaşık, katmanlı bir bulut yapısına sahiptir. Uranüs'ün iç kısmı çoğunlukla buz ve kayadan oluşur. ⓘ

Diğer dev gezegenler gibi Uranüs'ün de bir halka sistemi, bir manyetosferi ve çok sayıda uydusu vardır. Uranüs sistemi benzersiz bir konfigürasyona sahiptir çünkü dönme ekseni neredeyse güneş yörüngesinin düzlemine doğru yana yatıktır. Bu nedenle kuzey ve güney kutupları, diğer gezegenlerin çoğunun ekvatorlarının bulunduğu yerde yer alır. 1986 yılında Voyager 2'den gelen görüntüler, Uranüs'ü görünür ışıkta neredeyse özelliksiz bir gezegen olarak gösterdi, diğer dev gezegenlerle ilişkili bulut bantları veya fırtınalar yoktu. Voyager 2 gezegeni ziyaret eden tek uzay aracı olmaya devam etmektedir. Dünya'dan yapılan gözlemler, 2007 yılında Uranüs ekinoksuna yaklaşırken mevsimsel değişim ve artan hava aktivitesi göstermiştir. Rüzgâr hızları saniyede 250 metreye (900 km/sa; 560 mil/sa) ulaşabilir. ⓘ

Tarihçe

Klasik gezegenler gibi Uranüs de çıplak gözle görülebilir, ancak sönüklüğü ve yavaş yörüngesi nedeniyle eski gözlemciler tarafından hiçbir zaman bir gezegen olarak kabul edilmemiştir. Sir William Herschel Uranüs'ü ilk kez 13 Mart 1781'de gözlemlemiş ve Uranüs'ün bir gezegen olarak keşfedilmesini sağlayarak tarihte ilk kez Güneş Sistemi'nin bilinen sınırlarını genişletmiş ve Uranüs'ü bir teleskop yardımıyla sınıflandırılan ilk gezegen haline getirmiştir. ⓘ

Keşif

Uranüs bir gezegen olarak tanınmadan önce birçok kez gözlemlenmiş, ancak genellikle bir yıldızla karıştırılmıştır. Muhtemelen bilinen en eski gözlem Hipparchos tarafından yapılmış ve M.Ö. 128 yılında, daha sonra Batlamyus'un Almagest'ine dahil edilecek olan yıldız kataloğu için onu bir yıldız olarak kaydetmiş olabilir. En erken kesin gözlem 1690 yılında John Flamsteed tarafından en az altı kez gözlemlenmiş ve 34 Tauri olarak kataloglanmıştır. Fransız astronom Pierre Charles Le Monnier Uranüs'ü 1750 ile 1769 yılları arasında, dört gece üst üste olmak üzere en az on iki kez gözlemlemiştir. ⓘ

Sir William Herschel Uranüs'ü 13 Mart 1781'de Bath, Somerset, İngiltere'deki 19 New King Street'teki evinin bahçesinden gözlemledi (şimdi Herschel Astronomi Müzesi) ve başlangıçta (26 Nisan 1781'de) bir kuyruklu yıldız olarak rapor etti. Herschel, ev yapımı 6,2 inçlik yansıtıcı bir teleskopla "sabit yıldızların paralaksı üzerine bir dizi gözlem yaptı." ⓘ

Herschel günlüğüne şunları kaydetmiştir: "ζ Tauri yakınındaki çeyrekte... ya [bir] Nebulous yıldızı ya da belki bir kuyruklu yıldız." 17 Mart'ta şunları kaydetmiştir: "Kuyruklu Yıldızı ya da Bulutsu Yıldızı aradım ve onun bir Kuyruklu Yıldız olduğunu gördüm, çünkü yerini değiştirmiş." Keşfini Kraliyet Cemiyeti'ne sunduğunda, bir kuyruklu yıldız bulduğunu iddia etmeye devam etti, ancak aynı zamanda dolaylı olarak onu bir gezegenle karşılaştırdı:

Kuyruklu yıldızı ilk gördüğümde üzerimdeki güç 227 idi. Deneyimlerimden sabit yıldızların çaplarının gezegenler gibi daha yüksek güçlerle orantılı olarak büyütülmediğini biliyorum; bu nedenle şimdi güçleri 460 ve 932'ye koydum ve kuyruklu yıldızın çapının, sabit bir yıldız olmadığı varsayımıyla olması gerektiği gibi güçle orantılı olarak arttığını, ancak onu karşılaştırdığım yıldızların çaplarının aynı oranda artmadığını gördüm. Dahası, ışığının kabul edebileceğinin çok ötesinde büyütülen kuyruklu yıldız, bu büyük güçlerle puslu ve kötü tanımlanmış görünürken, yıldızlar binlerce gözlemden koruyacaklarını bildiğim parlaklığı ve belirginliği korudu. Sonrası, tahminlerimin doğru olduğunu gösterdi ve bunun son zamanlarda gözlemlediğimiz Kuyruklu Yıldız olduğu kanıtlandı. ⓘ

Herschel keşfini Kraliyet Astronomu Nevil Maskelyne'e bildirdi ve ondan 23 Nisan 1781'de şu şaşkın cevabı aldı: "Buna ne ad vereceğimi bilemiyorum. Güneş'e neredeyse dairesel bir yörüngede hareket eden düzenli bir gezegen olması kadar, çok eksantrik bir elips içinde hareket eden bir Kuyruklu Yıldız olması da muhtemel. Henüz herhangi bir koma ya da kuyruk görmedim." ⓘ

Herschel yeni nesnesini bir kuyruklu yıldız olarak tanımlamaya devam etse de, diğer gökbilimciler çoktan aksinden şüphelenmeye başlamışlardı. Rusya'da çalışan Fin-İsveçli astronom Anders Johan Lexell, yeni cismin yörüngesini hesaplayan ilk kişi oldu. Neredeyse dairesel olan yörüngesi onu bu cismin bir kuyruklu yıldızdan ziyade bir gezegen olduğu sonucuna götürdü. Berlinli astronom Johann Elert Bode, Herschel'in keşfini "Satürn'ün yörüngesinin ötesinde dolaşan, şimdiye kadar bilinmeyen gezegen benzeri bir nesne olarak kabul edilebilecek hareketli bir yıldız" olarak tanımladı. Bode, neredeyse dairesel olan yörüngesinin bir kuyruklu yıldızdan çok bir gezegene benzediği sonucuna vardı. ⓘ

Cisim kısa sürede evrensel olarak yeni bir gezegen olarak kabul edildi. Herschel 1783'te bunu Kraliyet Cemiyeti başkanı Joseph Banks'e bildirdi: "Avrupa'nın en seçkin gökbilimcilerinin gözlemlerine göre, Mart 1781'de kendilerine gösterme onuruna eriştiğim yeni yıldızın Güneş Sistemimizin Birincil Gezegeni olduğu anlaşılıyor." Bu başarısından dolayı Kral George III, Herschel'e Kraliyet Ailesi'nin teleskoplarına bakabilmesi için Windsor'a taşınması şartıyla yıllık 200 sterlin maaş bağladı (2021'de 26.000 sterline denk geliyor). ⓘ

İsim

Uranüs'ün adı, Cronus'un (Satürn) babası ve Zeus'un (Jüpiter) büyükbabası olan antik Yunan gökyüzü tanrısı Uranüs'e (Antik Yunanca: Οὐρανός) atıfta bulunur ve Latince'de Ūranus (IPA: [ˈuːranʊs]) olmuştur. İngilizce adı doğrudan Yunan mitolojisindeki bir figürden türetilen tek gezegendir. Uranüs'ün sıfat hali "Uranian "dır. Astronomlar arasında tercih edilen Uranüs isminin telaffuzu /ˈjʊərənəs/ YOOR-ə-nəs şeklindedir ve Latince Ūranus'ta olduğu gibi ilk heceye vurgu yapılır, jʊˈreɪnəs/ yoo-RAY-nəs'in aksine, ikinci hecede vurgu ve uzun bir a ile, ancak her ikisi de kabul edilebilir olarak kabul edilir. ⓘ

Gezegenin keşfinden neredeyse 70 yıl sonrasına kadar isim üzerinde fikir birliğine varılamamıştır. Keşfin ardından yapılan ilk tartışmalar sırasında Maskelyne Herschel'den "astronomi dünyasına bir iyilik yaparak [sic] tamamen size ait olan [ve] keşfi için size çok minnettar olduğumuz gezegeninize bir isim vermesini" istemiştir. Maskelyne'in talebine yanıt olarak Herschel nesneye Georgium Sidus (George'un Yıldızı) ya da yeni hamisi Kral George III'ün onuruna "Gürcü Gezegeni" adını vermeye karar verdi. Bu kararını Joseph Banks'e yazdığı bir mektupta açıklamıştır:

Eski zamanların masalsı çağlarında Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn gibi gezegenlere, başlıca kahramanlarının ve ilahlarının adları verilirdi. Günümüzün daha felsefi çağında aynı yönteme başvurmak ve yeni gök cismimize Juno, Pallas, Apollo ya da Minerva gibi isimler vermek pek kabul edilebilir bir şey değildir. Herhangi bir olay ya da dikkate değer bir olayla ilgili olarak ilk düşünülmesi gereken kronolojidir: eğer gelecekteki herhangi bir çağda, bu son bulunan Gezegenin ne zaman keşfedildiği sorulacak olursa? 'Kral Üçüncü George döneminde' demek çok tatmin edici bir cevap olacaktır. ⓘ

Herschel'in önerdiği isim Britanya dışında popüler değildi ve kısa süre sonra alternatifler önerildi. Astronom Jérôme Lalande, kaşifinin onuruna Herschel olarak adlandırılmasını önerdi. İsveçli astronom Erik Prosperin Neptün ismini önerdi ve bu isim, yeni gezegene Neptün George III ya da Neptün Büyük Britanya adını vererek Amerikan Devrim Savaşı sırasında İngiliz Kraliyet Donanması'nın kazandığı zaferleri anma fikrini beğenen diğer astronomlar tarafından desteklendi. ⓘ

Bode, Mart 1782 tarihli bir tezinde, Yunan gök tanrısı Ouranos'un Latinceleştirilmiş versiyonu olan Uranüs'ü önerdi. Bode, diğer gezegenlerden farklı olarak öne çıkmaması için ismin mitolojiyi takip etmesi gerektiğini ve Titanların ilk neslinin babası olarak Uranüs'ün uygun bir isim olduğunu savundu. Ayrıca, Satürn'ün Jüpiter'in babası olması gibi, yeni gezegene de Satürn'ün babasının adının verilmesinin ismin zarafetini gösterdiğini belirtmiştir. 1789 yılında Bode'nin Kraliyet Akademisi'nden meslektaşı Martin Klaproth, Bode'nin seçimini desteklemek amacıyla yeni keşfettiği elemente uranyum adını verdi. Nihayetinde Bode'nin önerisi en yaygın kullanılan öneri haline geldi ve 1850 yılında son direnişçi olan HM Nautical Almanac Office'in Georgium Sidus yerine Uranüs'ü kullanmaya başlamasıyla evrensel hale geldi. ⓘ

Uranüs'ün iki astronomik sembolü vardır. İlk önerilen, Bode'nin isteği üzerine Johann Gottfried Köhler tarafından 1782 yılında önerilmiştir. Köhler, yeni gezegene sadece 30 yıl önce bilimsel olarak tanımlanmış olan platin sembolünün verilmesini önerdi. Platin için simya sembolü olmadığından, platin (veya 'beyaz altın') demirle karışık olarak bulunduğundan, gezegen-metal sembolleri ☉ (altın) ve ♂ (demir) kombinasyonu olan ⛢ veya ⛢'yi önerdi. Bode, dik bir yönelimin, ⛢, farklı kalırken diğer gezegenlerin sembolleriyle daha iyi uyum sağladığını düşündü. Bu, modern astronomik kullanım için tercih edilen semboldür, herhangi bir sembolün olduğu kadar azdır. İkinci sembol, Lalande tarafından 1784 yılında önerilmiştir. Herschel'e yazdığı bir mektupta Lalande bunu "un globe surmonté par la première lettre de votre nom" ("soyadınızın ilk harfiyle çevrelenmiş bir küre") olarak tanımlamıştır. İkinci sembol astrolojide neredeyse evrenseldir. ⓘ

Uranüs diğer dillerde çeşitli isimlerle anılır. Çince, Japonca, Korece ve Vietnamca'da adı kelimesi kelimesine "gökyüzü kralı yıldız" (天王星) olarak çevrilir. Tayca'da resmi adı İngilizce'de olduğu gibi Dao Yurenat'tır (ดาวยูเรนัส). Tay dilindeki diğer adı Dao Maritayu (ดาวมฤตยู, Mṛtyu Yıldızı), Sanskritçe 'ölüm' anlamına gelen Mrtyu (मृत्यु) kelimesinden gelmektedir. Moğolca'da adı Tengeriin Van (Тэнгэрийн ван), 'Gökyüzünün Kralı' olarak çevrilir, adaşı olan tanrının göklerin hakimi rolünü yansıtır. Hawaii dilinde adı, kaşif Herschel'den alıntı olan Heleʻekala'dır. Māori dilinde adı Whērangi'dir. ⓘ

Yörüngesi ve dönüşü

Uranüs Güneş'in etrafında 84 yılda bir dolanır ve Zodyak'taki bir düzine takımyıldızın her birinden geçmesi ortalama yedi yıl sürer. Gezegen 2033 yılında, 1781 yılında keşfedilmesinden bu yana Güneş etrafındaki üçüncü tam yörüngesini tamamlamış olacak. Gezegen o zamandan bu yana 1862 ve 1943 yıllarında olmak üzere iki kez Zeta Tauri'nin kuzeydoğusunda keşfedildiği noktaya geri dönmüş, ekinoksların presesyonu onu her 72 yılda bir 1° batıya kaydırdığı için her seferinde bir gün geç dönmüştür. Uranüs 2030-31 yıllarında tekrar bu konuma dönecektir. Güneş'ten ortalama uzaklığı kabaca 20 AU'dur (3 milyar km; 2 milyar mil). Güneş'e olan minimum ve maksimum uzaklığı arasındaki fark 1,8 AU olup, cüce gezegen Plüton'unki kadar olmasa da diğer gezegenlerden daha büyüktür. Güneş ışığının yoğunluğu uzaklığın karesiyle ters orantılı olarak değişir ve bu nedenle Uranüs'te (Dünya'ya kıyasla Güneş'ten yaklaşık 20 kat uzakta) ışık yoğunluğu Dünya'dakinin yaklaşık 1/400'ü kadardır. ⓘ

Uranüs'ün yörünge elemanları ilk olarak 1783 yılında Pierre-Simon Laplace tarafından hesaplanmıştır. Zamanla, tahmin edilen ve gözlemlenen yörüngeler arasında farklılıklar ortaya çıkmaya başladı ve 1841'de John Couch Adams ilk olarak farklılıkların görünmeyen bir gezegenin yerçekimsel çekiminden kaynaklanabileceğini öne sürdü. 1845 yılında Urbain Le Verrier, Uranüs'ün yörüngesi üzerine kendi bağımsız araştırmasına başladı. 23 Eylül 1846'da Johann Gottfried Galle, Le Verrier'nin öngördüğü konuma yakın bir yerde, daha sonra Neptün adını alacak olan yeni bir gezegen tespit etti. ⓘ

Uranüs'ün iç kısmının dönme periyodu 17 saat 14 dakikadır. Tüm dev gezegenlerde olduğu gibi, üst atmosferi dönüş yönünde güçlü rüzgarlara maruz kalır. Yaklaşık 60 derece güney gibi bazı enlemlerde, atmosferin görünür özellikleri çok daha hızlı hareket eder ve 14 saat gibi kısa bir sürede tam bir dönüş yapar. ⓘ

Eksenel eğim

Uranüs'ün 1986'dan 2030'a, 1986'daki güney yaz gündönümünden 2007'deki ekinoksa ve 2028'deki kuzey yaz gündönümüne kadar simüle edilmiş Dünya görünümü. ⓘ

Uranüs'ün dönme ekseni Güneş Sistemi düzlemine yaklaşık olarak paraleldir ve eksenel eğimi 97,77°'dir (prograd dönme ile tanımlandığı gibi). Bu da ona diğer gezegenlerinkinden tamamen farklı mevsimsel değişimler sağlar. Gündönümü yakınlarında bir kutbu sürekli olarak Güneş'e, diğeri ise uzağa bakar; sadece ekvator çevresindeki dar bir şeritte Güneş ufkun altında kalacak şekilde hızlı bir gece-gündüz döngüsü yaşanır. Uranüs'ün yörüngesinin diğer tarafında kutupların Güneş'e doğru yönelimi tersine döner. Her kutup yaklaşık 42 yıl kesintisiz güneş ışığı alır ve bunu 42 yıl süren karanlık izler. Ekinoks zamanına yakın bir zamanda Güneş Uranüs'ün ekvatoruna bakar ve diğer gezegenlerin çoğunda görülenlere benzer bir gece-gündüz döngüsü sağlar. ⓘ

Bu eksen yöneliminin bir sonucu, Uranüs yılı boyunca ortalaması alındığında, Uranüs'ün kutuplara yakın bölgelerinin Güneş'ten ekvator bölgelerine göre daha fazla enerji almasıdır. Bununla birlikte, Uranüs ekvatorunda kutuplarından daha sıcaktır. Buna neden olan altta yatan mekanizma bilinmemektedir. Uranüs'ün olağandışı eksenel eğiminin nedeni de kesin olarak bilinmemektedir, ancak genel spekülasyon, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında Dünya büyüklüğünde bir protogezegenin Uranüs ile çarpıştığı ve çarpık yönelime neden olduğudur. Durham Üniversitesi'nden Jacob Kegerreis tarafından yapılan araştırma, eğikliğin 3-4 milyar yıl önce Dünya'dan daha büyük bir kayanın gezegene çarpmasından kaynaklandığını öne sürüyor. Voyager 2'nin 1986'daki uçuşu sırasında Uranüs'ün güney kutbu neredeyse doğrudan Güneş'e dönüktü. Bu kutbun "güney" olarak etiketlenmesinde Uluslararası Astronomi Birliği'nin şu anda kabul ettiği tanım kullanılmaktadır: bir gezegenin ya da uydunun kuzey kutbu, gezegenin dönüş yönünden bağımsız olarak Güneş Sistemi'nin değişmez düzleminin üzerini gösteren kutuptur. Bazen bir cismin kuzey ve güney kutuplarının dönüş yönüne göre sağ el kuralına göre tanımlandığı farklı bir konvansiyon kullanılır. ⓘ

Gündönümleri ve ekinoksların listesi ⓘ

Kuzey yarımküre	Yıl	Güney yarımküre
Kış gündönümü	1902, 1986, 2069	Yaz gündönümü
Vernal ekinoks	1923, 2007, 2092	Sonbahar ekinoksu
Yaz gündönümü	1944, 2030	Kış gündönümü
Sonbahar ekinoksu	1965, 2050	Vernal ekinoks

Görünürlük

Uranüs'ün ortalama görünen büyüklüğü 5,68 ve standart sapması 0,17 iken, uç değerler 5,38 ve 6,03'tür. Bu parlaklık aralığı çıplak gözle görülebilirlik sınırına yakındır. Değişkenliğin büyük bir kısmı gezegenin Güneş'ten aydınlatıldığı ve Dünya'dan bakıldığı enlemlere bağlıdır. Uranüs'ün açısal çapı 3,4 ile 3,7 yay saniyesi arasındayken, Satürn'ün 16 ile 20 yay saniyesi ve Jüpiter'in 32 ile 45 yay saniyesi arasındadır. Uranüs karşı konumdayken karanlık gökyüzünde çıplak gözle görülebilir ve dürbünle şehir koşullarında bile kolay bir hedef haline gelir. Objektif çapı 15 ile 23 cm arasında olan daha büyük amatör teleskoplarda Uranüs, belirgin uzuv kararması olan soluk mavi bir disk olarak görünür. Objektif çapı 25 cm veya daha geniş olan büyük teleskoplarda bulut desenlerinin yanı sıra Titania ve Oberon gibi bazı büyük uydular da görülebilir. ⓘ

Fiziksel özellikler

İç yapısı

Dünya ve Uranüs'ün boyut karşılaştırması ⓘ

Uranüs'ün iç kısmının diyagramı ⓘ

Uranüs'ün kütlesi Dünya'nın kütlesinin yaklaşık 14,5 katıdır, bu da onu dev gezegenler arasında en az kütleli olanı yapar. Çapı Neptün'den biraz daha büyüktür ve Dünya'nın yaklaşık dört katıdır. Elde edilen 1,27 g/cm³ yoğunluk, Uranüs'ü Satürn'den sonra en az yoğun ikinci gezegen yapar. Bu değer, öncelikle su, amonyak ve metan gibi çeşitli buzlardan oluştuğunu gösterir. Uranüs'ün iç kısmındaki toplam buz kütlesi tam olarak bilinmemektedir, çünkü seçilen modele bağlı olarak farklı rakamlar ortaya çıkmaktadır; 9,3 ila 13,5 Dünya kütlesi arasında olmalıdır. Hidrojen ve helyum, 0,5 ila 1,5 Dünya kütlesi ile toplamın yalnızca küçük bir bölümünü oluşturur. Buz olmayan kütlenin geri kalanı (0,5 ila 3,7 Dünya kütlesi) kayalık malzeme tarafından açıklanmaktadır. ⓘ

Uranüs'ün yapısının standart modeli üç katmandan oluştuğu yönündedir: merkezde kayalık (silikat/demir-nikel) bir çekirdek, ortada buzlu bir manto ve dışta gazlı bir hidrojen/helyum zarfı. Çekirdek, sadece 0,55 Dünya kütlesi ve Uranüs'ün yarıçapının %20'sinden daha az bir yarıçapla nispeten küçüktür; manto, yaklaşık 13,4 Dünya kütlesi ile kütlesini oluşturur ve üst atmosfer nispeten önemsizdir, yaklaşık 0,5 Dünya kütlesi ağırlığındadır ve Uranüs'ün yarıçapının son %20'si boyunca uzanır. Uranüs'ün çekirdek yoğunluğu yaklaşık 9 g/cm³, merkezdeki basınç 8 milyon bar (800 GPa) ve sıcaklık yaklaşık 5000 K. Buz manto aslında geleneksel anlamda buzdan değil, su, amonyak ve diğer uçucu maddelerden oluşan sıcak ve yoğun bir sıvıdan oluşur. Yüksek elektrik iletkenliğine sahip olan bu akışkan bazen su-amonyak okyanusu olarak adlandırılır. ⓘ

Uranüs'ün derinliklerindeki aşırı basınç ve sıcaklık metan moleküllerini parçalayabilir ve karbon atomları yoğunlaşarak manto boyunca dolu taneleri gibi yağan elmas kristallerine dönüşebilir. Lawrence Livermore Ulusal Laboratuvarı'nda yapılan çok yüksek basınç deneyleri, mantonun tabanının metalik sıvı karbon okyanusundan, belki de yüzen katı 'elmas-bacaklardan' oluşabileceğini göstermektedir. Bilim insanları ayrıca Uranüs'ün yanı sıra Jüpiter, Satürn ve Neptün'de de katı elmas yağmurlarının meydana geldiğine inanmaktadır. ⓘ

Uranüs ve Neptün'ün kütle bileşimleri Jüpiter ve Satürn'den farklıdır, gazlar üzerinde buz baskındır, dolayısıyla buz devleri olarak ayrı sınıflandırılmalarını haklı çıkarır. Su moleküllerinin hidrojen ve oksijen iyonlarından oluşan bir çorbaya dönüştüğü bir iyonik su tabakası ve daha derinlerde oksijenin kristalleştiği ancak hidrojen iyonlarının oksijen kafesi içinde serbestçe hareket ettiği süperiyonik su olabilir. ⓘ

Yukarıda ele alınan model oldukça standart olmasına rağmen, benzersiz değildir; diğer modeller de gözlemleri karşılamaktadır. Örneğin, buz mantosunda önemli miktarda hidrojen ve kayalık malzeme karışmışsa, iç kısımdaki toplam buz kütlesi daha düşük olacak ve buna bağlı olarak toplam kaya ve hidrojen kütlesi daha yüksek olacaktır. Şu anda mevcut veriler hangi modelin doğru olduğunun bilimsel olarak belirlenmesine izin vermemektedir. Uranüs'ün akışkan iç yapısı, katı bir yüzeye sahip olmadığı anlamına gelir. Gaz halindeki atmosfer kademeli olarak iç sıvı katmanlara geçiş yapar. Kolaylık olması açısından, atmosfer basıncının 1 bar'a (100 kPa) eşit olduğu noktada yer alan döner bir yassı küre, şartlı olarak bir "yüzey" olarak belirlenmiştir. Ekvatoral ve kutupsal yarıçapları sırasıyla 25,559 ± 4 km (15,881.6 ± 2.5 mil) ve 24,973 ± 20 km'dir (15,518 ± 12 mil). Bu yüzey, bu makale boyunca irtifalar için sıfır noktası olarak kullanılmaktadır. ⓘ

Uranüsün iç gösterimi. ⓘ

• Etkin sıcaklık 58 K
• 1 bar basınçtaki sıcaklık 76 K
• 1 bar basınçtaki yoğunluk 0.42 kg/m³
• Rüzgâr hızı 0 ile 200 m/s arası
• Skala yüksekliği 27.7 km
• Ortalama moleküler ağırlık 2.64 g/mol
• Bileşim: Hidrojen (H2)  % 83, Helyum (He) %15, Metan (CH4) %2, Aerosoller: Amonyum buzu; su buzu; amonyum hidrosülfit; Metan buzu ⓘ

İç ısı

Uranüs'ün iç ısısı diğer dev gezegenlerinkinden belirgin bir şekilde daha düşük görünür; astronomik terimlerle, düşük bir termal akıya sahiptir. Uranüs'ün iç sıcaklığının neden bu kadar düşük olduğu hâlâ anlaşılamamıştır. Boyut ve bileşim açısından Uranüs'ün neredeyse ikizi olan Neptün, uzaya Güneş'ten aldığının 2,61 katı kadar enerji yayarken, Uranüs neredeyse hiç fazla ısı yaymaz. Uranüs tarafından spektrumun uzak kızılötesi (yani ısı) kısmında yayılan toplam güç, atmosferinde emilen güneş enerjisinin 1,06±0,08 katıdır. Uranüs'ün ısı akısı sadece 0,042±0,047 W/m² olup, bu değer Dünya'nın yaklaşık 0,075 W/m² olan iç ısı akısından daha düşüktür. Uranüs'ün tropopozunda kaydedilen en düşük sıcaklık 49 K (-224,2 °C; -371,5 °F) olup, Uranüs'ü Güneş Sistemi'ndeki en soğuk gezegen yapmaktadır. ⓘ

Bu tutarsızlık için öne sürülen hipotezlerden biri, Uranüs'ün ilkel ısısının çoğunu dışarı atmasına neden olan süper kütleli bir çarpma ile vurulduğunda, tükenmiş bir çekirdek sıcaklığı ile kaldığını öne sürmektedir. Bu çarpma hipotezi, gezegenin eksenel eğimini açıklamaya yönelik bazı girişimlerde de kullanılmaktadır. Bir başka hipotez de Uranüs'ün üst katmanlarında çekirdeğin ısısının yüzeye ulaşmasını engelleyen bir tür bariyerin var olduğudur. Örneğin, konveksiyon bileşimsel olarak farklı bir dizi katmanda gerçekleşebilir ve bu da yukarı doğru ısı taşınımını engelleyebilir; belki de çift difüzyonlu konveksiyon sınırlayıcı bir faktördür. ⓘ

Yakın zamanda yapılan bir çalışmada, olivin ve ferroperiklaz gibi mineraller içeren su sıkıştırılarak buz devlerinin iç koşulları taklit edilmiştir. Uranüs ve Neptün'ün sıvı iç kısımlarında çok miktarda magnezyumun çözünmüş olabileceğini gösterdi. Uranüs'te Neptün'den daha fazla miktarda çözünmüş magnezyumdan oluşan bir ısı yalıtım katmanı, Uranüs'ün düşük sıcaklığının olası bir açıklaması olarak önerildi. ⓘ

Atmosfer

Uranüs'ün atmosferi Outer Planet Atmosphere Legacy (OPAL) programı sırasında çekilmiştir. ⓘ

Uranüs'ün iç kısmında iyi tanımlanmış katı bir yüzey olmamasına rağmen, Uranüs'ün gaz halindeki zarfının uzaktan algılama için erişilebilir olan en dış kısmına atmosferi denir. Uzaktan algılama kapasitesi, yaklaşık 100 bar (10 MPa) basınç ve 320 K (47 °C; 116 °F) sıcaklık ile 1 bar (100 kPa) seviyesinin yaklaşık 300 km altına kadar uzanır. Zayıf termosfer, 1 bar basınçta olduğu tanımlanan nominal yüzeyden iki gezegen yarıçapı boyunca uzanır. Uranya atmosferi üç katmana ayrılabilir: -300 ile 50 km (-186 ile 31 mil) yükseklikler ve 100 ile 0,1 bar (10 MPa ile 10 kPa) basınçlar arasında troposfer; 50 ile 4.000 km (31 ile 2.485 mil) yükseklikler ve 0,1 ile 10-10 bar (10 kPa ile 10 µPa) basınçlar arasında stratosfer; ve 4.000 km'den yüzeyden 50.000 km'ye kadar uzanan termosfer. Mezosfer yoktur. ⓘ

Bileşim

Uranüs'ün atmosferinin bileşimi, esas olarak moleküler hidrojen ve helyumdan oluşan kütlesinden farklıdır. Helyum molar fraksiyonu, yani gaz molekülü başına düşen helyum atomu sayısı, üst troposferde 0,15±0,03'tür ve bu da 0,26±0,05'lik bir kütle fraksiyonuna karşılık gelir. Bu değer protosolar helyum kütle oranı olan 0,275±0,01'e yakın olup, helyumun gaz devlerinde olduğu gibi merkeze yerleşmediğini göstermektedir. Uranüs'ün atmosferinde en bol bulunan üçüncü bileşen metandır (CH₄). Metan, görünür ve yakın kızılötesinde (IR) belirgin soğurma bantlarına sahiptir ve Uranüs'ü akuamarin veya camgöbeği renginde yapar. Metan molekülleri, 1,3 bar (130 kPa) basınç seviyesinde metan bulut güvertesinin altında molar fraksiyona göre atmosferin %2,3'ünü oluşturur; bu Güneş'te bulunan karbon bolluğunun yaklaşık 20 ila 30 katını temsil eder. Karışım oranı, doygunluk seviyesini düşüren ve fazla metanın donmasına neden olan aşırı düşük sıcaklığı nedeniyle üst atmosferde çok daha düşüktür. Amonyak, su ve hidrojen sülfür gibi daha az uçucu bileşiklerin derin atmosferdeki bollukları yeterince bilinmemektedir. Bunlar da muhtemelen güneş değerlerinden daha yüksektir. Metanın yanı sıra, Uranüs'ün stratosferinde eser miktarda çeşitli hidrokarbonlar bulunur ve bunların güneş ultraviyole (UV) radyasyonu tarafından indüklenen fotoliz yoluyla metandan üretildiği düşünülmektedir. Bunlar arasında etan (C₂H₆), asetilen (C₂H₂), metilasetilen (CH₃C₂H) ve diasetilen (C₂HC₂H) bulunmaktadır. Spektroskopi ayrıca üst atmosferde su buharı, karbon monoksit ve karbon dioksit izlerini de ortaya çıkarmıştır ki bunlar sadece toz ve kuyruklu yıldızlar gibi harici bir kaynaktan gelebilir. ⓘ

Troposfer

Troposfer atmosferin en alçak ve en yoğun kısmıdır ve yükseklikle birlikte sıcaklığın azalması ile karakterize edilir. Sıcaklık, -300 km'deki nominal troposferin tabanında yaklaşık 320 K'den (47 °C; 116 °F) 50 km'de 53 K'ye (-220 °C; -364 °F) düşer. Troposferin en soğuk üst bölgesindeki (tropopoz) sıcaklıklar aslında gezegenin enlemine bağlı olarak 49 ila 57 K (-224 ila -216 °C; -371 ila -357 °F) arasında değişir. Tropopoz bölgesi Uranüs'ün termal uzak kızılötesi emisyonlarının büyük çoğunluğundan sorumludur, böylece 59,1 ± 0,3 K (-214,1 ± 0,3 °C; -353,3 ± 0,5 °F) olan etkin sıcaklığını belirler. ⓘ

Troposferin oldukça karmaşık bir bulut yapısına sahip olduğu düşünülmektedir; su bulutlarının 50 ila 100 bar (5 ila 10 MPa), amonyum hidrosülfür bulutlarının 20 ila 40 bar (2 ila 4 MPa), amonyak veya hidrojen sülfür bulutlarının 3 ila 10 bar (0.3 ila 1 MPa) ve son olarak doğrudan tespit edilen ince metan bulutlarının 1 ila 2 bar (0.1 ila 0.2 MPa) basınç aralığında olduğu varsayılmaktadır. Troposfer atmosferin dinamik bir bölümüdür ve güçlü rüzgarlar, parlak bulutlar ve mevsimsel değişiklikler sergiler. ⓘ

Üst atmosfer

Hubble'a yerleştirilen Uzay Teleskobu Görüntüleme Spektrografı (STIS) tarafından çekilen Uranüs'teki auralar. ⓘ

Uranüs atmosferinin orta katmanı stratosferdir ve burada sıcaklık genellikle tropopozdaki 53 K'den (-220 °C; -364 °F) termosferin tabanındaki 800 ila 850 K (527 ila 577 °C; 980 ila 1.070 °F) arasına kadar yükseklikle artar. Stratosferin ısınması, metan fotolizinin bir sonucu olarak atmosferin bu bölümünde oluşan metan ve diğer hidrokarbonlar tarafından güneş UV ve IR radyasyonunun emilmesinden kaynaklanır. Isı ayrıca sıcak termosferden de taşınır. Hidrokarbonlar 100 ila 300 km yükseklikte, 1000 ila 10 Pa basınç aralığına ve 75 ila 170 K (-198 ila -103 °C; -325 ila -154 °F) sıcaklıklara karşılık gelen nispeten dar bir tabakayı kaplar. En bol bulunan hidrokarbonlar metan, asetilen ve etandır ve karışım oranları hidrojene göre yaklaşık 10-7'dir. Karbon monoksitin karışım oranı bu irtifalarda benzerdir. Daha ağır hidrokarbonlar ve karbondioksitin karışım oranları üç mertebe daha düşüktür. Suyun bolluk oranı 7×10-9 civarındadır. Etan ve asetilen stratosfer ve tropopozun daha soğuk alt kısımlarında (10 mBar seviyesinin altında) yoğunlaşma eğilimindedir ve Uranüs'ün yumuşak görünümünden kısmen sorumlu olabilecek pus tabakaları oluşturur. Pusun üzerindeki Uranüs stratosferindeki hidrokarbon konsantrasyonu, diğer dev gezegenlerin stratosferlerinden önemli ölçüde daha düşüktür. ⓘ

Uranya atmosferinin en dış katmanı termosfer ve koronadır ve 800 ila 850 K civarında tekdüze bir sıcaklığa sahiptir. Bu kadar yüksek bir seviyeyi sürdürmek için gerekli ısı kaynakları anlaşılamamıştır, çünkü ne güneş UV'si ne de auroral aktivite bu sıcaklıkları korumak için gerekli enerjiyi sağlayabilir. Stratosferde 0.1 mBar basınç seviyesinin üzerinde hidrokarbon bulunmamasından kaynaklanan zayıf soğutma etkinliği de buna katkıda bulunabilir. Moleküler hidrojene ek olarak, termosfer-korona birçok serbest hidrojen atomu içerir. Bunların küçük kütleleri ve yüksek sıcaklıkları koronanın neden yüzeyden 50.000 km (31.000 mil) ya da iki Uranüs yarıçapına kadar uzandığını açıklar. Bu geniş korona Uranüs'ün eşsiz bir özelliğidir. Etkileri arasında Uranüs'ün yörüngesindeki küçük parçacıkları sürükleyerek Uranüs halkalarında genel bir toz azalmasına neden olması da vardır. Uranüs termosferi, stratosferin üst kısmı ile birlikte Uranüs'ün iyonosferine karşılık gelir. Gözlemler iyonosferin 2.000 ila 10.000 km (1.200 ila 6.200 mil) yükseklikte olduğunu göstermektedir. Uranüs'ün iyonosferi Satürn ya da Neptün'ün iyonosferinden daha yoğundur ve bu durum stratosferdeki düşük hidrokarbon konsantrasyonundan kaynaklanıyor olabilir. İyonosfer esas olarak güneşten gelen UV radyasyonu ile beslenir ve yoğunluğu güneş aktivitesine bağlıdır. Auroral aktivite Jüpiter ve Satürn ile karşılaştırıldığında önemsizdir. ⓘ

Manyetosfer

Uranüs'ün manyetik alanı
(animasyonlu; 25 Mart 2020)

Voyager 2'nin gelişinden önce, Uranüs manyetosferinin hiçbir ölçümü yapılmamıştı, bu nedenle doğası bir gizem olarak kaldı. 1986'dan önce bilim insanları Uranüs'ün manyetik alanının güneş rüzgârıyla aynı doğrultuda olmasını bekliyorlardı, çünkü bu durumda Uranüs'ün ekliptikte yer alan kutuplarıyla aynı hizaya gelecekti. ⓘ

Voyager'ın gözlemleri Uranüs'ün manyetik alanının hem geometrik merkezinden kaynaklanmaması hem de dönme ekseninden 59° eğik olması nedeniyle kendine özgü olduğunu ortaya koymuştur. Aslında manyetik dipol Uranüs'ün merkezinden güney dönme kutbuna doğru gezegen yarıçapının üçte biri kadar kaymıştır. Bu alışılmadık geometri, güney yarımkürede yüzeydeki manyetik alan şiddetinin 0,1 gauss (10 µT) kadar düşük olabildiği, kuzey yarımkürede ise 1,1 gauss (110 µT) kadar yüksek olabildiği oldukça asimetrik bir manyetosfer ile sonuçlanır. Yüzeydeki ortalama alan 0,23 gauss'tur (23 µT). 2017'de Voyager 2 verileri üzerinde yapılan çalışmalar, bu asimetrinin Uranüs'ün manyetosferinin bir Uranya gününde güneş rüzgârıyla birleşmesine ve gezegeni Güneş'in parçacıklarına açmasına neden olduğunu göstermektedir. Buna karşılık, Dünya'nın manyetik alanı kabaca her iki kutupta da aynı güçtedir ve "manyetik ekvatoru" kabaca coğrafi ekvatoruna paraleldir. Uranüs'ün dipol momenti Dünya'nınkinin 50 katıdır. Neptün'ün de benzer şekilde yer değiştirmiş ve eğilmiş bir manyetik alana sahip olması, bunun buz devlerinin ortak bir özelliği olabileceğini düşündürmektedir. Hipotezlerden biri, karasal ve gaz devlerinin çekirdeklerinde oluşan manyetik alanlarının aksine, buz devlerinin manyetik alanlarının nispeten sığ derinliklerde, örneğin su-amonyak okyanusundaki hareketle oluştuğudur. Manyetosferin hizalanmasının bir başka olası açıklaması da Uranüs'ün iç kısmında manyetik alanı engelleyecek sıvı elmas okyanuslarının bulunmasıdır. ⓘ

İlginç hizalanmasına rağmen, diğer açılardan Uranüs manyetosferi diğer gezegenlerinkine benzer: önünde yaklaşık 23 Uranüs yarıçapında bir yay şoku, 18 Uranüs yarıçapında bir manyetopoz, tamamen gelişmiş bir manyetotail ve radyasyon kuşakları vardır. Genel olarak, Uranüs'ün manyetosferinin yapısı Jüpiter'inkinden farklı ve Satürn'ünkine daha benzerdir. Uranüs'ün manyetik kuyruğu arkasında milyonlarca kilometre boyunca uzaya doğru uzanır ve yanlara doğru dönüşüyle uzun bir tirbuşon şeklinde bükülür. ⓘ

Uranüs'ün manyetosferi yüklü parçacıklar içerir: çoğunlukla protonlar ve elektronlar, az miktarda da H₂⁺ iyonları. Bu parçacıkların çoğu muhtemelen termosferden gelmektedir. İyon ve elektron enerjileri sırasıyla 4 ve 1,2 megaelektronvolt kadar yüksek olabilir. İç manyetosferdeki düşük enerjili (1 kiloelektronvoltun altında) iyonların yoğunluğu yaklaşık 2 cm-3'tür. Parçacık popülasyonu, manyetosferi süpürerek gözle görülür boşluklar bırakan Uranian uydularından güçlü bir şekilde etkilenir. Parçacık akısı, 100.000 yıl gibi astronomik derecede hızlı bir zaman ölçeğinde yüzeylerinin kararmasına veya uzayda ayrışmasına neden olacak kadar yüksektir. Uranüs uydularının ve halkalarının tekdüze koyu renklerinin nedeni bu olabilir. Uranüs, her iki manyetik kutbun etrafında parlak yaylar olarak görülen nispeten iyi gelişmiş auroralara sahiptir. Jüpiter'in aksine, Uranüs'ün auroraları gezegensel termosferin enerji dengesi için önemsiz görünmektedir. Mart 2020'de NASA gökbilimcileri, Voyager 2 uzay sondası tarafından 1986'da gezegene yapılan bir uçuş sırasında kaydedilen eski verileri yeniden değerlendirdikten sonra, Uranüs gezegeninden uzaya salınan ve plazmoid olarak da bilinen büyük bir atmosferik manyetik kabarcığın tespit edildiğini bildirdi. ⓘ

İklim

Morötesi ve görünür dalga boylarında Uranüs'ün atmosferi diğer dev gezegenlere, hatta çok benzediği Neptün'e kıyasla daha yumuşaktır. Voyager 2 1986'da Uranüs'ün yanından geçtiğinde, tüm gezegende toplam on bulut özelliği gözlemledi. Bu özelliklerin azlığı için önerilen bir açıklama, Uranüs'ün iç ısısının diğer dev gezegenlerden belirgin bir şekilde daha düşük görünmesidir. Uranüs'ün tropopozunda kaydedilen en düşük sıcaklık 49 K (-224 °C; -371 °F) olup, Uranüs'ü Güneş Sistemi'ndeki en soğuk gezegen yapmaktadır. ⓘ

Bantlı yapı, rüzgârlar ve bulutlar

Uranüs üzerinde gözlemlenen ilk karanlık nokta. Görüntü 2006 yılında HST ACS tarafından elde edilmiştir. ⓘ

1986 yılında Voyager 2, Uranüs'ün görünür güney yarımküresinin iki bölgeye ayrılabileceğini buldu: parlak bir kutup başlığı ve karanlık ekvatoral bantlar. Bunların sınırı yaklaşık -45° enlemde yer almaktadır. 45° ile -50° arasındaki enlem aralığında yer alan dar bir bant, görünür yüzeyindeki en parlak büyük özelliktir. Buna güney "yakası" denir. Başlık ve yakanın 1,3 ila 2 bar basınç aralığında bulunan yoğun bir metan bulutu bölgesi olduğu düşünülmektedir (yukarıya bakınız). Büyük ölçekli bantlı yapının yanı sıra Voyager 2, çoğu yakanın birkaç derece kuzeyinde yer alan on küçük parlak bulut gözlemledi. Diğer tüm açılardan Uranüs 1986'da dinamik olarak ölü bir gezegen gibi görünüyordu. Voyager 2, Uranüs'ün güney yazının en yoğun olduğu dönemde gelmiş ve kuzey yarımküresini gözlemleyememişti. Kuzey kutup bölgesinin görülmeye başlandığı 21. yüzyılın başında Hubble Uzay Teleskobu (HST) ve Keck teleskobu başlangıçta kuzey yarımkürede ne bir yaka ne de bir kutup başlığı gözlemledi. Bu yüzden Uranüs asimetrik görünüyordu: güney kutbuna yakın parlak ve güney yakasının kuzeyindeki bölgede eşit derecede karanlık. 2007 yılında Uranüs ekinoksunu geçtiğinde, güney yakası neredeyse kayboldu ve 45° enlemi yakınlarında soluk bir kuzey yakası ortaya çıktı. ⓘ

1990'larda, gözlemlenen parlak bulut özelliklerinin sayısı kısmen yeni yüksek çözünürlüklü görüntüleme tekniklerinin kullanılabilir hale gelmesi nedeniyle önemli ölçüde artmıştır. Görünür hale gelmeye başladığında çoğu kuzey yarımkürede bulundu. Parlak bulutların karanlık kısmında daha kolay tespit edilebildiği, güney yarımkürede ise parlak yakanın onları maskelediği şeklindeki erken bir açıklamanın yanlış olduğu gösterilmiştir. Bununla birlikte, her yarımkürenin bulutları arasında farklılıklar vardır. Kuzey bulutları daha küçük, daha keskin ve daha parlaktır. Daha yüksek bir irtifada yer alıyor gibi görünürler. Bulutların ömrü birkaç büyüklük mertebesini kapsar. Bazı küçük bulutlar saatlerce yaşar; en az bir güney bulutu Voyager 2 uçuşundan beri varlığını sürdürüyor olabilir. Son gözlemler Uranüs'teki bulut özelliklerinin Neptün'dekilerle pek çok ortak noktası olduğunu da ortaya çıkarmıştır. Örneğin, Neptün'de yaygın olan karanlık noktalar, Uranüs Karanlık Noktası olarak adlandırılan bu tür ilk özelliğin görüntülendiği 2006 yılından önce Uranüs'te hiç gözlemlenmemişti. Spekülasyonlar, Uranüs'ün ekinoks mevsimi boyunca daha fazla Neptün benzeri hale geldiği yönündedir. ⓘ

Çok sayıda bulut özelliğinin izlenmesi, Uranüs'ün üst troposferinde esen bölgesel rüzgârların belirlenmesine olanak sağlamıştır. Ekvatorda rüzgarlar retrograddır, yani gezegenin dönüşünün tersi yönde eser. Hızları -360 ila -180 km/saat (-220 ila -110 mph) arasındadır. Rüzgar hızları ekvatordan uzaklaştıkça artar ve troposferin minimum sıcaklığının bulunduğu ±20° enlemi yakınlarında sıfır değerine ulaşır. Kutuplara yaklaştıkça, rüzgarlar Uranüs'ün dönüşü ile birlikte ilerleyen bir yöne kayar. Rüzgar hızları kutuplarda sıfıra düşmeden önce ±60° enlemde maksimuma ulaşarak artmaya devam eder. 40° enlemindeki rüzgâr hızları 540 ila 720 km/sa (340 ila 450 mil/sa) arasında değişir. Yaka, bu paralelin altındaki tüm bulutları gizlediğinden, yaka ile güney kutbu arasındaki hızları ölçmek imkansızdır. Buna karşılık, kuzey yarımkürede +50° enlem yakınlarında 860 km/sa (540 mph) kadar yüksek maksimum hızlar gözlenmektedir. ⓘ

Mevsimsel değişim

2005 yılında Uranüs. Halkalar, güney yakası ve kuzey yarımkürede parlak bir bulut görülebiliyor (HST ACS görüntüsü). ⓘ

Mart-Mayıs 2004 tarihleri arasında kısa bir süre için Uranüs atmosferinde büyük bulutlar belirmiş ve bu da ona Neptün benzeri bir görünüm kazandırmıştır. Gözlemler arasında 820 km/saat (510 mph) gibi rekor kıran rüzgâr hızları ve "Dört Temmuz havai fişekleri" olarak anılan kalıcı bir gök gürültülü fırtına da vardı. 23 Ağustos 2006'da Uzay Bilimleri Enstitüsü (Boulder, Colorado) ve Wisconsin Üniversitesi'ndeki araştırmacılar Uranüs'ün yüzeyinde karanlık bir nokta gözlemleyerek bilim insanlarına Uranüs'ün atmosferik aktivitesi hakkında daha fazla fikir verdi. Aktivitedeki bu ani yükselişin nedeni tam olarak bilinmemekle birlikte, Uranüs'ün aşırı eksenel eğiminin hava durumunda aşırı mevsimsel değişikliklere yol açtığı anlaşılmaktadır. Bu mevsimsel değişimin doğasını belirlemek zordur çünkü Uranüs'ün atmosferine ilişkin iyi veriler 84 yıldan daha az bir süredir, yani bir tam Uranüs yılı boyunca mevcuttur. Yarım Uranüs yılı boyunca (1950'lerden başlayarak) yapılan fotometri çalışmaları, iki spektral bantta parlaklıkta düzenli değişimler olduğunu, maksimum değerlerin gündönümlerinde, minimum değerlerin ise ekinokslarda meydana geldiğini göstermiştir. Gündönümlerinde maksimum olan benzer bir periyodik değişim, 1960'larda başlayan derin troposferin mikrodalga ölçümlerinde de kaydedilmiştir. 1970'lerde başlayan stratosferik sıcaklık ölçümleri de 1986 gündönümü yakınlarında maksimum değerler göstermiştir. Bu değişkenliğin büyük kısmının görüntüleme geometrisindeki değişikliklerden kaynaklandığı düşünülmektedir. ⓘ

Uranüs'te fiziksel mevsimsel değişimlerin yaşandığına dair bazı göstergeler vardır. Uranüs'ün parlak bir güney kutup bölgesine sahip olduğu bilinmesine rağmen, kuzey kutbu oldukça loştur ve bu da yukarıda özetlenen mevsimsel değişim modeliyle uyumsuzdur. Uranüs, 1944'teki bir önceki kuzey gündönümü sırasında, kuzey kutbunun her zaman bu kadar sönük olmadığını düşündüren yüksek parlaklık seviyeleri sergilemiştir. Bu bilgi, görünür kutbun gündönümünden bir süre önce parlaklaştığını ve ekinokstan sonra karardığını ima etmektedir. Görünür ve mikrodalga verilerinin detaylı analizi, parlaklıktaki periyodik değişimlerin gündönümleri etrafında tamamen simetrik olmadığını ortaya koymuştur ki bu da meridyonel albedo modellerinde bir değişime işaret etmektedir. 1990'larda, Uranüs gündönümünden uzaklaştıkça, Hubble ve yer tabanlı teleskoplar güney kutup başlığının belirgin bir şekilde karardığını (parlak kalan güney yakası hariç), kuzey yarımkürenin ise bulut oluşumları ve daha güçlü rüzgarlar gibi artan aktivite gösterdiğini ve yakında parlayacağı beklentilerini desteklediğini ortaya çıkardı. Bu gerçekten de 2007'de bir ekinoksu geçtiğinde gerçekleşti: soluk bir kuzey kutup yakası ortaya çıktı ve güney yakası neredeyse görünmez hale geldi, ancak zonal rüzgar profili biraz asimetrik kaldı, kuzey rüzgarları güneyden biraz daha yavaştı. ⓘ

Bu fiziksel değişikliklerin mekanizması hala net değildir. Yaz ve kış gündönümlerine yakın zamanlarda Uranüs'ün yarım küreleri dönüşümlü olarak ya Güneş ışınlarının tam parıltısında ya da uzayın derinliklerine bakar. Güneş'in aydınlattığı yarımkürenin parlaklaşmasının, troposferde bulunan metan bulutlarının ve pus tabakalarının yerel olarak kalınlaşmasından kaynaklandığı düşünülmektedir. 45° enlemindeki parlak yaka da metan bulutlarıyla bağlantılıdır. Güney kutup bölgesindeki diğer değişiklikler alt bulut katmanlarındaki değişikliklerle açıklanabilir. Uranüs'ten gelen mikrodalga emisyonunun değişimi muhtemelen derin troposferik dolaşımdaki değişikliklerden kaynaklanmaktadır, çünkü kalın kutup bulutları ve pus konveksiyonu engelleyebilir. Artık Uranüs'te ilkbahar ve sonbahar ekinoksları geldiğine göre, dinamikler değişiyor ve konveksiyon yeniden oluşabilir. ⓘ

Oluşum

Buz devleri ile gaz devleri arasındaki farkların oluşum tarihlerinden kaynaklandığı ileri sürülmektedir. Güneş Sistemi'nin, presolar nebula olarak bilinen dönen bir gaz ve toz diskinden oluştuğu varsayılmaktadır. Başta hidrojen ve helyum olmak üzere nebuladaki gazın büyük bir kısmı Güneş'i oluşturmuş ve toz tanecikleri bir araya gelerek ilk protoplanetleri meydana getirmiştir. Gezegenler büyüdükçe, bazıları sonunda yerçekimlerinin nebulanın artık gazına tutunmasına yetecek kadar madde biriktirdi. Tutundukları gaz miktarı arttıkça, daha büyük hale geldiler; daha büyük hale geldikçe, kritik bir noktaya ulaşılana kadar daha fazla gaz tutundular ve boyutları katlanarak artmaya başladı. Sadece birkaç Dünya kütlesinde nebüler gaza sahip olan buz devleri bu kritik noktaya asla ulaşamadı. Son zamanlarda yapılan gezegen göçü simülasyonları, her iki buz devinin de Güneş'e şimdiki konumlarından daha yakın bir yerde oluştuğunu ve oluştuktan sonra dışa doğru hareket ettiğini öne sürmüştür (Nice modeli). ⓘ

Aylar

Uranüs'ün büyük uyduları artan uzaklık sırasına göre (soldan sağa), uygun göreli boyutlarında ve albedolarında (Voyager 2 fotoğraflarından kolaj)

Uranüs'ün bilinen 27 doğal uydusu vardır. Bu uyduların isimleri Shakespeare ve Alexander Pope'un eserlerindeki karakterlerden seçilmiştir. Beş ana uydu Miranda, Ariel, Umbriel, Titania ve Oberon'dur. Uranüs uydu sistemi dev gezegenler arasında en az kütleye sahip olanıdır; beş ana uydunun toplam kütlesi tek başına Triton'un (Neptün'ün en büyük uydusu) kütlesinin yarısından daha azdır. Uranüs'ün uydularının en büyüğü olan Titania'nın yarıçapı sadece 788,9 km'dir (490,2 mil), yani Ay'ın yarısından daha azdır, ancak Satürn'ün ikinci en büyük uydusu olan Rhea'dan biraz daha fazladır ve Titania'yı Güneş Sistemi'ndeki sekizinci en büyük uydu yapar. Uranüs'ün uydularının albedosu nispeten düşüktür; Umbriel için 0,20 ile Ariel (yeşil ışıkta) için 0,35 arasında değişir. Kabaca %50 buz ve %50 kayadan oluşan buz-kaya konglomeralarıdır. Buz, amonyak ve karbondioksit içerebilir. ⓘ

Uranya uyduları arasında Ariel en genç yüzeye sahip, en az çarpma krateri olan ve Umbriel en yaşlısı gibi görünmektedir. Miranda'da 20 km (12 mil) derinliğinde fay kanyonları, teraslanmış katmanlar ve yüzey yaşları ve özelliklerinde kaotik bir çeşitlilik vardır. Miranda'nın geçmiş jeolojik aktivitesinin, yörüngesinin şimdikinden daha eksantrik olduğu bir zamanda, muhtemelen Umbriel ile eski 3:1 yörünge rezonansının bir sonucu olarak gelgit ısınması tarafından yönlendirildiği düşünülmektedir. Miranda'nın 'yarış pisti' benzeri koronalarının kökeni, yukarı doğru şişen diyapirlerle ilişkili genişleme süreçleridir. Ariel'in bir zamanlar Titania ile 4:1 rezonansa sahip olduğu düşünülmektedir. ⓘ

Uranüs, Güneş-Uranüs L₃ Lagrangian noktasını işgal eden en az bir at nalı yörüngeye sahiptir - yörüngesinde 180°'de yerçekimsel olarak kararsız bir bölge olan 83982 Crantor. Crantor, Uranüs'ün eş yörünge bölgesi içinde karmaşık, geçici bir at nalı yörüngesinde hareket etmektedir. 2010 EU65 de gelecek vaat eden bir Uranüs at nalı dengeleyici adayıdır. ⓘ

Küçük uydular: Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda, Puck, Caliban, Stephano, Trinculo, Sycorax, Prospero, Setebos, S/1986 U10, S/2001 U2, S/2001 U3, S/2003 U1, S/2003 U2, S/2003 U3 ⓘ

Halkalar

Uranüs'ün auroraları, Hubble teleskobu tarafından görüntülenen ekvator halkalarına karşı. Dünya ve Jüpiter'in auroralarının aksine, Uranüs'ün auroraları, orantısız manyetik alanı nedeniyle kutuplarıyla aynı hizada değildir. ⓘ

Uranüs halkaları, boyutları mikrometreden bir metrenin bir kısmına kadar değişen son derece karanlık parçacıklardan oluşur. En parlağı ε halkası olmak üzere on üç farklı halka bilinmektedir. Uranüs'ün iki halkası hariç hepsi son derece dardır - genellikle birkaç kilometre genişliğindedirler. Halkalar muhtemelen oldukça gençtir; dinamik değerlendirmeler Uranüs ile birlikte oluşmadıklarını göstermektedir. Halkalardaki madde bir zamanlar yüksek hızlı çarpışmalarla parçalanmış bir uydunun (ya da uyduların) parçası olabilir. Bu çarpışmalar sonucunda oluşan çok sayıda enkaz parçasından sadece birkaçı, mevcut halkaların konumlarına karşılık gelen kararlı bölgelerde hayatta kalmıştır. ⓘ

William Herschel 1789 yılında Uranüs etrafında olası bir halka tanımlamıştır. Bu gözlem genellikle şüpheli kabul edilir, çünkü halkalar oldukça siliktir ve sonraki iki yüzyılda başka gözlemciler tarafından hiçbiri kaydedilmemiştir. Yine de Herschel epsilon halkasının boyutunu, Dünya'ya göre açısını, kırmızı rengini ve Uranüs Güneş'in etrafında dolanırken meydana gelen belirgin değişiklikleri doğru bir şekilde tanımlamıştır. Halka sistemi 10 Mart 1977'de James L. Elliot, Edward W. Dunham ve Jessica Mink tarafından Kuiper Hava Gözlemevi kullanılarak kesin olarak keşfedildi. Keşif tesadüfi olmuştur; SAO 158687 (HD 128598 olarak da bilinir) yıldızının Uranüs tarafından okültasyonunu atmosferini incelemek için kullanmayı planlamışlardır. Gözlemleri analiz ettiklerinde, yıldızın Uranüs'ün arkasında kaybolmadan önce ve sonra beş kez kısa süreliğine gözden kaybolduğunu buldular. Uranüs'ün etrafında bir halka sistemi olması gerektiği sonucuna vardılar. Daha sonra dört halka daha tespit ettiler. Voyager 2 1986'da Uranüs'ün yanından geçtiğinde halkalar doğrudan görüntülendi. Voyager 2 ayrıca iki soluk halka daha keşfederek toplam sayıyı on bire çıkardı. ⓘ

Aralık 2005'te Hubble Uzay Teleskobu daha önce bilinmeyen bir çift halka tespit etti. Bunlardan en büyüğü Uranüs'ten daha önce bilinen halkalardan iki kat daha uzakta yer almaktadır. Bu yeni halkalar Uranüs'ten o kadar uzaktadır ki "dış" halka sistemi olarak adlandırılırlar. Hubble ayrıca biri Mab olmak üzere yörüngesini yeni keşfedilen en dıştaki halkayla paylaşan iki küçük uydu tespit etti. Yeni halkalarla birlikte Uranüs'ün toplam halka sayısı 13'e ulaştı. Nisan 2006'da Keck Gözlemevi'nden alınan yeni halkaların görüntüleri dış halkaların renklerini ortaya çıkardı: en dıştaki mavi, diğeri ise kırmızı. Dış halkanın mavi rengiyle ilgili bir hipotez, bunun Mab'ın yüzeyinden mavi ışığı saçacak kadar küçük su buzu parçacıklarından oluştuğudur. Buna karşılık, Uranüs'ün iç halkaları gri görünür. ⓘ

Keşif

Voyager 2 tarafından Neptün'e doğru yol alırken görüntülenen Hilal Uranüs ⓘ

1986 yılında NASA'nın Voyager 2 gezegenler arası sondası Uranüs ile karşılaştı. Bu uçuş, Uranüs'ün kısa mesafeden yapılan tek araştırması olmaya devam etmektedir ve başka bir ziyaret planlanmamaktadır. Voyager 1 Uranüs'ü ziyaret edemedi çünkü Satürn'ün uydusu Titan'ın araştırılması öncelikli olarak kabul edildi. Bu yörünge Voyager 1'i ekliptik düzleminin dışına çıkarmış ve gezegen bilimi misyonunu sona erdirmiştir. 1977 yılında fırlatılan Voyager 2, Neptün'e doğru yolculuğuna devam etmeden önce 24 Ocak 1986'da Uranüs'e en yakın yaklaşımını gerçekleştirerek bulut tepelerinin 81.500 km (50.600 mil) yakınına geldi. Uzay aracı Uranüs'ün atmosferinin yapısını ve kimyasal bileşimini, 97.77°'lik eksenel eğiminin neden olduğu benzersiz hava durumu da dahil olmak üzere inceledi. En büyük beş uydusunun ilk ayrıntılı incelemelerini yaptı ve 10 yeni uydu keşfetti. Voyager 2 sistemin bilinen dokuz halkasının tamamını inceledi ve iki halka daha keşfetti. Ayrıca manyetik alanını, düzensiz yapısını, eğimini ve Uranüs'ün yana doğru yönelmesinden kaynaklanan benzersiz tirbuşon manyetik kuyruğunu da inceledi. ⓘ

Cassini uzay aracını Satürn'den Uranüs'e gönderme olasılığı 2009'daki görev uzatma planlaması aşamasında değerlendirilmiş, ancak sonuçta Satürn atmosferinde imha edilmesi lehine reddedilmiştir. Satürn'den ayrıldıktan sonra Uranüs sistemine ulaşmak yaklaşık yirmi yıl alacaktı. Bir Uranüs yörünge aracı ve sondası 2011'de yayınlanan 2013-2022 Gezegen Bilimi Decadal Araştırması tarafından önerilmiştir; öneri 2020-2023 yıllarında fırlatılmayı ve Uranüs'e 13 yıllık bir seyir öngörmektedir. Bir Uranüs giriş sondası Pioneer Venüs Multiprobe mirasını kullanabilir ve 1-5 atmosfere kadar inebilir. ESA, Uranus Pathfinder adlı "orta sınıf" bir görevi değerlendirdi. New Frontiers Uranus Orbiter, The Case for a Uranus Orbiter adlı çalışmada değerlendirilmiş ve tavsiye edilmiştir. Böyle bir görev, Atlas 521 ile 1500 kg'dan fazla ve 12 yıllık bir yolculukla nispeten büyük bir kütlenin sisteme gönderilebilmesinin kolaylığı ile desteklenmektedir. Daha fazla konsept için önerilen Uranüs görevlerine bakınız. ⓘ

Nisan 2022'de, bir sonraki Gezegen Bilimi Decadal Araştırması, bir sonraki "amiral gemisi" projesi için en yüksek önceliğini, 2031'de başlaması öngörülen bir fırlatma penceresi ile Uranüs'e tam bir paket görevine (yörünge aracı ve sonda) verdi. Buz devi biliminin "kıtlığı" bu önceliğin belirlenmesinde kilit rol oynamıştır. Bir diğer kilit konu ise böyle bir görevin mevcut teknolojiyi kullanması ve başarılı olmak için başka araç ve sistemlerin geliştirilmesini gerektirmemesiydi. ⓘ

Kültürde

• Astrolojide Uranüs gezegeni (sembolü ) Kova burcunun yönetici gezegenidir. Uranüs camgöbeği renginde olduğundan ve Uranüs elektrikle ilişkilendirildiğinden, camgöbeğine yakın olan elektrik mavisi rengi Kova burcuyla ilişkilendirilir (bkz. Astrolojide Uranüs).
• Alman kimyager Martin Heinrich Klaproth tarafından 1789 yılında keşfedilen kimyasal element uranyum, adını o zamanlar yeni keşfedilmiş olan Uranüs'ten almıştır.
• "Uranüs, Sihirbaz" Gustav Holst'un 1914-1916 yılları arasında yazdığı Gezegenler orkestra süitinin bir bölümüdür.
• Uranüs Operasyonu, İkinci Dünya Savaşı'nda Kızıl Ordu'nun Stalingrad'ı geri almak için gerçekleştirdiği başarılı askeri operasyondu ve Wehrmacht'a karşı kara savaşında dönüm noktası oldu.
• John Keats'in "On First Looking into Chapman's Homer" adlı eserinde yer alan "Then felt I like some watcher of the skies/When a new planet swims into his ken" dizeleri Herschel'in Uranüs'ü keşfine bir göndermedir.
• İngilizce popüler kültürde mizah genellikle Uranüs'ün adının "your anus" ifadesine benzeyen yaygın telaffuzundan türetilmiştir. ⓘ