ურანი(პლანეტა)

                                                 

მზიდან მეშვიდე პლანეტა დაშორების მიხედვით. ის რადიუსით მესამე, ხოლო მასით მეოთხეა მზის სისტემაში. ურანის შედგენილობა ნეპტუნისას ჰგავს, ხოლო ეს ორი პლანეტა გაზური გიგანტებისგან, იუპიტერისა და სატურნისგან განსხვავებულია, ამიტომაც ასტრონომები ურანსა და ნეპტუნს განცალკევებულ კატეგორიაში — „ყინულის გიგანტებში“ მოიხსენიებენ. მიუხედავად იმისა, რომ ურანის ატმოსფერო წყალბადისა და ჰელიუმის ძირითადი შედგენილობით სატურნსა და იუპიტერს წააგავს, ის შეიცავს უფრო მეტ „ყინულს“, როგორებიცაა ამიაკი და მეთანი, სხვა ჰიდროკარბონებთან ერთად. მისი ატმოსფერო ყველაზე ცივია მზის სისტემაში ტემპერატურით −224,2 °C. ურანის ატმოსფეროს რთულ ფენებიანი ღრუბლის სტრუქტურა აქვს და მეცნიერთა ვარაუდით, მის ძირეულ ღრუბლებში წყალია, ხოლო ყველაზე მაღალ ღრუბლებში — მეთანი. ამის საპირისპიროდ, ურანის შიდა ნაწილები ძირითადად გაჯერებულია ყინულითა და ქვით.

ურანი ერთადერთი პლანეტაა, რომლის სახელიც ბერძნული მითოლოოგიდან მოდის და არა რომაულიდან, განსხვავებით სხვა პლანეტებისა. მას ცის ბერძენი ღმერთის ლათინური ვერსიის, ურანის (Ouranos) სახელი ჰქვია. სხვა გიგანტი პლანეტების მსგავსად, ურანსაც აქვს 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. 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.დამკვირვებლებმა დედამიწიდან შენიშნეს სეზონური ცვლილების ნიშნები და ამინდის გაზრდილი აქტიურობა, როდესაც ურანმა ბუნიაობას მიაღწია. ურანზე ქარები 250 მ/წმ სიჩქარით ქრის.

იხ. ვიდეო

მიუხედავად იმისა, რომ ის ხუთი კლასიკური პლანეტის მსგავსად შეუიარაღებელი თვალით ჩანს, უძველესი დამკვირვებლები პლანეტად არასოდეს აღიქვამდნენ მისი სიმკრთალისა და ნელი ორბიტის გამო.1781 წლის 13 მარტს სერ უილიამ ჰერშელმა ურანის აღმოჩენა გამოაცხადა და პირველად ისტორიაში მზის სისტემის საზღვრები გააფართოვა. ურანი ასევე პირველი პლანეტა იყო, რომელიც ტელესკოპით იქნა აღმოჩენილი.

მასკელაინმა ჰერშელს სთხოვა: „გაუკეთე ასტრონომიულ სამყაროს სიკეთე და დაარქვი სახელი შენს პლანეტას, რომელიც მთლიანად შენი საუკთრებაა [და] ძალიან დავალებულები ვართ შენი ამ აღმოჩენით“.მასკელაინის მოთხოვნის საპასუხოდ, ჰერშელმა გადაწყვიტა ობიექტისთვის Georgium Sidus (ჯორჯის ვარსკვლავი) ან ჯორჯის პლანეტა დაერქმია თავისი ახალი მფარველის, მეფე ჯორჯ III-ის პატივსაცემად. მან ეს გადაწყვეტილება ჯოსეფ ბანკსთან მიწერილ წერილში ასე ახსნა:

„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“.“

უილიამ ჰერშელი — ურანის აღმომჩენელი

ჰერშელის მიერ წამოყენებული სახელი ბრიტანეთის გარეთ არ იყო პოპულარული და მისი ალტერნატივები მალე შემოიღეს. ასტრონომ ჯერომ ლალანდი აზრით, აღმომჩენის პატივსაცემად, ამ ობიექტს ჰერშელი უნდა დარქმეოდა. შვედმა ასტრონომმა ერიკ პროსპერინმა წამოაყენა ახალი სახელი ნეპტუნი, რომელსაც მხარი მრავალმა ასტრონომმა დაუჭირა, რომელთაც მოსწონდათ ის იდეა, რომ აღნიშნავდნენ ბრიტანული სამეფო ფლოტის გამარჯვებებს ამერიკული რევოლუციური ომის დროს ახალი პლანეტის ნეპტუნ ჯორჯ III ან ნეპტუნ დიდი ბრიტანეთის სახელის დარქმევით. ბოდემ არჩია ურანი — ცის ბერძნული ღმერთის, ურანუსის ლათინიზირებული ვერსია. ბოდე ირწმუნებოდა, რომ რადგანაც სატურნი იყო იუპიტერის მამა, ახალ პლანეტას სატურნის მამის სახელი უნდა დარქმეოდა. 1789 წელს ბოდეს სამეფო აკადემიის კოლეგამ მარტინ კლაპროთმა მის მიერ აღმოჩენილ ახალ ელემენტს ურანი დაარქვა ბოდეს არჩევანის მხარდასაჭერად. საბოლოოდ, ბოდეს შემოთავაზება ყველაზე ფართოდ გამოყენებადი გახდა და 1850 წელს უნივერსალური გახდა, როდესაც Georgium Sidus-ს ურანი ეწოდა

ურანი ცის უძველესი ბერძნული ღვთაების, ურანოსის (უძველესი ბერძნული: Οὐρανός), კრონოსის (სატურნი) მამა და ზევსის (იუპიტერის) ბაბუა, რომელიც ლათინურად არის Ūranus. ის ერთადერთი პლანეტაა, რომლის სახელიც მოდის ბერძნული მითოლოგიიდან და არა რომაულიდან.

ურანს ორი ასტრონომიული სიმბოლო აქვს. პირველი, რომელიც ლალანდმა 1784 წელს წამოაყენა, არის . 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“). შემდგომი სიმბოლო, , არის მარსისა და მზის სიმბოლოების ჰიბრიდი, რადგან ურანი ბერძნულ მითოლოგიაში ცის ღმერთი იყო, რომელიც, მიჩნეული იყო, რომ მარსისა და მზის გაერთიანებული ძალებით დომინირებდა. ჩინურ, იაპონურ, კორეულსა და ვიეტნამურ ენებში მისი სახელი პირდაპირ ითარგმნება, როგორც „ცის მეფე ვარსკვლავი“ (天王星).

იხ. ვიდეო

ურანის შინაგანი სტრუქტურის დიაგრამა

ურანი დაახლოებით 14,5 დედამიწის მასისაა და 4 გიგანტ პლანეტას შორის ყველაზე ნაკლებად მასიურია. მისი დიამეტრი ნეპტუნისაზე ოდნავ დიდია, ხოლო დედამიწისას 4-ჯერ აღემატება. მისი სიმკვრივე 1,27 გ/სმ³-ია და სატურნის შემდეგ ყველაზე ნაკლებად მკვრივი პლანეტაა. მისი სიმკვრივის ეს მნიშვნელობა მიუთითებს იმაზე, რომ ის ძირითადად სხვადასხვა ყინულებისაგან შედგება, როგორებიცაა: წყალი, ამიაკი და მეთანი.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. წყალბადი და ჰელიუმიმთლიანის პატარა ნაწილს შეადგენს: 0,5-1,5 დედამიწის მასას. არაყინულოვანი მასის (0,5-3,7 დედამიწის მასა) ნარჩენს კლდოვანი მატერია მოიცავს.

ურანის სტრუქტურის სტანდარტული მოდელი არის ის, რომ იგი მოიცავს სამ ფენას: კლდოვან (სილიკატი/რკინა-ნიკელი) ბირთვს ცენტრში, ყინულოვან მანტიას შუაში და გაზურ მდგომარეობაში მყოფ წყალბადის/ჰელიუმის გარსს. ბირთვი შედარებით მცირეა. მისი მასა 0,55 დედამიწის მასაა 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. ურანის ბირთვის სიმკვრივე დაახლოებით 9 გ/სმ³-ია და მის ცენტრში არსებული წნევა 8 მილიონი ბარია (800 გპა), ხოლო ტემპერატურა დაახლოებით 5000 ºK.საყოველთაოდ მიღებულია, რომ ყინულის მანტია სინამდვილეში ყინულისაგან კი არა, არამედ ცხელი და მკვრივი სითხისგან შედგება, რომელიც მოიცავს წყალს, ამიაკს და სხვა აქროლად ნივთიერებებს. ამ სითხეს, რომელსაც მაღალი ელექტროგამტარობა აქვს, ზოგჯერ წყალი-ამიაკის ოკეანეს უწოდებენ.

კალიფორნიის უნივერსიტეტში ჩატარებული კვლევის თანახმად, ურანის სიღრმეებში არსებულმა უკიდურესმა წნევამ და ტემპერატურამ შესაძლოა მეთანის მოლეკულები დაშალოს და ამის შედეგად ნახშირბადის ატომებიალმასის კრისტალებად კონდენსირდეს, რომლებიც მანტიას სეტყვასავით დააწვიმს.„ძალიან მაღალი წნევის“ ექსპერიმენტმა ლორენს ლივმორის ეროვნულ ლაბორატორიაში აჩვენა, რომ მანტიის ძირში შესაძლოა თხევადი ალმასის ოკეანეა, სადაც მყარი „ალმას-ბერგები“ დაცურავს.

ნეპტუნისა და ურანის ძირითადი შემადგენელი ნაწილები იუპიტერისა და სატურნისაგან განსხვავებულია. მათში ყინული გაზებზე მეტია, აქედან გამომდინარე, მათ განცალკევებულ კლასიფიკაციაში, ყინულის გიგანტებშიმოიხსენიებენ.

მიუხედავად იმისა, რომ ზემოთ განხილული მოდელი საკმაოდ სტანდარტულია, ის უნიკალური არ არის. სხვა მოდელებიც ემთხვევა ექსპერიმენტებს. მაგალითად, თუ წყალბადის 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. ურანის სითხის შინაგანი სტრუქტურა ნიშნავს, რომ მას მყარი ზედაპირი არ აქვს. გაზური ატმოსფერო თანდათანობით გადადის შინაგან თხევად ფენებში. მოხერხებულობისთვის, მბრუნავი შეკუმშული სფეროიდი დაყენებული წერტილზე, რომელზეც ატმოსფერული წნევა 1 ბარს (100 კპა) უდრის, პირობითად მოხსენებულია „ზედაპირად“. მისი ეკვატორული და პოლარული რადიუსი 25 559 ± 4 და 24 973 ± 20 კილომეტრია, შესაბამისად. ეს ზედაპირი მთელ სტატიაში იქნება გამოყენებული, როგორც ნულოვანი წერტილი 

ურანის შიაგანი სითბო შესამჩნევად დაბალი ჩანს, ვიდრე სხვა გიგანტი პლანეტებისა. ასტრონომიული ტერმინებით, მას დაბალი თერმული მიმოცვლა აქვს. რატომ არის ურანის შინაგანი ტემპერატურა ასეთი დაბალი, კვლავ გაურკვეველია. ნეპტუნი, რომელიც ურანის თითქმის ტყუპია ზომითა და შედგენილობით, ურანზე 2,61-ჯერ მეტ მზისგან მიღებულ სითბოს ასხივებს. ამის საპირისპიროდ, ურანი გადაჭარბებით თითქმის საერთოდ არ ასხივებს. ურანის მიერ გამოსხივებული მთლიანი სიმძლავრე შორეულ ინფრაწითელში (ე. ი. სითბო) არის დაახლოებით 1,06 ± 0,08 იმ ენერგიისა, რომელსაც მისი ატმოსფერო შთანთქავს.ფაქტობრივად, ურანის თერმული მიმოცვლა სულ რაღაც 0.042 ± 0.047 ვ/მ²-ია, რომელიც უფრო დაბალია, ვიდრე დედამიწის შინაგანი თერმული მიმოცვლა — დაახლოებით 0,075 ვ/მ².  ყველაზე დაბალი ტემპერატურა, რაც კი ურანის ტროპოპაუზაში დაფიქსირებულა, არის 48 ºK (−224 °C), რის გამოც ურანი მზის სისტემაში ყველაზე ცივი პლანეტაა.

ერთ-ერთი ჰიპოთეზის თანახმად, ურანმა ზემასიური შეჯახება გადაიტანა, რომელმაც მისი ძირითადი სითბოს უმეტესი ნაწილი გამოაგდო და დარჩა ბირთვი გამოლეული ტემპერატურით. სხვა ჰიპოთეზის მიხედვით, ურანის ზედა ფენებში არსებობს ბარიერი, რომელიც ბირთვის სითბოს ზედაპირამდე მიღწევაში ხელს უშლის.. მაგალითად, კონვექცია შესაძლოა შედგენილობით განსხვავებულ ფენებში მოხდეს, რომელიც შეაჩერებს ამომავალი სითბოს გადაცემას. შესაძლოა ორმაგი დიფუზური კონვექცია არის შემზღუდველი ფაქტორი

მიუხედავად იმისა, რომ ურანის შიდა ნაწილებში კარგად გამოკვეთილი მყარი ზედაპირი არ არის, ურანის გარე გაზური გარსი, რომელიც ხელმისაწვდომია დისტანციური მართვისთვის, ატმოსფერო ეწოდება. დისტანციური მართვის შესაძლებლობა ვრცელდება დაახლოებით 300 კილომეტრს ქვემოთ 1 ბარის (100 კპა) დონეზე, შესაბამისი წნევით და ტემპერატურით: 100 ბარი (10 მპა) და 320 ºK. ატმოსფეროს გაუხშოებელი გვირგვინი შესანიშნავად იჭიმება ორ პლანეტურ რადიუსზე ნომინალური ზედაპირიდან, რომელიც განსაზღვრულია, რომ 1 ბარი წნევის ქვეშაა. 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 10⁻¹⁰ (10 მპა და 10 µმპა); და ბოლოს თერმოსფერო/გვირგვინი — ეს უკანასკნელი 4000 კილომეტრიდან 50 000 კილომეტრამდე იჭიმება ზედაპირიდან. ურანს მეზოსფერო არ აქვს.

ურანის ატმოსფეროს შედგენილობა განსხვავებულია მისი ძირითადი შემადგენელი მასისაგან, რომელიც უმეტესად მხოლოდ მოლეკულურ წყალბადსა და ჰელიუმს მოიცავს. ჰელიუმის მოლური წილი, ესე იგი ჰელიუმის ატომების რიცხვი გაზის მოლეკულაში, არის 0,15 ± 0,03 ზედა ტროპოსფეროში, რომელიც შეესაბამება მასის წილს 0,26 ± 0,05. ეს მნიშვნელობა ახლოსაა პროტომზიური ჰელიუმის მასის წილთან, რომელიც შეადგენს 0,275 ± 0,01-ს,  რაც იმაზე მიუთითებს, რომ ჰელიუმი არ არსებობდა მის ცენტრში, როგორც ეს გაზურ გიგანტებშია. ურანის ატმოსფეროს სიუხვით მესამე შემაგენელი ნაწილი არის მეთანი(CH₄). მეთანი ფლობს შთანთქმის ჯგუფებს ხილულ და ინფრაწითელთან მიახლოებულ დიაპაზონში, რის გამოც ურანი ცისფერი ჩანს. მეთანის მოლეკულები ატმოსფეროს 2,3 %-ს შეადგენს მოლური წილით მეთანის ღრუბლის ქვემოთ 1,3 ბარის (130 კპა) წნევის დონეზე. ეს წარმოადგენს მზეში დაფიქსირებულ 20-30-ჯერ მეტ ნახშირბადს. შერევის ფარდობა ბევრად დაბალია ზედა ატმოსფეროში, რისი წყალობითაც ძალიან დაბალი ტემპერატურაა, რომელიც ამცირებს გაჟღენთის დონეს და იწვევს ზედმეტი მეთანის გაყინვას. ისეთი აქროლადი ნარევების სიუხვე ატმოსფეროს სიღრმეებში, როგორებიცაა ამიაკი, წყალი და წყალბადის სულფიდი, ნაკლებადაა ცნობილი. მათი შემცველობა ალბათ ბევრად მეტია, ვიდრე მზეში.  მეთანთან ერთად სხვადასხვა ნახშირწყლების არსებობაც შეინიშნება ურანის სტრატოსფეროში, რომლებიც, მეცნიერთა ვარაუდით, მზის ულტრაიისფერი გამოსხივების დახმარებით მეთანმა წარმოქმნა. ესენია: ეთანი (C₂H₆), აცეტილინი (C₂H₂), მეთილაცეტილინი (CH₃C₂H) და დიაცეტილინი (C₂HC₂H).   სპექტროსკოპულმა დაკვირვებებმა ასევე გამოავლინა წყლის ორთქლის, ნახშირჟანგისა და ნახშირორჟანგის არსებობა ზედა ატმოსფეროში, რომელთა წარმოქმნა შესაძლებელია მხოლოდ გარეშე წყაროდან, როგორიცაა 

2005 წლის დეკემბერში 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, თავის ორბიტას ახლად აღმოჩენილ კიდურა რგოლთან იზიარებს. ამ ორი რგოლით ურანის რგოლების რაოდენობა 13 გახდა. 2006 წლის აპრილში კეკის ობსერვატორიიდან ამ ახალი რგოლების ფოტოებმა უზრუნველყო გარე რგოლების ფერები: კიდურა ცისფერია, ხოლო მეორე — წითელი. ერთი ჰიპოთეზა, რომელიც მიიჩნევს, რომ გარე რგოლის ფერი ცისფერია, არის ის, რომ იგი გაჯერებულია წყლის ყინულის ნაწილაკებით მაბის ზედაპირიდან, რომელიც იმდენად პატარაა, რომ ცისფერ სინათლეს ფანტავს. ამის საპირისპიროდ, ურანის შიდა რგოლები ნაცრისფერია

„ვოიაჯერ 2-ის“ ვიზიტამდე ურანის ატმოსფეროზე არანაირი მონაცემები არ არსებობდა, ამიტომ მისი ბუნება გამოცანა რჩებოდა. 1986 წლამდე ასტრონომები ვარაუდობნენ, რომ ურანის მაგნიტური ველიმზიური ქარის წრფივი უნდა ყოფილიყო, რადგან უსწორდება ურანის პოლუსებს, რომლებიც ეკლიპტიკაზე მდებარეობს.

ვოიაჯერის დაკვირვებებმა ცხადყო, რომ ურანის მაგნიტური ველი უნიკალურია, რადგან ის არ წარმოიქმნება მისი გეომეტრიული ცენტრიდან და ბრუნვის ღერძის მიმართ 59°-ით არის დახრილი. ფაქტობრივად, მაგნიტური დიპოლი ურანის ცენტრიდან წანაცვლებულია სამხრეთ მბრუნავი პოლუსისკენ პლანეტის რადიუსის მესამედით. ეს უჩვეულო გეომეტრია იწვევს მაგნიტოსფეროს მაღალ ასიმეტრიულობას, სადაც მაგნიტური ველის სიძლიერე სამხრეთ ნახევარსფეროს ზედაპირზე შესაძლოა 0,1 გაუსი (10 µT) იყოს, ხოლო ჩრდილოეთ ნახევარსფეროზე — 1,1 გაუსი (110 µT). ზედაპირზე საშუალო ველი არის 0,23 გაუსი (23 µT). შედარებისთვის, დედამიწის მაგნიტური ველი თითქმის იმავე სიძლიერისაა ორივე პოლუსზე და მისი „მაგნიტური ეკვატორი“ თითქმის პარალელურია მის გეოგრაფიულ ეკვატორთან. ურანის დიპოლის მომენტი 50-ჯერ მძლავრია დედამიწისაზე. ნეპტუნსაც გადანაცვლებული და დახრილი მაგნიტური ველი აქვს, რაც მეცნიერებს აძლევს ვარაუდის საფუძველს, რომ ეს ყინულის გიგანტების გავრცელებული თვისებაა. ერთი ჰიპოთეზა არის ის, რომ, განსხვავებით გაზის გიგანტებისა და კლდოვანი პლანეტებისგან, რომელთა მაგნიტური ველი წარმოიქმნება მათ ბირთვებში, ყინული გიგანტების მაგნიტური ველები წარმოიქმნება შედარებით არაღრმა რეგიონებში მოძრაობით, მაგალითად წყალი-ამიაკის ოკეანეში. მაგნიტოსფეროს ფორმის სხვა შესაძლო ახსნა არის ის, რომ ურანის შიდა ნაწილებში თხევადი ალმასის ოკეანე არსებობს, რომელიც მაგნიტურ ველს აკავებს.

იხ.ვიდეო

მისი უცნაური ფორმის მიუხედევად, სხვა მხრივ ურანის მაგნიტოსფერო სხვა პლანეტების მსგავსია: მას აქვს რკალისებრი დარტყმითი ტალღა დაახლოებით 23 ურანის რადიუსის მოშორებით, მაგნეტოპაუზა — 18 ურანის რადიუსით, სრულად განვითარებული მაგნეტოკუდი და რადიაციული სარტყელები. საერთო ჯამში, ურანის მაგნიტოსფეროს სტრუქტურა იუპიტერისაგან განსხვავებულია და სატურნისასუფრო წააგავს. ურანის მაგნეტოკუდი იშლება მის უკან სივრცეში მილიონობით კილომეტრზე და იხვევა მისი გვერდული მოძრაობით გრძელი კორძსაძრობის მსგავსად.

ურანის მაგნიტოსფერო მოიცავს დამუხტულ ნაწილაკებს: ძირითადად პროტონებსა და ელექტრონებს H₂⁺ იონების მცირე რაოდენობით. უფრო მძიმე იონები არ აღმოუჩენიათ. ამ ნაწილაკების უმეტესობა ალბათ ცხელი ატმოსფერული გვირგვინიდან წარმოიქმნება. იონებისა და ელექტრონების ენერგია შესაძლოა 4 და 1,2 მეგაელექტრონვოლტი იყოს, შესაბამისად. დაბალი ენერგიის (1 კილოელექტრონვოლტზე ქვემოთ) იონების სიმკვრივე შიდა მაგნიტოსფეროში დაახლოებით 2 სმ⁻³-ია. ნაწილაკების პოპულაციაზე დიდ გავლენას ურანის მთვარეები ახდენს, რომლებიც მაგნიტოსფეროს ასუფთვებს და შესამჩნევ ნაპრალებს ტოვებს. ნაწილაკების ნაკადი საკმარისად მაღალია, რომ წარმოქმნას დამაბნელებელი ან კოსმოსური ამინდი თავიანთ ზედაპირებზე ასტრონომიულად სწრაფ დროში — 100 000 წელიწადში. ეს შესაძლოა ურანის თანამგზავრებისა და რგოლების ერთგვაროვნად მუქი შეფერილობის გამომწვევი მიზეზი იყოს. ურანს შედარებით კარგად განვითარებული ციალები აქვს, რომლებიც ორივე მაგნიტური პოლუსის გარშემო კაშკაშა რკალებად ჩანს. იუპიტერისგან განსხვავებით, ურანის ციალები შეუმჩნეველია პლანეტური თერმოსფეროს ენერგიის ბალანსისთვის

მრავალი მეცნიერი ამტკიცებს, რომ სხვაობა ყინულის გიგანტებსა და გაზურ გიგანტებს შორის მათი წარმოქმნისას გაჩნდა. 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 პროტოპლანეტები. ზოგიერთმა პლანეტამ ზრდასთან ერთად მოახერხა იმდენი მატერიის შეგროვება გრავიტაციისთვის, რომ გააგრძელა ნისლეულის დარჩენილი გაზი შეერთება.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. ბოლო დროინდელმა პლანეტების მიგრაციის სიმულაციებმა აჩვენა, რომ ორივე ყინულის გიგანტი მზესთან წარმოიქმნა იმაზე ახლოს, ვიდრე დღესაა, და წინ წაინაცვლა წარმოქმნის შემდეგ (ნიცის მოდელი)

ურანს 27 აღმოჩენილი ბუნებრივი თანამგზავრი ჰყავს. ამ თანამგზავრებს შექსპირისა და ალექსანდრე პოუპის ნაწარმოებების გმირების სახელები ჰქვია. ხუთი მთავარი თანამგზავრია: მირანდა, არიელი, უმბრიელი, ტიტანია და ობერონი. ურანის თანამგზავრული სისტემა ყველაზე ნაკლებად მასიურია 4 გიგანტ პლანეტას შორის. მართლაც, 5 დიდი მთვარის საერთო მასატრიტონის (ნეპტუნის უდიდესი მთვარე) მასის ნახევარზე ნაკლებია.  ურანის უდიდეს თანამგზავრის, ტიტანიას რადიუსი სულ რაღაც 788,9 კილომეტრია, ან, სხვანაირად რომ ვთქვათ, დედამიწის მთვარის დიამეტრის ნახევარზე ნაკლები, მაგრამ რეაზე ოდნავ მეტი, რომელიც სატურნის სიდიდით მეორე თანამგზავრია. ამის გამო ტიტანია მასით მერვე მთვარეა მზის სისტემაში. ურანის თანამგზავრებს შედარებით დაბალი ალბედო აქვს: 0,20 უბრიელს და 0,35 არიელს (მწვანე სინათლეში). ისინი ყინულისა და კლდის გაერთიანებაა, რომლებიც შედგება, უხეშად რომ ვთქვათ, 50% ყინულისაგან და 50% ქვისგან. ყინულში შესაძლოა შედის ამიაკი და ნახშირორჟანგი.

მეტნაკლება დიდი თანამგზავრები ურანის . მარცხნივ მარჯვნივდან : მირანდა , არიელი , უმბრიელი, ტიტანი, ობერონი.

თარიღი	აღმოჩენა	პირვლაღმომჩენი (და)
13 მარტი 1781	ურანი	უილიამ ჰერშელი
11 იანვარი 1787	ტიტანი  და ობერონი	უილიამ ჰერშელი
22 თებერვალი 1789	ჰერშელი აღნიშნავს რგოლებს არანზე	უილიამ ჰერშელი
24 ოქტომბერი 1851	არიელი და  უმბრიელი	უილიამ ლასენი
16 თებერვალი  1948	მირანდა	კოიპერი
10 მარტი 1979	სიტემა რგოლების ურანის	აღმოაჩინა მკვლევართა ჯგუფმა
30 დეკემბერი  1985	პაკ	სინოტი  და სადგური «ვოიჯერი-2»
3 იანვარი  1986	ჯულიეტა  და პორცია	სინოტი და სადგური «ვოიჯერი -2»
9 იანვარი1986	კრესიდა	სინოტი და სადგური  «ვოიჯერი -2»
13 იანვარი1986	დეზდემონა , პოზალინდა  და ბელინდა	სინოტი და სადგური «ვოიჯერი -2»
20 იანვარი1986	კორდელია და ოფელია	ტერილი  და ვოიჯერი-2
23 იანვარი 1986	ბიანკა	სმიტი და სადგური  «ვოიჯერ -2»
6 სექტემბერი 1997	კალიბანი  და სიკორასკა	არმოაჩინა ჯგუფი მკვლავარების
18 მაისი 1999	პერდიტა	კარკოშკა და სადგური «ვოიჯერ-2» (ფოტო სურათებით მ  18 იანვრამდე 1986 წ.)
18 ივლისი 1999	სეტებოსი , სტეფანო და პროსპერო	აღმოაჩინა მკვლევარების ჯგუფი
13 აგვისტო 2001	ტრინკულო, ფერდინანდი  და  ფრანცესკო	აღმოაჩიანა  მკვლევარების ჯგუფი
25 აგვისტო 2003	მაბი და კუპიდონი	შოუპლტერი და ლიზიორი
29 აგვისტო  2003	მარგარიტა	შეპარდი  და ჯუიტი
23 აგვისტო 2006	ბნელი ლაქა  ურანის	კომოსური ტელესკოპი სახ.. ჰაბლი და მკვლევართა ჯგუფი

ურანის თანამგზავრებს შორის არიელს ყველაზე ახალგაზრდა ზედაპირი აქვს რამდენიმე შეჯახების კრატერით, ხოლო უმბრიელის ყველაზე ხნიერია. მირანდას ნაკლებ აქვს კანიონები, რომლებიც 20 კილომეტრი სიღრმისაა, ასევე საფეხურებიანი ფენები და ქაოტური ცვლილებები ზედაპირის ასაკსა და მახასიათებლებში. მიჩნეულია, რომ მირანდას ადრინდელი გეოლოგიური აქტივობები მიქცევა-მოქცევის ძალით წარმოქმნილმა სითბობ წარმართა იმ დროს, როდესაც მისი ორბიტა დღევანდელზე ბევრად ექსცენტრიული იყო ალბათ უმბრიელთან 3:1 ორბიტალური რეზონანსის გამო. აპველინგთან ასოცირებული გაფართოებადი პროცესები სავარაუდოდ არის მირანდას „იპოდრომის“ მსგავსი გვირგვინების წარმომქმნელი. ამის მსგავსად, მიჩნეულია, რომ არიელს ოდესღაც ტიტანიასთან 4:1 რეზონანსი ჰქონდა.

ურანს სულ ცოტა ერთი ისეთი ობიექტი ჰყავს, რომელსაც ნალისებრი ორბიტა აქვს. იგი იკავებს მზე-ურანის L³ ლაგრანჟის წერტილს — გრავიტაციულად არასტაბილური რეგიონი მისი ორბიტის 180º-ზე. ამ ობიექტს 83982 კრანტორი ეწოდება.კრანტორი მოძრაობს ურანის თანაორბიტალურ რეგიონში რთულ, დროებით ნალისებრ ორბიტაზე. 2010 EU₆₅ ასევე ნალისებრი ორბიტის ქონის კანდიდატია.

1986 წელს ნასას „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 ნეპტუნისაკენ განაგრძობდა. „ვოიაჯერ 2-მა“ ურანის ატმოსფეროს ქიმიური შედგენილობა 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. ზონდმა ასევე შეისწავლა მაგნიტური ველი, მისი არარეგულარული სტრუქტურა, მისი დახრილობა და მისი უნიკალური კორძსაძრობისებრი მაგნეტოკუდი, რომელიც ურანის „მხარზე წამოწოლილი“ მიმართულებითაა გამოწვეული.

„კასინის“ მისიის გაფართოების დაგეგმვის ფაზაში (2009 წელს) მეცნიერებმა განიხილეს ზონდის გაგზავნა სატურნიდან ურანზე. მას 20 წელიწადი დასჭირდებოდა სატურნიდან ურანის სისტემამდე მისაღწევად. ურანის ორბიტერისა და ზონდის რეკომენდაცია 2013-2022 წლებისთვის „პლანეტური მეცნიერების დეკადალურმა კვლევამ“ გააკეთა, რომელიც 2011 წელს გამოქვეყნდა. განცხადება ითვალისწინებს გაშვებას 2020-2023 წლებში და 13 წლიან კრუიზს ურანამდე. ურანის ზონდმა შესაძლოა გამოიყენოს „პიონერ 13-ის“ მემკვიდრეობა და დაეშვას 1-5 ატმოსფეროზე.  ESA-მ გამოთვალა „საშუალო კლასის“ მისია, რომელსაც Uranus Pathfinderეწოდება. New Frontiers Uranus Orbiter შეფასებული და რეკომენდირებული იქნა კვლევაში — The Case for Uranus Orbiter. ასეთი მისია საქმეს აადვილებს, რომლითაც შესაძლებელია შედარებით დიდი მასის გაგზავნა სისტემაში — 1500 კგ-ზე მეტი ატლას 521-ით და 12 წლიანი მოგზაურობა