Quelltext der Seite Uranus (Planet)

{{Infobox Planet
| Name                    = Uranus&nbsp;&nbsp;[[Datei:Uranus symbol.svg|15px|Astronomisches Symbol des Uranus]] [[Datei:Uranus's astrological symbol.svg|15px|Astrologisches Symbol des Uranus]]
| Bild                    = [[Datei:Uranus2.jpg|250px|zentriert|Uranus (Aufnahme durch [[Voyager 2]], 1986)]]
| Bildtext                = Uranus (Aufnahme durch [[Voyager 2]], 1986)
| Farbe                   = #BEE3E6
| Große_Halbachse         = 19.201
| Perihel                 = 18,324
| Aphel                   = 20,078
| Exzentrizität           = 0,0472
| Bahnneigung             = 0,770
| Umlaufdauer             = 84,011 [[Jahr|a]]
| Oppositionsintervall    = 369,66 [[Tag|d]]
| Umlaufgeschwindigkeit   = 6,81
| Kleinster_Abstand       = 17,259
| Größter_Abstand         = 21,105
| ref-o                   = <ref name="daten">NASA [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html Uranus Fact Sheet].</ref>
| Äquatordurchmesser      = 51.118
| Poldurchmesser          = 49.946
| Masse                   = 8,683&nbsp;·&nbsp;10<sup>25</sup>
| Hauptbestandteile       =
* [[Wasserstoff]]: 82,5 ± 3,3 %
* [[Helium]]: 15,2 ± 3,3 %
* [[Methan]]: 2,3 %
| Dichte                  = 1,27
| Fallbeschleunigung      = 8,87
| Fluchtgeschwindigkeit   = 21,3
| Rotationsperiode        = 17&nbsp;h 14&nbsp;min 24&nbsp;s
| Achsenneigung           = 97,77
| Albedo                  = 0,51
| MaxScheinbareHelligkeit = +5,32
| ref-p                   = <ref name="daten" />
| Temperatur              = 76 [[Kelvin|K]]&nbsp;(–197 [[Celsius|°C]])
| Monde                   = 27 + [[#Ringsystem|Ringsystem]]<ref>[http://www.astronews.com/news/artikel/2006/01/0601-003.shtml Uranus: Hubble entdeckt neue Monde und Ringe<!-- Bot generated title -->]</ref>
| Vergleichbild           = [[Datei:Uranus Earth Comparison.png|200px|Größenvergleich zwischen Erde (links) und Uranus]]
| Vergleichtext           = Größenvergleich zwischen Erde (links) und Uranus
}}

Der '''Uranus''' ([[Latinisierung]] von [[Altgriechische Sprache|altgriechisch]] {{lang|grc|οὐρανός}} ''uranós'' ‚Himmel‘)<ref name="GEMOLL">{{Literatur |Autor=[[Wilhelm Gemoll]] |Titel=Griechisch-Deutsches Schul- und Handwörterbuch |Auflage= |Verlag=G. Freytag Verlag/Hölder-Pichler-Tempsky |Ort=München/Wien |Datum=1965 |ISBN=}}</ref> ist von der [[Sonne]] aus mit einer durchschnittlichen Sonnenentfernung von 2,9 Milliarden Kilometern der siebte [[Planet]] im [[Sonnensystem]] und wird zu den [[Innerer und äußerer Planet|äußeren]], jupiterähnlichen ([[Gasplanet|jovianischen]]) Planeten gerechnet. Er wurde 1781 von [[Wilhelm Herschel]] entdeckt und ist nach dem griechischen Himmelsgott [[Uranos]] benannt.

Der Durchmesser dieses [[Gasplanet]]en ist mit über 51.000 Kilometern etwa viermal so groß wie der Durchmesser der [[Erde]], das Volumen ist etwa 65-mal so groß wie das der Erde. Uranus ist nur unter günstigen Umständen [[Freisichtigkeit|freiäugig]] sichtbar. Seine blassgrüne Scheibe ist von der Erde aus betrachtet etwa 3,5″ groß. Physikalisch ist Uranus mit dem [[Neptun (Planet)|Neptun]] vergleichbar und nimmt nach ihm mit rund 14 [[Erdmasse]]n in der [[Liste der massereichsten Objekte im Sonnensystem|Massenrangfolge im Sonnensystem]] unter den Planeten den vierten Platz ein. Hinsichtlich des Durchmessers liegt er knapp vor Neptun auf Rang drei – nach [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] und [[Saturn (Planet)|Saturn]]. Aufgrund von Eisvorkommen im Inneren werden Uranus und Neptun auch „Eisriesen“ genannt.

Das [[Astronomische Symbole|astronomische Symbol]] des Uranus[[Datei:Uranus symbol.svg|25px]]ist dem [[Marssymbol]] ähnlich. Im Unterschied zu diesem hat der Kreis einen Zentralpunkt, und der Pfeil auf dem Kreis steht senkrecht.<ref>NASA: [http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?IM_ID=167 Planet Symbols]</ref> Ein anderes, hauptsächlich in der Astrologie verwendetes Uranussymbol ist [[Datei:Uranus's astrological symbol.svg|25px]].

Am besten ist Uranus derzeit am [[Herbsthimmel|Herbst-]] und [[Winterhimmel]] zu beobachten. Seine [[Opposition (Astronomie)|Opposition]] 2016 ist am 15. Oktober und [[Synodische Periode#Tabelle|verlagert]] sich jährlich um 4 bis 5 Tage nach hinten.

== Umlaufbahn und Rotation ==
=== Umlaufbahn ===
Uranus läuft auf einer annähernd kreisförmigen [[Umlaufbahn]] mit einer [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]] von 0,0457 zwischen Saturn und Neptun um die Sonne. Sein sonnennächster Punkt, das [[Apsis (Astronomie)|Perihel]], liegt bei 18,324&nbsp;[[Astronomische Einheit|AE]] und sein sonnenfernster Punkt, das [[Apsis (Astronomie)|Aphel]], bei 20,078&nbsp;AE. Mit fast 3 Mrd.&nbsp;km Abstand hat er etwa die doppelte Entfernung zur Sonne wie der nächstinnere Planet [[Saturn (Planet)|Saturn]]. Dieser Bahnradius passt genau zur 1766 formulierten [[Titius-Bode-Reihe]], sodass die Entdeckung des Uranus als Bestätigung der damaligen, von Kepler begründeten Sicht einer „Weltharmonie“ galt.

Die [[Bahnebene]] ist mit 0,772° nur wenig gegen die [[Ekliptik|Erdbahnebene]] geneigt und hat damit im Vergleich mit den anderen Planeten die geringste [[Bahnneigung|Inklination]]. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt Uranus etwa 84&nbsp;Jahre. Bei einer mittleren Bahngeschwindigkeit von 6,81&nbsp;km/s braucht er rund zwei Stunden, um seinen eigenen Durchmesser zurückzulegen (die [[Erde]] braucht etwa sieben Minuten). <!--Die zunehmenden Abweichungen zwischen der anfänglich errechneten und der tatsächlichen Umlaufbahn führten 1846 zur Entdeckung Neptuns.-->

=== Rotation ===
Uranus rotiert in 17&nbsp;Stunden 14&nbsp;Minuten und 24&nbsp;Sekunden einmal um seine Achse. Wie bei allen Gasplaneten wehen in der Hochatmosphäre starke Winde in Rotationsrichtung. In südlichen Breiten (etwa 60°) bewegt sich die sichtbare Atmosphäre viel schneller und die Rotationsdauer ist dort mit 14&nbsp;Stunden entsprechend kürzer.

Als Besonderheit liegt die [[Rotationsachse]] des Planeten annähernd in seiner Bahnebene, er „wälzt“ sich gewissermaßen in dieser voran, wenn die Achse in Richtung Sonne zeigt. Die Achsneigung gegen das Bahnebenenlot beträgt 97,77°, so dass Uranus [[rückläufig]] rotiert. Als Folge dieser Neigung ist nach jedem halben Umlauf einmal die Nordhalbkugel und einmal die Südhalbkugel der Sonne zugewandt. Mit Ausnahme einer schmalen Äquatorregion herrscht dann auf den jeweiligen Halbkugeln ständig Tag bzw. Nacht (vergleichbar mit [[Polartag]] und [[Polarnacht]] auf der Erde). In der Nähe der Pole kann ein Sonnentag daher bis zu einem halben Uranusjahr dauern.

Als [[Voyager 2|Voyager&nbsp;2]] am 24.&nbsp;Januar 1986 an Uranus vorbeiflog, stand die Sonne annähernd über dessen Südpol. 2007 lag sie zur [[Äquinoktium|Tag-und-Nacht-Gleiche]] kurz in seiner [[Äquatorebene]].

Die Ursache der starken Achsneigung ist unbekannt. Die verbreitetste [[Hypothese]] nimmt eine Kollision mit einem großen [[Protoplanet]]en während der Entstehungsphase an.

Nach [[Computersimulation]]en müsste Uranus während seiner Entstehung und der Bildung seines Mond- und Ringsystems von zwei oder mehr Himmelskörpern getroffen worden sein, um die Neigung des gesamten Uranussystems zur Umlaufbahn des Planeten zu erklären.<ref>[http://www.astronomie-heute.de/artikel/1126073&_z=798889 Jan Hattenbach: ''PLANETENSYSTEM, Uranus: KO in (mindestens) zwei Runden'', in astronomie-heute.de, Datum: 14. Oktober 2011, abgerufen: 15. Oktober 2011]</ref>

== Physikalische Eigenschaften ==
Uranus hat eine für Gasplaneten typisch niedrige Dichte von 1,27&nbsp;g/cm³. Der Äquatordurchmesser beträgt mit 51.118&nbsp;km reichlich dem vierfachen Erddurchmesser. Aufgrund der schnellen Rotation, verstärkt durch die geringe Dichte, weist Uranus mit einem Poldurchmesser von 49.946&nbsp;km eine deutliche [[Abplattung]] von 1:44 auf. Er ist nach [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] und [[Saturn (Planet)|Saturn]] der drittgrößte Planet des Sonnensystems, jedoch auf Grund seiner geringen Dichte weniger massereich als Neptun.

Im Strukturmodell wird Uranus als flüssiger Planet mit einer gasförmigen oberen Schicht oder [[Atmosphäre (Astronomie)|Atmosphäre]] betrachtet, die nicht klar nach unten begrenzt ist. Da sich der Druck mit zunehmender Tiefe über den [[Kritischer Punkt (Thermodynamik)|kritischen Punkt]] erhöht, geht die Gashülle ohne [[Phasenübergang]] vom gasförmigen in einen flüssigen Zustand über. Als Oberfläche wurde derjenige Bereich definiert, bei dem der Druck 1 [[Bar (Einheit)|bar]] groß ist. Die [[Schwerebeschleunigung|Schwerkraft]] macht auf der Ein-Bar-Ebene rund 90 % der [[Erdschwere]] aus.

Obwohl Uranus anteilmäßig mehr schwerere Elemente (schwerer als Wasserstoff und Helium) als Jupiter aufweist, ist seine Dichte auf Grund seiner geringeren Masse und geringeren Drücken im Inneren (800 GPa statt 3000...4500 GPa) geringer als die des Jupiters.<ref>Britannica [http://www.britannica.com/eb/article-54293/Uranus Uranus]</ref>

=== Obere Schichten ===
[[Datei:Uranus rings and moons.jpg|mini|hochkant=1.2|Uranus mit Wolken, Ringen und Monden im nahen [[Infrarot]]; eine Aufnahme des Hubble-Weltraum-Teleskops von 1998 in [[Falschfarben]]darstellung]]

Die Hauptbestandteile der oberen Schichten der Gashülle sind molekularer [[Wasserstoff]] mit 82,5 ± 3,3&nbsp;Vol-%, atomares [[Helium]] mit 15,2 ± 3,3&nbsp;Vol-% und etwa 2,3&nbsp;Vol-% [[Methan]].<ref name="Conrath1987">{{cite journal|author=B. Conrath ''et al.''|title=The helium abundance of Uranus from Voyager measurements|journal=Journal of Geophysical Research|volume=92|pages=15003–15010|year=1987|bibcode=1987JGR....9215003C}}</ref> Das Massenverhältnis Helium:Wasserstoff ist mit 0,26 sehr nahe dem ursprünglichen Massenverhältnis in der Sonne von 0,27.<ref name="Lodders2003">{{cite journal|last=Lodders|first= Katharin|title= Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=591|pages=1220–1247 |year=2003|doi=10.1086/375492|bibcode=2003ApJ...591.1220L}}</ref> Als Nebenbestandteil folgt [[Deuterium]] mit etwa 148&nbsp;[[Parts per million|ppm]] Volumenanteil. Als [[Aerosol]]e werden [[Ammoniak]]eis, [[Eis|Wassereis]], [[Ammoniumhydrogensulfid]] und [[Methan]]eis diskutiert. Wasserstoff kann (von der Erde aus) im Spektrum des Sonnenlichtes, das durch die planetarischen Wolken gestreut wird, nachgewiesen werden. Das Verhältnis Wasserstoff zu Helium konnte durch die [[Astronomische Refraktion|Refraktion]] (Brechung) der Radiosignale von Voyager 2 durch die Atmosphäre bestimmt werden, als die Sonde den Funkschatten des Planeten durchflog.

Das Sonnenlicht wird von den oberen Wolkenschichten reflektiert. Diese befinden sich unter einer Schicht aus Methangas. Wenn das reflektierte Licht diese Schicht durchquert, wird durch das Methangas der rötliche Teil des Lichtes [[Absorption (Physik)|absorbiert]], während der blaue Anteil ungehindert passieren kann. Dadurch erscheint Uranus blaugrün.<ref>NASA: [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Uranus Solar System Exploration]</ref>

Beim [[Atmosphäre (Astronomie)#Untergliederungen|Aufbau der Atmosphäre]] können drei Schichten unterschieden werden: Die ''Troposphäre'' in Höhen zwischen −300 und 50&nbsp;km und Drücken von 100 bis 0,1&nbsp;bar. Die ''Stratosphäre'' befindet sich in Höhen zwischen 50 und 4000&nbsp;km und die Drücke betragen 0,1 bis 10<sup>−10</sup>&nbsp;bar. Die ''Thermosphäre'' (Korona) erstreckt sich von 4000&nbsp;km bis zu 50.000&nbsp;km über der Oberfläche.<ref name="Lunine1993" /> Es gibt keine Mesosphäre.

==== Troposphäre ====
[[Datei:Uranuscolour.png|mini|hochkant=1.8|links|Uranus’ südliche Hemisphäre <small>(Voyager 2)</small><br />'''links:''' im sichtbaren (orange, grün, blau); '''rechts:''' in kurzwelligen Spektralbereichen (orange, violett, UV). Letztere zeigen Uranus’ dezente Wolkenbänder und eine atmosphärische „Haube“.]]

Die Troposphäre ist der unterste und dichteste Teil der Atmosphäre. Mit steigender Höhe fällt ihre Temperatur ab.<ref name="Lunine1993" /> Am unteren Ende der Troposphäre, das etwa 300&nbsp;km unter dem Ein-Bar-Level liegt, beträgt die Temperatur etwa 320&nbsp;K. Bis zum oberen Bereich der Troposphäre, der sich in 50&nbsp;km Höhe befindet, fällt die Temperatur auf etwa 53&nbsp;K ab.<ref name="dePater1991">{{cite journal|last=dePater|first=Imke|coauthors=Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.|title=Possible Microwave Absorption in by H<sub>2</sub>S gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres|journal=Icarus|volume=91|pages=220–233| year=1991|doi=10.1016/0019-1035(91)90020-T| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1991_Microwave_Absorption.pdf|format=PDF}}</ref><ref name="1986Tyler">{{cite journal|last=Tyler|first=J.L.|coauthors=Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et al. |title=Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites|journal=Science|volume=233|pages=79–84| year=1986| bibcode=1986Sci...233...79T}}</ref> Sie enthält fast die gesamte Masse der Atmosphäre und ist auch für den Großteil der planetarischen Wärmeausstrahlung (ferne [[Infrarotstrahlung]]) verantwortlich.

Die Wolken bestehen anscheinend aus Partikeln gefrorenen Methans, das als heißes Gas aus tieferen Lagen aufgestiegen und in den äußeren Schichten kondensiert ist. Es wird vermutet, dass Wasser die unteren Wolken bildet, während die oberen Wolken eher aus Methan bestehen.<ref name="Lunine1993">{{cite journal|title=The Atmospheres of Uranus and Neptune|last=Lunine|first=Jonathan. I.|journal = Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=31|pages=217–263|year=1993|doi=10.1146/annurev.aa.31.090193.001245| bibcode=1993ARA&A..31..217L}}</ref> Die Windgeschwindigkeiten betragen bis zu 200&nbsp;m/s beziehungsweise rund 700&nbsp;km/h. Die Temperatur beträgt bei 1&nbsp;bar etwa 76 K (−197&nbsp;°C), bei 0,1&nbsp;bar 53 K (−220&nbsp;°C).

Seine [[effektive Temperatur]] liegt bei nur 58,1&nbsp;K (−214&nbsp;°C), kaum mehr als der entferntere Neptun. Diese Strahlungstemperatur ist die Temperatur, welche die Uranusatmosphäre im Bereich von 0,4&nbsp;bar aufweist. Die niedrigste Temperatur in der Atmosphäre wird bei 70&nbsp;mbar mit 52 K (−221&nbsp;°C) gemessen.

==== Stratosphäre ====
In der Stratosphäre, der mittleren Schicht der Uranusatmosphäre, erhöht sich im Allgemeinen die Temperatur mit der Höhenlage. An der unteren Grenze bei 50&nbsp;km (bei der [[Atmosphäre (Astronomie)#Untergliederungen|Tropopause]]) sind es noch 53 K, während die Temperatur in 4000&nbsp;km Höhe (an der Grenze zur Thermosphäre) schon 800 bis 850 K beträgt.<ref name="Herbert1987">{{cite journal|last=Herbert|first=Floyd|coauthors=Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et al.|title=The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2 |journal=J. of Geophys. Res.|volume=92| pages=15,093-15,109|year=1987| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1987_Upper_Atm_Uranus.pdf|format=PDF}}</ref> Ursache für die Erhitzung der Stratosphäre ist die Absorption von solarer [[UV]]- und [[Infrarot|IR]]-Strahlung durch [[Methan]] und andere Kohlenwasserstoffe, die sich in diesem Teil der Atmosphäre als Ergebnis der [[Photolyse|Methanphotolyse]] bilden.<ref name="Bishop1990" /><ref name="Summers1989">{{cite journal|last=Summers|first=Michael E.|coauthors=Strobel, Darrell F.|title=Photochemistry of the Atmosphere of Uranus|journal=The Astrophysical Journal|volume=346|pages=495–508|year=1989|doi=10.1086/168031| bibcode=1989ApJ...346..495S}}</ref> Der Wärmetransport von der heißen Thermosphäre könnte ebenfalls dazu wirken.<ref name="Herbert1999" /><ref name="Young2001">{{cite journal|last=Young|first=Leslie A.|coauthors= Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et al.|title= Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation |journal=Icarus|volume=153|pages=236–247|year=2001|doi=10.1006/icar.2001.6698| url=http://www.boulder.swri.edu/~layoung/eprint/ur149/Young2001Uranus.pdf| format=PDF}}</ref> Die Kohlenwasserstoffe besetzen einen relativ engen Bereich in Höhen von 100 bis 280&nbsp;km. Dabei beträgt der Druck etwa 10 bis 0,1&nbsp;[[Bar (Einheit)|mbar]] und die Temperaturen liegen zwischen 75 und 170&nbsp;K.<ref name="Bishop1990" />

Ethan und Ethin ([[Ethin|Acetylen]]) neigen dazu, im kälteren unteren Bereich der Stratosphäre und in der Tropopause nebelige Schichten zu formen.<ref name="Summers1989" /> Sie könnten teilweise für die detailarme Erscheinung des Uranus verantwortlich sein. Die Konzentration von Kohlenwasserstoffen ist in der Stratosphäre Uranus’ oberhalb dieser Nebel wesentlich niedriger als in den Stratosphären der anderen [[Gasplanet]]en. Dies und die schwache vertikale Durchmischung über der Nebelschicht machen die Stratosphäre des Uranus durchsichtiger und als Ergebnis kälter als die der anderen Gasplaneten.<ref name="Bishop1990">{{cite journal|last=Bishop|first=J.|coauthors=Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P.|title=Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere|journal=Icarus|volume=88|pages=448–463|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90094-P| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1990_Reanalysis.pdf|format=PDF}}</ref><ref name="Herbert1999">{{cite journal|last=Herbert|first=Floyd|coauthors=Sandel, Bill R. |title=Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune|journal=Planet. Space Sci. |volume=47|pages=1119–1139|year=1999| bibcode=1999P&SS...47.1119H}}</ref>

==== Thermosphäre und Korona ====
Die äußerste Schicht der Atmosphäre Uranus’ ist die Thermosphäre und [[Korona (Sonne)|Korona]]. Sie weist eine einheitliche Temperatur von 800 bis 850&nbsp;K auf.<ref name="Lunine1993" /><ref name="Herbert1999" /> Dies ist viel höher als die 420&nbsp;K in der Thermosphäre des Saturn.<ref name="Miller2005">{{cite journal|last=Miller|first=Steve|coauthors=Aylword, Alan; and Milliword, George|title=Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling|journal=Space Sci.Rev.|volume=116|pages=319–343|year=2005| doi=10.1007/s11214-005-1960-4|bibcode=2005SSRv..116..319M}}</ref> Die Wärmequellen hierfür sind nicht bekannt. Weder solares [[UV|ultraviolettes]] Licht noch [[Polarlicht]]aktivitäten können genug Energie zur Verfügung stellen. Verringerte Wärmeabstrahlung aufgrund des Mangels an Kohlenwasserstoffen in der oberen Stratosphäre könnte zur Aufrechterhaltung der hohen Temperatur beitragen.<ref name="Herbert1987" /><ref name="Herbert1999" /> Zusätzlich zu molekularem Wasserstoff enthalten Thermosphäre und Korona einen großen Anteil an freien Wasserstoffatomen. Deren geringe molekulare Masse könnte zusammen mit den hohen Temperaturen erklären, warum sich die Korona so weit (50.000&nbsp;km oder zwei Uranusradien) vom Planeten weg ausdehnt.<ref name="Herbert1987" /><ref name="Herbert1999" /> Diese erweiterte Korona ist ein einzigartiges Merkmal von Uranus.<ref name="Herbert1999" /> Die Korona bremst die kleinen Partikel ab, die Uranus umkreisen. Als Folge dessen sind die [[Ringe des Uranus]] sehr staubarm.<ref name="Herbert1987" />

==== Ionosphäre ====
Die [[Ionosphäre]] des Uranus entspricht seiner Thermosphäre zusammen mit dem oberen Teil der Stratosphäre.<ref name="1986Tyler" /> Hauptsächlich weiß man über die Ionen durch Messungen von [[Voyager 2]] Bescheid, sowie durch Infrarot-Emissionen des H<sub>3</sub><sup>+</sup>-[[Ion]]s, die von erdgebundenen Teleskopen festgestellt wurden.<ref name="Trafton1999">{{cite journal|last=Trafton|first=L.M.|coauthors=Miller, S.; Geballe, T.R.; et al. |title= H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora|journal=The Astrophysical Journal|volume=524|pages=1059–1023|year=1999| doi=10.1086/307838|bibcode=1999ApJ...524.1059T}}</ref> Die Beobachtungen zeigen, dass die Ionosphäre Höhen zwischen 2.000 und 10.000&nbsp;km besetzt.<ref name="1986Tyler" /> Sie wird hauptsächlich von der UV-Strahlung der Sonne aufrechterhalten und ihre Dichte hängt von der Sonnenaktivität ab.<ref name="Encrenaz2003b">{{cite journal|last=Encrenaz|first=Th.|coauthors=Drossart, P.; Orton, G.; et al.|title=The rotational temperature and column density of H<sup>+</sup><sub>3</sub> in Uranus|year=2003|journal=Planetary and Space Sciences|volume=51|pages=1013–1016| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2003_Rotational_Temperature.pdf| doi=10.1016/S0032-0633(03)00132-6|format=PDF}}</ref> Die Aktivität der Aurora ([[Polarlicht]]) ist nicht so auffällig wie bei Jupiter und Saturn.<ref name="Herbert1999" /><ref name="Lam1997">{{cite journal|last=Lam|first=Hoanh An|coauthors=Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et al.|title=Variation in the H<sup>+</sup><sub>3</sub> emission from Uranus|year=1997|journal=The Astrophysical Journal|volume=474|pages=L73–L76| bibcode=1997ApJ...474L..73L|doi=10.1086/310424}}</ref> Die obere Ionosphäre (die Region der Thermosphäre) ist die Quelle der [[UV]]-Emission von Uranus, die als „Tagesglühen“ oder „Elektroglühen“ bekannt ist. Diese geht ebenso wie die IR-Strahlung der H<sub>3</sub><sup>+</sup>-Ionen nur von der sonnenbeleuchteten Seite des Planeten aus. Dieses rätselhafte Phänomen, das bei den Thermosphären aller Gasriesen auftritt, wird nun als eine UV-[[Fluoreszenz]] von atomarem und molekularem Wasserstoff gedeutet, die von Sonnenstrahlen mit einer möglichen Beteiligung von [[Photoelektron]]en angeregt wird.<ref name="Herbert1999" />

=== Innerer Aufbau ===
[[Datei:Uranus-intern-de.png|mini|350px|Innerer Aufbau]]
Unter der dichten, gasförmigen Wasserstoff-Methan-Hülle besteht Uranus aus teilweise verflüssigten Gasen, Eis und möglicherweise einem kleinen Gesteinskern. Die Gashülle geht durch Kompression in eine „Kruste“ aus Wasserstoff und Helium über, die etwa 30 % des Planetenradius ausmacht. Die Masse dieser oberen Schicht macht etwa die 0,5- bis 1,5-fache Erdmasse aus.

Der etwas dickere Mantel aus [[Wasser]], Methan und [[Ammoniak]] hat vermutlich die Konsistenz von [[Eis]] und beinhaltet den Großteil der Masse des Uranus. Diese dichte Flüssigkeit, die elektrisch sehr leitfähig ist, wird manchmal auch Wasser-Ammoniak-Ozean genannt.<ref name="Atreya2006">{{cite journal|last=Atreya|first=S.|coauthors=Egeler, P.; Baines, K. |title=Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?|journal=Geophysical Research Abstracts|volume=8|pages=05179|year=2006|format=pdf| url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf}}</ref>

Dieser Mantel umschließt einen kleinen, eventuell flüssigen Kern aus [[Silicium|Silizium]] und [[Eisen]] mit einer der Erde vergleichbaren Masse.

Dieser Aufbau ist mit dem des [[Neptun (Planet)|Neptun]] vergleichbar, unterscheidet sich aber deutlich von den Riesenplaneten [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] und [[Saturn (Planet)|Saturn]]. Diese haben anteilmäßig mehr Wasserstoff und weniger Helium (ähnlich wie die [[Sonne]]), und ihre Mäntel bestehen großteils aus [[Metallischer Wasserstoff|metallischem Wasserstoff]]. Die Kerne von Uranus und Neptun ähneln jenen von Jupiter und Saturn, jedoch fehlt die stark komprimierte Hülle aus Wasserstoff. Im Zentrum des Uranus dürfte ein Druck von rund acht Millionen bar bei einer Temperatur von etwa 5000&nbsp;°C herrschen.

Man vermutet, dass die Materie des Uranus relativ gleichmäßig verteilt ist. In Bezug auf interne Wärmequellen ist er eine Ausnahme unter den äußeren Planeten. Es ist aus bisher unerklärlichen Gründen kein Wärmevorrat mehr aus der ursprünglichen Kontraktion und Stofftrennung vorhanden. Eine mögliche Erklärung für das Fehlen der inneren Wärmequelle besteht darin, dass infolge des Einschlags, der seine Rotationsachse kippte, der Großteil der ursprünglichen inneren Hitze verloren ging.<ref>{{cite journal|title=Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?|author=David Hawksett|journal=Astronomy Now|date=August|year=2005|pages=73}}</ref> Einer anderen Theorie zufolge existieren in den oberen Schichten einige Barrieren, die den [[Konvektion|Wärmetransport]] aus dem Inneren behindern.<ref name="Lunine1993" /><ref name="Pearl1990">{{cite journal|last=Pearl|first=J.C.|coauthors=Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A.|title=The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data|journal=Icarus|volume=84|pages=12–28|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90155-3|bibcode=1990Icar...84...12P}}</ref> Seine Energiequelle ist lediglich absorbierte [[Sonnenstrahlung]], denn er strahlt im Unterschied zu den anderen Gasplaneten nicht mehr Wärme ab, als er von der Sonne erhält.

=== Wetter ===
[[Datei:Uranus clouds.jpg|mini|hochkant=1.2|links|Uranus: Ringe, der südliche „Collar“ und eine helle Wolke in der nördlichen Hemisphäre sind sichtbar. <small>([[Hubble Space Telescope|HST]], 2005)</small>]]
Bilder von [[Voyager 2]] zeigten 1986 im sichtbaren Spektrum praktisch keine Oberflächendetails. Man sah kaum Wolkenbänder oder Stürme, wie man sie sonst auf anderen Gasplaneten beobachten kann.<ref name="Smith1986" /><ref name="Hammel2005">{{cite journal|last=Hammel|first=H.B.|coauthors=de Pater, I.; Gibbard, S.; et al.|title=Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features|journal=Icarus|volume=175|pages=534–545|year=2005| doi=10.1016/j.icarus.2004.11.012|url=http://www.llnl.gov/tid/lof/documents/pdf/316112.pdf|format=pdf}}</ref> Die in Richtung der Rotation schnell wehenden Wolkenbänder waren nur sehr schwach ausgeprägt. Eine mögliche Erklärung für dieses vergleichsweise ruhige Wetter und die unauffälligen Wolkenformationen könnte in der schwachen inneren Wärmequelle des Uranus liegen.
[[Datei:Uranus Dark spot.jpg|mini|hochkant=1.5|Der erste auf Uranus beobachtete dunkle Fleck.<br />Das Bild wurde 2006 auf dem HST von der<br />„[[Advanced Camera for Surveys]]“ (ACS) aufgenommen.]]

Während des Vorbeifluges von Voyager&nbsp;2 stand die Sonne über dem Südpol. Dennoch war Uranus aus unbekannten Gründen am Äquator wärmer als am sonnigen Pol. Daraus hatten die Wissenschaftler errechnet, dass sogar der dunkle Pol etwas wärmer ist als der von der Sonne bestrahlte. Die Temperaturen in der Atmosphäre sind durch diese sehr langsame Abkühlung – und andererseits sehr langsame Erwärmung – erstaunlich ausgeglichen.

Die südliche Hemisphäre kann in zwei Regionen aufgeteilt werden: Eine helle Polarkappe und dunklere äquatoriale Bänder. Die Grenze ist etwa bei 45° südlicher Breite. Ein schmales Band, das den Planeten zwischen dem 45. und 50. südlichen Breitengrad umspannt, ist das hellste große Merkmal auf der Oberfläche des Planeten.<ref name="Smith1986">{{cite journal|last= Smith|first=B.A.|coauthors=Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et al. |title=Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results|journal=Science|volume=233|pages=97–102| year=1986|bibcode=1986Sci...233...43S}}</ref> Es wird der südliche „Collar“ genannt. Die Polarkappe und der „Collar“ sind möglicherweise eine dichte Region von Methanwolken.<ref>K.A. Rages, H.B. Hammel, A.J. Friedson: ''Evidence for temporal change at Uranus’ south pole.'' In: ''Icarus.'' 172, 2004, S.&nbsp;548, [[doi:10.1016/j.icarus.2004.07.009]].</ref> Jedoch konnten am Beginn des 21. Jahrhunderts, als die Region der Polarkappe ins Sichtfeld kam, das [[Hubble-Weltraumteleskop]] und das [[Keck-Observatorium|Keck-Teleskop]] auf [[Hawaii]] weder einen „Collar“ noch eine Polarkappe in der nördlichen Hemisphäre beobachten.<ref name="Hammel2005" /> Deshalb erscheint Uranus asymmetrisch: hell in der Nähe des Südpols und einheitlich dunkel in der Region nördlich des südlichen „Collars“.<ref name="Hammel2005" />

In den letzten Jahren nähert sich Uranus seinem [[Äquinoktium]] und damit wird die Nordhalbkugel zunehmend beleuchtet. Als Folge dieser erhöhten Sonneneinstrahlung zeigen neuere Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops viel stärker ausgebildete Bänder und erhöhte Wetteraktivität in der nördlichen Hemisphäre. Demnach herrschen in der Atmosphäre des Gasplaneten, trotz seiner großen Entfernung von der Sonne, ausgeprägte Jahreszeiten. Er empfängt nur ein Vierhundertstel der Sonnenwärme, die die Erde empfängt. Die Sonne erscheint von ihm aus nur als eine winzige Scheibe. Dennoch strahlt sie immer noch 1100-mal heller, als der Vollmond von der Erde aus erscheint.

Bilder des Keck-Observatoriums zeigten im Jahr 2004, dass sich [[Wirbelsturm|Wirbelstürme]] teilweise über viele Monate lang halten. In der nördlichen [[Äquatoriales Koordinatensystem|Hemisphäre]] entdeckten die Forscher eine rund 29.000&nbsp;km lange Wolkenformation. Dies war die größte bislang beobachtete Wolkenstruktur. Sie hatte sich jedoch schon einen Monat später wieder aufgelöst. Langlebiger zeigte sich ein großer Sturm in der südlichen Hemisphäre, der sich schon seit mehreren Jahren aus unbekannten Gründen über fünf [[Breitengrad]]e hinweg auf und ab bewegte.

2014 konnten die Stürme sogar von Amateuren mit dem Teleskop beobachtet werden, so auffällig waren sie geworden<ref>[https://solarsystem.nasa.gov/news/display.cfm?News_ID=48426 W. M. Keck Observatory: ''Astronomers Thrilled by Extreme Storms on Uranus'', in Solar System Exploration, Datum: 13. November 2014, abgerufen: 25. Januar 2014]</ref>.

=== Magnetfeld ===
[[Datei:Uranian Magnetic field.gif|mini|hochkant=1.5|Uranus’ Magnetfeld, wie es 1986 von Voyager 2 gesehen wurde: N und S sind der magnetische Nord- und Südpol.]]
[[Datei:Uranuslight.jpg|mini|links|Eine Aurora auf Uranus auf Höhe der Ringe.]]
Das [[Magnetismus|Magnetfeld]] von Uranus ist ungewöhnlich und hat die Form eines [[Quadrupol]]s mit 2 Nord- und 2 Südpolen. Ein Polpaar ist um fast 60° gegenüber der Rotationsachse geneigt und hat seinen Ursprung nicht im Zentrum des Planeten, sondern ist um ein Drittel des Planetenradius nach Süden hin versetzt. Vermutlich wird es durch Bewegungen in nicht allzu großer Tiefe erzeugt, möglicherweise durch ionisiertes Wasser. Neptun hat ein ähnlich geformtes und verschobenes Magnetfeld, was darauf hindeutet, dass die starke Abweichung nichts mit der Größe der Achsenneigung zu tun hat. Die [[Magnetosphäre]] von Uranus ist über seiner Nachtseite durch die Rotation korkenzieherartig verwirbelt.

Die ungewöhnliche Geometrie resultiert in einer hoch asymmetrischen Magnetosphäre, bei der die Stärke des magnetischen Feldes in der südlichen Hemisphäre bis zu 0,1&nbsp;[[Gauß (Einheit)|Gauß]] (10 [[Tesla (Einheit)|µT]]) gering sein, in der nördlichen Hemisphäre bis zu 1,1&nbsp;Gauß (110 µT) stark sein kann.<ref name="1986Ness">{{cite journal|last=Ness|first=Norman F.|coauthors=Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. |title=Magnetic Fields at Uranus|journal=Science|volume=233|pages=85–89|year=1986|bibcode=1986Sci...233...85N}}</ref> Das durchschnittliche Feld auf der Oberfläche beträgt 0,23&nbsp;Gauß (23 µT).<ref name="Russell993" /> Im Vergleich dazu ist das magnetische Feld der Erde an beiden Polen etwa gleich stark, und ihr „magnetischer Äquator“ ist annähernd parallel mit ihrem physikalischen Äquator.<ref name="Russell993" /> Das Dipolmoment von Uranus ist 50-mal stärker als das der Erde.<ref name="1986Ness" /><ref name="Russell993">{{cite journal|last=Russell|first=C.T.|title= Planetary Magnetospheres |journal=Rep. Prog. Phys.|volume=56|pages=687–732|year=1993 |url=http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/56/6/001/rp930601.pdf|format=pdf}}</ref>

Die Magnetosphäre enthält geladene Teilchen: Protonen und Elektronen und einen kleinen Anteil an H2+ Ionen.<ref name="Russell993" /><ref name="Krimigis1986">{{cite journal|last=Krimigis|first=S.M.|coauthors=Armstrong, T.P.; Axford, W.I.; et al.|title=The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment|journal=Science|volume=233|pages=97–102|year=1986| bibcode=1986Sci...233...97K}}</ref> Der Partikelfluss ist hoch genug, um ein Verdunkeln oder eine Erosion der Mondoberflächen in einem astronomisch kurzen Zeitraum von 100.000 Jahren zu bewirken.<ref name="Krimigis1986" /> Dies könnte die Ursache für die einheitlich dunkle Färbung der Monde und der Ringe sein.<ref name="summary">{{Internetquelle |titel=Voyager Uranus Science Summary |hrsg=NASA/JPL |url=http://www.solarviews.com/eng/vgrur.htm |datum=1988 |zugriff=2007-06-09}}</ref>

Uranus hatte beim Vorbeiflug von [[Voyager 2]] relativ gut entwickelte [[Polarlicht|Auroras]], die als helle Bögen um die magnetischen Pole gesehen werden.<ref name="Herbert1999" />
Das [[Hubble Space Telescope]] konnte im Jahr 2011 kleine runde Auroras auf der Uranus-Tagseite beobachten, die nur wenige Minuten andauerten. Damit haben sich Uranus-Auroras seit dem Vorbeiflug von Voyager 2 deutlich verändert, was wohl damit zusammenhängt, dass die Planetenachse und damit das Magnetfeld zur Sonne anders orientiert sind als beim Vorbeiflug von Voyager 2.<ref>[http://www.agu.org/news/press/pr_archives/2012/2012-19.shtml Laurent Lamy et al.: ''Uranus auroras glimpsed from Earth'', auf der Internetseite der American Geophysical Union, Datum: 13. April 2012, abgerufen: 2. Mai 2012]</ref>

{{Absatz}}

== Ringsystem ==
{{Hauptartikel|Ringe des Uranus}}

[[Datei:Uranian rings scheme.png|links|mini|hochkant=1.5|Ringsystem des Uranus]]
[[Datei:Uranus rings.png|hochkant=1.8|mini|Aufnahme der Uranusringe durch Voyager&nbsp;2 aus dem Jahr 1986 (als [[Falschfarben]]bild), rechts der Epsilon-Ring]]
[[Datei:Uranian rings PIA01977.jpg|hochkant=1.2|mini|Aufnahme der Uranusringe von Voyager&nbsp;2]]
Uranus ist wie alle Gasriesen im Sonnensystem von einer Menge sehr kleiner Körper und Teilchen umgeben, die den Planeten in Richtung seiner Rotation umrunden und mit ihren verschieden dicht belegten Umlaufbahnen ein System konzentrischer Ringe bilden. Diese befinden sich zumeist in der Äquatorebene des Planeten und hauptsächlich innerhalb der [[Roche-Grenze]].

Das [[Planetenring|Ringsystem]] des Uranus wurde am 10. März 1977 von James L. Elliot, Edward W. Dunham und Douglas J. Mink mit dem [[Kuiper Airborne Observatory]] entdeckt. Die Entdeckung war ein Glücksfall. Sie planten die [[Okkultation|Bedeckung]] des Sterns SAO 158687 durch Uranus zu beobachten, um dessen Atmosphäre und Durchmesser zu untersuchen. Bei der Analyse ihrer Beobachtungen stellten sie fest, dass der Stern kurz vor und nach der eigentlichen Bedeckung zusätzlich je fünfmal kurzzeitig verschwand. Sie folgerten daraus, dass es ein Ringsystem um den Planeten geben müsse.<ref>{{Internetquelle |titel=The rings of Uranus |autor=J. L. Elliot, E. Dunham & D. Mink |hrsg=Cornell University |url=http://www.nature.com/nature/journal/v267/n5609/abs/267328a0.html |datum=1977 |zugriff=2007-06-09}}</ref> Die Ringe wurden direkt von Voyager 2 abgelichtet, als die Sonde 1986 Uranus passierte. Es war nach Saturns Ringsystem das zweite, das im Sonnensystem entdeckt wurde.<ref name="Esposito2002" />

<!-- Bei einem Uranusdurchmesser von 51.118&nbsp;km bzw. einem Radius von (25.559) 25.560&nbsp;km. Die Abstandsgrößen vom Zentrum aus wurden in "Die neun Planeten" anscheinend ebenso gerundet. -->
{| class="wikitable float-left"  | style="text-align:center; margin-right:1em;"
| style="background:#bee3e6;" rowspan="2" | '''Ring'''
| style="background:#bee3e6;" colspan="2" | '''Abstand der<br />Innenkante<br />vom …''' (km)
| style="background:#bee3e6;" rowspan="2" | '''Breite'''<br />(km)
|-
| style="background:#bee3e6;" | '''Zentrum'''
| style="background:#bee3e6;" | '''Äquator'''
|-
| Zeta (1986 U2R)   || 38.000 || <!-- (12.441) --> 12.440 || 3.500
|-
| 6                 || 41.840 || <!-- (16.281) --> 16.280 || 1–3
|-
| 5                 || 42.230 || <!-- (16.671) --> 16.670 || 2–3
|-
| 4                 || 42.580 || <!-- (17.021) --> 17.020 || 2–3
|-
| Alpha             || 44.720 || <!-- (19.161) --> 19.160 || 7–12
|-
| Beta              || 45.670 || <!-- (20.111) --> 20.110 || 7–12
|-
| Eta               || 47.190 || <!-- (21.631) --> 21.630 || 0–2
|-
| Gamma             || 47.630 || <!-- (22.071) --> 22.070 || 1–4
|-
| Delta             || 48.290 || <!-- (22.731) --> 22.730 || 3–9
|-
| Lambda (1986 U1R) || 50.020 || <!-- (24.461) --> 24.460 || 1–2
|-
| Epsilon           || 51.140 || <!-- (25.581) --> 25.580 || 20–96
|-
| Ny (R/2003 U 2)   || 65.400 || <!-- (39.841) --> 39.840 || 3.800
|-
| My (R/2003 U 1)   || 86.000 || <!-- (60.441) --> 60.440 || 17.000
|}
Uranus hat wie Jupiter ein sehr feines und dunkles Ringsystem. Was die Größe der Teilchen betrifft, besteht es wie bei Saturn sowohl aus groben Partikeln und [[Fels|Brocken]] mit bis zu 10 Meter Durchmesser, als auch aus feinem, aber anteilmäßig viel geringerem [[Interplanetarer Staub|Staub]]. Im Durchschnitt sind die Teilchen größer als die der Saturnringe, in der Gesamtzahl sind sie hingegen viel weniger. Mit Voyager 2 wurde festgestellt, dass die Gesamtmasse der Uranusringe geringer ist als die Teilchenmasse in der [[Cassinische Teilung|Cassinischen Teilung]] der Saturnringe. Als auffallendster Unterschied zu den Gebilden der anderen Gasplaneten sind sie zumeist schmal, jedoch scharf begrenzt und durch große scheinbare Leerräume voneinander getrennt. Nicht alle von ihnen sind kreisförmig oder liegen in der Äquatorebene des Uranus. Der hellste von ihnen – von Uranus aus der elfte – wird mit dem griechischen Buchstaben [[Epsilon]] (ε) bezeichnet. In seinem dem Planeten nächsten Bereich ist er 20&nbsp;km breit und fast undurchsichtig, in seinem dem Uranus fernsten Abschnitt ist er jedoch mit 96&nbsp;km fünfmal breiter und fünfmal so durchsichtig. Die innersten Monde [[Cordelia (Mond)|Cordelia]] und [[Ophelia (Mond)|Ophelia]] halten als [[Schäfermond]]e den dichten Epsilon-Ring von innen und außen durch ihre Gravitationswirkung zusammen.

Die zwei vom Hubble-Teleskop im Dezember 2005 zuletzt entdeckten Ringe befinden sich weit außerhalb der schon vorher bekannten elf und sind wesentlich breiter. Aufgrund ihrer großen Distanz zum Uranus werden sie das äußere Ringsystem genannt. Der größere Ring liegt in doppelt so großem Abstand zum Planeten wie die vorher bekannten Ringe. Damit sind 13 Ringe bekannt.<ref>{{Internetquelle |titel=NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus |werk=Hubblesite |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/33/ |datum=2005 |zugriff=2007-06-09}}</ref> Im April 2006 zeigten Bilder vom Keck-Observatorium die Farben der neuen Ringe: einer war blau, der andere rot.<ref name="dePater2006">{{cite journal|last=dePater|first=Imke|coauthors=Hammel, Heidi B.; Gibbard, Seran G.; Showalter Mark R. |title=New Dust Belts of Uranus: Two Ring, red Ring, Blue Ring|journal=Science|volume=312|pages=92–94| year=2006|doi=10.1126/science.1125110|bibcode=2006Sci...312...92D}}</ref><ref>{{Internetquelle |titel=Blue ring discovered around Uranus |hrsg=UC Berkeley News |autor=Robert Sanders |url=http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/04/06_bluering.shtml |datum=2006-04-06 |zugriff=2006-10-03}}</ref>

Hubble hatte 2003 auch zwei kleine Monde erspäht, von denen einer, [[Mab (Mond)|Mab]], seinen Orbit mit dem äußersten neu entdeckten Ring teilt. Dieser Ring [[My]] (μ) zeigt seine höchste Dichte in einem Abstand von 97.700&nbsp;km zum Uranuszentrum und seine Ringpartikel könnten vom Mond Mab stammen.

Die Innenkante dieses Ringes liegt 86.000&nbsp;km vom Planetenzentrum entfernt, an der Umlaufbahn des Mondes [[Puck (Mond)|Puck]]. Eine Besonderheit des Ringes ist ein blaues Leuchten, das bislang nur vom E-Ring des Saturn bekannt war. Jener [[Saturnringe|Saturnring]] besteht offenbar aus sehr feinen Eiskristallen, die das Sonnenlicht reflektieren und die ihre Quelle in [[Geysir]]en auf dem Saturnmond [[Enceladus (Mond)|Enceladus]] haben. Das stützt die Vermutung, dass die weniger als 0,0001&nbsp;Millimeter großen Eispartikel des Uranusrings, die klein genug sind, um blaues Licht zu streuen,<ref>{{Internetquelle |titel=Blue ring of Uranus linked to sparkling ice |autor=Stephen Battersby |werk=NewScientistSpace |url=http://space.newscientist.com/article/dn8960 |datum=2006 |zugriff=2007-06-09}}</ref> von dem sehr eishaltigen Uranusmond Mab stammen und durch Meteoriteneinschläge ins All befördert wurden.

Der weiter innen liegende Ring [[Ny]] (ν) ist von rötlicher Farbe und besteht wahrscheinlich neben kleinen auch aus größeren Komponenten als der blaue Ring. Seine höchste Dichte befindet sich in einem Abstand von 67.300&nbsp;km zum Uranuszentrum. In seinem Dichtemaximum konnte noch kein Mond entdeckt werden. Die inneren Ringe des Planeten erscheinen dagegen grau.<ref name="dePater2006" />

Die Ringe des Uranus liegen anscheinend nicht genau zentrisch um den Planeten, sondern schwingen etwas um ihn. Als Ursachen dafür vermuten die Astronomen die Gravitationswirkung seiner Monde und seiner Abplattung.

Die Ringe des Uranus sind wahrscheinlich relativ jung. Spalten in ihrem Umkreis als auch Unterschiede in ihrer Trübung legen nahe, dass sie nicht mit dem Uranus entstanden. Die Materieteilchen in den Ringen könnten einmal Teile eines Mondes gewesen sein, der durch einen Einschlag mit hoher Geschwindigkeit oder durch Gezeitenkräfte zertrümmert wurde.<ref name="summary" /><ref name="Esposito2002">{{cite journal |last=Esposito |first=L. W. |title=Planetary rings |journal=Reports On Progress In Physics |year=2002 |volume=65 |pages=1741–1783 |url=http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/65/12/201/r21201.pdf|format=pdf}}</ref>

{{Absatz}}
== Monde ==
{{Siehe auch|Liste der Uranusmonde}}

[[Datei:ESO-Uranus-Moons.jpg|links|mini|hochkant=1.6| Uranus mit 7 seiner Monde im Infrarot <small>([[Paranal-Observatorium]], 2002)</small>]]
Es sind 27 [[Satellit (Astronomie)|Monde]] des Uranus bekannt. Ihre Durchmesser liegen zwischen 10 und 1600&nbsp;km. Vier von ihnen sind so groß, dass sie sich aufgrund der Masse im hydrostatischen Gleichgewicht befinden und daher die Form eines [[Rotationsellipsoid]]s haben. Bei einem fünften ([[Miranda (Mond)|Miranda]]) ist das wahrscheinlich auch der Fall.

Die beiden ersten wurden von [[Wilhelm Herschel]] 1787 entdeckt und von seinem Sohn [[John Herschel]] nach Figuren aus [[William Shakespeare|Shakespeares]] ''[[Sommernachtstraum]]'' [[Titania (Mond)|Titania]] und [[Oberon (Mond)|Oberon]] benannt. Zwei weitere Monde, die [[William Lassell]] 1851 entdeckte, wurden [[Ariel (Mond)|Ariel]] und [[Umbriel (Mond)|Umbriel]] getauft, [[Gerard Kuiper]] entdeckte 1948 den Mond [[Miranda (Mond)|Miranda]]. Alle weiteren Monde von Uranus wurden ebenfalls nach Figuren von Shakespeare oder [[Alexander Pope]] benannt. Beim Vorbeiflug der Raumsonde Voyager&nbsp;2 im Januar 1986 wurden zehn weitere Monde entdeckt. Der Satellit [[Perdita (Mond)|Perdita]] wurde später auf Bildern von Voyager 2 identifiziert. Zwei weitere kleine innere Monde wurden mit dem Hubble-Teleskop entdeckt. Bis 1997 war Uranus der einzige Gasriese ohne bekannte „irreguläre Monde“.<!-- im engl.WP gibt es dazu einen eigenen Artikel --> Seit damals wurden mit erdgebundenen Teleskopen neun entfernte irreguläre Monde gefunden.

Die letzten Entdeckungen datieren aus dem Jahr 2003, als mit dem Hubble-Teleskop neben zwei weiteren Ringen auch zwei weitere Monde entdeckt wurden. Einer dieser beiden Monde, der den Namen [[Mab (Mond)|Mab]] erhalten hat, zerbröselt vermutlich langsam unter dem ständigen Bombardement von [[Mikrometeorit]]en und bildet dadurch einen der beiden neu entdeckten Ringe. Bei dieser Gelegenheit wurde außerdem entdeckt, dass vor allem die Bahnen der dicht gedrängten inneren Monde zwischen Miranda und den Hauptringen keine stabilen [[Keplerbahn]]en sind, sondern dass die Monde auf chaotische Weise Energie und [[Drehmoment]] austauschen. Nach in [[Science]] veröffentlichten Berechnungen könnten in wenigen Millionen Jahren einige der Monde, die sich gegenseitig mittels kreuzender Umlaufbahnen stören könnten, auf Kollisionskurs gehen.<ref name="Showalter">{{cite journal
 | first=Mark R. | last=Showalter
 | coauthors=Lissauer, Jack J.
 | title=The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics
 | journal=Science Express
 | date=2005-12-22
 | doi = 10.1126/science.1122882
 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/1122882v1
}}</ref>

Die Satelliten von Uranus bilden drei verschiedene Gruppen: eine planetennahe Gruppe mit kleinen Durchmessern und kreisförmigen Umlaufbahnen, eine mittlere Gruppe der fünf großen Satelliten, sowie eine äußere Gruppe von kleinen Satelliten mit sehr weiten, ausgeprägt exzentrischen und sehr stark geneigten beziehungsweise größtenteils rückläufigen Umlaufbahnen. Unter den großen Uranusmonden befindet sich jedoch keiner von der Größe der [[Galileische Monde|Galileischen Monde]] des Jupiter beziehungsweise des Saturnmondes [[Titan (Mond)|Titan]], oder auch nur des größten Neptunmondes [[Triton (Mond)|Triton]].

[[Datei:Uranus and Ariel.jpg|mini|hochkant=1.8|Als während seiner letzten [[Opposition (Astronomie)|Opposition]] im August 2006 die Äquatorgebiete in Richtung Sonne wiesen, konnte mit dem [[Hubble-Weltraumteleskop]] zum ersten Mal ein [[Durchgang]] eines seiner Monde (Ariel) und dessen Schattenwurf beobachtet werden.]]

=== Hauptmonde ===
Die fünf Hauptmonde sind [[Miranda (Mond)|Miranda]], [[Ariel (Mond)|Ariel]], [[Umbriel (Mond)|Umbriel]], [[Titania (Mond)|Titania]] und [[Oberon (Mond)|Oberon]].<ref name="Faure2007">{{cite book|author=Faure|Given1=Gunter|Surname2= Mensing|Given2= Teresa|Chapter=Uranus: What Happened Here?|title=Introduction to Planetary Science|Year=2007|Publisher=Springer Netherlands|Editor= Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.|doi=10.1007/978-1-4020-5544-7_18}}</ref> Das Satellitensystem des Uranus ist das masseärmste unter den Gasriesen. Die Gesamtmasse der fünf größten Monde<ref name="Jacobson1992">{{cite journal|last=Jacobson|first=R.A.|coauthors=Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P.|title=The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data|journal=The Astronomical Journal|volume=103|issue=6|pages=2068–2078|year=1992|doi=10.1086/116211| bibcode=1992AJ....103.2068J}}</ref> zusammen ist geringer als die Hälfte des Neptunmondes [[Triton (Mond)|Triton]] und entspricht etwa 13 % der des Erdmondes. Der größte Satellit, Titania, weist einen Radius von nur 788,9&nbsp;km auf. Das ist weniger als die Hälfte von Triton, aber ein wenig mehr als [[Rhea (Mond)|Rhea]], der zweitgrößte Mond des [[Saturn (Planet)|Saturn]]. Titania ist damit der achtgrößte Mond im Sonnensystem. Die Monde haben eine relativ geringe [[Albedo]]. Diese erstreckt sich von 0,20 für [[Umbriel (Mond)|Umbriel]] bis 0,35 für [[Ariel (Mond)|Ariel]].<ref name="Smith1986" /> Die Monde sind eine Ansammlung aus etwa 50 % Eis und 50 % Felsen. Das Eis könnte [[Ammoniak]] und [[Kohlenstoffdioxid|Kohlendioxid]] enthalten.<ref name="summary" /><ref name="Hussmann2006">{{cite journal|last=Hussmann|first=Hauke|coauthors=Sohl, Frank; 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|year=2006|doi=10.1016/j.icarus.2006.06.005| bibcode=2006Icar..185..258H}}</ref>

Unter den Monden scheint Ariel mit den wenigsten Einschlagkratern die jüngste Oberfläche zu haben, während Umbriel als der älteste erscheint.<ref name="Smith1986" /><ref name="summary" /> [[Miranda (Mond)|Miranda]] besitzt 20&nbsp;Kilometer tiefe [[Canyon]]s mit Verwerfungen, terrassenförmige Schichten, und eine chaotische Variation in Alter und Merkmalen der Oberflächen.<ref name="Smith1986" /> Einer Hypothese nach könnte Miranda vor längerer Zeit durch einen massiven Einschlag komplett auseinander gesprengt worden sein und sich dann wieder wahllos zusammengefügt haben.<ref name="summary" /><ref name="Marzari1998">{{cite journal|last=Marzari|first=F.|coauthors=Dotto, E.; Davis, D.R; et al. |title=Modelling the disruption and reaccumulation of Miranda|journal=Astron. Astrophys.|volume=333|pages=1082–1091|year=1998| doi=10.1051/0004-6361:20010803|url=http://aa.springer.de/papers/8333003/2301082.pdf|format=pdf}}</ref> Mirandas jüngste geologische Aktivität wurde vermutlich durch Hitzeentwicklung beeinflusst, hervorgerufen durch Gezeitenkräfte. Damals war die Umlaufbahn bei einer 3:1-Resonanz mit Umbriel exzentrischer als jetzt.<ref>{{cite journal
|last=Tittemore
|first=W. C.
|coauthors=Wisdom, J.
|title=Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities
|journal=Icarus
|volume=85
|issue=2
|pages=394–443
|publisher=Elsevier Science
|date=June 1990
|doi=10.1016/0019-1035(90)90125-S }}</ref> Grabenbrüche, verbunden mit aufsteigenden [[Diapir]]s, sind anscheinend die Gründe für die ovale Erscheinungsform des Mondes.<ref>{{cite journal
|author=[http://science.jpl.nasa.gov/people/Pappalardo/ Pappalardo, R. T.]
|coauthors=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
|publisher=Elsevier Science
|date= 1997-06-25
|url=http://www.agu.org/pubs/crossref/1997/97JE00802.shtml }}</ref><ref>{{Internetquelle |autor=Andrew Chaikin |titel=Birth of Uranus’ Provocative Moon Still Puzzles Scientists |werk=space.com |hrsg=Imaginova Corp. |datum=2001-10-16 |url=http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/miranda_creation_011016-1.html |archiv-url=https://web.archive.org/web/20090606065346/http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/miranda_creation_011016-1.html |archiv-datum=2009-06-06 |zugriff=2007-12-07}}</ref> Auch Ariel hatte wahrscheinlich eine 4:1-Bahnresonanz mit Titania gebildet.<ref>{{cite journal
| title=Tidal Heating of Ariel
| last=Tittemore
| first=W. C.
| journal=Icarus
| volume=87
| pages=110–139
| year=1990
| bibcode=1990Icar...87..110T
| doi= 10.1016/0019-1035(90)90024-4
}}</ref>

=== Irreguläre Monde ===
{{Hauptartikel|Irregulärer Satellit}}
Irreguläre Monde sind eingefangene Satelliten in großem Abstand zum Planeten; sie weisen eine hohe Bahnneigung auf und sind oft rückläufig.

Das Diagramm illustriert die Umlaufbahnen der irregulären Monde, die bis jetzt entdeckt wurden. Die Exzentrizität der Bahnen wird durch gelbe Segmente (die den Bereich vom [[Apsis (Astronomie)|Perizentrum]] bis zum [[Apsis (Astronomie)|Apozentrum]] überstreichen) und die [[Bahnneigung|Inklination]] durch die Y-Achse dargestellt. Die Satelliten oberhalb der X-Achse bewegen sich [[Rechtläufig|prograd]] (rechtläufig), die Satelliten darunter retrograd (rückläufig). Die X-Achse ist mit [[Gigameter|Gm]] (Millionen&nbsp;km) sowie dem betreffenden Bruchteil der [[Hill-Sphäre]] beschriftet. Der [[Gravitation|gravitative]] Einfluss, innerhalb dessen ein Umlauf um den Planeten möglich ist, reicht bei Uranus etwa 70&nbsp;Millionen&nbsp;km in den Raum.
[[Datei:TheIrregulars URANUS.svg|mini|hochkant=1.8|Irreguläre Monde des Uranus]]
Anders als bei Jupiters irregulären Satelliten kann in der bekannten Uranus-Population kein Zusammenhang zwischen Bahnradius und Inklination gefunden werden. Stattdessen können die retrograden Monde basierend auf dem Verhältnis von [[Große Halbachse|großer Halbachse]] und [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]] in zwei Gruppen geteilt werden. Die innere Gruppe umfasst Monde näher bei Uranus (a < 0,15 r<sub>H</sub>) und sind mäßig exzentrisch (~&nbsp;0,2), namentlich: Francisco, Caliban, Stephano und Trinculo. Die äußere Gruppe (a > 0,15 r<sub>H</sub>) umfasst Satelliten mit hoher Exzentrizität (~&nbsp;0,5): Sycorax, Prospero, Setebos und Ferdinand.<ref name="SheppardJewittUranus2005">[[Scott S. Sheppard]], [[David C. Jewitt]], and Jan Kleyna ''An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness'', The Astronomical Journal, '''129''' (2005), S. 518–525, {{arXiv|astro-ph/0410059}}.</ref>

== Entstehung ==
Bei der Entstehung der Eisriesen erreichten sie mit ihren nur wenigen Erdmassen angesammelter Materie von Gasnebeln nie den kritischen Punkt von Jupiter und Saturn, noch mehr Materie anzuziehen.<ref name="Brunini1999" /><ref name="Jewitt2006">{{cite journal|last=Sheppard|first=Scott S.|coauthors=Jewitt, David; Kleyna, Jan|title=An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness|journal=The Astronomical Journal| volume=129|pages=518-525| arxiv=astro-ph/0410059|year=2006| doi=10.1086/426329}}</ref><ref name="Thommes1999" /> Derzeitige Theorien über die Entstehung und Bildung des Sonnensystems haben Schwierigkeiten, die Existenz von Uranus und Neptun so weit jenseits der Bahnen von Jupiter und Saturn zu erklären. Sie sind zu groß, um sich aus der Materie gebildet zu haben, die im frühen Sonnensystem in dieser Entfernung zu erwarten wäre. Vielmehr vermuten einige Wissenschaftler, dass sich Uranus und Neptun viel näher bei der Sonne geformt haben und durch den Gravitationseinfluss von Jupiter hinausgeschleudert wurden.<ref name="Thommes1999">{{cite journal|last=Thommes|first=Edward W.|coauthors=Duncan, Martin J.; 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|year=1999|doi=10.1038/45185|format=pdf}}</ref> Jedoch zeigten andere Ende der 1990er durchgeführte Simulationen unter Berücksichtigung der [[Migration (Astronomie)|Planetenwanderung]] die Möglichkeit, dass sich Neptun und Uranus nahe ihren jetzigen Positionen formen konnten.<ref name="Brunini1999">{{cite journal|last=Brunini|first=Adrian|coauthors=Fernandez, Julio A.|title=Numerical simulations of the accretion of Uranus and Neptune |journal=Plan. Space Sci.|volume=47|pages=591–605|year=1999|doi=10.1016/S0032-0633(98)00140-8| bibcode=1999P&SS...47..591B}}</ref>
[[Datei:Lhborbits.png|links|mini|hochkant=3.2|Eine Simulation nach dem [[Nizza-Modell]], die die äußeren Planeten und den Kuipergürtel zeigt:<br />'''a)''' vor der Jupiter/Saturn-2:1-Resonanz, '''b)''' Zerstreuung der Objekte des Kuipergürtels in das Sonnensystem, nachdem sich die Umlaufbahn Neptuns verschoben hatte, '''c)''' nach dem Ausstoß von Objekten des Kuipergürtels durch Jupiter]]
Nach einer anderen, auf dem [[Nizza-Modell]] aufbauenden, Theorie von 2007 sollen sich Uranus und Neptun nicht nur näher bei der Sonne gebildet haben, sondern Uranus wäre auch weiter von der Sonne entfernt als Neptun entstanden, da er leichter als Neptun ist. Später hätten die beiden Planeten die Plätze getauscht, während sie auf ihre jetzigen Umlaufbahnen gelangten.<ref>[http://scinexx.de/wissen-aktuell-7531-2007-12-13.html ''Platzwechsel von Neptun und Uranus''] in scinexx, als Quelle gibt der Artikel: Arizona State University, 13.12.2007 – NPO, an.</ref><ref>[http://researchmatters.asu.edu/stories/solar-system-swap-uranus-and-neptune-switched-places-842 ''NIKKI STAAB: Solar system swap: Uranus and Neptune switched places''], in ASU Research Matters, 24. Januar 2008</ref>

== Beobachtung ==
{{Hauptartikel|Uranuspositionen|titel1=Uranuspositionen bis 2017}}

Die [[scheinbare Helligkeit]] schwankte von 1995 bis 2006 zwischen +5,6<sup>m</sup> und +5,9<sup>m</sup>. Damit war er gerade noch mit freiem Auge sichtbar (die Grenze der Sichtbarkeit liegt bei +6,0<sup>m</sup>). Sein Winkeldurchmesser bewegt sich zwischen 3,4[[Bogensekunde|″]] und 3,7″ (Im Vergleich: Saturn zwischen 16″ und 20″, Jupiter zwischen 32″ und 45″). Während seiner [[Opposition (Astronomie)|Opposition]] ist Uranus in klarer, dunkler Nacht unter günstigen Bedingungen theoretisch mit bloßem Auge zu sehen.<ref>siehe z.&nbsp;B. Martin Neumann: [http://www.spektrum.de/wissen/uranus-mit-blossem-auge-beobachten/1314800 ''Uranus mit bloßem Auge beobachten.'']@spektrum.de, 24. Oktober 2014, abgerufen 6. November 2014</ref> Mit einem Feldstecher ist er stets leicht zu finden. In größeren Amateurteleskopen mit einem Objektivdurchmesser zwischen etwa 15 und 23&nbsp;cm erscheint Uranus als eine blasse cyanfarbene Scheibe mit einer deutlichen [[Randverdunkelung]]. Mit einem leistungsfähigeren Teleskop von 25&nbsp;cm oder mehr könnten auch Wolkenstrukturen und einige der größeren Monde wie Titania und Oberon zu sehen sein.

== Entdeckung ==
Uranus ist bei sehr guten Bedingungen [[freiäugig]] sichtbar, allerdings entspricht seine Helligkeit nur einem gerade noch erkennbaren [[Scheinbare Helligkeit|Stern 6.&nbsp;Größe]]. Hingegen zählen alle der Sonne und der Erde näheren Planeten – von [[Merkur (Planet)|Merkur]] bis [[Saturn (Planet)|Saturn]] – mit einer Helligkeit von mindestens [[Stern 1. Größe|1.&nbsp;Größe]] zu den auffälligsten Objekten am Himmel und sind seit dem [[Altertum]] und der [[Antike]] als Wandelsterne wohlbekannt. Auf Grund seiner langsamen Bahnbewegung blieb Uranus auch nach der Erfindung des [[Fernrohr]]s noch lange als Planet unerkannt und wurde bei vereinzelten Beobachtungen für einen [[Fixstern]] gehalten. Das tat auch [[John Flamsteed]], der ihn 1690 als „34 [[Stier (Sternbild)|Tauri]]“ erstmals katalogisierte, oder [[Tobias Mayer]] im Jahre 1756.
[[Datei:William Herschel01.jpg|mini|Der Musiker und [[Amateurastronomie#Amateurastronomen|Amateur-Astronom]] Wilhelm Herschel wurde durch seine Entdeckung des Uranus ein geadelter Berufsastronom.]]
[[Knight|Sir]] [[Wilhelm Herschel|Friedrich Wilhelm Herschel]] entdeckte den Planeten zufällig am 13.&nbsp;März 1781 zwischen zehn und elf Uhr abends mit einem selbst gebauten 6-Zoll-[[Spiegelteleskop]], als er von seinem Garten in der englischen Stadt [[Bath]] aus eine Himmelsdurchmusterung durchführte, um mit einer stärkeren Vergrößerung versuchsweise Fixstern[[parallaxe]]n zu messen. Er hielt den sich an der Grenze zwischen den Sternbildern [[Stier (Sternbild)|Stier]] und [[Zwillinge (Sternbild)|Zwillinge]] bewegenden Himmelskörper jedoch zunächst für einen [[Komet]]en, da kaum jemand daran gedacht hatte, dass es mehr als die bis dahin sechs altbekannten Planeten geben könnte. Uranus war der erste, der nicht schon in der Antike bekannt war.<ref>Mr. Herschel and Dr. Watson: ''Account of a Comet. By Mr. Herschel, F. R. S.; Communicated by Dr. Watson, Jun. of Bath, F. R. S.'' Phil. Trans. R. Soc. Lond. January 1, 1781 71:492-501; [[doi:10.1098/rstl.1781.0056]] ([[:Datei:Herschel-Account of a Comet.pdf|Volltext]])</ref>

Innerhalb von drei Monaten nach seiner Entdeckung erkannte die Wissenschaft Herschels Fund schließlich als neuen Planeten an. Die erste präzise [[Bahnbestimmung]] gelang dem Benediktiner [[Placidus Fixlmillner]] (1721–1791) auf der [[Sternwarte Kremsmünster]]. Die Mathematiker und Astronomen [[Anders Johan Lexell]] und [[Pierre-Simon Laplace]] hatten mit ihren Berechnungen schon bald zeigen können, dass es sich um einen Planeten handeln muss, der sich in dem 19-fachen Abstand der Erde um die Sonne bewegt. Uranus fügte sich damit genau in die vom deutschen Astronomen [[Johann Elert Bode]] veröffentlichte [[Titius-Bode-Reihe]] der Bahnradien ein, was die seit [[Johannes Kepler]] postulierte „Harmonie des Himmels“ eindrucksvoll zu bestätigen schien. Die Ausdehnung des bekannten Sonnensystems hatte sich damit verdoppelt.

Wilhelm Herschel entdeckte sechs Jahre nach dem Uranus auch dessen zwei größte und auffallendste Monde [[Titania (Mond)|Titania]] und [[Oberon (Mond)|Oberon]]. Die große Neigung der Bahnebenen dieser und aller weiteren Uranusmonde führte durch Analogieschluss von den großen bekannten Saturn- und Jupitermonden für lange Zeit zu der begründeten, inzwischen bestätigten Vermutung, dass die Rotationsachse des Uranus den Mondbahnen entsprechend ebenfalls sehr stark geneigt sein müsse.

Die zunehmenden Abweichungen der beobachteten Positionen des Uranus von den berechneten ließen [[Bahnstörung]]en durch einen noch unbekannten weiteren Himmelskörper vermuten und führten zur gezielten Suche nach einem noch ferneren Planeten, die 1846 mit der Auffindung des [[Neptun (Planet)|Neptun]] erfolgreich war.

== Benennung ==
Mit der Entdeckung eines neuen Planeten begann eine über sechzig Jahre dauernde Debatte um seine Benennung. Herschel selbst benannte ihn zu Ehren des englischen Königs [[Georg III. (Vereinigtes Königreich)|Georg III.]] ''Georgium Sidus'' – Georgs Stern. Der Jesuit und Astronom [[Maximilian Hell]] hatte ''[[Urania]]'', den Namen der Muse der [[Astronomie]] vorgeschlagen. In [[Frankreich]] bezeichneten ihn die Astronomen als ''Herschel'', bis Bode vorschlug, ihn nach dem griechischen Gott [[Uranos]] zu benennen. Der Name setzte sich aber erst gegen 1850 durch und wurde, entsprechend den römischen Namen der anderen Planeten, der lateinischen Schreibweise angepasst. In der [[Römische Mythologie|römischen Mythologie]] ist Uranus der Vater von Saturn, der wiederum der Vater von Jupiter ist.

Dadurch wurde es der einzige Planet im Sonnensystem, der nicht direkt nach einer römischen Gottheit benannt wurde bzw. in den meisten Sprachen den Namen einer römischen Gottheit trägt. Die noch weiter entfernteren [[Neptun (Planet)|Neptun]] und [[Pluto]] wurden wieder nach dem bisherigen Schema benannt. Die bis dahin bekannten Planeten wurden in der Antike mit Göttern gleichgesetzt. Die [[Römisches Reich|Römer]] übernahmen die Bezeichnungen der [[Antikes Griechenland|Griechen]], setzten aber ihre eigenen, den griechischen entsprechenden, Götter ein.

== Symbol ==
{{Doppeltes Bild|links|Uranus symbol.svg|80|Uranus's astrological symbol.svg|80|<small>Das entlehnte Platinsymbol als Zeichen des Planeten Uranus</small>|<small>Das entworfene Zeichen für den Planeten von '''H'''erschel</small>|lili|rere}}

Gleich den sieben klassischen Planeten sollte dem neuen ebenfalls ein [[Planetenmetalle|Planetenmetall]] zugeordnet werden, wofür das [[Platin]] in Betracht gezogen wurde. Von ihm hatte Bode das Symbol nach einem Vorschlag von [[Johann Gottfried Köhler]]<ref>[http://books.google.com/books?id=ZqA5AAAAcAAJ&pg=PA95 Bode: ''Von dem neu entdeckten Planeten.'' 1784, S. 95]</ref> als astronomisches Zeichen für Uranus entlehnt.

In dieser moderneren Zeit benannte aber 1790 der Chemiker [[Martin Heinrich Klaproth]] das von ihm im Jahr zuvor entdeckte Element „Uranium“ (heutige Bezeichnung: [[Uran]]) nach dem neuen Planeten.

In Frankreich und auch in England wurde ein Uranussymbol verwendet, das eigens entworfen worden war und mit der Initiale H auf Herschel hindeutet.<ref>J. S. T. Gehler: [http://archimedes.mpiwg-berlin.mpg.de/cgi-bin/archim/dict/hw?lemma=Uranus.&step=entry&id=d008 Physicalisches Wörterbuch], 1798</ref> In einem Brief an Herschel stellte der französische Astronom [[Jérôme Lalande]] 1784 das Symbol mit den Worten
:: »un globe surmonté par la première lettre de votre nom« („Eine Kugel mit dem ersten Buchstaben Ihres Namens darüber“)
vor.<ref>{{Cite journal | author = F. Herschel | title = The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus | journal = The Observatory | date = 1917-08-01 | pages = 306–307 | volume = 40 | bibcode = 1917Obs....40..306H}}</ref> Das Symbol wird heute, obwohl es auf diese beiden Astronomen des 18. Jahrhunderts zurückgeht, vorwiegend in der [[Astrologie]] verwendet.
{{Absatz}}

== Erforschung ==
[[Datei:Outer Uranian rings.jpg|mini|links|hochkant=1.8|Zusammengesetzte Hubble-Aufnahmen von 2003 und 2005, mit den zwei zuletzt entdeckten, äußersten Ringen.]]
[[Datei:Uranus Final Image.jpg|mini|Rückblickende Aufnahme mit der von der Erde aus nicht sichtbaren Nachtseite des Uranus, von der Raumsonde Voyager 2 am 25. Januar 1986 nach der Passage]]
Wilhelm Herschel hatte in seinen Manuskripten von 1797 bereits einen Ring um den Uranus beschrieben, doch diese Beobachtung wurde als eine Täuschung aufgefasst. Auch nach der Entdeckung von 1977 hat niemand den historischen Aufzeichnungen getraut, da sich die Ringe viel zu lichtschwach zeigten, als dass er sie mit seinen Mitteln hätte sehen können. Bis der britische Forscher Stuart Eves die Notizen untersuchte und in den Angaben Übereinstimmungen mit der Größe, der Lage und der Farbe des Epsilon-Rings fand. Im April 2007 präsentierte er eine These, nach der die Uranusringe vor 200 Jahren heller gewesen sein können. Er begründet dies mit ähnlichen Veränderungen der [[Saturnringe]], die diffuser und dunkler werden.<ref>Astronomie.de: {{Webarchiv | url=http://www.astronomie.de/aspapps/news/1/show_detail.htm?frmstr_NewsId=1240 | wayback=20071209034052 | text=Hat schon Herschel die Uranus-Ringe entdeckt?}}, 16. April 2007</ref>

Die bisher einzige Raumsonde, die Uranus besuchte, war [[Voyager 2|Voyager&nbsp;2]]. Sie startete am 20. August 1977. Auf ihrer ''Grand Tour'' zu allen vier Riesenplaneten vollführte sie 1979 am Jupiter einen [[Swing-by]] zum Saturn, an dem sie 1981 weiteren Schwung in Richtung Uranus nahm. Den passierte sie am 24. Januar 1986 und übermittelte die meisten der heute von ihm bekannten Bilder und Daten. Ihre Signale vom Uranus – wie auch dessen reflektiertes Licht – erreichten die Erde erst nach zwei Stunden und 45&nbsp;Minuten.

Während des Anfluges wurden mit der Sonde neben den inzwischen neun bekannten Ringen und fünf Monden zwei weitere Ringe und zehn neue Monde entdeckt. Der 16. Satellit wurde noch 13&nbsp;Jahre später auf ihren fotografischen Aufnahmen entdeckt und konnte nach weiteren vier Jahren mit dem Weltraumteleskop Hubble bestätigt werden. Da der Uranus der Sonne während der Passage seine Südpolregion zuwandte, flog Voyager 2 zwischen die konzentrischen Bahnen seiner Monde wie durch die Kreise einer aufrechten Zielscheibe, und weil sie einen Swing-by in Richtung Neptun nehmen musste, konnte sie durch diesen Umstand nicht mehrere Uranusmonde hintereinander anfliegen. So lieferte sie hoch aufgelöste Fotos nur von [[Miranda (Mond)|Miranda]], die sich als der geologisch interessanteste der fünf größeren Monde erwies. Es wurde noch das [[Magnetismus#Magnetfelder|magnetische Feld]], die unregelmäßige Struktur, die Neigung und seine einzigartige korkenzieherartige Verwirbelung (Magnetschweif), hervorgerufen durch die seitwärtige Bewegung von Uranus, untersucht.<ref name="1986Ness" /> Eine weitere Raumsonde zum Uranus ist zurzeit nicht geplant.

Uranus befand sich im Jahr 2007 in einer seiner seltenen „Kantenstellungen“ – ein Ereignis, das nur alle 42&nbsp;Jahre vorkommt. Dies gab den Forschern auch mit erdgebundenen Teleskopen besondere Gelegenheiten für Messungen. Zum einen versuchte man, Veränderungen, die durch den Wechsel der Jahreszeiten auf Uranus verursacht werden, in seiner Atmosphäre zu finden. Zum anderen kam es durch die spezielle Geometrie zu gegenseitigen Bedeckungen und Verfinsterungen der Uranusmonde. Würden diese Ereignisse gemessen, ließen sich die Bahnparameter der Monde erheblich genauer bestimmen, als es bisher der Fall war – so die Vermutung der Forscher.

In den [[Vereinigte Staaten|Vereinigten Staaten]] läuft eine Studie einer Uranussonde, die nach dem Abwurf einer Atmosphärenkapsel den Planeten und seine Monde während mehrerer Umläufe erforschen soll. Sie würde nach einem Start im Jahr 2020 unter Verwendung eines solarelektrischen Antriebs und eines [[Swing-by]]s an der [[Erde]] 2033 ihr Ziel erreichen.<ref>{{Cite web | title = Ice Giants Decadal Study | url = http://sites.nationalacademies.org/xpedio/groups/ssbsite/documents/webpage/ssb_059323.pdf#page=127 | publisher = NASA | accessdate = 2013-06-13 | format = PDF; 14,13&nbsp;MB}}</ref> Ob diese Studie letztendlich in einer konkreten Mission realisiert wird, ist unklar.

{{Siehe auch|Liste der Entdeckungen der Planeten und ihrer Monde}}

== Quellen und weiterführende Informationen ==
=== Siehe auch ===
* [[Planetologie]]
* [[Liste der Planeten des Sonnensystems]]
* [[Liste der besuchten Körper im Sonnensystem#Uranus|Liste der besuchten Körper im Sonnensystem]]

=== Literatur ===
* [[Patrick Moore (Astronom)|Patrick Moore]], G. Hunt: ''Atlas des Sonnensystems.'' In Zusammenarbeit mit der [[Royal Astronomical Society]], Herder-Verlag, Freiburg 1986, ISBN 3-451-19613-1.

=== Weblinks ===
{{Commonscat|Uranus (planet)|Uranus (Planet)}}
{{Wikibooks|Einführung in die Astronomie: Planeten: Uranus|Uranus}}
* [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planets/uranuspage.html NASA: Planetary Science – Uranus] (englisch)
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Uranus NASA: Solar System Exploration – Uranus] (englisch)
* [http://www.kosmologs.de/kosmo/blog/astras-spacelog/wissen/2011-02-19/keine-lobby-f-r-uranus Eugen Reichel: ''Keine Lobby für Uranus'', in Astra’s Spacelog auf Kosmologs] (deutsch)

=== Videos ===
* {{Alpha Centauri|67}}
* [http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/11/ Hubble-Video zur Dynamik der Ringe, Monde und Atmosphäre] (englisch)
* {{ZDFmediathek| ID=1034938 | Titel=Leschs Kosmos: Der springende Planet (13. Juni 2013, 23:00 Uhr, 15:27 Min.) | Typ=video | Zugriffsdatum=2014-02-11 | Offline=}}, Mit einer Erklärung, warum die Uranusachse gekippt sein könnte.

=== Einzelnachweise ===
<references />

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{{Normdaten|TYP=g|GND=4062100-5|LCCN=sh/85/141296|NDL=00576471|VIAF=239891883}}

[[Kategorie:Uranus (Planet)| ]]
[[Kategorie:Planet des Sonnensystems]]
[[Kategorie:Astronomisches Objekt mit Ringsystem]]
[[Kategorie:Astronomisches Objekt (entdeckt 1781)]]