Uranus

Uranus

Image prise par la sonde Voyager 2 Uranus, comme on le voit par Voyager 2
D??couverte
D??couvert par	William Herschel
Date de d??couverte	13 mars, 1781
D??signations
Adjectif	Uranus
Caract??ristiques orbitales
??poque J2000
Aph??lie	3004419704 km 20.08330526 UA
P??rih??lie	2748938461 km 18.37551863 UA
Demi-grand axe	2876679082 km 19.22941195 UA
Excentricit??	0,044405586
P??riode orbitale	30,799.095 jours 84.323326 an
P??riode synodique	369,66 jours
Vitesse orbitale moyenne	6,81 km / s
Anomalie moyenne	142.955717 ??
Inclination	0.772556 ?? 6,48 ?? ?? Sun l '??quateur
Longitude du noeud ascendant	73.989821 ??
Argument du p??rih??lie	96.541318 ??
Satellites	27
Caract??ristiques physiques
??quatoriale rayon	25 559 ?? 4 km 4,007 Terres
Rayon polaire	24 973 ?? 20 km 3,929 Terres
Aplanissement	0,0229 ?? 0,0008
Surface	8,1156 ?? 10 9 km?? 15,91 Terres
Volume	6,833 ?? 10 13 km?? 63,086 Terres
Masse	8,6810 ?? 13 ?? 10 25 kg 14,536 Terres GM = 5793939 ?? 13 km?? / s??
Moyenne densit??	1,27 g / cm??
??quatoriale surface gravit??	8,69 m / s?? 0,886 g
Vitesse de lib??ration	21,3 km / s
P??riode de rotation sid??rale	-0,71833 Jours 17 14 h 24 min s
La vitesse de rotation ??quatoriale	2,59 km / s 9320 kilom??tres par heure
Inclinaison axiale	97,77 ??
P??le Nord ascension droite	17 h 9 min 15 s 257,311 ??
P??le Nord d??clinaison	-15,175 ??
Albedo	0,300 ( lien) 0,51 ( geom.)
Surface temp??rature. min signifier max 1 niveau de bar 76 K 0,1 bar ( tropopause) 49 K 53 K 57 K
Magnitude apparente	5,9 ?? 5,32
Diam??tre angulaire	3.3 "-4.1"
Atmosph??re
Hauteur d'??chelle	27,7 km
Composition	(Inf??rieure ?? 1,3 bar) 83 ?? 3% Un atome d'hydrog??ne (H 2) 15 ?? 3% H??lium 2,3% M??thane 0,009% (0,007 ?? 0,015%) Deut??rure d'hydrog??ne (HD) Glaces: Ammoniac eau hydrosulfure d'ammonium (NH 4 SH) le m??thane (CH 4)

Uranus ([jʊərənəs] ou [jʊreɪnəs]) est la septi??me plan??te du Sun et de la troisi??me et de quatri??me plus massive plan??te dans le syst??me solaire . Il est nomm?? d'apr??s l'ancienne divinit?? grecque du ciel ( Uranus, [[Wiktionnaire: οὐρανός | Οὐρανός]]), le p??re de Kronos ( Saturn) et grand-p??re de Zeus ( Jupiter ). Uranus est la premi??re plan??te d??couverte apr??s 1700. Bien qu'il soit visible ?? l'??il nu comme les cinq plan??tes classiques, il n'a jamais ??t?? reconnu comme une plan??te par les observateurs anciens en raison de son obscurit?? et de l'orbite lente. Monsieur William Herschel a annonc?? sa d??couverte sur 13 mars 1781 , d'??tendre les limites connues du syst??me solaire pour la premi??re fois dans l'histoire moderne. Ce ??tait aussi la premi??re d??couverte d'une plan??te faite en utilisant un t??lescope .

Uranus est une composition similaire ?? Neptune , et les deux ont des compositions diff??rentes de celles des plus grandes g??antes gazeuses Jupiter et Saturne . En tant que tel, les astronomes placent parfois eux dans une cat??gorie distincte, le " g??ants de glace ". L'atmosph??re de Uranus, tout semblable ?? Jupiter et Saturne en ??tant compos??e principalement de l'hydrog??ne et de l'h??lium , contient une proportion plus ??lev??e de "glaces" tels que l'eau , l'ammoniac et de m??thane , avec les traces habituelles de des hydrocarbures. Ce est l'atmosph??re plan??taire la plus froide du syst??me solaire, avec une temp??rature minimale de 49 K (-224 ?? C ). Il a un complexe, couches de nuages la structure, avec de l'eau pens?? pour compenser les nuages les plus bas, et le m??thane pens?? pour compenser la couche sup??rieure de nuages. En revanche l'int??rieur d'Uranus est principalement compos?? de glaces et de roches.

Comme les autres plan??tes g??antes, Uranus a une syst??me de bague, un magn??tosph??re, et de nombreux lunes. Le syst??me d'Uranus a une configuration unique parmi les plan??tes parce que son axe de rotation est inclin?? lat??ralement, ?? peu pr??s dans le plan de sa r??volution autour du Soleil; ses p??les nord et sud se trouvent o?? la plupart des autres plan??tes ont leurs ??quateurs. Vu de la Terre, les anneaux d'Uranus peuvent parfois sembler faire le tour de la plan??te comme un tir ?? l'arc et de ses lunes tournent autour de lui comme les aiguilles d'une horloge, si en 2007 et 2008, les anneaux apparaissent sur chant. En 1986, des images de Voyager 2 a montr?? Uranus comme une plan??te presque sans relief ?? la lumi??re visible sans les bandes de nuages ou temp??tes associ??es avec les autres g??ants. Toutefois, les observateurs terrestres ont vu des signes de saison changement et augment?? m??t??o activit?? au cours des derni??res ann??es comme Uranus a abord?? son ??quinoxe. Les vents vitesses sur Uranus peuvent atteindre 250 m??tres par seconde.

D??couverte

Uranus avait ??t?? observ?? ?? de nombreuses reprises avant sa d??couverte comme une plan??te, mais il ??tait g??n??ralement pris pour une ??toile. L'observation enregistr??e plus t??t ??tait en 1690 lorsque John Flamsteed observ?? la plan??te au moins six fois, cataloguer comme 34 Tauri. L'astronome fran??ais, Pierre Lemonnier, Uranus observ??e au moins douze fois entre 1750 et 1769, y compris sur les quatre nuits cons??cutives.

Monsieur William Herschel a observ?? la plan??te 13 Mars 1781 tandis que dans le jardin de sa maison au 19, rue King Nouveau dans la ville de Bath , Somerset (maintenant le Herschel Mus??e de l'astronomie), mais d'abord d??clar?? qu'il (le 26 Avril 1781 ) comme une " com??te ". Herschel "engag?? dans une s??rie d'observations sur la parallaxe des ??toiles fixes??, en utilisant un t??lescope de sa propre conception.

Il ??crit dans son journal "Dans le quartile pr??s ζ Tauri ... soit [a] ??toiles Nebulous ou peut-??tre une com??te". Sur Le 17 mars, il a not??, "je ai regard?? pour la Comet ou Nebulous Star et trouv?? que ce est une com??te, car il a chang?? sa place". Quand il a pr??sent?? sa d??couverte ?? la Royal Society, il a continu?? ?? affirmer qu'il avait trouv?? une com??te tout en comparant implicitement ?? une plan??te:

Herschel a notifi?? ?? la Astronome royal, Nevil Maskelyne, de sa d??couverte et a re??u cette r??ponse de lui sur flummoxed 23 avril:.. "Je ne sais pas comment l'appeler Il est aussi susceptible d'??tre une plan??te r??guli??re se d??pla??ant dans une orbite presque circulaire au soleil comme une com??te se d??pla??ant dans une ellipse tr??s excentrique je ne ai pas encore vu le coma ou queue de ce ".

Alors que Herschel a continu?? ?? d??crire pr??caution son nouvel objet comme une com??te, d'autres astronomes avaient d??j?? commenc?? ?? en douter. Astronome russe Anders Lexell estim?? sa distance comme 18 fois la distance du Soleil ?? la Terre, et aucune com??te n'a encore ??t?? observ?? avec un p??rih??lie de m??me quatre fois la distance Terre-Soleil. Berlin astronome Johann Elert Bode d??crit la d??couverte de Herschel comme ??une ??toile mobile qui peut ??tre consid??r?? comme un objet de la plan??te comme jusqu'alors inconnu circulant au-del?? de l'orbite de Saturne". Bode a conclu que son orbite quasi-circulaire ??tait plus comme une plan??te ?? une com??te.

L'objet a ??t?? bient??t universellement accept??e comme une nouvelle plan??te. En 1783, Herschel lui-m??me reconnu ce fait au pr??sident Soci??t?? royale Joseph Banks: "Par l'observation des astronomes les plus ??minents en Europe, il semble que la nouvelle star, que je ai eu l'honneur de signaler ?? eux dans Mars 1781 est une plan??te primaire de notre syst??me solaire." En reconnaissance de son exploit, le roi George III a donn?? Herschel une allocation annuelle de ?? 200 ?? la condition qu'il se d??placer ?? Windsor alors la famille royale pourrait avoir une chance de regarder ?? travers ses t??lescopes.

Appellation

Maskelyne demand?? Herschel de ??faire du monde astronomique du faver [sic] pour donner un nom ?? votre plan??te, qui est tout ?? votre propre, et que nous sommes tellement oblig??s de vous pour la d??couverte de." En r??ponse ?? la demande de Maskelyne, Herschel a d??cid?? de nommer l'objet Georgium Sidus (la Star George), ou la ??Georgian Planet" en l'honneur de son nouveau patron, le roi George III. Il a expliqu?? cette d??cision dans une lettre ?? Joseph Banks:

William Herschel, d??couvreur d'Uranus

Le nom propos?? par Herschel ne ??tait pas populaire ?? l'ext??rieur de la Grande-Bretagne, et les alternatives furent bient??t propos??. Astronome J??r??me Lalande a propos?? la plan??te ??tre nomm?? Herschel en l'honneur de son d??couvreur. Bode, cependant, a opt?? pour Uranus, la version latinis??e du dieu grec du ciel, Ouranos. Bode a fait valoir que, tout comme Saturne ??tait le p??re de Jupiter, la nouvelle plan??te devrait ??tre nomm?? d'apr??s le p??re de Saturne. La suggestion de Bode ??tait le plus largement utilis??, et est devenu universel en 1850 lorsque HM nautique Almanac Office, l'??l??ment de maintien finale, passe de l'aide Georgium Sidus ?? Uranus.

Nomenclature

La prononciation du nom pr??f??r?? parmi les astronomes Uranus est [jʊərənəs], avec le premier syllabe accentu??e et un peu de (UR anus); ce est plus classique correct que les suppl??ants [jʊɹeɪ.nəs], avec le stress sur la deuxi??me syllabe et un "longue" (UR A nus), qui est souvent utilis?? dans le monde anglo-saxon.

Uranus est la seule plan??te dont le nom est d??riv?? d'une figure de la mythologie grecque plut??t que la mythologie romaine . (L'??quivalent romain aurait ??t?? Caelus.) L'adjectif d'Uranus est "Uranus". L'??l??ment uranium , d??couvert en 1789, a ??t?? nomm?? en son honneur par son d??couvreur, Martin Klaproth.

Son symbole astronomique est . Ce est un hybride des symboles pour Mars et le Soleil parce Uranus ??tait le ciel dans la mythologie grecque, qui a ??t?? pens?? pour ??tre domin?? par les pouvoirs combin??s du Soleil et Mars. Son symbole astrologique est , Propos??e par Lalande en 1784. Dans une lettre ?? Herschel, Lalande a d??crit comme ??par la premi??re de monde non lettre de Votre nom" ("un globe surmont?? par la premi??re lettre de votre nom"). Dans les chinois , Japonais, Cor??en, et Langues vietnamiens, le nom de la plan??te se traduit litt??ralement comme l'??toile ciel roi (天王星).

Orbit et la rotation

TVH l'image d'Uranus montrant des bandes de nuages, bagues, et les lunes

Uranus tourne autour du Soleil une fois tous les 84 ans de la Terre. Sa distance moyenne du Soleil est d'environ 3 milliards de km (environ 20 UA). L'intensit?? de la lumi??re du soleil sur Uranus est d'environ 1/400 celle de la Terre. Ses ??l??ments orbitaux ont d'abord ??t?? calcul??s en 1783 par Pierre-Simon Laplace . Avec le temps, les ??carts ont commenc?? ?? appara??tre entre les orbites pr??dites et observ??es, et en 1841, John Couch Adams d'abord propos?? que les diff??rences pourraient ??tre dues ?? l'attraction gravitationnelle d'une plan??te invisible. En 1845, Urbain Le Verrier a commenc?? sa propre recherche ind??pendante sur l'orbite d'Uranus. Sur 23 septembre 1846 , Johann Gottfried Galle trouve une nouvelle plan??te, plus tard appel?? Neptune , ?? pr??s de la position pr??dite par Le Verrier.

La p??riode de l'int??rieur d'Uranus rotation est 17 heures, 14 minutes. Cependant, comme sur toutes les plan??tes g??antes, ses exp??riences vents de la haute atmosph??re tr??s fortes dans le sens de rotation. En effet, dans certaines latitudes, comme environ les deux tiers du chemin de l'??quateur vers le p??le sud, caract??ristiques visibles de l'atmosph??re se d??placent beaucoup plus rapidement, ce qui rend une rotation compl??te en aussi peu que 14 heures.

Inclinaison axiale

L'axe de rotation de Uranus se trouve sur le c??t?? par rapport au plan du syst??me solaire, avec une inclinaison axiale de 98 degr??s. Cela rend son ??change de saisons compl??tement diff??rentes de celles des autres plan??tes majeures. D'autres plan??tes peuvent ??tre visualis??es ?? tourner comme la filature inclin??e tops par rapport au plan du syst??me solaire, Uranus tourne alors plus comme un laminage inclin??e balle. Pr??s de la p??riode de Uranian solstices, un p??le fait face ?? la Sun cesse tandis que l'autre p??le oppos??. Seule une bande ??troite autour de l'??quateur conna??t un cycle rapide jour-nuit, mais avec le soleil tr??s bas sur l'horizon comme dans les r??gions polaires de la Terre. ?? l'autre c??t?? de l'orbite d'Uranus l'orientation des p??les vers le soleil est invers??e. Chaque p??le se d??place 42 ann??es de la lumi??re du soleil continue, suivie par 42 ann??es d'obscurit??. Pr??s de la dur??e de la ??quinoxes, le Soleil fait face ?? l'??quateur d'Uranus donnant une p??riode de cycles jour-nuit similaires ?? celles observ??es sur la plupart des autres plan??tes. Uranus a atteint son plus r??cent ??quinoxe 7 D??cembre 2007 .

Un r??sultat de cette orientation de l'axe, ce est que, en moyenne sur l'ann??e, les r??gions polaires d'Uranus re??oivent une entr??e plus d'??nergie du Soleil que ses r??gions ??quatoriales. N??anmoins, Uranus est plus chaud ?? l'??quateur qu'aux p??les. Le m??canisme sous-jacent qui provoque ce ph??nom??ne est inconnue. La raison inhabituelle inclinaison de l'axe d'Uranus est ??galement pas connue avec certitude, mais les sp??culations d'habitude, ce est que lors de la formation du syst??me solaire, une Terre dimensionn??e protoplan??te est entr?? en collision avec Uranus, provoquant l'orientation biais??e. P??le sud d'Uranus a fait presque directement le Soleil au moment de Survol de Voyager 2 en 1986. L'??tiquetage de ce p??le comme ??sud?? utilise la d??finition actuellement approuv?? par le Union astronomique internationale, ?? savoir que le p??le nord d'une plan??te ou d'un satellite est le p??le qui pointe dessus du plan invariable du syst??me solaire, ind??pendamment de la direction de la plan??te est en train de tourner. Cependant, une convention diff??rente est parfois utilis??, o?? nord et sud des p??les d'un organisme sont d??finis en fonction de la R??gle de la main droite par rapport ?? la direction de rotation. En termes de ce dernier syst??me de coordonn??es il ??tait le p??le nord d'Uranus qui ??tait dans la lumi??re du soleil en 1986. Astronome Patrick Moore, en commentant sur la question, a r??sum?? la situation en disant: ??Faites votre choix!"

Visibilit??

De 1995 ?? 2006, Uranus magnitude apparente a fluctu?? entre 5,6 et 5,9, le pla??ant simplement dans la limite de la visibilit?? ?? l'??il nu ?? 6,5. Son diam??tre angulaire est entre 3,4 et 3,7 secondes d'arc, par rapport ?? 16 ?? 20 secondes d'arc pour Saturne et de 32 ?? 45 secondes d'arc pour Jupiter . ?? l'opposition, Uranus est visible ?? l'??il nu dans l'obscurit??, ONU- ciel pollu??es par la lumi??re et devient une cible facile m??me dans des conditions urbaines avec des jumelles. Dans t??lescopes amateurs plus grandes avec un diam??tre objectif de entre 15 et 23 cm, la plan??te appara??t comme un disque cyan p??le avec distincte membre obscurcissement. Avec un grand t??lescope de 25 cm de large ou plus, les mod??les de cloud computing, ainsi que certains des plus grands satellites, tels que Titania et Oberon, peut ??tre visible.

Caract??ristiques physiques

La structure interne

Comparaison de la taille de la Terre et Uranus

La masse d'Uranus est d'environ 14,5 fois celle de la Terre, ce qui en fait la moins massive des plan??tes g??antes, tandis que sa densit?? de 1,27 g / cm??, il est le deuxi??me moins dense plan??te, apr??s ceux de Saturne. Bien que pr??sentant un diam??tre l??g??rement plus grand que Neptune (environ quatre fois la Terre), il est moins massif. Ces valeurs indiquent qu'il est fait principalement de diverses glaces, tels que l'eau , l'ammoniac et le m??thane . La masse totale de glace dans l'int??rieur d'Uranus ne est pas connue avec pr??cision, comme des figures diff??rentes ??mergent en fonction du mod??le choisi; cependant, il doit ??tre comprise entre 9,3 et 13,5 masses terrestres. hydrog??ne et l'h??lium ne constituent qu'une petite partie du total, avec entre 0,5 et 1,5 masses terrestres. Le reste de la masse (de 0,5 ?? 3,7 masses terrestres) se explique par mat??riel rocheux .

Le mod??le standard de la structure d'Uranus est qu'il se compose de trois couches: une rocheuse noyau au centre, un glacial manteau dans le milieu et une gazeuse externe hydrog??ne / h??lium enveloppe. Le noyau est relativement faible, avec une masse de seulement 0,55 masses terrestres et un rayon inf??rieur ?? 20 pour cent Uranus; le manteau comprend la majeure partie de la plan??te, avec environ 13,4 masses de la Terre, tandis que la haute atmosph??re est relativement insignifiante, pesant environ 0,5 masses terrestres et se ??tendant sur les 20 derniers pour cent du rayon d'Uranus. Noyau d'Uranus , la densit?? est d'environ 9 g / cm??, avec une la pression dans le centre de 8000000 barres (800 GPa) et une temp??rature d'environ 5000 K . Le manteau de glace ne est pas en fait compos?? de glace dans le sens conventionnel, mais d'un fluide chaud et dense constitu?? d'eau, d'ammoniac et d'autres volatiles. Ce fluide, qui a une haute conductivit?? ??lectrique, est parfois appel?? un oc??an d'eau-ammoniac. Les compositions en vrac d'Uranus et Neptune sont tr??s diff??rents de ceux de Jupiter et de Saturne , avec dominante de glace sur les gaz, justifiant ainsi leur classement s??par?? comme g??ants de glace.

Alors que le mod??le consid??r?? ci-dessus est plus ou moins standard, il ne est pas unique; d'autres mod??les satisfont ??galement observations. Par exemple, si des quantit??s substantielles d'hydrog??ne et mat??riaux rocheux sont m??lang??s dans le manteau de glace, la masse totale des glaces dans l'int??rieur sera plus faible, et, corr??lativement, la masse totale de roches et de l'hydrog??ne sera plus ??lev??. Actuellement les donn??es disponibles ne permettent pas de d??terminer quel mod??le est correct. Le structure int??rieure de fluide Uranus signifie qu'il ne est pas solide surface. L'atmosph??re gazeuse transitions progressivement dans les couches liquides internes. Toutefois, pour des raisons de commodit?? d'un sph??ro??de de r??volution, o?? la pression est ??gale ?? 1 bar (100 kPa), est d??sign?? sous condition comme une ??surface??. Il a ??quatoriale et rayons polaire de 25 559 ?? 24 973 ?? 4 et 20 km respectivement. Cette surface sera utilis?? dans cet article comme un point z??ro altitudes.

Chaleur interne

Uranus chaleur interne appara??t nettement inf??rieure ?? celle des autres plan??tes g??antes; en termes astronomiques, il a une faible flux thermique. Pourquoi Uranus temp??rature interne est si faible est toujours pas compris. Neptune , Uranus qui est de pr??s de deux lits en taille et en composition, rayonne 2,61 fois plus d'??nergie dans l'espace qu'elle re??oit du Soleil Uranus, en revanche, rayonne gu??re de la chaleur en exc??s du tout. La puissance totale rayonn??e par Uranus dans le infrarouge lointain (ce est ?? dire la chaleur ) partie du spectre est 1,06 ?? 0,08 fois l'??nergie solaire absorb??e dans sa atmosph??re. En fait, le flux de chaleur de Uranus est seulement 0,042 ?? 0,047 W / m??, ce qui est plus faible que le flux de chaleur interne de la Terre d'environ 0,075 W / m??. La temp??rature la plus basse enregistr??e dans la tropopause Uranus est de 49 K (-224 ?? C), ce qui rend la plan??te Uranus plus froid dans le syst??me solaire.

Hypoth??ses de cet ??cart comprennent que lorsque Uranus ??tait "renvers??" par l'impacteur supermassif qui a caus?? son inclinaison axiale extr??me, l'??v??nement a ??galement caus?? ?? expulser plus de sa chaleur primordiale, laissant avec une temp??rature ?? c??ur appauvri. Une autre hypoth??se est qu'une certaine forme de barri??re existe dans les couches sup??rieures de Uranus qui emp??che la chaleur du noyau d'atteindre la surface. Par exemple, convection peut avoir lieu dans un ensemble de couches de composition diff??rente, qui peut inhiber la hausse transport de la chaleur.

Atmosph??re

M??me se il ne est pas bien d??fini surface solide au sein d'Uranus l'int??rieur, la partie la plus externe de Uranus enveloppe gazeuse qui est accessible ?? la t??l??d??tection est appel??e sa atmosph??re. La capacit?? de t??l??d??tection se ??tend jusqu'?? environ 300 km au-dessous du 1 bar (100 kPa) niveau, avec une pression correspondant ?? environ 100 bars (10 MPa) et la temp??rature de 320 K . Le t??nue corona de l'atmosph??re se ??tend remarquablement sur deux rayons plan??taires de la surface nominale ?? 1 bar de pression. L'atmosph??re d'Uranus peut ??tre divis??e en trois couches: la troposph??re, entre les altitudes de -300 et 50 km et des pressions de 100 ?? 0,1 bar; (10 MPa ?? 10 kPa) le stratosph??re, se ??tendant sur une altitude comprise entre 50 et 4000 km et des pressions comprises entre 0,1 et 10 ^-10 bar (10 kPa ?? 10 TPa), et le thermosph??re / corona se ??tendant de 4000 km ?? aussi haut que 50000 km de la surface. Il n'y a pas m??sosph??re.

Composition

La composition de l'atmosph??re Uranian est diff??rente de la composition de Uranus dans son ensemble, constitu?? comme il le fait principalement de l'hydrog??ne mol??culaire et l'h??lium . La fraction molaire de l'h??lium, ce est ?? dire le nombre de h??lium atomes par mol??cule de gaz, est de 0,15 ?? 0,03 dans la haute troposph??re, qui correspond ?? une fraction de la masse de 0,26 ?? 0,05. Cette valeur est tr??s proche de la fraction protosolaire de masse ?? l'h??lium de 0,275 ?? 0,01, ce qui indique que l'h??lium n'a pas r??gl?? dans le centre de la plan??te comme il l'a dans les g??antes gazeuses. Le troisi??me ??l??ment le plus abondant de l'Uranien atmosph??re est le m??thane (CH _4). Le m??thane poss??de ??minent bandes d'absorption dans la visible et proche infrarouge (IR) prise Uranus aigue-marine ou cyan en couleur. les mol??cules de m??thane repr??sentent 2,3% de l'atmosph??re par la fraction molaire du m??thane en dessous de la plate-forme de trouble au niveau de pression de 1,3 bar (130 kPa); ce qui repr??sente environ 20 ?? 30 fois l'abondance de carbone trouv?? dans le Soleil Le rapport de m??lange est beaucoup plus faible dans la haute atmosph??re en raison de sa temp??rature extr??mement basse, ce qui diminue le niveau de saturation et provoque l'exc??s de m??thane pour geler. Les abondances des compos??s moins volatils, tels que l'ammoniac , l'eau et sulfure d'hydrog??ne dans l'atmosph??re profonde sont mal connus. Cependant, ils sont probablement aussi sup??rieures aux valeurs solaires. En plus du m??thane, des traces de diverses hydrocarbures se trouvent dans la stratosph??re d'Uranus, qui sont pens??s pour ??tre produite ?? partir de m??thane par photolyse induite par le solaire ultraviolet (UV). Ils comprennent l'??thane (C ₂ H _6), l'ac??tyl??ne (C ₂ H _2), m??thylac??tyl??ne (CH ₃ C H _2), diac??tyl??ne (C ₂ H ₂ HC). La spectroscopie a ??galement d??couvert des traces de vapeur d'eau, monoxyde de carbone et dioxyde de carbone dans la haute atmosph??re, qui ne peuvent provenir d'une source externe telle que la poussi??re et infalling com??tes .

Troposph??re

profil de temp??rature de la troposph??re et la basse stratosph??re d'Uranus. Cloud et couches de brume sont ??galement indiqu??s.

La troposph??re est la partie la plus basse et la plus dense de l'atmosph??re et se caract??rise par une diminution de la temp??rature avec l'altitude. La temp??rature chute d'environ 320 K ?? la base de la troposph??re nominale ?? -300 km ?? 53 K ?? 50 km. Les temp??ratures dans la zone sup??rieure la plus froide de la troposph??re (la tropopause) varient effectivement dans la gamme entre 49 et 57 K en fonction de la latitude plan??taire. La r??gion de la tropopause est responsable de la grande majorit?? de la plan??te thermique de ??missions infrarouges lointains, d??terminant ainsi sa temp??rature effective de 59,1 ?? 0,3 K.

La troposph??re est cens?? poss??der une structure tr??s complexe de nuages; les nuages d'eau sont ??mis l'hypoth??se se situer dans la plage de pression de 50 ?? 100 bars (5 ?? 10 MPa), nuages hydrosulfure d'ammonium dans la plage de 20 ?? 40 bar (2 ?? 4 MPa), de l'ammoniac ou nuages de sulfure d'hydrog??ne entre 3 et 10 bars (0,3 ?? 1 MPa) et enfin minces directement d??tect??s m??thane nuages ?? 1 ?? 2 bars (0,1 ?? 0,2 MPa). La troposph??re est une partie tr??s dynamique de l'atmosph??re, pr??sentant de forts vents, des nuages lumineux et les changements saisonniers, qui seront discut??s ci-dessous.

Haute atmosph??re

La couche du milieu de l'atmosph??re d'Uranus est le stratosph??re, o?? la temp??rature augmente g??n??ralement avec l'altitude ?? partir de 53 K dans le tropopause ?? entre 800 et 850 K sur la base de la thermosph??re. Le chauffage de la stratosph??re est caus??e par l'absorption de l'??nergie solaire UV et un rayonnement infrarouge par le m??thane et d'autres des hydrocarbures qui se forment dans cette partie de l'atmosph??re ?? la suite de m??thane photolyse. La chaleur est ??galement effectu?? de la thermosph??re chaude. Les hydrocarbures occupent une couche relativement ??troite ?? des altitudes comprises entre 100 et 280 km correspondant ?? une plage de pression de 10 ?? 0,1 m bar (1000 ?? 10 kPa) et des temp??ratures comprises entre 75 et 170 K. Les hydrocarbures les plus abondantes sont le m??thane, l' ac??tyl??ne et de l'??thane avec les rapports de m??lange d'environ 10 ^-7 par rapport ?? l'hydrog??ne . Le rapport de m??lange de monoxyde de carbone est similaire ?? ces altitudes. Hydrocarbures plus lourds et de dioxyde de carbone ont des rapports de m??lange de trois ordres de grandeur plus faible. Le rapport d'abondance de l'eau est d'environ 7 ?? 10 ^-9. L'??thane et l'ac??tyl??ne ont tendance ?? se condenser dans la partie inf??rieure de la stratosph??re et la tropopause (niveau inf??rieur ?? 10 mbar) formant froid couches de brume, qui peuvent ??tre en partie responsable de l'apparition fade d'Uranus. Toutefois, la concentration d'hydrocarbures dans la stratosph??re d'Uranus-dessus de la brume est significativement plus faible que dans les stratosph??res des autres plan??tes g??antes .

La couche la plus externe de l'atmosph??re d'Uranus est la thermosph??re et corona, qui a une temp??rature uniforme autour de 800 ?? 850 K. La chaleur sources n??cessaires pour soutenir une telle valeur ??lev??e ne sont pas compris, puisque ni solaire UV lointain et UV extr??me rayonnement ni activit?? aurorale peut fournir l'??nergie n??cessaire. La faible efficacit?? de refroidissement en raison de l'absence d'hydrocarbures dans la stratosph??re au-dessus de niveau de pression de 0,1 mbar peut contribuer aussi. En plus de l'hydrog??ne mol??culaire , le thermosphere-corona contient une grande proportion de connexion des atomes d'hydrog??ne. Leur petite masse avec les temp??ratures ??lev??es expliquent pourquoi le corona se ??tend jusqu'?? 50000 km ou deux rayons de la plan??te Uranus. Ce corona prolong??e est une caract??ristique unique d'Uranus. Ses effets incluent une glisser sur de petites particules en orbite d'Uranus, provoquant un appauvrissement g??n??ral de la poussi??re dans les anneaux d'Uranus. Le thermosphere Uranian, conjointement avec la partie sup??rieure de la stratosph??re, correspond au ionosph??re d'Uranus. Les observations montrent que l'ionosph??re occupe altitudes de 2000 ?? 10000 km. L'ionosph??re Uranus est plus dense que soit Saturne ou Neptune, qui pourrait r??sulter de la faible concentration d'hydrocarbures dans la stratosph??re. L'ionosph??re est essentiellement soutenue par un rayonnement UV solaire et sa densit?? d??pend de la l'activit?? solaire. L'activit?? aurorale est insignifiant par rapport ?? Jupiter et Saturne.

Anneaux plan??taires

Bagues int??rieures d'Uranus. L'anneau ext??rieur est l'anneau lumineux de ε, huit autres anneaux sont pr??sents.

Syst??me de noyau d'Uranus

Uranus poss??de un complexe syst??me de couronne plan??taire, qui ??tait le deuxi??me syst??me d'??tre d??couvert dans le syst??me solaire apr??s Saturne. Les anneaux constitu??s de particules extr??mement fonc??es, qui varient en taille de microm??tres ?? une fraction de m??tre. Treize anneaux distincts sont actuellement connus, la plus brillante ??tant la bague de ε. Tous les anneaux d'Uranus (sauf deux) sont extr??mement ??troites, ils sont g??n??ralement quelques km de large. Les anneaux sont probablement tr??s jeune; les consid??rations de dynamique indiquent qu'ils ne forment pas avec Uranus. La question dans les anneaux peut une fois avoir fait partie d'une lune (ou lunes) qui a ??t?? bris??e par les impacts ?? haute vitesse. De nombreux d??bris form??s comme r??sultat de ces effets seulement quelques particules ont surv??cu dans un nombre limit?? de zones stables correspondant ?? pr??senter anneaux.

William Herschel a affirm?? avoir vu ?? anneaux d'Uranus en 1789, mais ce est douteux que dans les deux si??cles suivants aucun anneaux ont ??t?? not??s par d'autres observateurs. Pourtant, il a ??t?? affirm?? par certains que Herschel a effectivement donn?? des descriptions pr??cises de la taille de la bague par rapport ?? l'Uranus, ses changements comme Uranus voyag?? autour du Soleil, et sa couleur. Le syst??me d'anneau a ??t?? d??finitivement d??couvert sur 10 mars 1977 par James Elliot, Edward W. Dunham, et Douglas J. Mink utilisant le Kuiper Airborne Observatory. La d??couverte ??tait fortuite; ils comptaient utiliser le occultation de l'??toile SAO 158687 par Uranus pour ??tudier la plan??te de atmosph??re. Cependant, lorsque leurs observations ont ??t?? analys??s, ils ont constat?? que l'??toile avait disparu de la vue bri??vement cinq fois avant et apr??s il a disparu derri??re la plan??te. Ils ont conclu qu'il doit y avoir un syst??me cyclique autour de la plan??te. Plus tard, ils ont d??tect?? quatre anneaux suppl??mentaires. Les anneaux ont ??t?? directement imag??s lorsque Voyager 2 a ??t?? adopt?? Uranus en 1986. Voyager 2 a ??galement d??couvert deux anneaux faibles suppl??mentaires portant le nombre total ?? onze.

En D??cembre 2005, le t??lescope spatial Hubble a d??tect?? une paire d'anneaux auparavant inconnus. Le plus grand est situ?? ?? deux fois la distance de la plan??te des anneaux connus ant??rieurement. Ces nouveaux anneaux sont si loin de la plan??te qu'ils sont appel??s le syst??me de cycle "externe". Hubble a ??galement rep??r?? deux petits satellites, dont l'un, Mab, partage son orbite avec la bague ext??rieure nouvellement d??couvert. Les nouveaux anneaux portera le nombre total d'anneaux d'Uranus ?? 13. En Avril 2006, les images des nouveaux anneaux avec le Observatoire Keck a donn?? les couleurs des anneaux ext??rieurs: l'ext??rieur est bleu et l'autre rouge. Une hypoth??se sur la couleur bleue de la bague ext??rieure, ce est qu'il est compos?? de minuscules particules de glace d'eau de la surface de Mab qui sont suffisamment petits pour diffuser la lumi??re bleue. En revanche, les bagues int??rieures de la plan??te apparaissent en gris.

Champ magn??tique

Le champ magn??tique d'Uranus comme on le voit par Voyager 2 en 1986. S et N sont des p??les nord et sud magn??tiques.

Avant l'arriv??e de Voyager 2, aucune mesure de la Uranian magn??tosph??re avait ??t?? prise, si sa nature est rest??e un myst??re. Avant 1986, les astronomes avaient pr??vu le champ magn??tique d'Uranus pour ??tre en ligne avec le vent solaire, car il serait alors se aligner avec les p??les de la plan??te qui se trouvent dans le ??cliptique.

Observations de Voyager ont r??v??l?? que le champ magn??tique est particuli??re, ?? la fois parce qu'il ne provient pas du centre g??om??trique de la plan??te, et parce qu'il est inclin??e ?? 59 ?? par rapport ?? l'axe de rotation. En fait, le dip??le magn??tique est d??plac??e depuis le centre de la plan??te vers le p??le sud de rotation par pas moins d'un tiers du rayon plan??taire. Le r??sultat de cette g??om??trie inhabituelles dans une magn??tosph??re tr??s asym??trique, o?? l'intensit?? du champ magn??tique sur la surface dans l'h??misph??re sud peut ??tre aussi faible que 0,1 gauss (10 uT), alors que dans l'h??misph??re nord, il peut ??tre aussi ??lev?? 1,1 gauss (110 uT). Le champ moyen ?? la surface est de 0,23 gauss (23 uT). En comparaison, le champ magn??tique de la Terre est ?? peu pr??s aussi forte soit au poteau, et son "??quateur magn??tique" est ?? peu pr??s parall??le ?? l'??quateur physique. Le moment dipolaire de Uranus est 50 fois celle de la Terre. Neptune poss??de un champ magn??tique d??plac??es de mani??re similaire et inclin??e, ce qui sugg??re que cela peut ??tre une caract??ristique commune des g??ants de glace. Une hypoth??se est que, contrairement aux champs magn??tiques des plan??tes g??antes terrestres et de gaz, qui sont g??n??r??s dans leurs c??urs, les champs magn??tiques des g??ants de glace sont g??n??r??es par le mouvement ?? des profondeurs relativement peu profondes, par exemple, dans l'oc??an l'eau-ammoniac.

Malgr?? son alignement curieux, ?? d'autres ??gards la magn??tosph??re d'Uranus est comme ceux des autres plan??tes: il a une onde de choc situ?? ?? environ 23 rayons d'Uranus devant elle, un magn??topause ?? 18 rayons d'Uranus, enti??rement d??velopp?? magn??tosph??re et ceintures de radiations. Dans l'ensemble, la structure de la magn??tosph??re d'Uranus est diff??rente de celle de Jupiter s 'en plus semblable ?? celle de Saturne. Uranus magn??tosph??re sentiers derri??re la plan??te dans l'espace pour des millions de kilom??tres et est tordu par la rotation c??t?? de la plan??te dans un long tire-bouchon.

La magn??tosph??re d'Uranus contient particules charg??es: protons et ??lectrons avec une petite quantit?? de H ₂ ⁺ ions . Aucune ions lourds ont ??t?? d??tect??s. Beaucoup de ces particules proviennent probablement de la couronne atmosph??rique chaude. Les ??nergies d'ions et d'??lectrons peut ??tre aussi ??lev??e que 1,2 et 4 m??ga??lectronvolts, respectivement. La densit?? de faible ??nergie (ci-dessous une kilo??lectronvolt) ions dans la magn??tosph??re int??rieure est d'environ 2 cm ^-3. La population de particules est fortement affect??e par les lunes d'Uranus qui balaient la magn??tosph??re laissant des lacunes importantes. Particule flux est suffisamment ??lev??e pour provoquer un noircissement ou espace alt??ration des surfaces de la lune sur une ??chelle de temps astronomique rapide de 100000 ann??es. Cela peut ??tre la cause de la coloration uniform??ment sombre des lunes et anneaux. Uranus a relativement bien d??velopp?? aurores, qui sont consid??r??s comme des arcs lumineux autour de deux p??les magn??tiques. Cependant, contrairement ?? Jupiter, les aurores d'Uranus semblent ??tre n??gligeable pour le bilan ??nerg??tique de la plan??te thermosph??re.

Climat

H??misph??re sud d'Uranus en couleur naturelle approximative (gauche) et dans des longueurs d'onde plus ??lev??es (?? droite), montrant ses bandes nuageuses faibles et atmosph??rique "capot" comme on le voit par la sonde Voyager 2

Aux longueurs d'onde ultraviolettes et visibles, l'atmosph??re d'Uranus est remarquablement fade en comparaison avec les autres g??ants de gaz, m??me ?? Neptune, auquel il ressemble ??troitement contraire. Quand Voyager 2 a volé par Uranus en 1986, il a observé un total de dix caractéristiques des nuages ??????sur toute la planète. Une explication proposée pour ce manque de fonctionnalités est que d'Uranus chaleur interne apparaît nettement inférieure à celle des autres planètes géantes. La température la plus basse enregistrée dans la tropopause Uranus est de 49 K, ce qui rend la planète Uranus plus froid dans le système solaire, plus froid que Neptune .

Bagués structure, les vents et les nuages

Des vitesses de vent zonal sur Uranus. Les zones ombrées indiquent le col sud et son homologue nord de l'avenir. La courbe rouge est une forme symétrique par rapport à ces données.

En 1986, Voyager 2 a constaté que l'hémisphère sud visible d'Uranus peut être subdivisé en deux régions: une calotte polaire lumineux et les bandes équatoriales sombre (voir figure à droite). Leur frontière est situé à environ -45 degrés de latitude . Une étroite bande à cheval sur la zone des latitudes de -45 à -50 degrés est la grande caractéristique la plus brillante sur la surface visible de la planète. Il est appelé un «collier» sud. Le capuchon et le collier sont pensés pour être une région dense de méthane nuages ??????situés dans la plage de pression de 1,3 à 2 bar (voir ci-dessus). Malheureusement Voyager 2 est arrivé au cours de la hauteur de l'été sud de la planète et ne pouvait pas observer l'hémisphère nord. Cependant, au début du XXIe siècle, alors que la région polaire nord est en vue, le télescope spatial Hubble (HST) et télescope Keck observé ni un collier ni une calotte polaire de l'hémisphère nord. Donc Uranus semble être asymétrique: lumineux près du pôle sud et uniformément sombre dans la région au nord du col sud. En plus de la structure à grande échelle de bandes, Voyager 2 a observé dix petits nuages ??????brillants, les plus couché plusieurs degrés vers le nord à partir du collier. Dans tous les autres égards Uranus ressemblait à une planète dynamique morts en 1986.

Cependant, dans les années 1990, le nombre des caractéristiques des nuages ??????lumineux observés a considérablement augmenté en partie parce que de nouvelles techniques d'imagerie à haute résolution sont devenus disponibles. La majorité d'entre eux ont été trouvés dans l'hémisphère nord comme il a commencé à devenir visibles. Un début explication qui nuages ??????brillants sont plus faciles à identifier dans la partie sombre de la planète, alors que dans l'hémisphère sud, les masques de lumineuse les cols-a été montré pour être incorrect: le nombre réel de fonctions a en effet considérablement augmenté. Néanmoins, il existe des différences entre les nuages ??????de chaque hémisphère. Les nuages ??????du nord sont plus petites, plus nette et plus lumineuse. Ils semblent se situer à un niveau supérieur d'altitude. La durée de vie des nuages ??????couvre plusieurs ordres de grandeur. Quelques petits nuages ??????vivent pendant des heures, tandis qu'au moins un nuage sud peut avoir persisté depuis Voyager survol. Observation récente a également découvert que les caractéristiques des nuages ??????sur Uranus ont beaucoup en commun avec ceux de Neptune. Par exemple, les taches sombres communes sur Neptune avaient jamais été observées sur Uranus avant 2006, lorsque la première de ces caractéristiques a été imagé. La spéculation est que Uranus est de plus en plus de Neptune comme pendant la saison d'équinoxe.

La première tache sombre observée sur Uranus. Image obtenue par l'AEC sur la TVH en 2006.

Le suivi des nombreuses fonctionnalités de cloud computing a permis la détermination des vents zonaux de soufflage dans la partie supérieure de la troposphère d'Uranus. Au équateur vents sont rétrogrades, ce qui signifie qu'ils soufflent dans le sens inverse de la rotation de la planète. Leurs vitesses sont de -100 à -50 m / s. La vitesse du vent augmente avec la distance de l'équateur, atteignant des valeurs nulles alentours de ± 20 ° de latitude, où la température du minimum de la troposphère est situé. Près des pôles, les vents passent à une direction prograde, coulant avec la rotation de la planète. Windspeeds continuent d'augmenter maxima atteignant à ± 60 ° de latitude avant de tomber à zéro au niveau des pôles. Windspeeds à -40 ° gamme de latitude de 150 à 200 m / s. Depuis le col obscurcit tous les nuages ??????en-dessous de ce parallèle, des vitesses entre elle et le pôle sud sont impossibles à mesurer. En revanche, dans les vitesses maximales hémisphère nord aussi élevées que 240 m / s sont observés près de 50 degrés de latitude.

Variation saisonnière

Uranus en 2005. Anneaux, col sud et une nuée lumineuse dans l'hémisphère nord sont visibles.

Pendant une courte période de Mars à Mai 2004, un certain nombre de grands nuages ??????apparu dans l'atmosphère d'Uranus, qui lui donne un Neptune apparence -comme. Les observations ont inclus des vitesses de 229 m / s (824 km / h) et un orage persistant vent record dénommé "quatrième de juillet feux d'artifice". Sur 23 Août, 2006 , des chercheurs de l'Institut des sciences spatiales (Boulder, CO) et le Université du Wisconsin a observé une tache sombre sur la surface d'Uranus, donnant astronomes plus de perspicacité dans l'activité atmosphérique de la planète. Pourquoi cette recrudescence soudaine de l'activité devrait se produire est pas complètement connue, mais il semble que extrêmes Uranus résultats d'inclinaison axiale dans extrêmes saisonniers des variations de son climat. Déterminer la nature de cette variation saisonnière est difficile parce que les bonnes données sur l'atmosphère d'Uranus existe depuis moins de 84 ans, ou un an Uranian complète. Un certain nombre de découvertes ont toutefois été réalisés. photométrie au cours d'une demi-année d'Uranus (commençant dans les années 1950) a montré variation régulière de la luminosité dans deux bandes spectrales, avec des maxima se produisant aux solstices et les minima se produisant à la ??quinoxes. A périodique similaire variation, avec des maxima aux solstices, a été noté dans les mesures de micro-ondes de la troposphère profonde commencé dans les années 1960. mesures de la température stratosphérique commençant dans les années 1970 a également montré des valeurs maximales près de 1986 solstice. La majorité de cette variabilité est censé se produire en raison de changements dans l'affichage géométrie .

Cependant, il ya quelques raisons de croire que les changements saisonniers physiques se produisent dans Uranus. Alors que la planète est connu pour avoir une région polaire sud lumineux, le pôle nord est assez faible, ce qui est incompatible avec le modèle de la variation saisonnière décrit ci-dessus. Lors de sa précédente solstice nord en 1944, Uranus affiché des niveaux élevés de luminosité, ce qui suggère que le pôle nord n'a pas toujours été si faible. Cette information implique que le pôle visible illumine un peu de temps avant le solstice et assombrit après l' ??quinoxe. analyse détaillée de la visible et données de micro-ondes a révélé que les changements périodiques de luminosité ne sont pas complètement symétrique autour des solstices, qui indique aussi un changement dans les méridiens albédo modèles. Enfin dans les années 1990, comme Uranus écarté de sa solstice, Hubble et des télescopes basés au sol ont révélé que la calotte polaire sud obscurci sensiblement (sauf le col sud, qui est resté vif), tandis que l'hémisphère nord démontre une activité de plus en plus, comme les formations nuageuses et des vents plus forts, renforçant les attentes qu'il devrait égayer bientôt.

Le mécanisme des changements physiques est pas encore clair. Près des estivales et hivernales solstices, les hémisphères d'Uranus se trouvent en alternance soit en pleine lumière des rayons du soleil ou face à l'espace profond. L'éclaircissement de l'hémisphère éclairé est pensé pour résulter de l'épaississement local des méthane nuages ??????et couches de brume situés dans la troposphère. Le collier lumineux à -45 ° de latitude est également relié avec des nuages ??????de méthane. Autres changements dans la région polaire sud peuvent être expliquées par des changements dans les couches de nuages ??????inférieurs. La variation de l' micro-onde émission de la planète est probablement causée par un changement dans la troposphère profonde circulation, parce épais nuages ??????polaires et la brume peuvent inhiber la convection. Maintenant que le printemps et l'automne équinoxes arrivent sur ??????Uranus, la dynamique est en train de changer et la convection peuvent se produire à nouveau.

Formation

Beaucoup affirment que les différences entre les géants de glace et les géants de gaz étendent à leur formation. Le système solaire est soupçonné d'avoir formé à partir d'une boule rotative géante de gaz et de poussière connu sous le nom nébuleuse présolaire. Comme on condense, elle formé en un disque avec un effondrement Sun lentement dans le milieu. Une grande partie du gaz de la nébuleuse, principalement de l'hydrogène et de l'hélium, formé le Soleil, tandis que les grains de poussière rassemblés pour former le premier protoplanets. Comme les planètes ont augmenté, certains d'entre eux par la suite de la désactualisation assez de matière pour leur gravité pour tenir sur les restes de gaz de la nébuleuse. Le plus de gaz qu'ils détenaient sur, plus ils sont devenus; plus ils sont devenus, plus de gaz qu'ils détenaient sur ??????jusqu'à un point critique a été atteint, et leur taille ont commencé à augmenter de façon exponentielle. Les géants de glace, avec seulement quelques masses de gaz de la nébuleuse de la Terre, n'a jamais atteint ce point critique. Les théories actuelles de formation du système solaire ont des difficultés à rendre compte de la présence d'Uranus et de Neptune si loin de Jupiter et de Saturne. Ils sont trop grosses pour avoir formé à partir de la quantité de matériau prévu à cette distance. Au contraire, certains scientifiques prévoient que deux formés plus près du Soleil, mais ont été dispersés vers l'extérieur par Jupiter. Cependant, les simulations plus récentes, qui prennent en compte la migration planétaire, semblent être en mesure de former Uranus et Neptune près de leurs emplacements actuels.

Moons

Les grandes lunes d'Uranus par rapport à leurs tailles relatives correctes (montage deVoyager 2 photos)

Uranus possède 27 connus satellites naturels. Les noms de ces satellites sont choisis parmi les personnages des ??uvres de Shakespeare et Alexander Pope. Les cinq principaux satellites sont Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Oberon. Le système de satellites d'Uranus est le moins massif parmi les géants de gaz; en effet, la masse combinée des cinq grands satellites serait inférieure à la moitié de celle de Triton seul. Le plus grand des satellites, Titania, a un rayon de seulement 788,9 km, soit moins de la moitié de celle de la Lune , mais un peu plus de Rhéa, la deuxième plus grande lune de Saturne , faisant Titania la huitième plus grande lune du système solaire . Les lunes ont relativement faibles albédos ; allant de 0.20 pour Umbriel à 0,35 pour Ariel (en vert clair). Les lunes sont des conglomérats de glace roche composée d'environ cinquante pour cent de la glace et de la roche de cinquante pour cent. La glace peut comprendre de l'ammoniac et du dioxyde de carbone .

Parmi les satellites, Ariel semble avoir la surface plus jeune avec le moins de cratères d'impact, tandis que Umbriel de apparaît plus ancienne. Miranda possède canyons de défaut 20 km des couches profondes terrasses, et une variation chaotique dans les âges de surface et des caractéristiques. Activité géologique passée de Miranda est soupçonné d'avoir été entraîné par chauffage de marée à un moment où son orbite était plus excentrique que pour le moment, probablement à la suite d'un autrefois présente 3: 1 . résonance orbitale avec Umbriel des procédés d'extension associés à upwelling diapirs sont probablement la origine de 'racetrack'-like de la lune de couronnes. De même, Ariel est soupçonné d'avoir été une fois détenu dans un 4: 1 résonance avec Titania.

Une image d'Uranus prise parVoyager 2alors qu'elle se dirigeait à Neptune

Exploration

En 1986, la NASA s ' Voyager 2 a visité Uranus. Cette visite est la seule tentative d'enquêter sur la planète à partir d'une courte distance et pas d'autres visites sont actuellement prévu. Lancé en 1977, Voyager 2 a fait son approche au plus près à Uranus le 24 Janvier 1986 , à venir au sein de 81500 km de sommet des nuages ??????de la planète, avant de poursuivre son voyage à Neptune . Voyager 2 de structure étudiée et la composition chimique de l'atmosphère, a découvert 10 nouvelles lunes et étudié la météo unique de la planète, causé par son inclinaison axiale de 97,77 °; et examiné son système d'anneaux. Il a également étudié le champ magnétique, sa structure irrégulière, son inclinaison et son tire-bouchon uniques magnetotail provoquée par l'orientation côté d'Uranus. Il a fait les premières enquêtes détaillées de ses cinq plus grandes lunes, et a étudié l'ensemble des neuf anneaux connus du système, à la découverte de deux nouveaux.