იხილეთ წყარო გვერდისთვის ურანი

{{რჩეული/2.0}}{{მმ*|ურანი (მრავალმნიშვნელოვანი)}}
{{ინფოდაფა პლანეტა
 |მცირე ინფოდაფა = 
 |ტიპი = პლანეტა
 |ფონი = #c0ffff
 |სახელი = ურანი
 |სიმბოლო = Uranus symbol (bold).svg
 |სურათი = Uranus.jpg
 |სიგანე = 270
 |წარწერა = 
 |სურათი2 = Uranus2.jpg
 |სიგანე2 = 270
 |წარწერა2 = 
 |სხვა სახელები = 
 |ასტეროიდის აღნიშვნა = 
 |ასტეროიდის კატეგორია = 
 |აღმოჩენა = yes
 |აღმოჩენა-ref = 
 |აღმოჩენის თარიღი = [[13 მარტი]], [[1781]]
 |აღმომჩენი = [[უილიამ ჰერშელი]]
 |აღმოჩენის ადგილი = [[ბათი]], [[გაერთიანებული სამეფო]]
 |აღმოჩენის მეთოდი = პირდაპირი დაკვირვება
 |ეგზოპლანეტა = 
 |ორბიტა = yes
 |ორბიტა-ref = 
 |ეპოქა = [[J2000]]
 |აფელიუმი = 3 004 419 704&nbsp;[[კილომეტრი|კმ]]<br />20,083&nbsp;305&nbsp;26&nbsp;[[ასტრონომიული ერთეული|ა. ე.]]
 |პერიჰელიუმი = 2 748 938 461&nbsp;კმ<br />18,375&nbsp;518&nbsp;63 ა. ე.
 |პერიასტრი = 
 |აპოასტრი = 
 |აფსიდა = 
 |პერიაფსიდა = 
 |აპოაფსიდა = 
 |დიდი ნახევარღერძი = 2 876 679 082&nbsp;კმ<br />19,229&nbsp;411&nbsp;95 ა. ე.
 |ორბიტის რადიუსი = 
 |ექსცენტრისიტეტი = 0,044&nbsp;405&nbsp;586
 |სიდერული პერიოდი = 30 799,095&nbsp;დღე<br />84,323&nbsp;326 წელი<ref name="planet_years">{{cite web|url=http://cseligman.com/text/sky/rotationvsday.htm|title=Rotation Period and Day Length|last=Seligman|first=Courtney|accessdate=2009-08-13|archiveurl=https://www.webcitation.org/60qT3Ukn5?url=http://cseligman.com/text/sky/rotationvsday.htm|archivedate=2011-08-11}}</ref>
 |სინოდური პერიოდი = 369,66&nbsp;დღე<ref name="fact">{{cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html|title=Uranus Fact Sheet|publisher=NASA|last=Williams|first=Dr. David R.|accessdate=2007-08-10|date=January 31, 2005|archiveurl=https://www.webcitation.org/60qT3owNB?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html|archivedate=2011-08-11}}</ref>
 |ორბიტალური სიჩქარე = 6,81&nbsp;კმ/წმ<ref name="fact"/>
 |საშუალო ანომალია = 142,955717°
 |დახრილობა = 0,772556°<br />6,48°<br /> [[მზის ეკვატორი]]ს მიმართ
 |კუთხური გადაადგილება = 
 |ამომავალი კვანძის გრძედი = 73,989821°
 |პერიასტრის გრძედი = 
 |პერიასტრის დრო = 
 |პერიცენტრის არგუმენტი = 96,541318°
 |განახევრებული ამპლიტუდა = 
 |ვისი თანამგზავრია = 
 |თანამგზავრების რაოდენობა = [[ურანის თანამგზავრები|27]]
 |ფიზიკური მახასიათებლები = yes
 |ფიზიკური მახასიათებლები-ref = 
 |ზომები = 
 |შეკუმშვა = 0,02293
 |ეკვატორული რადიუსი = 25&nbsp;559&nbsp;კმ<ref name=1bar>Refers to the level of 1 bar atmospheric pressure</ref>
 |პოლარული რადიუსი = 24&nbsp;973&nbsp;კმ<ref name=1bar/>
 |საშუალო რადიუსი = 
 |გარშემოწერილობის სიგრძე = 
 |ზედაპირის ფართობი = 8,1156{{e|9}}&nbsp;კმ²<ref name=1bar/><ref name="nasafact">{{cite web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Uranus&Display=Facts|title=NASA: Solar System Exploration: Planets: Uranus: Facts & Figures|publisher=NASA|last=Munsell|first=Kirk|accessdate=2007-08-13|date=May 14, 2007|archiveurl=https://www.webcitation.org/60qT3wury?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Uranus|archivedate=2011-08-11}}</ref>
 |მოცულობა = 6,833{{e|13}}&nbsp;კმ³<ref name=1bar/><ref name=autogenerated2>{{cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html|title=Uranus Fact Sheet|publisher=NASA|last=Williams|first=Dr. David R.|accessdate=2007-08-13|date=January 31, 2005|archiveurl=https://www.webcitation.org/60qT4HkEI?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html|archivedate=2011-08-11}}</ref>
 |მასა = 8,6832{{e|25}}&nbsp;[[კილოგრამი|კგ]]
 |სიმკვრივე = 1,27&nbsp;გრ/სმ³<ref name=fact/><ref name=1bar/>
 |თავისუფალი ვარდნის აჩქარება = 8,87&nbsp;მ/წმ² (0,886&nbsp;''g'')
 |პირველი კოსმოსური სიჩქარე = 
 |მეორე კოსმოსური = 21,3&nbsp;კმ/წმ<ref name=fact/><ref name=1bar/>
 |ბრუნვის სიჩქარე = 2,59&nbsp;კმ/წმ<br />9&nbsp;324&nbsp;კმ/სთ
 |ბრუნვის პერიოდი = 0,71833&nbsp;დღე<br />17&nbsp;[[საათი|სთ]] 14&nbsp;[[წუთი|წთ]] 24&nbsp;[[წამი|წმ]]
 |ღერძის დახრილობა = 97,77°
 |პირდაპირი ასვლა = 17&nbsp;სთ 9&nbsp;წთ 15&nbsp;წმ<br />257,311°
 |გადახრა = −15,175°
 |პოლარული ციური განედი = 
 |პოლარული ციური გრძედი = 
 |ალბედო = 0,300 ([[ბონდის ალბედო|ბონდი]])<br />0,51 ([[გეომეტრიული ალბედო|გეომ. ალბედო]])<ref name="fact"/>
 |სპექტრალური ტიპი = 
 |ხილული ვარსკვლავური სიდიდე = 5,9 — 5,32<ref name="fact"/>
 |აბსოლუტური ვარსკვლავური სიდიდე = 
 |კუთხური ზომა = 3,3"—4,1"<ref name="fact"/>
 |ტემპერატურა = yes
 |ზედაპირის ტემპერატურა = 
 |ტემპერატურის სახელი 1 = 1 ბარის დონე
 |ტემპ1მინ = 
 |ტემპ1საშ = 76&nbsp;[[კელვინი|ºK]]
 |ტემპ1მაქს = 
 |ტემპერატურის სახელი 2 = 0,1 ბარი (ტროპოპაუზა)
 |ტემპ2მინ = 49 ºК (−224 °C)
 |ტემპ2საშ = 53 ºК (−220 °C)
 |ტემპ2მაქს = 57 ºК (−216 °C)
 |ატმოსფერო = yes
 |ატმოსფერო-ref = 
 |ზედაპირული წნევა = 
 |სიმაღლის სკალა = 
 |ატმოსფეროს შემადგენლობა = 83±3 % [[წყალბადი]]<br />
15±3 % [[ჰელიუმი]]<br />
2,3 % [[მეთანი]]
}}

'''ურანი''' (სიმბოლო: ⛢) — [[მზე|მზიდან]] მეშვიდე [[პლანეტა]] დაშორების მიხედვით. ის [[რადიუსი]]თ მესამე, ხოლო [[მასა|მასით]] მეოთხეა [[მზის სისტემა]]ში.  ურანის შედგენილობა [[ნეპტუნი]]სას ჰგავს, ხოლო ეს ორი [[პლანეტა]] [[გაზური გიგანტი|გაზური გიგანტებისგან]], [[იუპიტერი]]სა და [[სატურნი]]სგან განსხვავებულია, ამიტომაც ასტრონომები ურანსა და ნეპტუნს განცალკევებულ კატეგორიაში — „[[ყინულის გიგანტი|ყინულის გიგანტებში]]“ მოიხსენიებენ. მიუხედავად იმისა, რომ ურანის [[ატმოსფერო]] [[წყალბადი]]სა და [[ჰელიუმი]]ს ძირითადი შედგენილობით სატურნსა და იუპიტერს წააგავს, ის შეიცავს უფრო მეტ „ყინულს“, როგორებიცაა [[ამიაკი]] და [[მეთანი]], სხვა ჰიდროკარბონებთან ერთად.<ref name="Lunine 1993" /> მისი ატმოსფერო ყველაზე ცივია [[მზის სისტემა]]ში [[ტემპერატურა|ტემპერატურით]] −224,2&nbsp;°C. ურანის ატმოსფეროს რთულ ფენებიანი ღრუბლის სტრუქტურა აქვს და მეცნიერთა ვარაუდით, მის ძირეულ ღრუბლებში წყალია, ხოლო ყველაზე მაღალ ღრუბლებში — [[მეთანი]].<ref name="Lunine 1993" /> ამის საპირისპიროდ, ურანის შიდა ნაწილები ძირითადად გაჯერებულია ყინულითა და ქვით.<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" />

ურანი ერთადერთი [[პლანეტა]]ა, რომლის სახელიც [[ბერძნული მითოლოგია|ბერძნული მითოლოგიიდან]] მოდის და არა [[რომაული მითოლოგია|რომაულიდან]], განსხვავებით სხვა პლანეტებისა. მას ცის ბერძენი ღმერთის ლათინური ვერსიის, ურანის (Ouranos) სახელი ჰქვია. სხვა გიგანტი პლანეტების მსგავსად, ურანსაც აქვს [[პლანეტური რგოლები|რგოლების სისტემა]], [[მაგნიტოსფერო]] და რამდენიმე თანამგზავრი. ურანისეულ სისტემას ამ პლანეტათა შორის უნიკალური კონფიგურაცია აქვს, რადგან მისი [[ბრუნვის ღერძი]] თითქმის „მხარზეა წამოწოლილი“. აქედან გამომდინარე, მისი ჩრდილოეთ და სამხრეთ პოლუსები იქ არის, სადაც სხვა პლანეტების ეკვატორები.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> 1986 წელს „[[ვოიაჯერ 1]]-ის“ მიერ გადაღებულ სურათებზე ხილულ სინათლეში ურანი თითქმის ნიშან-თვისებების გარეშე გამოჩნდა — ღრუბლების ჯგუფებისა და შტორმების გარეშე, რომლებიც სხვა გიგანტ პლანეტებთან ასოცირდება.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> დამკვირვებლებმა დედამიწიდან შენიშნეს სეზონური ცვლილების ნიშნები და ამინდის გაზრდილი აქტიურობა, როდესაც ურანმა [[ბუნიაობა]]ს მიაღწია. ურანზე ქარები 250 მ/წმ სიჩქარით ქრის.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" />

==ისტორია==
მიუხედავად იმისა, რომ ის ხუთი კლასიკური [[პლანეტა|პლანეტის]] მსგავსად შეუიარაღებელი თვალით ჩანს, უძველესი დამკვირვებლები პლანეტად არასოდეს აღიქვამდნენ მისი სიმკრთალისა და ნელი ორბიტის გამო.<ref>{{cite web|title=MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program|work=Monterey Institute for Research in Astronomy|url=http://www.mira.org/fts0/planets/101/text/txt001x.htm|accessdate=August 27, 2007|archiveurl=https://www.webcitation.org/60qT4OSTF?url=http://www.mira.org/fts0/planets/101/text/txt001x.htm|archivedate=აგვისტო 11, 2011}}</ref> [[1781]] წლის 13 მარტს სერ უილიამ ჰერშელმა ურანის აღმოჩენა გამოაცხადა და პირველად ისტორიაში [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] საზღვრები გააფართოვა. ურანი ასევე პირველი პლანეტა იყო, რომელიც [[ტელესკოპი]]თ იქნა აღმოჩენილი.

===აღმოჩენა===
ურანი ხშირად შეინიშნებოდა, სანამ მას პლანეტად აღიქვამდნენ, მაგრამ უმეტესად იგი [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავში]] ეშლებოდათ. სავარაუდოდ, ყველაზე ადრეული დაკვირვება [[ჰიპარქე]]ს ეკუთვნის, რომელმაც ძვ.წ. 128 წელს შესაძლოა ეს [[პლანეტა]] [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავად]] შეიტანა თავის კატალოგში, რომელიც მოგვიანებით [[პტოლემე]]ს [[ალმაგესტი|ალმაგესტს]] შეუერთდა.<ref>{{cite journal|title=Was Uranus Observed by Hipparchos?|author=René Bourtembourg|journal=Journal for the History of Astronomy|volume=44|pages=377–387|doi=10.1177/002182861304400401|date=2013|url=http://jha.sagepub.com/content/44/4/377.full.pdf+html|accessdate=2015-01-03|archiveurl=https://web.archive.org/web/20151107100657/http://jha.sagepub.com/content/44/4/377.full.pdf+html|archivedate=2015-11-07 |issn = 0021-8286}}</ref> უეჭველი ყველაზე ადრეული შემჩნევა კი [[1690]] წელს მოხდა, როდესაც [[ჯონ ფლემსტიდი|ჯონ ფლემსტიდმა]] ის სულ ცოტა 6-ჯერ მაინც დაინახა და ის კატალოგში შეიტანა, როგორც 34 [[კუროს თანავარსკვლავედი|Tauri]]. [[ფრანგები|ფრანგმა]] ასტრონომმა [[პიერ ლემონიე]]მ ურანი სულ ცოტა 12-ჯერ დააფიქსირა [[1750]]-სა და [[1769]] წლებს შორის.<ref>{{cite web|title=Uranus – About Saying, Finding, and Describing It |publisher=thespaceguy.com |url=http://www.thespaceguy.com/Uranus.htm|last=Dunkerson |first=Duane |accessdate=April 17, 2007}}</ref>

სერ უილიამ ჰერშელმა ურანი დააფიქსირა 1781 წლის 13 მარტს თავისი სახლის ბაღში, რომელიც ნიუ კინგ სტრიტის 19 ნომერში იყო ([[ბათი]], [[სომერსეტი (კუნძული)|სომერსეტი]], [[ინგლისი]] (ახლა [[ჰერშელის ასტრონომიული მუზეუმი]])),<ref>{{cite web|title=Bath Preservation Trust|url=http://www.bath-preservation-trust.org.uk/|accessdate=September 29, 2007}}</ref> მაგრამ თავიდან ის „[[კომეტა|კომეტად]]<nowiki/>“ გამოაცხადა.<ref>{{cite journal|title=Account of a Comet, By Mr. Herschel, F. R. S.; Communicated by Dr. Watson, Jun. of Bath, F. R. S|author=Herschel, William |journal=Philosophical Transactions of the Royal Society of London|volume=71|pages=492–501|bibcode=1781RSPT...71..492H|doi=10.1098/rstl.1781.0056|date=1781|last2=Watson|first2=Dr.}}</ref> ჰერშელი „დაკავებული იყო უძრავი ვარსკვლავების პარალაქსის დაკვირვებების სერიით“<ref>Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, quoted in [[#Miner|Miner]], p. 8</ref> მის მიერ შექმნილი ტელესკოპითვე.

მან თავის ჟურნალში ჩაწერა: „[[ზეტა Tauri|ζ Tauri]]-სთან ახლოს მდებარე კვარტილში ნისლეულისებრი [[ვარსკვლავი]] ან [[კომეტა]]“.<ref>Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23; quoted in [[#Miner|Miner]] p. 8</ref> 17 მარტს, მან შენიშნა: „მე ვეძებდი კომეტას ან ნისლეულისებრ ვარსკვლავს და აღმოჩნდა, რომ იგი კომეტაა, რადგან მან შეიცვალა ადგილი“.<ref>RAS MSS Herschel W.2/1.2, 24, quoted in [[#Miner|Miner]] p. 8</ref> როდესაც მან თავისი აღმოჩენა [[სამეფო საზოგადოება]]ს წარუდგინა, გააგრძელა იმის მტკიცება, რომ მან [[კომეტა]] აღმოაჩინა, მაგრამ უყოყმანოდ შეადარა იგი [[პლანეტა]]ს:<ref>Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30; quoted in [[#Miner|Miner]] p. 8</ref>

{{ციტატა|სიმძლავრე, რითაც კომეტა დავინახე, იყო 227. ჩემი გამოცდილებიდან ვიცი, რომ უძრავი ვარსკვლავების დიამეტრები პროპორციულად არ დიდდება უფრო მაღალი სიმძლავრისას, როგორც პლანეტებისა; აქედან გამომდინარე, მე გამოვიყენე სიმძლავრე 460 და 932 და აღმოვაჩინე, რომ კომეტის დიამეტრი სიმძლავრე პროპორციულად იზრდებოდა, როგორც უნდა ყოფილიყო და რომ ვივარაუდე, ის არ იყო უძრავი ვარსკვლავი, ხოლო იმ ვარსკვლავების დიამეტრები, რომლებსაც შევადარე იგი, არ იყო გაზრდილი იმავე ფარდობაში. უფრო მეტიც, კომეტა, გადიდებული იმაზე მეტად, ვიდრე მისი სინათლე იძლევა საშუალებას, გამოჩნდა ნისლიანი და ცუდად გამოკვეთილი ამ უზარმაზარი სიმძლავრეებით, ხოლო ვარსკვლავები ინარჩუნებდა ამ სიკაშკაშესა და სიცხადეს, რომლიდანაც დავასკვენი, რომ ჩემი მრავალ ათასიანი დაკვირვებიდან გამოვიდოდა. გაგრძელებამ აჩვენა, რომ ჩემი ვარაუდი კარგად დამუშავებული იყო, ეს კი ამტკიცებს, რომ რასაც ბოლო ხანს დავაკვირდით, კომეტა იყო.|უილიამ ჰერშელი}}

[[ფაილი:HerschelTelescope.jpg|upright|thumb|ჰერშელის მიერ გამოყენებული ტელესკოპის რეკონსტრუქცია, რომლითაც ურანი აღმოაჩინა. [[ბატი (ქალაქი)|ბატი]], [[სომერსეტი (კუნძული)|სომერსეტი]]]]

ჰერშელმა შეატყობინა [[სამეფო ასტრონომი|სამეფო ასტრონომ]] [[ნევილ მასკელაინი|ნევილ მასკელაინს]] თავისი აღმოჩენის შესახებ და მიიღო ეს პასუხი 23 აპრილს:

{{ციტატა|არ ვიცი, რა დავარქვა ამას. ეს უფრო წააგავს ჩვეულებრივ პლანეტას, რომელიც თითქმის წრიულ ორბიტაზე ბრუნავს მზის გარშემო, მაშინ როცა კომეტა ძალიან ექსცენტრიულ ელიფსზე ბრუნავს. მე არ შემინიშნავს მისი კომა ან კუდი.<ref>RAS MSS Herschel W1/13.M, 14 quoted in [[#Miner|Miner]] p. 8</ref>}}

მიუხედავად იმისა, რომ ჰერშელი აგრძელებდა მის მიერ აღმოჩენილი ობიექტის კომეტად აღქმას, სხვა ასტრონომები სხვაგვარად დაეჭვდნენ. [[რუსები|რუსმა]] ასტრონომმა [[ანდერს იუჰან ლექსელი|ანდერს იუჰან ლექსელმა]] პირველმა გამოთვალა ახალი ობიექტის ორბიტა<ref name="lexell" /> და მისმა თითქმის [[წრე|წრიულობამ]] საშუალება მისცა, ევარაუდა, რომ ის [[პლანეტა]] იყო და არა კომეტა. [[ბერლინი|ბერლინელმა]] ასტრონომმა [[იოჰან ელბერტ ბოდე]]მ ჰერშელის აღმოჩენა აღწერა, როგორც „მოძრავი [[ვარსკვლავი]], რომელიც აქამდე მიჩნეული იყო უცნობი პლანეტის მსგავს ობიექტად და ბრუნავდა [[სატურნი]]ს ორბიტის გაღმა“.<ref>Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781, quoted in [[#Miner|Miner]], p. 11</ref> ბოდემ დაასკვნა, რომ მისი თითქმის წრიული ორბიტა უფრო პლანეტობაზე მიანიშნებდა და არა კომეტობაზე.<ref>[[#Miner|Miner]], p. 11</ref>

ეს ობიექტი მალე ყველამ აღიქვა ახალ პლანეტად. [[1783]] წელს ჰერშელმა დაუდასტურა ეს ფაქტი სამეფო საზოგადოების პრეზიდენტ [[ჯოზეფ ბანკსი|ჯოზეფ ბანკსს]]: „[[ევროპა]]ში ყველაზე გამორჩეული ასტრონომების მიერ ჩატარებული დაკვირვებებით ჩანს, რომ ახალი ვარსკვლავი, რომლის აღმოჩენის პატივი 1781 წლის მარტში მხვდა, ჩვენი [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] ძირითადი პლანეტაა.<ref name="Dreyer" /> ამ მიღწევისთვის მეფე [[ჯორჯ III]]-მ ჰერშელს წლიური სტიპენდია £200 დაუნიშნა იმ პირობით, რომ ის უნდა ჩასულიყო [[ვინდსორი|ვინდსორში]], რათა სამეფო ოჯახს მის [[ტელესკოპი|ტელესკოპში]] გახედვის შანსი ჰქონოდა.<ref name="Miner12" />

===სახელდება===
მასკელაინმა ჰერშელს სთხოვა: „გაუკეთე ასტრონომიულ სამყაროს სიკეთე და დაარქვი სახელი შენს პლანეტას, რომელიც მთლიანად შენი საუკთრებაა [და] ძალიან დავალებულები ვართ შენი ამ აღმოჩენით“.<ref>RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20, quoted in [[#Miner|Miner]], p. 12</ref> მასკელაინის მოთხოვნის საპასუხოდ, ჰერშელმა გადაწყვიტა ობიექტისთვის ''Georgium Sidus'' (ჯორჯის ვარსკვლავი) ან ''ჯორჯის პლანეტა'' დაერქმია თავისი ახალი მფარველის, მეფე [[ჯორჯ III]]-ის პატივსაცემად.<ref>{{cite journal|url=http://vesuvius.jsc.nasa.gov/er/seh/hersc.html|title=Voyager at Uranus|date=1986|journal=Nasa Jpl|pages=400–268|volume=7|issue=85|archiveurl=https://web.archive.org/web/20060210222142/http://vesuvius.jsc.nasa.gov/er/seh/hersc.html|archivedate=თებერვალი 10, 2006|accessdate=იანვარი 3, 2015}}</ref> მან ეს გადაწყვეტილება ჯოსეფ ბანკსთან მიწერილ წერილში ასე ახსნა:<ref name="Dreyer" />

{{ციტატა|უძველესი დროის ზღაპრულ ხანებში სახელები: მერკური, ვენერა, მარსი, იუპიტერი და სატურნი პლანეტებს ეწოდა მათი მთავარი გმირებისა და ღვთაებების პატივსაცემად. ახლანდელ უფრო ფილოსოფიურ ხანაში თითქმის მიუღებელი იქნება, იმავე მეთოდს მივმართოთ და ჩვენს ახალ ციურ სხეულს. ვუწოდოთ იუნონა, პალასი, აპოლო ან მინევრა. ნებისმიერი განსაკუთრებული მოვლენის ან შესანიშნავი შემთხვევის პირველი აღქმა უნდა იყოს მისი ქრონოლოგიური: თუ მომავალ ხანაში ვინმე იკითხავს, როდის აღმოაჩინეს ეს ბოლოს ნაპოვნი პლანეტა? ძალიან დამაკმაყოფილებელი პასუხი იქნებოდა, რომ გვეთქვა: „მეფე ჯორჯ III-ს მეფობის დროს“.}}

[[ფაილი:William Herschel01.jpg|thumb|upright|[[უილიამ ჰერშელი]] — ურანის აღმომჩენელი]]

ჰერშელის მიერ წამოყენებული სახელი [[დიდი ბრიტანეთი]]ს გარეთ არ იყო პოპულარული და მისი ალტერნატივები მალე შემოიღეს. ასტრონომ [[ჯერომ ლალანდი]] აზრით, აღმომჩენის პატივსაცემად, ამ ობიექტს ჰერშელი უნდა დარქმეოდა.<ref name="Francisca" /> შვედმა ასტრონომმა [[ერიკ პროსპერინი|ერიკ პროსპერინმა]] წამოაყენა ახალი სახელი ნეპტუნი, რომელსაც მხარი მრავალმა ასტრონომმა დაუჭირა, რომელთაც მოსწონდათ ის იდეა, რომ აღნიშნავდნენ [[ბრიტანული სამეფო ფლოტი]]ს გამარჯვებებს [[ამერიკული რევოლუციური ომი]]ს დროს ახალი პლანეტის ''ნეპტუნ ჯორჯ III'' ან ''ნეპტუნ დიდი ბრიტანეთის'' სახელის დარქმევით.<ref name="lexell" /> ბოდემ არჩია ურანი — ცის ბერძნული ღმერთის, ურანუსის ლათინიზირებული ვერსია. ბოდე ირწმუნებოდა, რომ რადგანაც სატურნი იყო იუპიტერის მამა, ახალ პლანეტას სატურნის მამის სახელი უნდა დარქმეოდა.<ref name="Miner12" /><ref name="planetsbeyond" /><ref>{{cite web|title=Astronomy in Berlin|publisher=Brian Daugherty|url=http://bdaugherty.tripod.com/astronomy/bode.html|accessdate=May 24, 2007|last=Daugherty|first=Brian|archiveurl=https://web.archive.org/web/20141008052101/http://bdaugherty.tripod.com/astronomy/bode.html|archivedate=ოქტომბერი 8, 2014}}</ref> [[1789]] წელს ბოდეს სამეფო აკადემიის კოლეგამ [[მარტინ კლაპროთი|მარტინ კლაპროთმა]] მის მიერ აღმოჩენილ ახალ ელემენტს [[ურანი (ელემენტი)|ურანი]] დაარქვა ბოდეს არჩევანის მხარდასაჭერად.<ref>{{cite web|title=The Straight Scoop on Uranium|author=Finch, James|date=2006|publisher=allchemicals.info: The online chemical resource|url=http://www.allchemicals.info/articles/Uranium.php|accessdate=March 30, 2009|archiveurl=https://www.webcitation.org/6BV4q66cP?url=http://www.allchemicals.info/articles/Uranium.php|archivedate=ოქტომბერი 18, 2012}}</ref> საბოლოოდ, ბოდეს შემოთავაზება ყველაზე ფართოდ გამოყენებადი გახდა და [[1850]] წელს უნივერსალური გახდა, როდესაც ''Georgium Sidus-ს'' ურანი ეწოდა.<ref name="planetsbeyond" />

===სახელწოდება===
ურანი ცის უძველესი [[ბერძნული მითოლოგია|ბერძნული]] ღვთაების, [[ურანოსი]]ს (უძველესი ბერძნული: ''Οὐρανός''), [[კრონოსი]]ს ([[სატურნი (მითოლოგია)|სატურნი]]) მამა და [[ზევსი]]ს ([[იუპიტერი (ღმერთი)|იუპიტერის]]) ბაბუა, რომელიც ლათინურად არის ''Ūranus''.<ref name="OED" /> ის ერთადერთი [[პლანეტა]]ა, რომლის სახელიც მოდის ბერძნული მითოლოგიიდან და არა [[რომაული მითოლოგია|რომაულიდან]].

ურანს ორი ასტრონომიული სიმბოლო აქვს. პირველი, რომელიც ლალანდმა [[1784]] წელს წამოაყენა, არის [[File:Uranus monogram.svg|25პქ]]. ჰერშელთან გაგზავნილ წერილში ლალანდმა ის აღწერა, როგორც ''"un globe surmonté par la première lettre de votre nom" („ციური სხეული, რომელიც თქვენი გვარის პირველი ასოთია დაფარული“).''<ref name="Francisca" />  შემდგომი სიმბოლო, [[File:Uranus symbol.svg|25პქ]], არის [[მარსი]]სა და [[მზე|მზის]] სიმბოლოების ჰიბრიდი, რადგან ურანი ბერძნულ მითოლოგიაში ცის ღმერთი იყო, რომელიც, მიჩნეული იყო, რომ მარსისა და მზის გაერთიანებული ძალებით დომინირებდა.<ref>{{cite web|title=Planet symbols|work=NASA Solar System exploration|url=http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?IM_ID=167|accessdate=August 4, 2007|archiveurl=https://web.archive.org/web/20151209221044/http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?IM_ID=167|archivedate=დეკემბერი 9, 2015}}</ref> [[ჩინური ენა|ჩინურ]], [[იაპონური ენა|იაპონურ]], [[კორეული ენა|კორეულსა]] და [[ვიეტნამური ენა|ვიეტნამურ ენებში]] მისი სახელი პირდაპირ ითარგმნება, როგორც „ცის მეფე ვარსკვლავი“ (天王星).<ref>{{cite journal |url=http://amateurastronomy.org/EH/Oct97.txt |title=Asian Astronomy 101 |journal=Hamilton Amateur Astronomers |date=1997 |volume=4 |issue=11 |accessdate=August 5, 2007 |archiveurl=https://www.webcitation.org/6BVZMMrHn?url=http://amateurastronomy.org/EH/Oct97.txt |archivedate=ოქტომბერი 18, 2012 }}</ref>

==ორბიტა და ბრუნვა==
[[ფაილი:Uranus Orbit.gif|thumb|ურანი [[მზე|მზის]] გარშემო ერთ სრულ ბრუნს 84 წელიწადს ანდომებს. მზიდან მისი საშუალო მანძილი არის დაახლოებით 3 მილიარდი კილომეტრი (20 [[ასტრონომიული ერთეული|აე]]).]]
[[ფაილი:Uranusandrings.jpg|thumb|[[1998]] წელს მცდარი ფერებით შედგენილი [[ინფრაწითელი გამოსხივება|ინფრაწითელთან]] მიახლოებულ დიაპაზონში გადაღებული ურანის სურათი, სადაც ღრუბელთა ჯგუფები, რგოლები და ბუნებრივი თანამზავრები ჩანს. ფოტო [[ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპი]]ს NICMOS კამერამ გადაიღო.]]
ურანი [[მზე|მზის]] გარშემო ერთ სრულ ბრუნს 84 წელიწადს ანდომებს. მზიდან მისი საშუალო მანძილი არის დაახლოებით 3 მილიარდი კილომეტრი (20 [[ასტრონომიული ერთეული|აე]]). ამ მანძილის ცვალებადობა ყველა [[პლანეტა|პლანეტისაზე]] დიდია – 1,8 აე.<ref name=AA>Jean Meeus, ''Astronomical Algorithms'' (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) p 271. From the 1841 aphelion to the 2092 one, perihelia are always 18.28 and aphelia always 20.10 astronomical units</ref> [[მზე|მზის]] სინათლის ინტენსივობა მანძილის კვადრატის პროპორციულად მცირდება: აქედან გამომდინარე, ურანზე, როდესაც ის 20-ჯერ შორს იმყოფება მზიდან, ვიდრე [[დედამიწა]], მზის სხივების ინტენსივობა დედამიწისაზე 400-ჯერ ნაკლებია.<ref>{{cite web|title=Next Stop Uranus| url=http://www.astrosociety.org/education/publications/tnl/04/04.html|date=1986|accessdate=June 9, 2007}}</ref> მისი ორბიტალური ელემენტები პირველად [[1783]] წელს [[პიერ-საიმონ ლაპლასი|პიერ-საიმონ ლაპლასმა]] გამოითვალა.<ref name="georgeforbes" /> დროთა განმავლობაში ნაწინასწარმეტყველებსა და დაკვირვებულს შორის შეუსაბამობები გამოჩნდა. [[1841]] წელს [[ჯონ კოუჩ ადამსი|ჯონ კოუჩ ადამსმა]] პირველად წამოაყენა იდეა, რომ ეს სხვადასხვაობა შესაძლებელია ყოფილიყო უხილავ [[პლანეტა]]სთან [[გრავიტაცია|გრავიტაციული ურთიერთქმედების]] გამო. [[1845]] წელს [[ურბენ ლე ვერიე|ურბენ ლე ვერიემ]] თავისი მხრივ დაიწყო ურანის ორბიტის დამოუკიდებელი კვლევა. [[1846]] წლის 23 სექტემბერს [[იოჰან გოტფრიდ გალე]]მ დააფიქსირა ახალი [[პლანეტა]] თითქმის იმ პოზიციაზე, რომელიც ლე ვერიემ იწინასწარმეტყველა.<ref>{{cite web|title=Mathematical discovery of planets|author=O'Connor, J J. and Robertson, E. F.|url=http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Neptune_and_Pluto.html|date=1996|accessdate=June 13, 2007|archiveurl=https://web.archive.org/web/20150612235826/http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Neptune_and_Pluto.html|archivedate=ივნისი 12, 2015}}</ref> ამ პლანეტას კი მოგვიანებით [[ნეპტუნი]] ეწოდა.

ურანის შიდა ნაწილების ბრუნვის პერიოდი არის 17 საათი და 14 წუთი საათის ისრის მიმართულებით. როგორც ყველა [[გაზური გიგანტი|გიგანტი პლანეტა]], მისი ზედა ატმოსფეროც განიცდის უძლიერეს ქარებს ბრუნვის მიმართულებით. ზოგიერთ განედზე, როგორიცაა 60 გრადუსი სამხრეთით, ატმოსფეროს ხილული ნიშნები ბევრად სწრაფად გადაადგილდება, რის შედეგადაც სრული ბრუნი 14 საათში სრულდება.

===ღერძული დახრა===
ურანის ღერძი 97,77°-ით არის დახრული, ამიტომ მისი ბრუნვის ღერძი თითქმის პარალელურია მზის სისტემის სიბრტყისა. ამის გამო ურანზე ისეთი სეზონური ცვლილებებია, როგორიც არც ერთ სხვა გიგანტ პლანეტებზე არ შეინიშნება. სხვა პლანეტები შესაძლებელია წარმოვიდგინოთ, რომ ბრუნავს, როგორც დახრილი ბზრიალა მზის სისტემის სიბრტყეზე, ხოლო ურანი ბრუნავს დახრილი მგორავი ბურთი. ურანის ნაბუნიობისას ერთ-ერთი პოლუსი მზისკენაა მიშვერილი, ხოლო მეორე — პირიქით. მხოლოდ ეკვატორის გარშემო არსებული ვიწრო ზოლი განიცდის სწრაფ დღე-ღამის ციკლს, მაგრამ მზე ჰორიზონტთან ჩადის, როგორც დედამიწის პოლუსების რეგიონებში. ურანის ორბიტის სხვა მხარეს პოლუსების მიმართულება მზისკენ შებრუნებულია. თითოეული პოლუსი დაახლოებით 42 წლიან განუწყვეტელ მზის სინათლეს იღებს, რომელსაც შემდგომ 42 წლიანი წყვდიადი მოჰყვება.<ref>{{cite web|title=Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus|author=Sromovsky, Lawrence|work=University of Wisconsin Madison|url=http://www.news.wisc.edu/releases/12826.html|date=2006|accessdate=June 9, 2007|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110720221646/http://www.news.wisc.edu/releases/12826.html|archivedate=ივლისი 20, 2011}}</ref> ბუნიაობის მოახლობებისას მზე მიეშვირება ურანის ეკვატორს, ეს კი ურანს დღე-ღამის ისეთ პერიოდს მისცემს, როგორებიც პლანეტების უმეტესობაზე დაიმზირება. ურანმა მის უკანასკნელ ნაბუნიობას 2007 წლის 7 დეკემბერს მიაღწია.<ref>{{cite conference|last=Hammel|first=Heidi B.|title=Uranus nears Equinox|booktitle=A report from the 2006 Pasadena Workshop|date=September 5, 2006|url=http://www.apl.ucl.ac.uk/iopw/uworkshop_060905.pdf|archiveurl=https://web.archive.org/web/20090225084057/http://www.apl.ucl.ac.uk/iopw/uworkshop_060905.pdf|archivedate=2009-02-25|format=PDF|accessdate=2015-01-05}}</ref><ref name="weather" />

{| class="wikitable" style="text-align: center;"
|-
! ჩრდილოეთ ნახევარსფერო
! წელიწადი
! სამხრეთ ნახევარსფერო
|-
| ზამთრის ნაბუნიაობა
| 1902, 1986
| ზაფხულის ნაბუნიაობა
|-
| გაზაფხულის ბუნიაობა
| 1923, 2007
| შემოდგომის ბუნიაობა
|-
| ზაფხულის ნაბუნიაობა
| 1944, 2028
| ზამთრის ნაბუნიაობა
|-
| შემოდგომის ბუნიაობა
| 1965, 2049
| გაზაფხულის ბუნიაობა
|}

ამ ღერძული დახრილობის ერთი შედეგი არის ის, რომ საშუალო ურანის წელიწადში მისი პოლარული რეგიონები ბევრად მეტ [[ენერგია]]ს იღებს [[მზე|მზიდან]], ვიდრე მისი ეკვატორული რეგიონები. ამის მიუხედავად, ურანი ეკვატორზე უფრო ცხელია, ვიდრე პოლუსებზე. ამის გამომწვევი მთავარი მიზეზი უცნობია. ურანის უჩვეულო ღერძული დახრის მიზეზიც დანამდვილებით არავინ იცის, მაგრამ ყველაზე მიღებული ვარაუდი არის ის, რომ [[მზის სისტემა|მზის სისტემის]] [[მზის სისტემა#წარმოქმნა და ევოლუცია|ფორმირებისას]] [[დედამიწა|დედამიწის]] ზომის [[პროტოპლანეტა]] შეეჯახა ურანს და გამოიწვია მისი გადახრა.<ref>{{cite book|author=Bergstralh, Jay T.; Miner, Ellis; Matthews, Mildred|title=Uranus|date=1991|pages= 485–486|isbn=0-8165-1208-6}}</ref> ურანის სამხრეთ პოლუსი მიმართული იყო თითქმის პირდაპირ [[მზე|მზისკენ]], როდესაც მან „[[ვოიაჯერ 2]]-მა“ [[1986]] წელს ჩაუფრინა. ამ პოლუსს „სამხრეთი“ [[საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირი]]ს განმარტების მიხედვით დაერქვა, სახელდობრ იმით, რომ [[პლანეტა|პლანეტის]] ან [[ბუნებრივი თანამგზავრი|თანამგზავრის]] ჩრდილოეთ პოლუსი არის ის პოლუსი, რომელიც მიმართულია [[მზის სისტემი]]ს უცვლელი სიბრტყის ზემოთ, მიუხედავად იმისა, თუ რა მიმართულებით ბრუნავს [[პლანეტა]].<ref>{{cite web|url=http://www.hnsky.org/iau-iag.htm|title=Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000|work=IAU|date=2000|accessdate=June 13, 2007|archiveurl=https://www.webcitation.org/60qCIcHwA?url=http://www.hnsky.org/iau-iag.htm|archivedate=აგვისტო 10, 2011}}</ref><ref>{{cite web |url=http://pds.jpl.nasa.gov/documents/sr/stdref_021015/Chapter02.pdf |format=PDF |title=Cartographic Standards |work=NASA |accessdate=June 13, 2007 |archiveurl=https://www.webcitation.org/60qT90eON?url=http://pds.jpl.nasa.gov/documents/sr/stdref_021015/Chapter02.pdf |archivedate=აგვისტო 11, 2011 }}</ref> ზოგჯერ განსხვავებული კონვენცია გამოიყენება, რომლის მიხედვითაც სხეულის ჩრდილოეთ და სამხრეთ პოლუსები განისაზღვრება [[მარჯვენა ხელის წესი]]ს მიხედვით ბრუნვის მიმართულებასთან კავშირით.<ref>{{cite web|url=http://roger.ecn.purdue.edu/~masl/documents/masl/coords.html|title=Coordinate Frames Used in MASL|date=2003|accessdate=June 13, 2007|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070505140123/http://roger.ecn.purdue.edu/~masl/documents/masl/coords.html|archivedate=მაისი 5, 2007}}</ref> ამ მეორე კოორდინატთა სისტემის მიხედვით, ურანის ჩრდილოეთ პოლუსი იყო ის, რომელიც 1986 წელს [[მზე|მზის]] სხივებმა გაანათა.

===ხილვადობა===
[[1995]]-დან [[2006]] წლამდე ურანის ხილული [[ვარსკვლავიერი სიდიდე]] მერყეობდა +5,6-სა და +5,9-ს შორის, ხოლო შეუიარაღებელი თვალის ხილვადობა +6,5-ია, ამიტომ ის რთულად შესამჩნევია.<ref name="ephemeris" /> მისი [[კუთხური დიამეტრი]] 3,4-3,7 არკწამია. შედარებისთვის, [[სატურნი]]ს არის 16-20 არკწამი, ხოლო [[იუპიტერი]]სა — 32-45.<ref name="ephemeris" /> მიუხედავად ამისა, ურანი შეუიარაღებელი თვალით ჩანს ბნელ ცაზე და ადვილი დასანახია ბინოკლით ქალაქის პირობებშიც კი.<ref name="fact" /> უფრო დიდი სამოყვარულო [[ტელესკოპი|ტელესკოპებით]], რომელთა ობიექტივის [[დიამეტრი]] 15-23 სანტიმეტრია, ურანი მკრთალ ცისფერ დისკოდ ჩანს მკაფიო [[დისკოს დაბნელება|დისკოს დაბნელებით]]. უფრო დიდი ტელესკოპებით, 25 სანტიმენტრიანით ან უფრო დიდით, ღრუბლები და დიდი თანამგზავრებიც კი ჩანს, როგორებიცაა [[ტიტანია]] და [[ობერონი]].<ref>{{cite web|title=Uranus: the Threshold Planet of 2006|author=Nowak, Gary T.|url=http://www.vtastro.org/Articles/uranus2006.html|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110727233304/http://www.vtastro.org/Articles/uranus2006.html|archivedate=2011-07-27|date=2006|accessdate=June 14, 2007}}</ref>

==შინაგანი სტრუქტურა==
[[ფაილი:Uranus, Earth size comparison.jpg|thumb|დედამიწისა და ურანის ზომების შედარება]]
[[ფაილი:ურანის შიგნეულობა.png|thumb|ურანის შინაგანი სტრუქტურის დიაგრამა]]
ურანი დაახლოებით 14,5 [[დედამიწის მასა|დედამიწის მასისაა]] და 4 [[გაზური გიგანტი|გიგანტ პლანეტას]] შორის ყველაზე ნაკლებად მასიურია. მისი [[დიამეტრი]] [[ნეპტუნი]]საზე ოდნავ დიდია, ხოლო [[დედამიწა|დედამიწისას]] 4-ჯერ აღემატება. მისი [[სიმკვრივე]] 1,27 გ/სმ³-ია და [[სატურნი]]ს შემდეგ ყველაზე ნაკლებად მკვრივი [[პლანეტა]]ა.<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" /><ref name="Jacobson Campbell et al. 1992" /> მისი სიმკვრივის ეს მნიშვნელობა მიუთითებს იმაზე, რომ ის ძირითადად სხვადასხვა ყინულებისაგან შედგება, როგორებიცაა: [[წყალი]], [[ამიაკი]] და [[მეთანი]].<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /> ურანის შიდა ნაწილებში არსებული ყინულის მთლიანი [[მასა]] ზუსტად არაა ცნობილი, რადგან განსხვავებული რიცხვი მიიღება მოდელის ამორჩევისას: ის უნდა იყოს 9,3-13,5 [[დედამიწის მასა]].<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name="Podolak Podolak et al. 2000" /> [[წყალბადი]] და [[ჰელიუმი]] მთლიანის პატარა ნაწილს შეადგენს: 0,5-1,5 დედამიწის მასას.<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /> არაყინულოვანი მასის (0,5-3,7 დედამიწის მასა) ნარჩენს კლდოვანი მატერია მოიცავს.<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" />

ურანის სტრუქტურის სტანდარტული მოდელი არის ის, რომ იგი მოიცავს სამ ფენას: კლდოვან ([[სილიკატი]]/[[რკინა]]-[[ნიკელი]]) ბირთვს ცენტრში, ყინულოვან მანტიას შუაში და გაზურ მდგომარეობაში მყოფ [[წყალბადი]]ს/[[ჰელიუმი]]ს გარსს.<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name="Faure2007" /> ბირთვი შედარებით მცირეა. მისი მასა 0,55 [[დედამიწის მასა]]ა და [[რადიუსი]] ურანის რადიუსის 20%-ზე ნაკლებია. 13,4 დედამიწის მასის მქონე მანტია მის ძირითად მასას მოიცავს, ხოლო მისი ზედა ატმოსფერო შედარებით არასუბსტანციურია, რომელიც 0,5 დედამიწის მასას იწონის და ფართოვდება ურანის რადიუსის 20 %-ზე.<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name="Faure2007" /> ურანის ბირთვის სიმკვრივე დაახლოებით 9 გ/სმ³-ია და მის ცენტრში არსებული წნევა 8 მილიონი ბარია (800 [[პასკალი|გპა]]), ხოლო [[ტემპერატურა]] დაახლოებით 5000 [[კელვინი|ºK]].<ref name="Podolak Podolak et al. 2000" /><ref name="Faure2007" /> საყოველთაოდ მიღებულია, რომ ყინულის მანტია სინამდვილეში ყინულისაგან კი არა, არამედ ცხელი და მკვრივი სითხისგან შედგება, რომელიც მოიცავს წყალს, ამიაკს და სხვა აქროლად ნივთიერებებს.<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name="Faure2007" /> ამ სითხეს, რომელსაც მაღალი [[ელექტროგამტარობა]] აქვს, ზოგჯერ წყალი-ამიაკის ოკეანეს უწოდებენ.<ref name="Atreya2006" />

[[კალიფორნიის უნივერსიტეტი|კალიფორნიის უნივერსიტეტში]] ჩატარებული კვლევის თანახმად, ურანის სიღრმეებში არსებულმა უკიდურესმა [[წნევა]]მ და [[ტემპერატურა]]მ შესაძლოა [[მეთანი]]ს [[მოლეკულა|მოლეკულები]] დაშალოს და ამის შედეგად [[ნახშირბადი]]ს [[ატომი|ატომები]] [[ალმასი]]ს კრისტალებად კონდენსირდეს, რომლებიც მანტიას სეტყვასავით დააწვიმს.<ref>{{cite web|url=http://www.spacedaily.com/news/carbon-99d.html|title=Is It Raining Diamonds On Uranus|publisher=SpaceDaily.com|date=October 1, 1999|accessdate=May 17, 2013}}</ref> „ძალიან მაღალი წნევის“ ექსპერიმენტმა ლორენს ლივმორის ეროვნულ ლაბორატორიაში აჩვენა, რომ მანტიის ძირში შესაძლოა თხევადი ალმასის ოკეანეა, სადაც მყარი „ალმას-ბერგები“ დაცურავს.<ref>{{cite web|url=http://news.discovery.com/space/alien-life-exoplanets/diamond-oceans-jupiter-uranus.htm|title=Diamond Oceans Possible on Uranus, Neptune|author=Bland, Eric|publisher=Discovery.com|date=January 15, 2010|accessdate=May 17, 2013|archiveurl=https://web.archive.org/web/20160303082129/http://news.discovery.com/space/alien-life-exoplanets/diamond-oceans-jupiter-uranus.htm|archivedate=მარტი 3, 2016}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.astronomynow.com/news/n1001/21diamond/|title=Oceans of diamond possible on Uranus and Neptune|author=Baldwin, Emily|publisher=astronomynow.com|date=January 21, 2010|accessdate=February 6, 2014|archiveurl=https://web.archive.org/web/20131203065217/http://www.astronomynow.com/news/n1001/21diamond/|archivedate=დეკემბერი 3, 2013}}</ref>

[[ნეპტუნი]]სა და ურანის ძირითადი შემადგენელი ნაწილები [[იუპიტერი]]სა და [[სატურნი]]საგან განსხვავებულია. მათში ყინული გაზებზე მეტია, აქედან გამომდინარე, მათ განცალკევებულ კლასიფიკაციაში, [[ყინულის გიგანტი|ყინულის გიგანტებში]] მოიხსენიებენ. <!--შესაძლოა იონური წყლის ფენა არსებობდეს, სადაც წყლის მოლეკულები წყალბადისა და ჟანგბადის მოლეკულებად იშლებოდეს და უფრო ღრმა ზეიონურ წყალში, რომელშიც ჟანგბადი კრისტალიზირდება, მაგრამ წყალბადის იონი აგრძელებს თავისუფლად მოძრაობას(<ref>[http://www.newscientist.com/article/mg20727764.500-weird-water-lurking-inside-giant-planets.html Weird water lurking inside giant planets], New Scientist,September 1, 2010, Magazine issue 2776.</ref>)-->

მიუხედავად იმისა, რომ ზემოთ განხილული მოდელი საკმაოდ სტანდარტულია, ის უნიკალური არ არის. სხვა მოდელებიც ემთხვევა ექსპერიმენტებს. მაგალითად, თუ [[წყალბადი]]ს სუბსტანციური რაოდენობა და კლდოვანი მატერია შეერია ყინულის მანტიას, ინტერიერში არსებული ყინულების მთლიანი [[მასა]] უფრო მცირე იქნება და, შესაბამისად, კლდოვანი მატერიისა და წყალბადის მთლიანი მასა — უფრო მეტი. ამჟამად ხელმისაწვდომი მონაცემები არ იძლევა საშუალებას, რომ განისაზღვროს, რომელი მოდელია მართებული.<ref name="Podolak Podolak et al. 2000" /> ურანის სითხის შინაგანი სტრუქტურა ნიშნავს, რომ მას მყარი ზედაპირი არ აქვს. გაზური ატმოსფერო თანდათანობით გადადის შინაგან თხევად ფენებში.<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /> მოხერხებულობისთვის, მბრუნავი შეკუმშული სფეროიდი დაყენებული წერტილზე, რომელზეც [[ატმოსფერული წნევა]] 1 ბარს (100 [[პასკალი|კპა]]) უდრის, პირობითად მოხსენებულია „ზედაპირად“. მისი ეკვატორული და პოლარული რადიუსი 25 559 ± 4 და 24 973 ± 20 კილომეტრია, შესაბამისად.<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" /> ეს ზედაპირი მთელ სტატიაში იქნება გამოყენებული, როგორც ნულოვანი წერტილი სიმაღლისათვის.

===შინაგანი სითბო===
ურანის შიაგანი სითბო შესამჩნევად დაბალი ჩანს, ვიდრე სხვა გიგანტი პლანეტებისა. ასტრონომიული ტერმინებით, მას დაბალი [[თერმული მიმოცვლა]] აქვს.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /><ref name="Hanel Conrath et al. 1986" /> რატომ არის ურანის შინაგანი [[ტემპერატურა]] ასეთი დაბალი, კვლავ გაურკვეველია. [[ნეპტუნი]], რომელიც ურანის თითქმის ტყუპია ზომითა და შედგენილობით, ურანზე 2,61-ჯერ მეტ [[მზე|მზისგან]] მიღებულ სითბოს ასხივებს.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> ამის საპირისპიროდ, ურანი გადაჭარბებით თითქმის საერთოდ არ ასხივებს. ურანის მიერ გამოსხივებული მთლიანი სიმძლავრე შორეულ [[ინფრაწითელი გამოსხივება|ინფრაწითელში]] (ე. ი. სითბო) არის დაახლოებით 1,06 ± 0,08 იმ ენერგიისა, რომელსაც მისი ატმოსფერო შთანთქავს.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /> ფაქტობრივად, ურანის თერმული მიმოცვლა სულ რაღაც 0.042 ± 0.047 [[ვატი|ვ]]/[[მეტრი|მ]]<sup>2</sup>-ია, რომელიც უფრო დაბალია, ვიდრე [[დედამიწა|დედამიწის]] შინაგანი თერმული მიმოცვლა — დაახლოებით 0,075 ვ/მ².<ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /> ყველაზე დაბალი [[ტემპერატურა]], რაც კი ურანის [[ტროპოპაუზა]]ში დაფიქსირებულა, არის 48 ºK (−224&nbsp;°C), რის გამოც ურანი [[მზის სისტემა]]ში ყველაზე ცივი [[პლანეტა]]ა.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" />

ერთ-ერთი ჰიპოთეზის თანახმად, ურანმა ზემასიური შეჯახება გადაიტანა, რომელმაც მისი ძირითადი სითბოს უმეტესი ნაწილი გამოაგდო და დარჩა ბირთვი გამოლეული ტემპერატურით.<ref>{{cite journal|title=Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?|author=Hawksett, David |journal=Astronomy Now|date=2005|page=73}}</ref> სხვა ჰიპოთეზის მიხედვით, ურანის ზედა ფენებში არსებობს ბარიერი, რომელიც ბირთვის სითბოს ზედაპირამდე მიღწევაში ხელს უშლის..<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /> მაგალითად, [[კონვექცია]] შესაძლოა შედგენილობით განსხვავებულ ფენებში მოხდეს, რომელიც შეაჩერებს ამომავალი სითბოს გადაცემას.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /> შესაძლოა [[ორმაგი დიფუზური კონვექცია]] არის შემზღუდველი ფაქტორი.<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" />

==ატმოსფერო==
მიუხედავად იმისა, რომ ურანის შიდა ნაწილებში კარგად გამოკვეთილი მყარი ზედაპირი არ არის, ურანის გარე გაზური გარსი, რომელიც ხელმისაწვდომია დისტანციური მართვისთვის, ატმოსფერო ეწოდება.<ref name="Lunine 1993" /> დისტანციური მართვის შესაძლებლობა ვრცელდება დაახლოებით 300 კილომეტრს ქვემოთ 1 ბარის (100 [[პასკალი|კპა]]) დონეზე, შესაბამისი [[წნევა|წნევით]] და [[ტემპერატურა|ტემპერატურით]]: 100 ბარი (10 მპა) და 320 [[კელვინი|ºK]].<ref name="de Pater Romani et al. 1991" /> ატმოსფეროს გაუხშოებელი გვირგვინი შესანიშნავად იჭიმება ორ პლანეტურ რადიუსზე ნომინალური ზედაპირიდან, რომელიც განსაზღვრულია, რომ 1 ბარი წნევის ქვეშაა.<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /> ურანის ატმოსფერო სამ ფენად იყოფა: [[ტროპოსფერო]] — -300-დან 50 კილომეტრამდე სიმაღლით და 100-დან 0,1 ბარამდე (10 მპა-10 კპა); [[სტრატოსფერო]] — 50-4000 კილომეტრის სიმაღლეზე მდებარე წნევით 0,1-სა და 10<sup>−10</sup> (10 მპა და 10 µმპა); და ბოლოს [[თერმოსფერო]]/გვირგვინი — ეს უკანასკნელი 4000 კილომეტრიდან 50 000 კილომეტრამდე იჭიმება ზედაპირიდან.<ref name="Lunine 1993" /> ურანს [[მეზოსფერო]] არ აქვს.

===შედგენილობა===
ურანის [[ატმოსფერო]]ს შედგენილობა განსხვავებულია მისი ძირითადი შემადგენელი მასისაგან, რომელიც უმეტესად მხოლოდ მოლეკულურ [[წყალბადი|წყალბადსა]] და [[ჰელიუმი|ჰელიუმს]] მოიცავს.<ref name="Lunine 1993" /> ჰელიუმის მოლური წილი, ესე იგი ჰელიუმის [[ატომი|ატომების]] რიცხვი გაზის [[მოლეკულა]]ში, არის 0,15 ± 0,03 ზედა [[ტროპოსფერო]]ში, რომელიც შეესაბამება მასის წილს 0,26 ± 0,05.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /> ეს მნიშვნელობა ახლოსაა პროტომზიური ჰელიუმის მასის წილთან, რომელიც შეადგენს 0,275 ± 0,01-ს,<ref name="Lodders 2003" /> რაც იმაზე მიუთითებს, რომ ჰელიუმი არ არსებობდა მის ცენტრში, როგორც ეს [[გაზური გიგანტი|გაზურ გიგანტებშია]].<ref name="Lunine 1993" /> ურანის ატმოსფეროს სიუხვით მესამე შემაგენელი ნაწილი არის [[მეთანი]] (CH<sub>4</sub>).<ref name="Lunine 1993" /> მეთანი ფლობს შთანთქმის ჯგუფებს ხილულ და ინფრაწითელთან მიახლოებულ დიაპაზონში, რის გამოც ურანი ცისფერი ჩანს.<ref name="Lunine 1993" /> მეთანის მოლეკულები ატმოსფეროს 2,3 %-ს შეადგენს მოლური წილით [[მეთანი]]ს ღრუბლის ქვემოთ 1,3 ბარის (130 [[პასკალი|კპა]]) [[წნევა|წნევის]] დონეზე. ეს წარმოადგენს [[მზე]]ში დაფიქსირებულ 20-30-ჯერ მეტ [[ნახშირბადი|ნახშირბადს]].<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Lindal Lyons et al. 1987" /><ref name="Tyler 1986" /> შერევის ფარდობა ბევრად დაბალია ზედა ატმოსფეროში, რისი წყალობითაც ძალიან დაბალი [[ტემპერატურა]]ა, რომელიც ამცირებს გაჟღენთის დონეს და იწვევს ზედმეტი მეთანის გაყინვას.<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /> ისეთი აქროლადი ნარევების სიუხვე ატმოსფეროს სიღრმეებში, როგორებიცაა [[ამიაკი]], [[წყალი]] და [[წყალბადის სულფიდი]], ნაკლებადაა ცნობილი. მათი შემცველობა ალბათ ბევრად მეტია, ვიდრე [[მზე]]ში.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="de Pater Romani et al. 1989" /> მეთანთან ერთად სხვადასხვა ნახშირწყლების არსებობაც შეინიშნება ურანის სტრატოსფეროში, რომლებიც, მეცნიერთა ვარაუდით, [[მზე|მზის]] [[ულტრაიისფერი გამოსხივება|ულტრაიისფერი გამოსხივების]] დახმარებით მეთანმა წარმოქმნა.<ref name="Summers & Strobel 1989" /> ესენია: [[ეთანი]] (C<sub>2</sub>H<sub>6</sub>), [[აცეტილინი]] (C<sub>2</sub>H<sub>2</sub>), [[მეთილაცეტილინი]] (CH<sub>3</sub>C<sub>2</sub>H) და [[დიაცეტილინი]] (C<sub>2</sub>HC<sub>2</sub>H).<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /><ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /><ref name="Encrenaz 2003" /> სპექტროსკოპულმა დაკვირვებებმა ასევე გამოავლინა წყლის ორთქლის, [[ნახშირჟანგი|ნახშირჟანგისა]] და [[ნახშირორჟანგი]]ს არსებობა ზედა ატმოსფეროში, რომელთა წარმოქმნა შესაძლებელია მხოლოდ გარეშე წყაროდან, როგორიცაა [[კომეტა]].<ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /><ref name="Encrenaz 2003" /><ref name="Encrenaz Lellouch et al. 2004" />

===ტროპოსფერო===
ტროპოსფერო ურანის ატმოსფეროს ყველაზე დაბალი და მკვრივი ნაწილია, რომელიც ხასიათდება სიმაღლესთან ერთად კლებადი ტემპერატურით.<ref name="Lunine 1993" /> ტემპერატურა ნომინალური ტროპოსფეროს ძირში -300 კილომეტრზე 320 ºK-დან 53 ºK-მდე ეცემა 50 კმ-ზე.<ref name="de Pater Romani et al. 1991" /><ref name="Tyler 1986" /> ტროპოსფეროს ყველაზე ცივ ზედა რეგიონში (ტროპოპაუზა) სინამდვილეში იცვლება 49-სა და 57 ºK-ს შორის. ეს დამოკიდებულია პლანეტურ განედზე.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Hanel Conrath et al. 1986" /> ტროპოპაუზა პასუხისმგებელია ურანის თერმული გამოსხივების უმეტესობაზე.<ref name="Hanel Conrath et al. 1986" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" />

მიჩნეულია, რომ ტროფოსფეროს ღრუბლების ძალიან რთული სტრუქტურა აქვს. ჰიპოთეზის თანახმად, წყლის ღრუბლები მდებარეობს 50-100 ბარ წნევებს შორის, [[ამიაკის ჰიდროსულფიდი]]ს ღრუბლები — 20-40 ბარის, ამიაკის ან [[წყალბადის სულფიდი]]ს ღრუბლები — 3-10 ბარის, ხოლო საბოლოოდ პირდაპირ აღმოჩენილი თხელი [[მეთანი]]ს ღრუბლები — 1-2 ბარ წნევებს შორის.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="de Pater Romani et al. 1991" /><ref name="Lindal Lyons et al. 1987" /><ref name="Atreya Wong 2005" /> ტროპოსფერო ატმოსფეროს დინამიკური ნაწილია, სადაც ძლიერ ქარები, კაშკაშა ღრუბლები და სეზონური ცვლილებები შეინიშნება.

===ზედა ატმოსფერო===
ურანის ატმოსფეროს შუა ფენა არის სტრატოსფერო, სადაც [[ტემპერატურა]] ძირითადად იზრდება სიმაღლესთან ერთად ტროპოპაუზაში 53 ºK-დან 800-850 ºK-მდე თერმოსფეროს ფუძემდე.<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /> სტრატოსფეროს გათბობას [[მეთანი]]სა და სხვა ნახშირწყლების მიერ მზის [[ულტრაიისფერი გამოსხივება|ულტრააისფერი]] და [[ინფრაწითელი გამოსხივება|ინფრაწითელი გამოსხივების]] შთანთქმა იწვევს,<ref name="Young et al. 2001" /> რომელიც წარმოქმნის ატმოსფეროს ამ ნაწილს [[მეთანი]]ს [[ფოტოლიზი]]ს შედეგად.<ref name="Summers & Strobel 1989" /> სითბო ასევე ცხელი თერმოსფეროდანაც გაიცემა.<ref name="Young et al. 2001" /> ნახშირწყლები იკავებს შედარებით ვიწრო ფენებს 100-300 კილომეტრ სიმაღლეებზე წნევით 10-0,1 მეგაბარით და ტემპერატურით 75-170 ºK.<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /><ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /> ყველაზე უხვი ნახშირწყალი არის [[მეთანი]], [[აცეტილინი]] და [[ეთანი]] წყალბადის შერევის ფარდობით 10<sup>−7</sup>. [[ნახშირჟანგი]]ს [[შერევის ფარდობა]] ამ სიმაღლეებზე იგივეა.<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /><ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /><ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /><ref name="Encrenaz Lellouch et al. 2004" /> <!--უფრო მძიმე ნახშირწყლები და ნახშირორჟანგის შერევის...--> წყლის სიუხვის ფარდობა არის 7×10<sup>−9</sup>.<ref name="Encrenaz 2003" /> ეთანი და აცეტილინი სტრატოსფეროსა და ტროპოპაუზის (10 მეგაბარის დონის ქვემოთ) უფრო ცივ და დაბალ ნაწილებში [[კონდენსაცია|კონდენსირებისკენ]] მიისწრაფის, რის შედეგადაც წარმოიქმნება ნისლის ფენები,<ref name="Summers & Strobel 1989" /> რომლებიც შესაძლოა ნაწილობრივ ურანის რბილ გარეგნობაზე იყოს პასუხისმგებელი. ურანის სტრატოსფეროს ნახშირწყლების კონცენტრაცია შესამჩნევად დაბალია, ვიდრე სხვა [[გაზური გიგანტი|გიგანტი პლანეტების]] სტრატოსფეროებში.<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /><ref name="Herbert & Sandel 1999" />

ურანის ატმოსფეროს კიდურა ფენა არის თერმოსფერო და გვირგვინი, რომელთაც ერთგვაროვანი [[ტემპერატურა]] 800 და 850 ºK აქვს.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Herbert & Sandel 1999" /> ასეთი მაღალი დონის შენარჩუნებისთვის საჭირო წყარო გაურვეველია, რადგან არც [[მზე|მზის]] [[ულტრაიისფერი გამოსხივება|ულტრაიისფერ გამოსხივებას]], უკიდურეს ულტრაიისფერ გამოსხივებას, და არც ციალურ აქტივობებს არ შეუძლია წარმოქმნან ამ ტემპერატურებამდე მისაღწევი ენერგია. ამის მიზეზი შესაძლოა იყოს სუსტი გამაგრილებელი ეფექტურობა, რომელიც გამოწვეულია ნახშირწყლების ნაკლებობით სტრატოსფეროში 0,1 მეგაბარი წნევაზე ზემოთ.<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /><ref name="Herbert & Sandel 1999" /> მოლეკულური [[წყალბადი]]ს გარდა, თერმოსფერო-გვირგვინი შეიცავს ძალიან ბევრ თავისუფალ [[წყალბადი]]ს [[ატომი|ატომს]]. მათი საერთო [[მასა]] მაღალ [[ტემპერატურა]]სთან ერთად ხსნის, რატომ იჭიმება გვირგვინი ზედაპირიდან 50 000 კილომეტრზე.<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /><ref name="Herbert & Sandel 1999" /> ეს გადაჭიმული გვირგვინი ურანის უნიკალური ნიშანია.<ref name="Herbert & Sandel 1999" /> მისი ეფექტები მოიცავს ურანის გარშემო არსებული პატარა ნაწილაკების „თრევას“, რომელიც იწვევს მტვრის გამოლევას ურანის რგოლებში.<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /> ურანის თერმოსფერო, სტრატოსფეროს ზედა ნაწილთან ერთად, შეესაბამება ურანის იონოსფეროს.<ref name="Tyler 1986" /> დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ იონოსფერო 2000-10 000 კილომეტრამდე იკავებს.<ref name="Tyler 1986" /> ურანის იოსნოსფერო [[სატურნი]]საზე და [[ნეპტუნისა]]ზე მკვრივია, რომელიც შესაძლოა სტრატოსფეროში არსებული ნახშირწყლების დაბალი კონცენტრაციამ წარმოქმნა.<ref name="Herbert & Sandel 1999" /><ref name="Trafton Miller et al. 1999" /> იონოსფერო ძირითადად [[მზე|მზის]] ულტრაიისფერი გამოსხივებით „იკვებება“ და მისი სიმკვრივე დამოკიდებულია [[მზე|მზის]] აქტიურობაზე.<ref name="Encrenaz Drossart et al. 2003" /> ციალური აქტივობა შეუმჩნეველია [[სატურნი]]სა და [[იუპიტერი]]ს აქტივობასთან შედარებით.<ref name="Herbert & Sandel 1999" /><ref name="Lam Miller et al. 1997" />

<center>
<gallery caption="ურანის ატმოსფერო" perrow="2">
ფაილი:ურანის ტროპოსფერული პროფილი.jpg|ურანის ტროპოსფეროსა და ქვედა სტრატოსფეროს ტემპერატურული პროფილი. ასევე აღნიშნულია ღრუბლები და ნისლის ფენები.
ფაილი:ურანის ქარის სიჩქარეები.jpg|ურანზე არსებული ქარების ზონური სიჩქარე. გამუქებულ ნაწილებზე ნაჩვენებია სამხრეთ საყელო და მისი მომავალი ჩრდილოეთ ორეული. წითელი მრუდი სიმეტრიულად მორგებულია მონაცემებს.
</gallery>
</center>

==პლანეტური რგოლები==
რგოლები უკიდურესად ბნელი ნაწილაკებისაგან შედგება, რომლებიც სხვადასხვა ზომისაა — დაწყებული მიკრომეტრებიდან, დამთავრებული მეტრის ნაწილებით.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> ამჟამად 13 რგოლია ცნობილი. მათგან ყველაზე კაშკაშა ε რგოლია. ურანის ორი რგოლის გარდა, ყველა უკიდურესად ვიწროა — ჩვეულებრივ რამდენიმე კილომეტრის სიგანისა. ურანის რგოლები ალბათ საკმაოდ ახალგაზრდაა. მისი დინამიკის შესწავლა მიუთითებს, რომ ისინი ურანთან ერთად არ წარმოქმნილა. რგოლებში არსებული მატერია შესაძლოა ოდესღაც მთვარის (ან მთვარეების) ნაწილი იყო, რომელიც მაღალი [[სიჩქარე|სიჩქარის]] შეჯახებებმა ნამსხვრევებად აქცია. ნარჩენების მრავალი ნაწილებიდან, რომლებიც წარმოიქმნა ამ შეჯახებების შედეგად, მხოლოდ მცირე რაოდენობის ნაწილაკები გადარჩა სტაბილური ზონების ზღვრულ რაოდენობაში, რომელიც შეესაბამება ამჟამინდელი რგოლების მდებარეობას.<ref name="Esposito2002" /><ref name="summary" />

უილიამ ჰერშელმა ურანის გარშემო სავარაუდოდ არსებული რგოლები ჯერ კიდევ [[1789]] წელს აღწერა. მისი ეს აღმოჩენა საეჭვოა, რადგან რგოლები საკმაოდ მკრთალია და მომდევნო ორ საუკუნეში არც ერთ სხვა დამკვირვებელს არ შეუნიშნავს. და მაინც, ჰერშელმა ზუსტად აღწერა ეფსილიონ რგოლის ზომა, მისი კუთხე [[დედამიწა|დედამიწის]] მიმართ, მისი წითელი ფერი და მისი ხილული ცვლილებები, როდესაც ის [[მზე|მზის]] გარშემო ბრუნავდა.<ref>{{cite news |title=Uranus rings 'were seen in 1700s' |publisher=BBC News |url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6569849.stm|date=April 19, 2007| accessdate=April 19, 2007}}</ref><ref>{{cite web|title=Did William Herschel Discover The Rings Of Uranus In The 18th Century?|work=Physorg.com|url=http://www.physorg.com/news95949762.html| date=2007|accessdate=June 20, 2007}}</ref> რგოლების სისტემა საბოლოოდ [[1977]] წლის 10 მარტს აღმოაჩინეს [[ჯეიმზ ელიოტი|ჯეიმზ ელიოტმა]], [[ედუარდ დანჰემი|ედუარდ დანჰემმა]] და [[დუგლას მინკი|დუგლას მინკმა]] კოიპერის საჰაერო ობსერვატორიის გამოყენებით. აღმოჩენა წინასწარ იყო დაგეგმილი: მათ დაგეგმეს, რომ გამოეყენებინათ ურანის ატმოსფეროს მიერ [[ვარსკვლავი|ვარსკვლავ]] [[SAO 158687]]-ის დაბნელება, რის შემდეგაც მის ატმოსფეროს გამოიკვლევდნენ. როდესაც მათი დაკვირვებების ანალიზი გაკეთდა, მათ აღმოაჩინეს, რომ [[ვარსკვლავი]] მცირე ხნით გაუჩინარდა თვალთახედვიდან 5-ჯერ, სანამ ურანის უკან დაიმალებოდა. აქედან მათ დაასკვნეს, რომ ურანის გარშემო უნდა ყოფილიყო რგოლური სისტემა.<ref name="Elliot1977" />  მოგვიანებით მათ 4 სხვა რგოლი აღმოაჩინეს.<ref name="Elliot1977" /> ეს რგოლები პირდაპირ დაფიქსირდა, როდესაც „[[ვოიაჯერ 2]]-მა“ ჩაუფრინა ურანს [[1986]] წელს.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> „ვოიაჯერ 2-მა“ ასევე აღმოაჩინა 2 სხვა მკრთალი რგოლი, საერთო ჯამში კი რგოლთა რაოდენობამ 11-ს მიაღწია.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" />

[[2005]] წლის დეკემბერში [[ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპი|ჰაბლის კოსმოსურმა ტელესკოპმა]] აქამდე უცნობი ორი რგოლი აღმოაჩინა. უდიდესი ურანიდან მდებარეობს ორჯერ შორს, ვიდრე აქამდე ცნობილი რგოლები. ეს ახალი რგოლები ურანიდან ისე შორ მანძილზეა, რომ მათ „გარე“ რგოლური სისტემა ეწოდება. ჰაბლმა ასევე ორი მცირე თანამგზავრი შენიშნა, რომელთაგან ერთ-ერთი, სახელად [[მაბი (ურანის თანამგზავრი)|მაბი]], თავის ორბიტას ახლად აღმოჩენილ კიდურა რგოლთან იზიარებს. ამ ორი რგოლით ურანის რგოლების რაოდენობა 13 გახდა.<ref>{{cite web|title=NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus|work=Hubblesite|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/33/| date=2005|accessdate=June 9, 2007}}</ref> [[2006]] წლის აპრილში [[კეკის ობსერვატორია|კეკის ობსერვატორიიდან]] ამ ახალი რგოლების ფოტოებმა უზრუნველყო გარე რგოლების ფერები: კიდურა ცისფერია, ხოლო მეორე — წითელი.<ref name="dePater2006" /><ref>{{cite web| title=Blue ring discovered around Uranus|publisher=UC Berkeley News|last=Sanders|first=Robert| url=http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/04/06_bluering.shtml|date=April 6, 2006|accessdate=October 3, 2006}}</ref> ერთი ჰიპოთეზა, რომელიც მიიჩნევს, რომ გარე რგოლის ფერი ცისფერია, არის ის, რომ იგი გაჯერებულია წყლის ყინულის ნაწილაკებით მაბის ზედაპირიდან, რომელიც იმდენად პატარაა, რომ ცისფერ [[სინათლე]]ს ფანტავს.<ref name="dePater2006" /> ამის საპირისპიროდ, ურანის შიდა რგოლები ნაცრისფერია.<ref name="dePater2006" />

<center>
<gallery caption="ურანის რგოლები" perrow="3">
ფაილი:Uranus rings discovery.gif|ანიმაცია, რომელზეც ასახულია ურანის რგოლების აღმოჩენა (ჩასართავად დააწკაპუნეთ ფოტოზე)
ფაილი:ურანის რგოლების სქემა.jpg|ურანს პლანეტური რგოლების რთული სისტემა აქვს, რომელიც აღმოჩენის მიხედვით მზის სისტემაში მეორე ასეთი სისტემა იყო სატურნის რგოლების შემდეგ.<ref name="Esposito2002" />
ფაილი:Uranuslight.jpg|ურანის ციალი ეკვატორულ რგოლებთან ერთად, რომელიც ჰაბლის კოსმოსურმა ტელესკოპმა გადაიღო. იუპიტერისა და დედამიწის ციალისგან განსხვავებით, ურანის ციალი მისი პოლუსების წრფივი არაა, რადგან მას არარეგულარული მაგნიტური ველი აქვს.
</gallery>
</center>

==მაგნიტოსფერო==
[[ფაილი:ურანის მაგნიტური ველი.jpg|thumb|upright=1.5|left|1986 წელს „[[ვოიაჯერ 2]]-ის“ მიერ შესწავლილი ურანის მაგნიტური ველი.]]
„[[ვოიაჯერ 2]]-ის“ ვიზიტამდე ურანის ატმოსფეროზე არანაირი მონაცემები არ არსებობდა, ამიტომ მისი ბუნება გამოცანა რჩებოდა. [[1986]] წლამდე ასტრონომები ვარაუდობნენ, რომ ურანის [[მაგნიტური ველი]] [[მზიური ქარი]]ს წრფივი უნდა ყოფილიყო, რადგან უსწორდება ურანის პოლუსებს, რომლებიც ეკლიპტიკაზე მდებარეობს.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" />

ვოიაჯერის დაკვირვებებმა ცხადყო, რომ ურანის მაგნიტური ველი უნიკალურია, რადგან ის არ წარმოიქმნება მისი გეომეტრიული ცენტრიდან და ბრუნვის ღერძის მიმართ 59°-ით არის დახრილი.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name="Russell993" /> ფაქტობრივად, [[მაგნიტური დიპოლი]] ურანის ცენტრიდან წანაცვლებულია სამხრეთ მბრუნავი პოლუსისკენ [[პლანეტა|პლანეტის]] რადიუსის მესამედით.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> ეს უჩვეულო გეომეტრია იწვევს მაგნიტოსფეროს მაღალ ასიმეტრიულობას, სადაც მაგნიტური ველის სიძლიერე სამხრეთ ნახევარსფეროს ზედაპირზე შესაძლოა 0,1 [[გაუსი (ერთეული)|გაუსი]] (10 [[ტესლა (ერთეული)|µT]]) იყოს, ხოლო ჩრდილოეთ ნახევარსფეროზე — 1,1 გაუსი (110 µT).<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> ზედაპირზე საშუალო ველი არის 0,23 გაუსი (23 µT).<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> შედარებისთვის, [[დედამიწა|დედამიწის]] მაგნიტური ველი თითქმის იმავე სიძლიერისაა ორივე პოლუსზე და მისი „მაგნიტური ეკვატორი“ თითქმის პარალელურია მის გეოგრაფიულ ეკვატორთან.<ref name="Russell993" /> ურანის დიპოლის მომენტი 50-ჯერ მძლავრია დედამიწისაზე.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name="Russell993" /> [[ნეპტუნი|ნეპტუნსაც]] გადანაცვლებული და დახრილი მაგნიტური ველი აქვს, რაც მეცნიერებს აძლევს ვარაუდის საფუძველს, რომ ეს [[ყინულის გიგანტები]]ს გავრცელებული თვისებაა.<ref name="Russell993" /> ერთი ჰიპოთეზა არის ის, რომ, განსხვავებით [[გაზური გიგანტი|გაზის გიგანტებისა]] და [[დედამიწის ჯგუფის პლანეტები|კლდოვანი პლანეტებისგან]], რომელთა მაგნიტური ველი წარმოიქმნება მათ ბირთვებში, ყინული გიგანტების მაგნიტური ველები წარმოიქმნება შედარებით არაღრმა რეგიონებში მოძრაობით, მაგალითად [[წყალი]]-[[ამიაკი]]ს ოკეანეში.<ref name="Atreya2006" /> მაგნიტოსფეროს ფორმის სხვა შესაძლო ახსნა არის ის, რომ ურანის შიდა ნაწილებში თხევადი [[ალმასი]]ს ოკეანე არსებობს, რომელიც მაგნიტურ ველს აკავებს.<ref>{{cite web|url=http://news.discovery.com/space/alien-life-exoplanets/diamond-oceans-jupiter-uranus.htm|title=Diamond Oceans Possible on Uranus, Neptune|author=Bland, Eric|publisher=Discovery.com|date=Jan 15, 2010|accessdate=May 17, 2013|archiveurl=https://web.archive.org/web/20160303082129/http://news.discovery.com/space/alien-life-exoplanets/diamond-oceans-jupiter-uranus.htm|archivedate=მარტი 3, 2016}}</ref>

მისი უცნაური ფორმის მიუხედევად, სხვა მხრივ ურანის მაგნიტოსფერო სხვა [[პლანეტა|პლანეტები]]ს მსგავსია: მას აქვს [[რკალისებრი დარტყმითი ტალღა]] დაახლოებით 23 ურანის რადიუსის მოშორებით, მაგნეტოპაუზა — 18 ურანის რადიუსით, სრულად განვითარებული მაგნეტოკუდი და [[რადიაციული სარტყელი|რადიაციული სარტყელები]].<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name="Russell993" /><ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> საერთო ჯამში, ურანის მაგნიტოსფეროს სტრუქტურა [[იუპიტერი]]საგან განსხვავებულია და [[სატურნი]]სას უფრო წააგავს.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name="Russell993" /> ურანის მაგნეტოკუდი იშლება მის უკან სივრცეში მილიონობით კილომეტრზე და იხვევა მისი გვერდული მოძრაობით გრძელი კორძსაძრობის მსგავსად.<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref>{{cite web|title=Voyager: Uranus: Magnetosphere|url=http://voyager.jpl.nasa.gov/science/uranus_magnetosphere.html|work=NASA|date=2003|accessdate=June 13, 2007}}</ref>

ურანის მაგნიტოსფერო მოიცავს დამუხტულ ნაწილაკებს: ძირითადად [[პროტონი|პროტონებსა]] და [[ელექტრონი|ელექტრონებს]] [[წყალბადის მოლეკულური იონი|H<sub>2</sub><sup>+</sup>]] იონების მცირე რაოდენობით.<ref name="Russell993" /><ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> უფრო მძიმე [[იონი|იონები]] არ აღმოუჩენიათ. ამ ნაწილაკების უმეტესობა ალბათ ცხელი ატმოსფერული გვირგვინიდან წარმოიქმნება.<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> იონებისა და ელექტრონების ენერგია შესაძლოა 4 და 1,2 [[ელექტრონვოლტი|მეგაელექტრონვოლტი]] იყოს, შესაბამისად.<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> დაბალი ენერგიის (1 კილოელექტრონვოლტზე ქვემოთ) იონების [[სიმკვრივე]] შიდა მაგნიტოსფეროში დაახლოებით 2 სმ<sup>−3</sup>-ია.<ref name="Bridge1986" /> ნაწილაკების პოპულაციაზე დიდ გავლენას ურანის მთვარეები ახდენს, რომლებიც მაგნიტოსფეროს ასუფთვებს და შესამჩნევ ნაპრალებს ტოვებს.<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> ნაწილაკების ნაკადი საკმარისად მაღალია, რომ წარმოქმნას დამაბნელებელი ან კოსმოსური ამინდი თავიანთ ზედაპირებზე ასტრონომიულად სწრაფ დროში — 100 000 წელიწადში.<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> ეს შესაძლოა ურანის თანამგზავრებისა და რგოლების ერთგვაროვნად მუქი შეფერილობის გამომწვევი მიზეზი იყოს.<ref name="summary" /> ურანს შედარებით კარგად განვითარებული ციალები აქვს, რომლებიც ორივე მაგნიტური პოლუსის გარშემო კაშკაშა რკალებად ჩანს.<ref name="Herbert & Sandel 1999" /> იუპიტერისგან განსხვავებით, ურანის ციალები შეუმჩნეველია პლანეტური თერმოსფეროს ენერგიის ბალანსისთვის.<ref name="Lam Miller et al. 1997" />

==კლიმატი==
[[ფაილი:Uranuscolour.png|thumb|ურანის სამხრეთ ნახევარსფერო თითქმის ბუნებრივ ფერებში (მარცხნივ) და უფრო მოკლე ტალღის სიგრძეებში (მარჯვნივ), სადაც ასახულია მისი მკრთალი ღრუბლები და ატმოსფერული „კაპიუშონი“. ფოტო ''[[ვოიაჯერ 2]]-მა'' გადაიღო.]]
[[ულტრაიისფერი გამოსხივება|ულტრაიისფერ]] და [[ხილული სინათლე|ხილულ]] ტალღის სიგრძეში ურანის ატმოსფერო ზომიერია სხვა [[იუპიტერის ჯგუფის პლანეტები|გიგანტი]] [[პლანეტა|პლანეტების]] ატმოსფეროებთან შედარებით, [[ნეპტუნი]]ს ატმოსფეროსთანაც კი, რომელიც ძალიან წააგავს ურანისას.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> როდესაც [[1986]] წელს „[[ვოიაჯერ 2]]-მა“ ჩაუფრინა ურანს, მან დააფიქსირა ღრუბლის 10 მახასიათებელი მთლიანი პლანეტის მასშტაბით.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /><ref name="planetary" /> ამ მახასიათებლების ნაკლებობის ერთ-ერთი ახსნა არის ის, რომ ურანის შინაგანი სითბო შესამჩნევად დაბალია, ვიდრე სხვა გიგანტი პლანეტებისა. ყველაზე დაბალი [[ტემპერატურა]], რომელიც ურანის ტროპოპაუზაში დაფიქსირდა, არის 49 [[კელვინი|ºK]], რის გამოც ურანი ყველაზე ცივი [[პლანეტა]]ა [[მზის სისტემა]]ში, ნეპტუნზე ცივიც კი.<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" />

===ზონური სტრუქტურა, ქარები და ღრუბლები===
1986 წელს „[[ვოიაჯერ 2]]-მა“ აღმოაჩინა, რომ ურანის ხილული სამხრეთ ნახევარსფერო შესაძლოა ორ რეგიონად დაიყოს: კაშკაშა პოლარულ ქუდად და ბნელ ეკვატორულ ზონებად (იხილეთ ფიგურა მარჯვნივ).<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> მათი საზღვარი მდებარეობს −45° განედზე. ვიწრო ზონა, რომელიც მდებარეობს −45°-დან −50° განედურ ჯგუფზე, არის ყველაზე კაშკაშა დიდი მახასიათებელი მის ხილულ ზედაპირზე.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /><ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005" /> მას სამხრეთ „საყელო“ ეწოდება. ითვლება, რომ ქუდი და საყელო არის [[მეთანი]]ს ღრუბლების მკვრივი რეგიონი, რომელიც მოთავსებულია 1,3-2 ბარ [[წნევა|წნევებს]] შორს (იხ. ზემოთ).<ref name="Rages Hammel et al. 2004" /> გარდა დიდი მასშტაბის ზონური სტრუქტურისა, „ვოიაჯერ 2-მა“ დააფიქსირა 10 მცირე ზომის კაშკაშა ღრუბელი, რომელთა უმეტესობა რამდენიმე გრადუსით იყო დახრილი ჩრდილოეთისკენ საყელოდან.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> სხვა ყველა მხრივ ურანი დინამიკურად მკვდარ პლანეტად ჩანდა 1986 წელს. სამწუხაროდ, „ვოიაჯერ 2“ ურანს სამხრეთ ზაფხულის დროს ეწვია და ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს დაკვირვება ვერ მოახერხა. XXI საუკუნის დასაწყისში, როდესაც ჩრდილოეთ პოლარული რეგიონი ხილული გახდა, [[ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპი]] და [[კეკის ტელესკოპი]] თავდაპირველად არც საყელოს და არც პოლარულ ქუდს დააკვირდა ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში.<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005" /> ამიტომ, როგორც აღმოჩნდა, ურანი ასიმეტრიული იყო: კაშკაშა სამხრეთ პოლუსზე და ერთგვაროვნად ბნელი სამხრეთ საყელოს ჩრდილოეთ რეგიონში.<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005" /> 2007 წელს, როცა ურანმა მისი ნაბუინობა გაიარა, სამხრეთ საყელო თითქმის გაუჩინარდა, ხოლო მკრთალი ჩრდილოეთ საყელო 45° განედთან ახლოს გამოჩნდა.<ref name="Sromovsky Fry et al. 2009" />

[[ფაილი:ურანის მუქი ლაქა.jpg|thumb|ურანზე შემჩნეული პირველი მუქი ლაქა. ფოტო ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის ACS (Advanced Camera for Surveys) მოწყობილობამ გადაიღო 2006 წელს.]]

[[1990]]-იან წლებში დაფიქსირებული კაშკაშა ღრუბლების მახასიათებლები საგრძნობლად გაიზარდა ნაწილობრივ იმის გამო, რომ ახალი მაღალი გარჩევადობის გადაღების ტექნიკა ხელმისაწვდომი გახდა.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> უმეტესობა ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში აღმოაჩინეს, როდესაც ხილული გახდა.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> ადრეული ახსნა — რომ კაშკაშა ღრუბლების იდენტიფიცირება უფრო ადვილია მის ბნელ ნაწილში, ხოლო სამხრეთ ნახევარსფეროში კაშკაშა საყელო ფარავს მათ — მცდარი აღმოჩნდა: მახასიათებლების ნამდვილი რაოდენობა ნამდვილად შესამჩნევად გაიზარდა.<ref name="Karkoschka ('Uranus') 2001" /><ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /> მიუხედავად ამისა, თითოეული ნახევარსფეროს ღრუბლებს შორის არსებობს განსხვავებები. ჩრდილოეთ ღრუბლები უფრო პატარა, მახვილი და კაშკაშაა.<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /> ისინი უფრო მაღლა მდებარეობს.<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /> ღრუბლების სიცოცხლის ხანგრძლივობა რამდენიმე მნიშვნელობით იზომება. ზოგიერთი მცირე ღრუბელი საათობით „ცოცხლობს“, ხოლო სულ ცოტა ერთი სამხრეთ ღრუბელი შესაძლოა ვოიაჯერის ჩაფრენის შემდეგ დღესაც აქტიურია.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /><ref name="planetary" /> ბოლო დროინდელმა დაკვირვებებმა ცხადყო, რომ ღრუბლის მახასიათებლებს ბევრი საერთო აქვს ნეპტუნის ღრუბლებთან.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> მაგალითად, [[ნეპტუნი|ნეპტუნზე]] არსებული ბნელი ლაქები არასდროს შენიშნულა ურანზე [[2006]] წლამდე. ეს ის წელია, როდესაც პირველი ასეთი მახასიათებელი, სახელად „ურანის ბნელი ლაქა“, დააფიქსირეს.<ref name="DarkSpot" /> როგორც ჩანს, ურანი ნეპტუნის მსგავსი ხდება მისი ნაბუინობის სეზონისას.<ref name="Hammel2007" />

რამდენიმე ღრუბლის მახასიათებლის მონიტორინგის საშუალებით მოხერხდა ზონური [[ქარი|ქარების]] განსაზღვრა, რომელიც ურანის ზედა ტროპოსფეროში უბერავს.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> ეკვატორთან ქარები რეტროგრადულია, რაც ნიშნავს იმას, რომ ისინი [[პლანეტა|პლანეტის]] მოძრაობის საპირისპირო მიმართულებით უბერავს. მათი [[სიჩქარე]] −100-დან −50 მ/წმ-მდე მერყეობს.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /><ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005" /> ქარის სიჩქარე უფრო მეტია, რაც უფრო შორსაა ეკვატორიდან, ნულს კი ±20° [[განედი|განედზე]] აღწევს, სადაც [[ტროპოსფერო]]ს ტემპერატურული მინიმუმია მოთავსებული.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /><ref name="Hanel Conrath et al. 1986" /> პოლუსებთან ახლოს ქარები წაინაცვლებს პროგრადული მიმართულებით, ანუ მიჰყვება ურანის ბრუნვას. ქარის სიჩქარე იზრდება და მაქსიმუმს ±60° განედზე აღწევს, სანამ ნულზე დაეცემა პოლუსებზე.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> ქარის სიჩქარე ±40° განედზე 150-დან 200 მ/წმ-მდე მერყეობს. რადგანაც საყელო აბნელებს ყველა ღრუბელს ამ პარალელის ქვემოთ, სიჩქარეების გაზომვა მის და სამხრეთ პოლუსს შორის შეუძლებელია.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> ამის საპირისპიროდ, ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში მაქსიმალური სიჩქარე 240 მ/წმ-ია და დაიმზირება +50° განედთან ახლოს.<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /><ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005" /><ref name="Hammel Rages et al. 2001" />

===სეზონური ცვლილებები===
[[ფაილი:Uranus clouds.jpg|thumb|upright|ურანი 2005 წელს. ფოტოზე ჩანს რგოლები, სამხრეთ საყელო და კაშკაშა ღრუბელი ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში ''(ჰაბლის ფოტო)'']]
[[2004]] წლის მარტიდან მაისამდე ურანის ატმოსფეროში რამდენიმე დიდი ღრუბელი გამოჩნდა, რის გამოც მას [[ნეპტუნი]]ს მსგავსი გარეგნობა ჰქონდა.<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /><ref>{{cite web|last=Devitt|first=Terry|url=http://www.news.wisc.edu/10402|title=Keck zooms in on the weird weather of Uranus|publisher=University of Wisconsin-Madison |date=2004|accessdate=December 24, 2006}}</ref> დაკვირვებებმა ცხადყო ქარის რეკორდული სიჩქარე — 229 მ/წმ (824 კმ/სთ) — ძლიერი ელჭექი, სახელად „ივლისის ფეიერვერკებიდან მეოთხე“.<ref name="planetary" /> [[2006]] წლის 23 აგვისტოს „[[კოსმოსური მეცნიერების ინსტიტუტი]]სა“ და [[ვისკონსის უნივერსიტეტი]]ს მკვლევრებმა დააფიქსირეს მუქი ლაქა ურანის ზედაპირზე, ამან კი ასტრონომებს საშუალება მისცა, მეტი გაეგოთ ურანის ატმოსფერულ აქტივობაზე.<ref name="DarkSpot" /> რატომ უნდა ხდებოდეს ეს უეცარი აღმავლობა, ჯერ სრულად არ არის შესწავლილი, მაგრამ, როგორც ჩანს, ურანის ექსტრემალური [[ღერძული დახრილობა]] წარმოქმნის ექსტრემალურ სეზონურ ცვლილებებს მის ამინდში.<ref name="weather" /><ref name="Hammel2007" /> ამ სეზონური ცვლილებების ზუსტად განსაზღვრა ძალიან რთულია, რადგან კარგი მონაცემები არსებობს ურანის ატმოსფეროზე 84 წელიწადზე (ურანისეული წელიწადი) მცირე ხანს. რამდენიმე აღმოჩენა გაკეთდა. ნახევარი ურანისეული წელიწადის განმავლობაში ფოტომეტრიამ აჩვენა რეგულარული ცვალებადობები სიკაშკაშეში ორ სპექტრულ ჯგუფში — მაქსიმუმი ხდებოდა [[ნაბუნიაობა]]ს და მინიმუმი — [[ბუნიაობა|ბუნიაობისას]].<ref name="Lockwood & Jerzykiewicz 2006" /> მსგავსი პერიოდული ცვლილებები, მაქსიმუმი ნაბუინობისას, შეინიშნა [[1960]]-იან წლებში დაწყებულ ღრმა [[ტროპოსფერო]]ს [[მიკროტალღური გამოსხივება|მიკროტალღურ]] გაზომვებში.<ref name="Klein & Hofstadter 2006" /> [[სტრატოსფერო]]ს ტემპერატურის გაზომვებმა, რომელიც [[1970]]-იანებში დაიწყო, ასევე აჩვენა მაქსიმალური მნიშვნელობები [[1986]] წლის ნაბუინობისას.<ref name="Young et al. 2001" /><ref name="Karkoschka ('Uranus') 2001" />

არსებობს რამდენიმე მიზეზი იმისა, დავიჯეროთ, რომ ურანში ფიზიკური სეზონური ცვლილებები ხდება. მიუხედავად იმისა, რომ ცნობილია, ურანის სამხრეთ პოლარული რეგიონი კაშკაშაა, ჩრდილოეთ პოლუსი ძალიან მკრთალია, რომელიც ვერ ერგება სეზონური ცვლილების იმ მოდელს, რომელიც ზემოთაა აღწერილი.<ref name="Hammel2007" /> წინა ნაბუინობისას, [[1944]] წელს, ურანმა სიკაშკაშის მომატებული დონე, რაც იმის მაუწყებელია, რომ ჩრდილოეთ პოლუსი ყოველთვის ასეთი მკრთალი არ იყო.<ref name="Lockwood & Jerzykiewicz 2006" /> ეს ინფორმაცია მანიშნებელია იმისა, რომ ხილული პოლუსი გაბრწყინდება გარკვეული დროის მანძილზე ნაბუინიაობამდე და დაბნელდება ბუნიაობისას.<ref name="Hammel2007" /> ხილულ და მიკროტალღურ დიაპაზონში ჩატარებულმა დეტალურმა ანალიზებმა ცხადყო, რომ სიკაშკაშის პერიოდული ცვლილებები არ არის მთლიანად სიმეტრიული ნაბუნიაობისას, რომელიც ასევე მიუთითებს ცვლილებაზე [[მერიდიანი|მერიდიანულ]] [[ალბედო]]ს სტრუქტურაში.<ref name="Hammel2007" /> საბოლოოდ [[1990]]-იანებში, როდესაც ურანი ნაბუნიაობიდან გამოვიდა, [[ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპი|ჰაბლმა]] და მიწაზე არსებულმა ტელესკოპებმა აჩვენა, რომ სამხრეთ პოლარული ქუდი დაბნელდა შესამჩნევად (გარდა სამხრეთ საყელოსი, რომელიც კაშკაშა დარჩა),<ref name="Rages Hammel et al. 2004" /> ხოლო ჩრდილოეთ ნახევარსფერომ ზრდადი აქტიურობა აჩვენა,<ref name="planetary" /> როგორებიცაა ღრუბლების წარმონაქმნები და ძლიერი ქარები, რამაც გააძლიერა მოლოდინი, რომ ის მალე უნდა განათებულიყო.<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /> ეს მართლაც მოხდა [[2007]] წელს, როდესაც მან გაიარა ბუნიაობა: მკრთალი ჩრდილოეთ პოლარული საყელო გამოჩნდა, ხოლო სამხრეთ საყელო თითქმის უხილავი გახდა, თუმცა, ზონური ქარის მოხაზულობა ოდნავ ასიმეტრიული დარჩა და ჩრდილოეთ ქარები ნაწილობრივ ნელი იყო, ვიდრე სამხრეთისა.<ref name="Sromovsky Fry et al. 2009" />

ფიზიკური ცვლილებების მექანიზმი ჯერ კიდევ არ არის ზუსტი.<ref name="Hammel2007" /> ზაფხულისა და ზამთრის ნაბუნიაობისას ურანის ნახევარსფეროები მონაცვლეობით მიბრუნდება ან მზის კაშკაშა სხივებისკენ ან ღრმა კოსმოსისკენ. როგორც ვარაუდობენ, [[მზე|მზის]] შუქის მიერ განათებული ნახევარსფეროს სიკაშკაშე წარმოქმნება ადგილობრივი [[მეთანი]]ს ღრუბლების შესქელებებისა და თხელი ნისლის ფენებისაგან, რომელიც ტროპოსფეროშია მოთავსებული.<ref name="Rages Hammel et al. 2004" /> კაშკაშა საყელო −45° განედზე ასევე დაკავშირებულია მეთანის ღრუბლებთან.<ref name="Rages Hammel et al. 2004" /> სამხრეთ პოლარულ რეგიონში სხვა ცვლილებები შესაძლოა აღიწეროს დაბალი ღრუბლების ფენებში არსებული ცვლილებებით.<ref name="Rages Hammel et al. 2004" /> ურანიდან მიკროტალღური გამოსხივების ცვალებადობა სავარაუდოდ გამოწვეულია ღრმა ტროპოსფერულ ცირკულაციებში ცვლილებებით, რადგან სქელი პოლარული ღრუბლები და თხელი ნისლი შესაძლოა კონვექციას აჩერებს.<ref name="Hofstadter & Butler 2003" /> ახლა გაზაფხულისა და შემოდგომის ბუნიაობა მოდის ურანზე და დინამიკა იცვლელა, ამიტომ კონვექციის დაწყება უკვე შესაძლებელია.<ref name="planetary" /><ref name="Hofstadter & Butler 2003" />

==წარმოქმნა==
მრავალი მეცნიერი ამტკიცებს, რომ სხვაობა [[ყინულის გიგანტი|ყინულის გიგანტებსა]] და [[გაზური გიგანტი|გაზურ გიგანტებს]] შორის მათი წარმოქმნისას გაჩნდა.<ref name="Thommes1999" /><ref name="Brunini1999" /> მიჩნეულია, რომ [[მზის სისტემა]] წარმოიქმნა გაზისა და მტვრის მბრუვანი გიგანტური ბურთისაგან, რომელსაც პრემზიური ნისლეული ეწოდება. ამ ნისლეულის გაზის უმეტესობა, რომელიც ძირითადად [[წყალბადი]] და [[ჰელიუმი]] იყო, წარმოქმნა [[მზე]], ხოლო მტვრის მარცხველი შეგროვდა ერთად და წარმოქმნა პირველი [[პროტოპლანეტა|პროტოპლანეტები]]. ზოგიერთმა [[პლანეტა]]მ ზრდასთან ერთად მოახერხა იმდენი მატერიის შეგროვება [[გრავიტაცია|გრავიტაციისთვის]], რომ გააგრძელა ნისლეულის დარჩენილი გაზი შეერთება.<ref name="Thommes1999" /><ref name="Brunini1999" /> რაც უფრო მეტ გაზს იერთებდა, მით უფრო დიდი ხდებოდა; რაც უფრო დიდი ხდებოდა, უფრო მეტ გაზს იერთებდა მანამდე, სანამ კრიტიკულ წერტილს არ მიაღწევდა და მათი ზომა ექსპონენციალურად (მაჩვენებლიან) ზრდას არ დაიწყებდა. ყინულის გიგანტებს, რომლებსაც ნისლეულის გაზის რამდენიმე [[დედამიწის მასა]] აქვს, ამ კრიტიკული წერტილისთვის არასოდეს მიუღწევია.<ref name="Thommes1999" /><ref name="Brunini1999" /><ref name="Sheppard Jewitt Kleyna 2006" /> ბოლო დროინდელმა პლანეტების მიგრაციის სიმულაციებმა აჩვენა, რომ ორივე ყინულის გიგანტი [[მზე]]სთან წარმოიქმნა იმაზე ახლოს, ვიდრე დღესაა, და წინ წაინაცვლა წარმოქმნის შემდეგ ([[ნიცის მოდელი]]).<ref name="Thommes1999" />

==მთვარეები==
[[ფაილი:Uranian moon montage.jpg|thumb|upright=1.5|ურანის დიდი მთვარეები ზრდადი მანძილით (მარცხნიდან მარჯვნივ) მათი შესაფერისი ფარდობითი ზომითა და [[ალბედო]]თი ''([[ვოიაჯერ 2]]-ის ფოტოკოლაჟი)]]
[[ფაილი:ურანის მთვარეები (ESO).jpg|thumb|right|ურანის სისტემა ([[ძალიან დიდი ტელესკოპი|VLT]]-ს ფოტო)]]
ურანს 27 აღმოჩენილი [[ბუნებრივი თანამგზავრი]] ჰყავს.<ref name="Sheppard Jewitt Kleyna 2006" /> ამ თანამგზავრებს [[შექსპირი]]სა და [[ალექსანდრე პოუპი]]ს ნაწარმოებების გმირების სახელები ჰქვია.<ref name="Faure2007" /><ref name="Nineplanets" /> ხუთი მთავარი თანამგზავრია: [[მირანდა (ურანის მთვარე)|მირანდა]], [[არიელი (ურანის მთვარე)|არიელი]], [[უმბრიელი (ურანის მთვარე)|უმბრიელი]], [[ტიტანია (ურანის მთვარე)|ტიტანია]] და [[ობერონი (ურანის მთვარე)|ობერონი]].<ref name="Faure2007" /> ურანის თანამგზავრული სისტემა ყველაზე ნაკლებად მასიურია 4 გიგანტ [[პლანეტა]]ს შორის. მართლაც, 5 დიდი მთვარის საერთო [[მასა]] [[ტრიტონი (თანამგზავრი)|ტრიტონის]] ([[ნეპტუნი]]ს უდიდესი მთვარე) მასის ნახევარზე ნაკლებია.<ref name="Jacobson Campbell et al. 1992" /> ურანის უდიდეს თანამგზავრის, ტიტანიას [[რადიუსი]] სულ რაღაც 788,9 კილომეტრია, ან, სხვანაირად რომ ვთქვათ, [[დედამიწა|დედამიწის]] [[მთვარე|მთვარის]] [[დიამეტრი|დიამეტრის]] ნახევარზე ნაკლები, მაგრამ [[რეა (სატურნის მთვარე)|რეაზე]] ოდნავ მეტი, რომელიც [[სატურნი]]ს სიდიდით მეორე თანამგზავრია. ამის გამო ტიტანია მასით მერვე მთვარეა [[მზის სისტემა]]ში. ურანის თანამგზავრებს შედარებით დაბალი [[ალბედო]] აქვს: 0,20 უბრიელს და 0,35 არიელს (მწვანე სინათლეში).<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> ისინი ყინულისა და კლდის გაერთიანებაა, რომლებიც შედგება, უხეშად რომ ვთქვათ, 50 % ყინულისაგან და 50 % ქვისგან. ყინულში შესაძლოა შედის [[ამიაკი]] და [[ნახშირორჟანგი]].<ref name="summary" /><ref name="Hussmann2006" />

ურანის თანამგზავრებს შორის არიელს ყველაზე ახალგაზრდა ზედაპირი აქვს რამდენიმე შეჯახების კრატერით, ხოლო უმბრიელის ყველაზე ხნიერია.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /><ref name="summary" /> მირანდას ნაკლებ აქვს კანიონები, რომლებიც 20 კილომეტრი სიღრმისაა, ასევე საფეხურებიანი ფენები და ქაოტური ცვლილებები ზედაპირის ასაკსა და მახასიათებლებში.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> მიჩნეულია, რომ მირანდას ადრინდელი გეოლოგიური აქტივობები მიქცევა-მოქცევის ძალით წარმოქმნილმა სითბობ წარმართა იმ დროს, როდესაც მისი ორბიტა დღევანდელზე ბევრად [[ექსცენტრისიტეტი|ექსცენტრიული]] იყო ალბათ უმბრიელთან 3:1 [[ორბიტალური რეზონანსი]]ს გამო.<ref name="Tittemore Wisdom 1990" /> [[აპველინგი|აპველინგთან]] ასოცირებული გაფართოებადი პროცესები სავარაუდოდ არის მირანდას „იპოდრომის“ მსგავსი გვირგვინების წარმომქმნელი.<ref>{{cite journal|author=Pappalardo, R. T., Reynolds, S. J., Greeley, R.|title=Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona|journal=Journal of Geophysical Research|volume=102|issue=E6|pages=13,369–13,380|date=1997|url=http://www.agu.org/pubs/crossref/1997/97JE00802.shtml|doi=10.1029/97JE00802|bibcode=1997JGR...10213369P|accessdate=2015-01-16|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120927014719/http://www.agu.org/pubs/crossref/1997/97JE00802.shtml|archivedate=2012-09-27}}</ref>
<ref>{{cite web|last = Chaikin|first = Andrew|title = Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists|work = Space.Com|publisher = ImaginovaCorp.|date = October 16, 2001|url = http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/miranda_creation_011016-1.html|archiveurl = https://web.archive.org/web/20080709020909/http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/miranda_creation_011016-1.html|archivedate = ივლისი 9, 2008|accessdate = December 7, 2007}}</ref> ამის მსგავსად, მიჩნეულია, რომ არიელს ოდესღაც ტიტანიასთან 4:1 რეზონანსი ჰქონდა.<ref name="Tittemore 1990" />

ურანს სულ ცოტა ერთი ისეთი ობიექტი ჰყავს, რომელსაც [[ნალისებრი ორბიტა]] აქვს. იგი იკავებს [[მზე]]-ურანის L³ [[ლაგრანჟის წერტილი|ლაგრანჟის წერტილს]] — [[გრავიტაცია|გრავიტაციულად]] არასტაბილური რეგიონი მისი ორბიტის 180º-ზე. ამ ობიექტს [[83982 კრანტორი]] ეწოდება.<ref name=coorbital1>{{cite journal
  |last=Gallardo |first= T. |title=Atlas of the mean motion resonances in the Solar System
  |journal=Icarus  |volume=184 |issue=1 |pages=29–38  |date=2006
  |doi=10.1016/j.icarus.2006.04.001
  |bibcode=2006Icar..184...29G}}
</ref><ref name=coorbital2>{{cite journal
  |author=de la Fuente Marcos, C. and de la Fuente Marcos, R. |title=Crantor, a short-lived horseshoe companion to Uranus
  |journal=Astronomy and Astrophysics  |volume=551 |pages=A114|date=2013
  |doi=10.1051/0004-6361/201220646
  |url=http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/abs/2013/03/aa20646-12/aa20646-12.html
  |bibcode=2013A%26A...551A.114D|arxiv=1301.0770}}</ref> კრანტორი მოძრაობს ურანის თანაორბიტალურ რეგიონში რთულ, დროებით ნალისებრ ორბიტაზე. [[2010 EU65|2010 EU<sub>65</sub>]] ასევე ნალისებრი ორბიტის ქონის კანდიდატია.<ref name=coorbital2/>

==კვლევა==
[[ფაილი:Uranus Final Image.jpg|thumb|upright|„ვოიაჯერ 2-ის“ მიერ გადაღებული ნამგლისებრი ურანი.]]
1986 წელს [[ნასა]]ს „[[ვოიაჯერ 2]]“ ესტუმრა ურანს. ეს ვიზიტი ურანის ერთადერთი გამოკვლევაა და მას შემდეგ მისი ახლო მანძილიდან კვლევა აღარასოდეს მომხდარა და სხვა ვიზიტებიც არ არის დაგეგმილი. [[1977]] წელს გაშვებული ვოიაჯერი ურანს ყველაზე ახლოს [[1986]] წლის 24 იანვარს ჩაუფრინა — 81 500 კილომეტრის დაშორებით, სანამ გზას [[ნეპტუნი]]საკენ განაგრძობდა. „ვოიაჯერ 2-მა“  ურანის ატმოსფეროს ქიმიური შედგენილობა<ref name="Tyler 1986" /> და სტრუქტურა შეისწავლა მისი უნიკალური ამინდის ჩათვლით, რომელიც გამოწვეულია მისი 97,77°-იანი ღერძული დახრით. მან ურანის 5 ყველაზე დიდი მთვარის პირველი კვლევა ჩაატარა და 10 ახალიც აღმოაჩინა. ის დააკვირდა სისტემის 9 რგოლს და 2 ახალიც აღმოაჩინა.<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /><ref name="summary" /><ref>{{cite web|title=Voyager: The Interstellar Mission: Uranus|work=JPL|url=http://voyager.jpl.nasa.gov/science/uranus.html|date=2004|accessdate=June 9, 2007}}</ref> ზონდმა ასევე შეისწავლა მაგნიტური ველი, მისი არარეგულარული სტრუქტურა, მისი დახრილობა და მისი უნიკალური კორძსაძრობისებრი მაგნეტოკუდი, რომელიც ურანის „მხარზე წამოწოლილი“ მიმართულებითაა გამოწვეული.<ref name="Ness Acuña et al. 1986"/>

„[[კასინი (მისია)|კასინის]]“ მისიის გაფართოების დაგეგმვის ფაზაში ([[2009]] წელს) მეცნიერებმა განიხილეს ზონდის გაგზავნა [[სატურნი]]დან ურანზე.<ref name="spiker"/> მას 20 წელიწადი დასჭირდებოდა სატურნიდან ურანის სისტემამდე მისაღწევად.<ref name="spiker"/> [[ურანის ორბიტერი და ზონდი|ურანის ორბიტერისა და ზონდის]] რეკომენდაცია 2013-2022 წლებისთვის „[[პლანეტური მეცნიერების დეკადალური კვლევა|პლანეტური მეცნიერების დეკადალურმა კვლევამ]]“ გააკეთა, რომელიც [[2011]] წელს გამოქვეყნდა. განცხადება ითვალისწინებს გაშვებას 2020-2023 წლებში და 13 წლიან კრუიზს ურანამდე.<ref name=uop/> ურანის ზონდმა შესაძლოა გამოიყენოს „[[პიონერ 13]]-ის“ მემკვიდრეობა და დაეშვას 1-5 ატმოსფეროზე.<ref name=uop/> ESA-მ გამოთვალა „საშუალო კლასის“ მისია, რომელსაც ''[[Uranus Pathfinder]]'' ეწოდება.<ref>[http://www.space.com/13248-nasa-uranus-missions-solar-system.html Michael Schirber – '''Missions Proposed to Explore Mysterious Tilted Planet Uranus''' (2011) – Astrobiology Magazine]. Space.com. Retrieved on 2012-04-02.</ref> ''[[New Frontiers Uranus Orbiter]]'' შეფასებული და რეკომენდირებული იქნა კვლევაში — ''The Case for Uranus Orbiter.''<ref name=hof/> ასეთი მისია საქმეს აადვილებს, რომლითაც შესაძლებელია შედარებით დიდი მასის გაგზავნა სისტემაში — 1500 კგ-ზე მეტი [[ატლას 521]]-ით და 12 წლიანი მოგზაურობა.<ref name=hof2/>

==კულტურაში==
[[ასტროლოგია]]ში [[პლანეტა]] ურანი ([[File:Uranus monogram.svg|22px]]) მართავს [[მერწყული]]ს პლანეტას, რადგანაც ურანი ლურჯადაა შეფერილი და ელექტროობასთან ასოცირდება, ფერადი ელექტრული ლურჯი ასოცირდება მერწყულთან.<ref>{{cite book
|title=Parker, Derek and Julia ''Aquarius''
|series=Planetary Zodiac Library|location=New York
|date=1972|publisher=Mitchell Beazley/Ballantine Book
|page=14}}</ref>

ქიმიურ [[ურანი (ელემენტი)|ელემენტ ურანს]], რომელიც [[1789]] წელს გერმანელმა ქიმიკოსმა [[მარტინ ჰაინრიხ კლაპროთი|მარტინ ჰაინრიხ კლაპროთმა]] აღმოაჩინა, ახლად აღმოჩენილი ურანის პატივსაცემად ეწოდა.<ref>{{cite encyclopedia|edition=4th|title=Uranium|encyclopedia=The American Heritage Dictionary of the English Language|publisher=Houghton Mifflin Company|url=http://www.answers.com/uranium|accessdate=April 20, 2010|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110727194715/http://www.answers.com/uranium|archivedate=ივლისი 27, 2011}}</ref>

„ურანი, სასწაულმოქმედი“ არის მოქმედება გუსტავ ჰოლსტის „პლანეტებში“, რომელიც [[1914]]-[[1916]] წლებში დაიწერა.

„ოპერაცია ურანი“ იყო [[საბჭოთა კავშირი]]ს მიერ განხორციელებული წარმატებული სამხედრო ოპერაცია [[მეორე მსოფლიო ომი|მეორე მსოფლიო ომში]], რომ დაებრუნებინათ [[სტალინგრადი]].

ხაზები ''"Then felt I like some watcher of the skies/When a new planet swims into his ken"'' [[ჯონ კიტსი]]ს სონეტიდან „[[პირველი შეხედვა ჩემპენის ჰომერში]]“ ეძღვნება ჰერშელის მიერ ურანის აღმოჩენას.<ref>{{cite web |title=On First Looking Into Chapman's Homer |url=http://academic.brooklyn.cuny.edu/english/melani/cs6/homer.html |publisher=City University of New York |date=2009 |accessdate=2011-10-29}}</ref>

==იხილეთ აგრეთვე==
* [[მზის სისტემა]]
* [[პლანეტა]]

==ლიტერატურა==
* {{cite book|ref=Miner
 | last = Miner
 | first = Ellis D.
 | date = 1998
 | title = Uranus: The Planet, Rings and Satellites
 |url=https://archive.org/details/uranusplanetring0002mine
 | location = New York
 | publisher = John Wiley and Sons
 | isbn = 978-0-471-97398-0
 }}

==რესურსები ინტერნეტში==
* [http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=35653 ურანი] ევროპის კოსმოსურ სააგენტოზე
* [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html ნასას ურანის ფაქტები]
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Uranus ურანის პროფილი] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070624113641/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Uranus |date=2007-06-24 }} [http://solarsystem.nasa.gov/ ნასას მზის სისტემის კვლევის საიტი]
* [http://www.projectshum.org/Planets/uranus.html პლანეტები – ურანი] საბავშვო ურანი
* [http://photojournal.jpl.nasa.gov/targetFamily/Uranus ურანი] რეაქტიული მოძრაობის ლაბორატორიის პლანეტურ ფოტოჟურნალში (ფოტოები)
* [http://www.ciclops.org/ir_index/81/Voyager_at_Uranus ვოიაჯერი ურანზე] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20150104173418/http://www.ciclops.org/ir_index/81/Voyager_at_Uranus |date=2015-01-04 }} (ფოტოები)
* [http://www.astronomycast.com/astronomy/episode-62-uranus/ ურანი (Astronomy Cast-ის მთავარი გვერდი)] (ბლოგი)
* [http://www.solarviews.com/raw/uranus/urfamily.jpg ურანის სისტემის მონტაჟი] (ფოტო)
* {{cite web|last=Gray|first=Meghan|title=Uranus|url=http://www.sixtysymbols.com/videos/uranus.htm|work=Sixty Symbols|publisher=Brady Haran for the University of Nottingham|author2=Merrifield, Michael |date=2010}}

== სქოლიო ==
<div style="height:250px; overflow:auto; padding:3px; border:1px solid #aaa;" class="scrollbox">
{{Reflist
| colwidth = 30em
| refs =

<ref name="fact">{{cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html|title=Uranus Fact Sheet|publisher=NASA|last=Williams|first=Dr. David R.|accessdate=2007-08-10|date=January 31, 2005|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qT3owNB|archivedate=2011-08-11}}</ref>

<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007">
{{cite doi | 10.1007/s10569-007-9072-y }}
</ref>

<ref name="nasafact">{{cite web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Uranus&Display=Facts|title=NASA: Solar System Exploration: Planets: Uranus: Facts & Figures|publisher=NASA|last=Munsell|first=Kirk|accessdate=2007-08-13|date=May 14, 2007|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qT3wury|archivedate=2011-08-11}}</ref>

<ref name="Jacobson Campbell et al. 1992">
{{cite doi | 10.1086/116211 }}
</ref>

<ref name="ephemeris">{{cite web|title=Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006|author=Espenak, Fred|work=NASA|url=http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/TYPE/TYPE.html|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070626153349/http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/TYPE/TYPE.html|archivedate=2007-06-26|date=2005|accessdate=June 14, 2007}}</ref>

<ref name="Podolak Weizman et al. 1995">
{{cite doi | 10.1016/0032-0633(95)00061-5 }}
</ref>

<ref name="Lunine 1993">
{{cite doi | 10.1146/annurev.aa.31.090193.001245 }}
</ref>

<ref name="OED">
{{cite encyclopedia
| title = Uranus
| encyclopedia = Oxford English Dictionary
| edition = 2
| date = 1989
}}
</ref>

<ref name="Lindal Lyons et al. 1987">
{{cite doi | 10.1029/JA092iA13p14987 }}
</ref>

<ref name="Smith Soderblom et al. 1986">
{{cite doi | 10.1126/science.233.4759.43 }}
</ref>

<ref name="Sromovsky & Fry 2005">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2005.07.022 }}
</ref>

<ref name="lexell">
{{cite journal| date = 1783| author = Lexell, A. J.|title = Recherches sur la nouvelle planete, decouverte par M. Herschel & nominee Georgium Sidus| journal = Acta Academia Scientarum Imperialis Petropolitanae|issue = 1| pages = 303–329
}}
</ref>

<ref name="Dreyer">
{{cite book|author=[[J. L. E. Dreyer|Dreyer, J. L. E.]], |date=1912|title=The Scientific Papers of Sir William Herschel|publisher=Royal Society and Royal Astronomical Society|volume=1|page=100|isbn=1-84371-022-6
}}
</ref>

<ref name="Miner12">[[#Miner|Miner]], p. 12
</ref>

<ref name="Francisca">
{{cite journal|title=The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus|author=Herschel, Francisca |date=1917|publisher=The Observatory|bibcode=1917Obs....40..306H|volume=40|page=306|journal=The Observatory
}}
</ref>

<ref name="planetsbeyond">
{{cite book|title=Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System|url=https://archive.org/details/planetsbeyonddis00mlit|isbn=0-486-43602-0|last=Littmann| first=Mark|publisher=Courier Dover Publications|date=2004|pages=[https://archive.org/details/planetsbeyonddis00mlit/page/n13 10]–11
}}
</ref>

<ref name="georgeforbes">{{cite web|title=History of Astronomy|author=Forbes, George|date=1909|url=http://www.vinnysa1store.com/historyofastronomy2.html#8|accessdate=August 7, 2007|archiveurl=https://web.archive.org/web/20151107100736/http://www.vinnysa1store.com/historyofastronomy2.html#8|archivedate=ნოემბერი 7, 2015}}</ref>

<ref name="weather">
{{cite web |url=http://www.sciencedaily.com/releases/2006/10/061001211630.htm |title=Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus |publisher=Science Daily |accessdate=April 16, 2007
}}
</ref>

<ref name="Podolak Podolak et al. 2000">
{{cite doi | 10.1016/S0032-0633(99)00088-4 }}
</ref>

<ref name="Faure2007">
{{cite encyclopedia|last= Faure|first=Gunter|author2=Mensing, Teresa |title=Introduction to Planetary Science|encyclopedia=Introduction to Planetary Science|date=2007|publisher=Springer Netherlands|editor=Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.|doi=10.1007/978-1-4020-5544-7_18|chapter= Uranus: What Happened Here?|isbn= 978-1-4020-5233-0|pages= 369
}}
</ref>

<ref name="Atreya2006">
{{cite journal|last=Atreya|first=S.|author2=Egeler, P. |author3=Baines, K.  |title=Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?|journal=Geophysical Research Abstracts|volume=8|page=05179|date=2006|format=PDF| url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf
}}
</ref>

<ref name="Hanel Conrath et al. 1986">
{{cite doi | 10.1126/science.233.4759.70 }}
</ref>

<ref name="Pearl Conrath et al. 1990">
{{cite doi | 10.1016/0019-1035(90)90155-3 }}
</ref>

<ref name="de Pater Romani et al. 1991">
{{cite doi | 10.1016/0019-1035(91)90020-T }}
</ref>

<ref name="Herbert Sandel et al. 1987">
{{cite doi | 10.1029/JA092iA13p15093 }}
</ref>

<ref name="Lodders 2003">
{{cite doi | 10.1086/375492 }}
</ref>

<ref name="Tyler 1986">
{{cite journal|last1=Tyler|first1=J.L.|last2=Sweetnam|first2=D.N.|last3=Anderson|first3=J.D.|last4=Campbell|first4=J. K.|last5=Eshleman|first5=V. R.|last6=Hinson|first6=D. P.|last7=Levy|first7=G. S.|last8=Lindal|first8=G. F.|last9=Marouf|first9=E. A. |title=Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites|journal=Science|volume=233|pages=79–84| date=1986| bibcode=1986Sci...233...79T |doi=10.1126/science.233.4759.79 |pmid=17812893|issue=4759|last10=Simpson|first10=R. A.
}}
</ref>

<ref name="Bishop Atreya et al. 1990">
{{cite doi | 10.1016/0019-1035(90)90094-P }}
</ref>

<ref name="de Pater Romani et al. 1989">
{{cite doi | 10.1016/0019-1035(89)90040-7 }}
</ref>

<ref name="Summers & Strobel 1989">
{{cite doi | 10.1086/168031 }}
</ref>

<ref name="Burgdorf Orton et al. 2006">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2006.06.006 }}
</ref>

<ref name="Encrenaz 2003">
{{cite doi | 10.1016/S0032-0633(02)00145-9 }}
</ref>

<ref name="Encrenaz Lellouch et al. 2004">
{{cite doi | 10.1051/0004-6361:20034637 }}
</ref>

<ref name="Atreya Wong 2005">
{{cite doi | 10.1007/s11214-005-1951-5 }}
</ref>

<ref name="Young et al. 2001">
{{cite journal|last=Young|first=Leslie A.|last2=Bosh|first2=Amanda S.|last3=Buie|first3=Marc|last4=Elliot|first4=J. L.|last5=Wasserman|first5=Lawrence H.|date=2001|title= Uranus after Solstice: Results from the 1998&nbsp;November&nbsp;6 Occultation |journal=Icarus|volume=153|issue=2|pages=236–247|doi=10.1006/icar.2001.6698| url=http://www.boulder.swri.edu/~layoung/eprint/ur149/Young2001Uranus.pdf| format=PDF|bibcode=2001Icar..153..236Y
}}
</ref>

<ref name="Herbert & Sandel 1999">
{{cite doi | 10.1016/S0032-0633(98)00142-1 }}
</ref>

<ref name="Trafton Miller et al. 1999">
{{cite doi | 10.1086/307838 }}
</ref>

<ref name="Encrenaz Drossart et al. 2003">
{{cite doi | 10.1016/j.pss.2003.05.010 }}
</ref>

<ref name="Lam Miller et al. 1997">
{{cite doi | 10.1086/310424 }}
</ref>

<ref name="Esposito2002">
{{cite journal |last=Esposito|first=L.W.|authorlink=Larry W. Esposito|title=Planetary rings|journal=Reports on Progress in Physics |date=2002|volume=65|pages=1741–1783|doi=10.1088/0034-4885/65/12/201 |isbn=0-521-36222-9|bibcode = 2002RPPh...65.1741E |issue=12 }}
</ref>

<ref name="summary">
{{cite web|title=Voyager Uranus Science Summary|work=NASA/JPL|url=http://www.solarviews.com/eng/vgrur.htm|date=1988|accessdate=June 9, 2007
}}
</ref>

<ref name="Elliot1977">
{{cite web|title=The rings of Uranus|author=Elliot, J. L.; Dunham, E.; Mink, D.|work= Cornell University|url=http://www.nature.com/nature/journal/v267/n5609/abs/267328a0.html|date=1977|accessdate=June 9, 2007
}}
</ref>

<ref name="dePater2006">
{{cite journal|last=dePater|first=Imke|author2=Hammel, Heidi B. |author3=Gibbard, Seran G. |author4= Showalter Mark R.  |title=New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring|journal=Science|volume=312|pages=92–94| date=2006|doi=10.1126/science.1125110|bibcode=2006Sci...312...92D |pmid=16601188|issue=5770
}}
</ref>

<ref name="Ness Acuña et al. 1986">
{{cite doi | 10.1126/science.233.4759.85 }}
</ref>

<ref name="Russell993">
{{cite journal|last=Russell|first=C.T.|title= Planetary Magnetospheres |journal=Rep. Prog. Phys.|volume=56|pages=687–732|date=1993|doi= 10.1088/0034-4885/56/6/001|bibcode=1993RPPh...56..687R|issue=6
}}
</ref>

<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986">
{{cite doi | 10.1126/science.233.4759.97 }}
</ref>

<ref name="Bridge1986">
{{cite journal|last1= Bridge|first1= H.S.|last2= Belcher|first2= J.W.|last3= Coppi|first3= B.|last4= Lazarus|first4= A. J.|last5= McNutt Jr|first5= R. L.|last6= Olbert|first6= S.|last7= Richardson|first7= J. D.|last8= Sands|first8= M. R.|last9= Selesnick|first9= R. S. |date=1986 |title=Plasma Observations Near Uranus: Initial Results from Voyager 2 |journal=Science|volume=233|issue= 4759|pages=89–93|bibcode=1986Sci...233...89B |pmid=17812895 |doi=10.1126/science.233.4759.89|last10= Sullivan|first10= J. D.|last11= Hartle|first11= R. E.|last12= Ogilvie|first12= K. W.|last13= Sittler Jr|first13= E. C.|last14= Bagenal|first14= F.|last15= Wolff|first15= R. S.|last16= Vasyliunas|first16= V. M.|last17= Siscoe|first17= G. L.|last18= Goertz|first18= C. K.|last19= Eviatar|first19= A.
}}
</ref>

<ref name="planetary">{{cite web|title=No Longer Boring: 'Fireworks' and Other Surprises at Uranus Spotted Through Adaptive Optics|author=Lakdawalla, Emily|work=The Planetary Society|url=http://www.planetary.org/news/2004/1111_No_Longer_Boring_Fireworks_and_Other.html|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120212093821/http://www.planetary.org/news/2004/1111_No_Longer_Boring_Fireworks_and_Other.html|archivedate=2012-02-12|date=2004|accessdate=June 13, 2007}}</ref>

<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2004.11.012 }}
</ref>

<ref name="Rages Hammel et al. 2004">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2004.07.009 }}
</ref>

<ref name="Sromovsky Fry et al. 2009">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2009.04.015 }}
</ref>

<ref name="Karkoschka ('Uranus') 2001">
{{cite doi | 10.1006/icar.2001.6599 }}
</ref>

<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2004.11.016 }}
</ref>

<ref name="DarkSpot">
{{cite web| url=http://www.physorg.com/pdf78676690.pdf|title=Hubble Discovers a Dark Cloud in the Atmosphere of Uranus|author=Sromovsky, L.; Fry, P.;Hammel, H. and Rages, K|publisher=physorg.com|accessdate=August 22, 2007|format=PDF
}}
</ref>

<ref name="Hammel2007">
{{cite journal|last=Hammel|first=H.B.|author2=Lockwood, G.W. |title=Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune|journal=Icarus|date=2007|volume=186|pages=291–301|doi=10.1016/j.icarus.2006.08.027| bibcode=2007Icar..186..291H
}}
</ref>

<ref name="Hammel Rages et al. 2001">
{{cite doi | 10.1006/icar.2001.6689 }}
</ref>

<ref name="Lockwood & Jerzykiewicz 2006">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2005.09.009 }}
</ref>

<ref name="Klein & Hofstadter 2006">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2006.04.012 }}
</ref>

<ref name="Hofstadter & Butler 2003">
{{cite doi | 10.1016/S0019-1035(03)00174-X }}
</ref>

<ref name="Thommes1999">
{{cite journal|last=Thommes|first=Edward W.|author2=Duncan, Martin J. |author3=Levison, Harold F. |title=The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System|journal=Nature|volume=402|pages=635–638| url=http://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/un-scat_nature.pdf|date=1999|doi=10.1038/45185|format=PDF|pmid=10604469|issue=6762|bibcode = 1999Natur.402..635T }}
</ref>

<ref name="Brunini1999">
{{cite journal|last=Brunini|first=Adrian|author2=Fernandez, Julio A. |title=Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune |journal=Plan. Space Sci.|volume=47|pages=591–605|date=1999|doi=10.1016/S0032-0633(98)00140-8| bibcode=1999P&SS...47..591B|issue=5
}}
</ref>

<ref name="Sheppard Jewitt Kleyna 2006">
{{cite doi | 10.1086/426329 }}
</ref>

<ref name="Nineplanets">
{{cite web |title=Uranus |url=http://www.nineplanets.org/uranus.html|publisher=nineplanets.org |accessdate=July 3, 2007
}}
</ref>

<ref name="Hussmann2006">
{{cite journal|last=Hussmann|first=Hauke|author2=Sohl, Frank |author3=Spohn, Tilman |title=Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects|journal=Icarus|volume=185|pages=258–273|date=2006|doi=10.1016/j.icarus.2006.06.005| bibcode=2006Icar..185..258H
}}
</ref>

<ref name="Tittemore Wisdom 1990">
{{cite doi | 10.1016/0019-1035(90)90125-S }}
</ref>

<ref name="Tittemore 1990">
{{cite doi | 10.1016/0019-1035(90)90024-4 }}
</ref>

<ref name="spiker">
{{cite web
| author = Pappalardo, Bob and Spiker, Linda
| title = Cassini Proposed Extended-Extended Mission (XXM)
| date = 2009-03-09
| url = http://www.lpi.usra.edu/opag/march09/presentations/pappalardo.pdf
| format = PDF
| accessdate = 2011-08-20
}}
</ref>

<ref name="uop">
{{cite web | author=Space Studies Board | title=NRC planetary decadal survey 2013–2022 | publisher=NASA Lunar Science Institute | url=http://solarsystem.nasa.gov/2013decadal/ | accessdate=2011-08-05 }}
</ref>

<ref name="hof">
[http://www.lpi.usra.edu/decadal/opag/UranusOrbiter_v7.pdf THE CASE FOR A URANUS ORBITER], Mark Hofstadter et al.
</ref>

<ref name="hof2">
[http://www.lpi.usra.edu/opag/march09/presentations/hofstadter.pdf To Uranus on Solar Power and Batteries]. (PDF) . Retrieved on 2012-04-02.
</ref>

}}
</div>

{{ურანი}}
{{მზის სისტემა}}



[[კატეგორია:მზის სისტემის პლანეტები]]
[[კატეგორია:ურანი]]