el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el en de el en de el en en el ru el el en el el el ja el el el el cbk el it el en el el en hi el en el el ru el en en el en en el ru el el fi el ca el ca el el en el es pt el ru el el uk el hy el mk el el el el el el en fr el el en el en el pl el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el en el el el el en el el el el el el el el el el el el el el el el en el el el en el el el el el el el el el el el el el en el en en el en en en en en en en en el en en en en en en ru es el ru el en el el el el en el en en el el el el el el el el el el el el
Ο Ουρανός είναι ο έβδομος σε απόσταση από τον Ήλιο, ο τρίτος μεγαλύτερος και ο τέταρτος σε μάζα πλανήτης του Ηλιακού συστήματος. Το όνομα προέρχεται από την αρχαία ελληνική θεότητα του ουρανού, ο οποίος ήταν πατέρας του Κρόνου και παππούς του Δία. Δεν είναι ορατός με γυμνό μάτι από τη Γη, όπως οι άλλοι πλανήτες, καθώς έχει φαινόμενο μέγεθος +5,5 - +6,0, και αυτό σε συνδυασμό με την αργή κίνησή του δεν αναγνωρίστηκε στους αρχαίους χρόνους ως πλανήτης.[9] Ο Ουίλιαμ Χέρσελ ανακοίνωσε την ανακάλυψή του τις 13 Μαρτίου 1781, επεκτείνοντας για πρώτη φορά στην ιστορία τα όρια του ηλιακού συστήματος. Ο Ουρανός ήταν ο πρώτος πλανήτης που ανακαλύφθηκε με τηλεσκόπιο.
Ο Ουρανός είναι ένας μεγάλος πλανήτης, ένας από τους τέσσερις γίγαντες αερίων του ηλιακού μας συστήματος, αλλά στη δομή μοιάζει περισσότερο με τον Ποσειδώνα, παρά με τους άλλους δύο. Λόγω της μεγάλης απόστασής του από τη Γη, δεν είναι σχεδόν καθόλου ορατός με γυμνό μάτι. Το 1977 ανακαλύφθηκε ότι ο Ουρανός έχει ένα σύστημα από δακτυλίους και ο Βόγιατζερ 2, κατά τη διάρκεια της προσέγγισης του πλανήτη τον Ιανουάριο του 1986 μελέτησε τη δομή των δακτυλίων αυτών και ανακάλυψε 10 ακόμη δορυφόρους του, ανεβάζοντας τον αριθμό τους στους 15. Όλοι οι δακτύλιοι και οι δορυφόροι βρίσκονται σχεδόν στο ίδιο επίπεδο, το επίπεδο του Ισημερινού του πλανήτη. Έχει έναν πετρώδη πυρήνα, στο μέγεθος της Γης, που καλύπτεται από έναν βαθύ ωκεανό νερού και αμμωνίας, ο οποίος περιβάλλεται από μια ατμόσφαιρα που αποτελείται από υδρογόνο, ήλιο και μεθάνιο.
2 Θέση στο Ηλιακό Σύστημα
Ο πλανήτης Ουρανός ανακαλύφθηκε το 1781 από τον Βρετανό αστρονόμο Ουίλιαμ Χέρσελ. Για τη φύση της ατμόσφαιρας και τη δομή του δόθηκαν πολύ χρήσιμες πληροφορίες από τη διαστημική συσκευή της NASA Βόγιατζερ 2, που πέρασε σε απόσταση 81.500 χιλιόμετρα από την κορυφή των νεφών του πλανήτη, στις 24 Ιανουαρίου 1986.
Ο Ουρανός απέχει κατά μέσο όρο 2.870 εκατομμύρια χιλιόμετρα από τον Ήλιο. Η τροχιά της περιφοράς του Ουρανού γύρω από τον Ήλιο είναι ελλειπτική, με εκκεντρότητα 4,61%. Η περίοδος περιφοράς του είναι 84,01 γήινα έτη. Η περίοδος περιστροφής γύρω από τον άξονά του είναι 17,9 ώρες. Η ελάχιστη απόστασή του από τη γη είναι 2,57 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα.
Σύγκριση της Γης με τον Ουρανό.
Απεικόνιση του εσωτερικού του Ουρανού.
Ενώ το παραπάνω μοντέλο είναι εύλογα πρότυπο, δεν είναι μοναδικό· άλλα μοντέλα επίσης πληρούν τις παρατηρήσεις. Για παράδειγμα, εάν σημαντικές ποσότητες υδρογόνου και βραχώδους υλικού αναμειγνύονται στον παγωμένο μανδύα, η συνολική μάζα των πάγων στο εσωτερικό του θα είναι μικρότερη, και, αντιστοίχως, η συνολική μάζα των βράχων και του υδρογόνου θα είναι μεγαλύτερη. Προς το παρόν τα διαθέσιμα δεδομένα δεν επιτρέπουν στην επιστήμη να προσδιορίσει ποιο μοντέλο είναι σωστό.[12] Το υγρό στην εσωτερική δομή του Ουρανού σημαίνει ότι δεν έχει στερεή επιφάνεια. Η αέρια ατμόσφαιρα βαθμιαία μεταβαίνει στο εσωτερικό υγρό στρώμα.[11] Ωστόσο, για λόγους ευκολίας, περιστρεφόμενο πεπλατυσμένο σφαιροειδές ορίζεται το σημείο στο οποίο η ατμοσφαιρική πίεση ισούται με 1 bar (100 kPa) και είναι συμβατικά το επίπεδο το οποίο ορίζεται ως επιφάνεια. Ο Ουρανός έχει ισημερινές και πολικές ακτίνες της τάξης των 25.559 ± 4 και 24.973 ± 20 χλμ., αντίστοιχα.[5] Αυτή η επιφάνεια θα πρέπει να χρησιμοποιείται σε αυτό το άρθρο ως σημείο μηδέν για τα ύψη.
Η εσωτερική θερμότητα του Ουρανού είναι αισθητά χαμηλότερη από εκείνη των άλλων μεγάλων πλανητών· σε αστρονομικούς όρους, έχει μικρή θερμική ροή. Ο λόγος για τον οποίο η εσωτερική θερμοκρασία του Ουρανού είναι τόσο χαμηλή δεν είναι ακόμα κατανοητός. Ο Ποσειδώνας, ο οποίος είναι σχεδόν δίδυμος με τον Ουρανό στο μέγεθος και τη σύνθεση, ακτινοβολεί 2,61 φορές περισσότερη ενέργεια στο διάστημα απ´όση λαμβάνει από τον Ήλιο. Ο Ουρανός, αντιθέτως, ακτινοβολεί ελάχιστη περισσότερη θερμότητα από όση δέχεται. Η συνολική ισχύς που εκπέμπεται από τον Ουρανό στο μακρινό υπέρυθρο μέρος του φάσματος (δηλαδή η θερμότητα) είναι 1,06 ± 0,08 φορές η ηλιακή ενέργεια που απορροφάται από την ατμόσφαιρα. Στην πραγματικότητα, η ροή θερμότητας του Ουρανού είναι μόνο 0,042 ± 0,047 W / m², η οποία είναι χαμηλότερη από την εσωτερική ροή θερμότητας της Γης, περίπου 0.075 W / m². Η χαμηλότερη θερμοκρασία που καταγράφεται στην τροπόπαυση του Ουρανού είναι 49 K (-224 °C), καθιστώντας τον Ουρανό τον ψυχρότερο πλανήτη στο Ηλιακό Σύστημα.
Αν και δεν υπάρχει σαφώς καθορισμένη στερεή επιφάνεια στον Ουρανό, το ακραίο τμήμα του αέριου περιβλήματος του Ουρανού που είναι προσβάσιμο με τηλεανίχνευση ονομάζεται ατμόσφαιρα. Αυτή η ικανότητα επεκτείνεται σε απόσταση περίπου 300 χιλιόμετρα εντός του πλανήτη από το επίπεδο του ενός bar (100 kPa ), και έχει πίεση γύρω στα 100 bar (10 MPa) και θερμοκρασίες της τάξης των 320 K.[16] Το αδύναμο στέμμα της ατμόσφαιρας επεκτείνεται εντυπωσιακά σε απόσταση μεγαλύτερη από δύο πλανητικές ακτίνες από την ονομαστική επιφάνεια σε πίεση 1 bar. Η ουράνια ατμόσφαιρα μπορεί να διαιρεθεί σε τρία στρώματα: την τροπόσφαιρα, ανάμεσα ύψη των -300 και 50 χλμ. και πιέσεων 100 - 0,1 bar (10 MPa έως 10 kPa), τη στρατόσφαιρα, που εκτείνεται σε υψόμετρο μεταξύ 50 και 4000 χιλιομέτρων και πιέσεις μεταξύ 0,1 και 10-10 bar (10 kPa έως 10 μΡa), καθώς και τη θερμόσφαιρα ή στέμμα που εκτείνεται σε απόσταση από 4.000 χιλιόμετρα μέχρι σε τόσο μεγάλη όσο 50.000 χιλιόμετρα από την επιφάνεια.[7] Δεν υπάρχει μεσόσφαιρα.
Με βάση παρατηρήσεις το 2012[17], είναι γνωστό πως στον πλανήτη οι άνεμοι πνέουν συνήθως από τα ανατολικά, με ταχύτητες που φτάνουν τα 900 χιλιόμετρα την ώρα, ενώ στο βόρειο πόλο διακρίνονται φορά ρεύματα μεταφοράς θερμότητας. Η θερμοκρασία της ατμόσφαιρας είναι περιορισμένη στους -240 βαθμούς Κελσίου.[18]
Η σύνθεση της Ουράνιας ατμόσφαιρας είναι διαφορετική από τη σύνθεση ολόκληρου του πλανήτη, επειδή αποτελείται κυρίως από μοριακό υδρογόνο και ήλιο. Το μοριακό κλάσμα του ηλίου, δηλαδή ο αριθμός των ατόμων ηλίου ανά μόριο αερίου, είναι 0,15 ± 0,03 στην ανώτερη τροπόσφαιρα,[8] που αντιστοιχεί σε κλάσμα μάζας 0,26 ± 0,05. Η τιμή αυτή είναι πολύ κοντά στο πρωτοηλιακό κλάσμα μάζας του ηλίου 0.275 ± 0,01,[19] που δείχνει ότι το ήλιο δεν έχει μετακινηθεί προς το κέντρο του πλανήτη, όπως συνέβη στους γίγαντες αερίου. Το τρίτο πιο άφθονο συστατικό της ατμόσφαιρας του Ουρανού είναι το μεθάνιο (CH4). Το μεθάνιο έχει εξέχουσες ζώνες απορρόφησης στο ορατό και στο εγγύς υπέρυθρο (IR) φάσμα, καθιστώντας τον Ουρανό γαλαζοπράσινου ή κυανού χρώματος. Τα μόρια μεθανίου αντιπροσωπεύουν το 2,3% της ατμόσφαιρας από το μοριακό κλάσμα κάτω από το επίπεδο του σύννεφου μεθανίου στο επίπεδο πίεσης 1,3 bar (130 kPa)· αυτό αντιπροσωπεύει περίπου 20 με 30 φορές την αφθονία άνθρακα που βρέθηκε στον Ήλιο. Η αναλογία ανάμειξης είναι πολύ χαμηλότερη στην ανώτερη ατμόσφαιρα, λόγω της εξαιρετικά χαμηλής θερμοκρασίας της, η οποία υποβαθμίζει το επίπεδο κορεσμού και προκαλεί στο επιπλέον μεθάνιο πήξη.[20] Η αφθονία των λιγότερο πτητικών ενώσεων, όπως η αμμωνία, το νερό και το υδρόθειο στην κατώτερη ατμόσφαιρα είναι ελάχιστα γνωστές. Ωστόσο, είναι πιθανόν να είναι επίσης υψηλότερες από αυτές του Ήλιου.[7][21] Μαζί με το μεθάνιο, ίχνη διαφόρων υδρογονανθράκων βρίσκονται στη στρατόσφαιρα του Ουρανού, οι οποίοι πιστεύεται ότι παράχθηκαν από μεθάνιο το οποίο υπέστη φωτόλυση από την ηλιακή υπεριώδη ακτινοβολία (UV). Περιλαμβάνουν αιθάνιο (C2H6), ακετυλένιο (C2H2), προπίνιο (CH3C2H) και διακετυλένιο (C2HC2H).[22][23] Η φασματοσκοπία αποκάλυψε, επίσης, ίχνη υδρατμών, μονοξειδίου του άνθρακα και διοξειδίου του άνθρακα στην ανώτερη ατμόσφαιρα, τα οποία μπορεί μόνο να κατάγονται από μια εξωτερική πηγή, όπως από σκόνη και τους κομήτες.[23][24]
Κύριο λήμμα: Δορυφόροι του Ουρανού
Ο Ουρανός έχει 27 γνωστούς δορυφόρους. Οι πρώτοι τέσσερις δορυφόροι ανακαλύφθηκαν τον 18ο και 19ο αιώνα από τους αστρονόμους Ουίλιαμ Χέρσελ και Ουίλιαμ Λάσελ. Ένας ακόμα ανακαλύφθηκε από τον Γκέραρντ Κάιπερ το 1948. Άλλοι δέκα δορυφόροι ανακαλύφθηκαν με τη διέλευση του Βόγιατζερ 2 το 1986. Από τότε συνεχώς ανακαλύπτονται νέοι δορυφόροι αυτού του πλανήτη από παρατηρητήρια στη Γη. Οι δορυφόροι του Ουρανού παίρνουν τα ονόματά τους από ήρωες των θεατρικών έργων του Σαίξπηρ. Αρκετοί από τους δορυφόρους του Ουρανού παρουσιάζουν ιδιομορφίες που τους κάνουν εξαιρετικά ενδιαφέροντες για τους ειδικούς επιστήμονες, όπως η Μιράντα, που μοιάζει να έχει διαλυθεί από κάποιο συμβάν πρόσκρουσης και τα κομμάτια της να επανασυγκολλήθηκαν. Τα περισσότερα φεγγάρια του Ουρανού είναι μαύρα, λόγω της διάσπασης των υλικών που βρίσκονται στην επιφάνειά τους από την ακτινοβολία.
Τα ονόματα των δορυφόρων του Ουρανού είναι: Άριελ, Ουμβριήλ, Τιτάνια, Όμπερον, Μιράντα, Κορδήλια, Οφηλία, Μπιάνκα, Χρυσηίδα, Δεισδαιμόνα, Ιουλιέτα, Πόρσια, Ροζαλίντα, Μπελίντα, Πακ, Κάλιμπαν, Σύκοραξ, Πρόσπερο, Σέτεβος, Στεφάνο, Τρινκούλο, Φρανσίσκο, Μαργαρίτα, Φερδινάνδος, Περδίτα, Μάμπ και Κιούπιντ.
Κύριο λήμμα: Δακτύλιοι του Ουρανού
Οι εσωτερικοί δακτύλιοι του Ουρανού. Το λαμπρό εξώτερο δακτυλίδι είναι ο δακτύλιος ε, ενώ είναι εμφανείς άλλοι οκτώ δακτύλιοι.
Ο Ουρανός έχει ένα πολύπλοκο σύστημα δακτυλίων, το οποίο ήταν το δεύτερο που ανακαλύφθηκε στο ηλιακό σύστημα μετά απ´αυτό του Κρόνου. Οι δακτύλιοι αποτελούνται από εξαιρετικά σκούρα σωματίδια με διαστάσεις μεταξύ λίγων μικρόμετρων μέχρι κλάσματα του μέτρου. Αποτελούνται από 13 δακτυλίους, εκ των οποίων λαμπρότερος είναι ο δακτύλιος ε. Όλοι με την εξαίρεση δύο είναι πολύ στενοί, με πλάτος λίγων χιλιομέτρων. Φαίνεται ότι είναι αρκετά νέοι. Βρίσκονται σε αποστάσεις από 38.000 έως 51.000 χλμ. από το κέντρο του Ουρανού.
Η μαγνητόσφαιρα του Ουρανού.
Πριν από την άφιξη του Βόγιατζερ 2, δεν είχαν γίνει μετρήσεις της μαγνητόσφαιρας Ουρανού, και έτσι η φύση της παρέμενε ένα μυστήριο. Πριν από το 1986, οι αστρονόμοι ανέμεναν το μαγνητικό πεδίο του πλανήτη Ουρανού να είναι ευθυγραμμισμένο με τον ηλιακό άνεμο, δεδομένου ότι θα ήταν τότε ευθυγραμμισμένο με τους πόλους του πλανήτη που βρίσκονται στην εκλειπτική.[25]
Οι παρατηρήσεις του Βόγιατζερ αποκάλυψαν ότι το μαγνητικό πεδίο είναι ιδιαίτερο, τόσο επειδή δεν προέρχεται από το γεωμετρικό κέντρο του πλανήτη, όσο και επειδή έχει κλίση 59 ° ως προς τον άξονα περιστροφής.[25] Στην πραγματικότητα, το μαγνητικό δίπολο μετατοπίζεται από το κέντρο του πλανήτη προς το Νότιο πόλο περιστροφής έως και κατά το ένα τρίτο της ακτίνας του πλανήτη. Αυτή η ασυνήθιστη γεωμετρία έχει ως αποτέλεσμα μία εξαιρετικά ασύμμετρη μαγνητόσφαιρα, όπου η ένταση του μαγνητικού πεδίου στην επιφάνεια στο νότιο ημισφαίριο μπορεί να είναι τόσο χαμηλή της τάξεως του 0,1 Gauss (10 μT), ενώ στο βόρειο ημισφαίριο μπορεί να είναι τόσο υψηλή όσο 1,1 gauss (110 μT).[25] Ο μέσος όρος πεδίου στην επιφάνεια είναι 0,23 gauss (23 μT).[25] Σε σύγκριση, το μαγνητικό πεδίο της Γης είναι περίπου το ίδιο ισχυρό είτε στους πόλους είτε στο «μαγνητικό ισημερινό» της και είναι περίπου παράλληλο προς τη γεωγραφική ισημερινό του. Η διπολική ροπή του Ουρανού είναι 50 φορές αυτή της Γης.[26] Ο Ποσειδώνας έχει ομοίως μετατοπισμένο και εκλινές μαγνητικό πεδίο, γεγονός που υποδηλώνει ότι αυτό μπορεί να είναι ένα κοινό χαρακτηριστικό των γιγάντων του πάγου. Μια υπόθεση είναι ότι, σε αντίθεση με τα μαγνητικά πεδία των χερσαίων και των γιγάντιων αερίων, τα οποία παράγονται εντός των πυρήνων τους, στους γίγαντες πάγου τα μαγνητικά πεδία μάλλον δημιουργούνται από την κίνηση σε σχετικά μικρά βάθη, για παράδειγμα, στον ωκεανό νερού-αμμωνίας.[14][27]
Όταν παρατηρήθηκε το 1986 από το Βόγιατζερ 2, ο Ουρανός έχει σχετικά καλά ανεπτυγμένο πολικό σέλας, το οποίο φαινόταν σαν λαμπερά τόξα γύρω από τους μαγνητικούς πόλους.[28] Το 2011 το πολικό σέλας παρατηρήθηκε ύστερα από προσεκτικά προγραμματισμένες παρατηρήσεις από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ. Το πολικό σέλας του Ουρανού ήταν βραχύβιο, με διάρκεια λίγων λεπτών, και φαινόταν σαν λαμπερές κηλίδες, αρκετά διαφορετικό από αυτό που παρατήρησε το Βόγιατζερ. Η διαφορά στην εμφάνιση πιθανόν οφείλεται στο γεγονός ότι το Βόγιατζερ πέρασε κοντά από τον πλανήτη στο ηλιοστάσιό του, όταν ο μαγνητικός άξονας του πλανήτη είχε μεγάλη κλίση ως προς τον ηλιακό άνεμο, ενώ οι παρατηρήσεις από το Χαμπλ έγιναν κοντά στην ισημερία, όταν οι μαγνητικοί πόλοι δείχνουν προς στον Ήλιο μια φορά την ημέρα. Επίσης, το φαινόμενο το 1986 ήταν πιο έντονο στην πλευρά του πλανήτη που δεν φωτίζεται και που δεν μπορεί να παρατηρηθεί από τη Γη.[29] Αντίθετα με τον Δία, το σέλας του Ουρανό μοιάζει να μην είναι σημαντικό για την ενεργειακή ισορροπία στην θερμόσφαιρα του πλανήτη.[30]
Λόγω της απόστασής του από τη Γη, ο πλανήτης Ουρανός είναι δύσκολα ορατός με γυμνό μάτι. Για το λόγο αυτό ήταν άγνωστος στους αρχαίους λαούς και ανακαλύφθηκε μόνο όταν κατασκευάστηκαν τηλεσκόπια ικανά να τον εντοπίσουν. Ο Τζον Φλάμστηντ υποστηρίζεται ότι τον παρατήρησε πρώτος, όμως νόμισε ότι παρατηρούσε κάποιον κομήτη. Την ίδια αρχική εντύπωση είχε και ο Χέρσελ, όταν ξεκίνησε τις παρατηρήσεις του ουράνιου αυτού σώματος. Τον Ουρανό μπορεί κανείς να τον δει με καλά κιάλια. Με μικρό οπτικό τηλεσκόπιο είναι εύκολα ορατός, αλλά χωρίς να είναι δυνατόν να διακρίνει κανείς λεπτομέρειες πάνω στον δίσκο του.
Το 1986, η NASA, με το Βόγιατζερ 2 επισκέφθηκε τον Ουρανό. Η επίσκεψη αυτή είναι η μόνη απόπειρα να διερευνηθεί ο πλανήτης από μικρή απόσταση και επί του παρόντος άλλες επισκέψεις δεν έχουν προγραμματιστεί. Ξεκινώντας το 1977, το Βόγιατζερ 2 έκανε την εγγύτερη προσέγγισή του στον Ουρανό στις 24 Ιανουαρίου 1986, σε μία απόσταση 81.500 χιλιόμετρων από τις κορυφές των νεφών του πλανήτη, πριν συνεχίσει το ταξίδι του προς τον Ποσειδώνα. Το Βόγιατζερ 2 μελέτησε τη δομή και τη χημική σύνθεση της ατμόσφαιρας, ανακάλυψε 10 νέα φεγγάρια και μελέτησε τις μοναδικές καιρικές συνθήκες του πλανήτη που προκαλεί η κλίση του άξονα κατά 97,77°[31] και εξέτασε το σύστημα δακτυλίου του πλανήτη. Μελέτησε επίσης το μαγνητικό πεδίο, την ακανόνιστη δομή του, την κλίση του και το μοναδικό του σχήμα που προκαλείται από τον πλάγιο προσανατολισμό του Ουρανού.[25] Έκανε την πρώτη λεπτομερή έρευνα των πέντε μεγαλύτερων δορυφόρων του, και μελέτησε τους εννέα γνωστούς δακτυλίους του συστήματος, ανακαλύπτοντας άλλους δύο.
↑ Yeomans, Donald K. (13 Ιουλίου 2006). «HORIZONS System». NASA JPL. Ανακτήθηκε στις 8 Αυγούστου 2007.
↑ Seligman, Courtney. «Rotation Period and Day Length». Ανακτήθηκε στις 13 Αυγούστου 2009.
↑ 3,0 3,1 3,2 Williams, Dr. David R. (Ιανουάριος 31, 2005). «Uranus Fact Sheet». NASA. Ανακτήθηκε στις 10 Αυγούστου 2007.
↑ «The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter». 3 Απριλίου 2009. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 20 Απριλίου 2009. Ανακτήθηκε στις 10 Απριλίου 2009.  (παράχθηκε με το Solex 10 Αρχειοθετήθηκε 2012-02-10 στο Wayback Machine.)
↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 5,7 Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al. (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. http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1007/s10569-007-9072-y.
↑ Munsell, Kirk (Μάιος 14, 2007). «NASA: Solar System Exploration: Planets: Uranus: Facts & Figures». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 9 Νοεμβρίου 2015. Ανακτήθηκε στις 13 Αυγούστου 2007.
↑ 7,0 7,1 7,2 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. Bibcode: 1993ARA%26A..31..217L.
↑ 8,0 8,1 Conrath, B. et al. (1987). «The helium abundance of Uranus from Voyager measurements». Journal of Geophysical Research 92: 15003–15010. doi:10.1029/JA092iA13p15003. Bibcode: 1987JGR....9215003C.
↑ «MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program». Monterey Institute for Research in Astronomy. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 11 Αυγούστου 2011. Ανακτήθηκε στις 27 Αυγούστου 2007.
↑ Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P. (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. Bibcode: 1992AJ....103.2068J.
↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 11,6 Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). «Comparative models of Uranus and Neptune». Planet. Space Sci. 43 (12): 1517–1522. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. Bibcode: 1995P%26SS...43.1517P. https://archive.org/details/sim_planetary-and-space-science_1995-12_43_12/page/1517.
↑ 12,0 12,1 12,2 Podolak, M.; Podolak, J.I.; Marley, M.S. (2000). «Further investigations of random models of Uranus and Neptune». Planet. Space Sci. 48: 143–151. doi:10.1016/S0032-0633(99)00088-4. Bibcode: 2000P%26SS...48..143P.
↑ Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). «Uranus: What Happened Here?». Στο: Faure, Gunter; Mensing, Teresa M., επιμ. Introduction to Planetary Science. Springer Netherlands. doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_18.
↑ 14,0 14,1 Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). «Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?» (pdf). Geophysical Research Abstracts 8: 05179. http://www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf.
↑ Weird water lurking inside giant planets, New Scientist,01 September 2010, Magazine issue 2776.
↑ dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (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. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1991_Microwave_Absorption.pdf.
↑ Lawrence A. Sromovsky1, P. M. Fry1, H. B. Hammel2, I. de Pater3, K. A. Rages4 1Univ. of Wisconsin-Madison, 2AURA, 3Univ. of California, Berkeley, 4SETI Institute., First Views of North Polar Clouds and Circulation on Uranus
↑ Ο γαλάζιος Ουρανός βγάζει για πρώτη φορά τη μάσκα, in.gr, 19 Οκτ. 2012
↑ Lodders, Katharin (2003). «Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements». The Astrophysical Journal 591: 1220–1247. doi:10.1086/375492. Bibcode: 2003ApJ...591.1220L.
↑ Bishop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P. (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. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1990_Reanalysis.pdf.
↑ dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1989). «Uranius Deep Atmosphere Revealed» (PDF). Icarus 82 (12): 288–313. doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Uranus_Deep_Atm.pdf.
↑ Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al. (2006). «Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy». Icarus 184: 634–637. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.006. Bibcode: 2006Icar..184..634B.
↑ 23,0 23,1 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. Bibcode: 2003P%26SS...51...89E.
↑ Encrenaz, Th.; Lellouch, E.; Drossart, P. (2004). «First detection of CO in Uranus» (PDF). Astronomy & Astrophysics 413: L5–L9. doi:10.1051/0004-6361:20034637. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2004_First_Detection.pdf. Ανακτήθηκε στις 2007-08-05.
↑ 25,0 25,1 25,2 25,3 25,4 Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). «Magnetic Fields at Uranus». Science 233 (4759): 85–89. doi:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. Bibcode: 1986Sci...233...85N.
↑ Russell, C.T. (1993). «Planetary Magnetospheres». Rep. Prog. Phys. 56: 687–732. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001.
↑ Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy (2004). «Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields» (PDF). Letters to Nature 428 (6979): 151–153. doi:10.1038/nature02376. PMID 15014493. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2007-08-07. https://web.archive.org/web/20070807213745/http://mahi.ucsd.edu/johnson/ES130/stanley2004-nature.pdf. Ανακτήθηκε στις 2007-08-05.
↑ Floyd Herbert, Bill R. Sandel (Αύγουστος-Σεπτέμβριος 1999). «Ultraviolet observations of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science 47 (8-9): 1119–1139. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1.
↑ American Geophysical Union (13 Απριλίου 2013). Uranus auroras glimpsed from Earth. Δελτίο τύπου. Ανακτήθηκε στις 2013-07-23. Αρχειοθετήθηκε 2013-05-28 στο Wayback Machine.
↑ Hoanh An Lam, Steven Miller, Robert D. Joseph, Thomas R. Geballe, Laurence M. Trafton, Jonathan Tennyson καιGilda E. Ballester (Ιανουάριος 1997). «Variation in the H3+ Emission of Uranus». The Astrophysical Journal Letters 474 (1): L73. doi:10.1086/310424.
↑ «Voyager: The Interstellar Mission: Uranus». JPL. 2004. Ανακτήθηκε στις 9 Ιουνίου 2007.
Τα Wikimedia Commons έχουν πολυμέσα σχετικά με το θέμα
NASA's Uranus fact sheet
W.H. Smith World Atlas, εκδόσεις W.H. Smith, Λονδίνο 1979
Windows to the Universe team. Uranus. Boulder, CO: (c) 2000-04 University Corporation of Atmospheric Research (UCAR), (c) 1995-1999, 2000 The Regents of the University of Michigan, Τελευταία τροποποίηση 28/10/2003. Διαδικτυακή πηγή: https://web.archive.org/web/20100413105049/http://www.windows.ucar.edu/. Ανακτήθηκε στις 22/04/2006