Uran, si≤dma planeta od S│o±ca, jest trzeci╣ z czterech gazowych planet-olbrzym≤w. Jej kamienne j╣dro otacza p│aszcz gazowo-lodowy. Wok≤│ p│aszcza rozci╣ga siΩ atmosfera zawieraj╣ca metan, kt≤ry nadaje Uranowi niebiesko-zielon╣ barwΩ. Ze wzglΩdu na usytuowanie pla-nety w zewnΩtrznych rejonach Uk│adu S│onecznego, temperatura g≤rnej po-wierzchni chmur wynosi ledwie -210 oC. Uran posiada 15 ksiΩ┐yc≤w i uk│ad pier£cieni, ale na samej planecie nie dostrze┐ono nic godnego uwagi. Sonda Voyager 2, przelatuj╣c obok Urana w 1986 roku, sfotografowa│a tylko kilka chmur metanowych. Uran, trzecia pod wzglΩdem wielko£ci planeta Uk│adu S│onecznego, jest cztery razy wiΩkszy od Ziemi. Jego okres obiegu wynosi 84 lata ziemskie - d│u┐szy maj╣ tylko Neptun i Pluton. O£ obrotu Urana nachylona jest pod k╣tem 98o do p│aszczyzny orbity planety wok≤│ S│o±ca. Zatem, w odr≤┐nieniu od innych planet, Uran obraca siΩ, jak gdyby le┐╣c na boku. Tak du┐e nachylenie osi sprawia, ┐e w ci╣gu trwaj╣cego 84 lata ziemskie obiegu wok≤│ S│o±ca, ka┐dy z jego biegun≤w przez 42 lata sk╣pany jest S│o±cu i przez 42 lata tonie w ciemno£ciach. Jednak odleg│o£µ Urana od S│o±ca jest tak du┐a, i┐ r≤┐nica temperatur miΩdzy latem a zim╣ na biegunach wynosi zaledwie 2 oC. Przy bardzo dobrych warunkach obserwacyjnych Uran jest ledwie widoczny go│ym okiem, natomiast przez teleskop wygl╣da jak ma│a niebieskozielona tarcza. Dotychczas odkryto 15 jego ksiΩ┐yc≤w, kt≤re kr╣┐╣ w kierunku zgodnym z kierunkiem obrotu planety. Ich orbity le┐╣ w p│aszczyƒnie r≤wnikowej Urana. P│aszczyzna ta jest prawie prostopad│a do p│aszczyzny ekliptyki, poniewa┐ Uran jest "przewr≤cony" na bok. W zwi╣zku z tym niekiedy (na przyk│ad w 1945 i 1987 roku) obserwuje siΩ z Ziemi bieguny Urana, a orbity ksiΩ┐yc≤w wygl╣daj╣ jak prawie idealne ko│a. W innych momentach, na przyk│ad w 1966 roku, orbity ksiΩ┐yc≤w widaµ by│o z boku. Wydawa│o siΩ wiΩc, ┐e ksiΩ┐yce poruszaj╣ siΩ tam i z powrotem po prostej. Pier£cienie wok≤│ Urana trudno zobaczyµ, gdy┐ tworz╣ca je materia jest chyba najciemniejsza w ca│ym Uk│adzie S│onecznym. Zosta│y one po raz pierwszy dostrze┐one z Ziemi w 1977 roku, kiedy przes│oni│y £wiat│o gwiazdy. W 1986 roku Voyager 2 przyjrza│ siΩ z bliska strukturze z│o┐onej z 11 pier£cieni. Tworz╣ j╣ okruchy skalne o £rednicy oko│o jednego metra. Szeroko£µ pier£cienia Epsilon waha siΩ od 20 do 100 kilometr≤w. Znanych jest 15 ksiΩ┐yc≤w Urana, z kt≤rych wszystkie sk│adaj╣ siΩ z ciemnego materia│u skalno-lodowego. Powierzchnia najwiΩkszych - Oberona, Tytanii, Umbriela i Ariela - jest usiana kraterami uderzeniowymi. Miranda, pi╣ty pod wzglΩdem wielko£ci ksiΩ┐yc, wykazuje niezwyk│e urozmaicenie powierzchni - wystΩpuj╣ na nim stare r≤wniny pokryte kraterami, olbrzymie skarpy oraz g│Ωbokie kaniony. Astronomowie s╣dz╣, ┐e Miranda mog│a byµ kiedy£ zniszczona w kosmicznym zderzeniu, a nastΩpnie jej kawa│ki skupi│y siΩ ponownie, tworz╣c chaotyczn╣ ca│o£µ. Uran znajduje siΩ daleko od Ziemi i dlatego na niebie porusza siΩ wolno. Poniewa┐ w ci╣gu roku przesuwa siΩ miΩdzy gwiazdami £rednio zaledwie o 4░-5░, widzimy go w tym samym gwiazdo-zbiorze nawet przez kilka kolejnych lat. Cech╣ charakterystyczn╣ planety jest po│o┐enie jej osi obrotu. Nachylenie r≤wnika Urana do p│aszczyzny jego orbity wynosi 97,9░, dlatego te┐ obr≤t planety, podobnie jak obr≤t Wenus, jest wsteczny. Poniewa┐ p│aszczyzna orbity Urana jest nachylona do ekliptyki pod k╣tem 0,8░, o£ obrotu planety le┐y niemal w p│aszczyƒnie ekliptyki, odchylaj╣c siΩ od niej tylko o 8,8░. Uran na przemian zwraca ku nam sw≤j p≤│nocny lub po│udniowy biegun. W roku 1985 w kierunku Ziemi by│ zwr≤cony biegun p≤│nocny. Uran nale┐y do planet o szybkim ruchu obrotowym. Z obserwacji pola magnetycznego planety przeprowadzonych z Voyagera 2, uda│o siΩ u£ci£liµ warto£µ pierwotnie otrzymanego okresu obrotu z 23h na 16,8h z dok│adno£ci╣ +/-0,3 h. Ten szybki obr≤t jest przyczyn╣ sp│aszczenia planety na biegunach. îrednica r≤wnikowa Urana wynosi 52900 km i jest o 3703 km d│u┐sza od £rednicy biegunowej. Poniewa┐ Uran jest ponad czterokrotnie wiΩkszy od Ziemi, na niebie wygl╣da jak gwiazda. St╣d wielu obserwator≤w, kt≤rzy widzieli Urana na d│ugo przed jego odkryciem, bra│o go za gwiazdΩ i tak zaznaczy│o w atlasach nieba. Gdy wytrawny obserwator czas≤w nowo┐ytnych, William Herschel, skierowa│ 13 marca 1781 roku sw≤j 15,5 cm tele-skop na tΩ "gwiazdΩ" w konstelacji Bliƒni╣t, wyda│a mu siΩ ona wiΩksza od pozo-sta│ych. ZwiΩkszy│ zatem powiΩkszenie swego teleskopu z 227 do 460 razy i ku jego zdziwieniu gwiazda r≤wnie┐ zwiΩkszy│a swe rozmiary k╣towe. Przy powiΩksze-niu 932-krotnym rozmiary k╣towe by│y jeszcze wiΩksze. W pierwszej chwili Her-schel s╣dzi│, ┐e odkry│ kometΩ, nie mia│a ona jednak warkocza ani otoczki gazowej i jak siΩ po pewnym czasie okaza│o, porusza│a siΩ po ko│owej orbicie wok≤│ S│o±ca. Nie by│o ju┐ wtedy w╣tpliwo£ci, ┐e nietypowa gwiazda jest planet╣. Od-krycie nowej planety by│o bardzo donios│ym wydarzeniem czas≤w nowo┐ytnych. Uk│ad planetarny , niezmienny od staro┐ytno£ci, zacz╣│ siΩ zwiΩkszaµ. Chocia┐ znany ≤wczesny astronom Johann E. Bode usi│owa│ nazwaµ nowo odkryty obiekt jednym z imion postaci mitologicznych, nawi╣zuj╣c do tradycji ju┐ istniej╣cych nazw, Herschel nazwa│ planetΩ Georgium Sidus (Gwiazda Jerzego) na cze£µ swojego protekto-ra, kr≤la angielskiego Jerzego III. NazwΩ Uran zaczΩto powszechnie stosowaµ do-piero w 60 lat po odkryciu planety. Uran pozostawa│ przez ponad dwa stulecia zagadkow╣ planet╣. Jego tajemnice ods│oni│a dopiero sonda Voyager 2, kt≤ra 24 stycznia 1986 roku przelecia│a w odleg│o£ci 107 100 km od £rodka Urana. Znajdo-wa│a siΩ ona w≤wczas w odleg│o£ci 2986 x 106 km od Ziemi, a wys│ane z niej in-formacje o Uranie i jego ksiΩ┐ycach bieg│y do nas 2h44m55s. Uran nale┐y do planet olbrzym≤w. Jego budowa jest podobna do budowy Jowisza i Saturna. Masa Urana jest 14,54 razy wiΩksza od masy Ziemi. J╣dro planety , zbudowane prawdopo-dobnie ze ska│ krzemianowych, skupia 24% ca│kowitej masy Urana. Otacza je rozleg│a warstwa lodu oraz amoniaku i metanu w postaci zestalonej. Warstwa ta stanowi a┐ 65% masy planety. Pozosta│e 11% masy Urana przypada na jego atmosferΩ o gru-bo£ci oko│o 4000 km. Atmosfera planety sk│ada siΩ z wodoru i helu, a w ni┐szych warstwach r≤wnie┐ z chmur amoniaku i metanu. Po│o┐one s╣ one ni┐ej ni┐ w atmos-ferze Jowisza lub Saturna. Na wod≤r przypada 10% ca│kowitej objΩto£ci atmosfery Urana, a na hel - 15%. Ilo£µ helu w atmosferze Urana jest nieco wiΩksza ni┐ na S│o±cu (14%), na Jowiszu (10%) i na Saturnie Temperatura atmosfery na wysoko£ci oko│o 1000 km nad powierzchni╣ planety wynosi -210░C. W warstwach metanu i amo-niaku jest nieco wy┐sza: od -190░C do -70░C. R≤┐nica temperatur pomiΩdzy obsza-rami biegunowymi i r≤wnikowymi wynosi tylko kilka stopni. îwiadczy to o dobrej dynamice atmosfery, w kt≤rej nastΩpuje r≤wnomierne rozchodzenie siΩ promieniowa-nia s│onecznego wok≤│ ca│ej planety. Wiatr na Uranie wieje w kierunku obrotu planety. Chmury w atmosferze Urana uk│adaj╣ siΩ podobnie jak ob│oki w atmosferach Jowisza i Saturna, lecz s╣ mniej wyraƒne. Ruch ob│ok≤w jest najwolniejszy w r≤wnikowych obszarach planety natomiast w kierunku ku biegunom prΩdko£µ ob│ok≤w wzrasta. Nad po│udniowym biegunem planety, zwr≤conym do S│o±ca, widoczna jest br╣zowa mgie│ka. Wywo│uje j╣ prawdopodobnie promieniowanie s│oneczne przemienia-j╣ce cz╣steczki atmosfery na metan. Najwy┐ej po│o┐ona warstwa atmosfery sk│ada siΩ z wodoru. Temperatura w tej promieniuj╣cej wodorowej koronie nad biegunem zwr≤conym do S│o±ca wynosi 750 K, nad przeciwnym, p≤│nocnym biegunem a┐ 1000 K. Dalej od planety wodorowa korona ustΩpuje miejsca plazmie, z│o┐onej z proton≤w , jon≤w i wolnych elektron≤w. Jej temperatura wynosi 400 x 106 K. Korona ta £wieci intensywniej ni┐ korona Saturna. CzΩ£µ energetycznych cz╣stek plazmowej otoczki Urana absorbuj╣ jego ksiΩ┐yce. Ci£nienie atmosfery ro£nie r≤wnomiernie od 0,1 MPa w g≤rnych jej warstwach do 1000 MPa przy powierzchni planety. Powierzchnia Urana jest prawdopodobnie pokryta grub╣ warstw╣ lodu i zestalonego amoniaku. GΩsto£µ j╣dra kamiennego o masie 1-2 mas Ziemi, siΩga oko│o 4,4 g/cm3. £rednia gΩsto£µ Urana, 1,71 g/cm3, jest nieco wiΩksza ni┐ £rednie gΩsto£ci Jowisza i Saturna. Uran zawiera zatem nieco mniej wodoru ni┐ s╣siaduj╣ce z nim, om≤wione ju┐ dwie planety. TemperaturΩ we wnΩtrzu planety ocenia siΩ na 11 000 K, a ci-£nienie na 6 x 106 MPa. Uran produkuje mniej wewnΩtrznego ciep│a ni┐ Jowisz oraz Saturn, a nawet mniej ni┐ Neptun. Niemal ca│e ciep│o poch│ania atmosfera plane-ty, jedynie jego czΩ£µ jest wypromieniowywana w zakresie nadfioletu, przy czym jest go 15 razy wiΩcej ni┐ promieniowania, jakie otrzymuje Uran ze S│o±ca. Pro-mieniowanie nadfioletowe powoduje £wiecenie g≤rnych warstw atmosfery Planety. Pole magnetyczne Urana jest trzy razy silniejsze od pola magnetycznego Ziemi. Nachylenie osi magnetycznej wzglΩdem osi obrotu planety jest niewiarygodne: wy-nosi 55░. P≤│nocny biegun pola magnetycznego zwr≤cony jest do S│o±ca. ƒr≤d│em spolaryzowanego radiopromieniowania Urana s╣ elektrony poruszaj╣ce siΩ wzd│u┐ linii si│ pola magnetycznego planety. W lunecie o 100-krotnym powiΩkszeniu Uran bΩdzie widoczny jako ma│o wyraƒna tarcza o zielonkawym zabarwieniu, bez wyraƒnych szczeg≤│≤w. Uran jest jednak zbyt oddalony, aby by│ odpowiednim obiektem do obserwacji. W niewielkiej lunetce nie dostrze┐emy ┐adnego z jego piΩciu ksiΩ┐y-c≤w odkrytych z Ziemi, wszystkie s╣ bowiem s│absze ni┐ 14m. W odr≤┐nieniu od Saturna nie dostrze┐emy te┐ pier£cieni Urana, kt≤rych istnienie definitywnie potwierdzi│y obserwacje z 1977 roku. Odkrywca Urana i jego dw≤ch najja£niejszych ksiΩ┐yc≤w, W. Herschel, utrzymywa│, ┐e w latach 1787-1793 wielokrotnie obserwo-wa│ pier£cienie Urana, ale nigdy do ko±ca nie wierzy│ w ich istnienie. Nikt wiΩcej ich od tego czasu nie widzia│, nawet w znacznie silniejszych teleskopach. Obserwacje Herschela by│y wiΩc tylko z│udzeniem optycznym, kt≤remu on sam jako dobry i do£wiadczony obserwator, nie ulega│. Pier£cienie Urana uda│o siΩ odkryµ dopiero metod╣ po£redni╣, podczas obserwacji przez wiΩksz╣ grupΩ astronom≤w za-krycia gwiazdy 9m w dniu 10 marca 1977 roku. Jasno£µ gwiazdy zmala│a wcze£niej, ni┐ j╣ zd╣┐y│a zakryµ tarcza planety, przy wyj£ciu za£ z zakrycia, na odwr≤t, gwiazda nie osi╣gnΩ│a natychmiast swej normalnej jasno£ci. Obserwacje przeprowa-dzone w rok p≤ƒniej potwierdzi│y obecno£µ pier£cieni, kt≤rych liczba, jak siΩ obecnie przyjmuje, wynosi dziewiΩµ zamiast pierwotnie odkrytych piΩciu. Na zdjΩciach przekazanych w styczniu 1986 roku z Voyagera 2 astronomowie odkryli kolej-ny, dziesi╣ty pier£cie±, kt≤ry oznaczono symbolem 1986 U1R. Uk│ad pier£cieni Urana znajduje siΩ w odleg│o£ci od 41 880 km do 51 190 km od £rodka planety. Wszystkie pier£cienie le┐╣ w niemal jednej p│aszczyƒnie, identycznej z p│aszczy-zn╣ r≤wnika planety (nachylenie orbit pier£cieni wynosi od warto£ci bliskiej 0░ do 0,066░, mimo£r≤d jest mniejszy ni┐ 0,008). Pier£cienie Urana, poczynaj╣c od wewnΩtrznego, otrzyma│y nastΩpuj╣ce oznaczenia: 6,5,4, Alfa, Beta, Eta, Gamma, Delta, 1986 UR, Epsilon. Pier£cie± Epsilon jest niemal nieprzezroczysty, jego szeroko£µ zmienia siΩ od 20 km w obszarze znajduj╣cym siΩ najbli┐ej planety do 96 km w obszarze po│o┐onym najdalej. Pier£cie± Eta ma charakter bardziej rozmyty ni┐ pozosta│e pier£cienie. Szeroko£µ wΩ┐szej z dw≤ch jego i czΩ£ci sk│adowych nie przekracza 5 km, natomiast, szersza ma 55 km. Szeroko£µ pozosta│ych pier£cieni, wynosi od 10 km (Alfa) do 600 m (Gamma). Pier£cienie Epsilon oraz Delta dzieli odleg│o£µ 2340 km. NajwiΩksza przerwa miΩdzy pier£cieniami jest szeroko-£ci zaledwie 175 km. Budowa pier£cieni Urana jest zbli┐ona do budowy pier£cieni Saturna, jednak masa pier£cieni Urana jest o wiele mniejsza i r≤wna siΩ zaledwie masie materia│u zawartego w przerwie Cassiniego pier£cieni Saturna. Odkrycie pier£cieni Jowisza i Urana ma donios│e znaczenie kosmologiczne ze wzglΩdu na tworzenie modeli powstania i ewolucji uk│ad≤w planetarnych. Jest bardzo prawdo-podobne, ┐e wkr≤tce definitywnie potwierdzi siΩ obecno£µ pier£cieni r≤wnie┐ wo-k≤│ Neptuna. Poniewa┐ pier£cienie le┐╣ w p│aszczyƒnie r≤wnika planety, niemal prostopad│ej do ekliptyki, ich widok na niebie ulega jeszcze wiΩkszym zmianom ni┐ widok pier£cieni Saturna. Podczas ka┐dego 84-letniego obiegu Urana wok≤│ S│o±ca widzimy je dwukrotnie w ca│ej szeroko£ci, dwukrotnie za£ pier£cienie bΩd╣ widoczne "Z boku" jako bardzo cienka linia. Poza pier£cieniami, planetΩ Uran obiega piΩµ ksiΩ┐yc≤w odkrytych z Ziemi. Mo┐na je obserwowaµ dopiero w £rednich i du┐ych teleskopach. Ich orbity s╣ niemal ko│owe i le┐╣ dok│adnie w p│aszczyƒ-nie r≤wnika planety. Jedynie najmniejszy z ksiΩ┐yc≤w - Miranda - o £rednicy 650 km, ma orbitΩ nieznacznie odchylon╣ od p│aszczyzny r≤wnika. W grudniu 1985 roku i w styczniu roku nastΩpnego dziΩki sondzie Voyager 2 odkryto dziewiΩµ dalszych ksiΩ┐yc≤w wewn╣trz orbity Mirandy. îrednica najwiΩkszego z nich wynosi 130 km, najmniejszego 15 km (+/-25 km u wszystkich dziewiΩciu ksiΩ┐yc≤w). Dwa z ksiΩ┐yc≤w Urana obiegaj╣ planetΩ w pobli┐u pier£cienia Epsilon: z wewnΩtrznej strony ksiΩ-┐yc 1986 U7, z zewnΩtrznej 1986 U8. Na ich obecno£µ zwr≤cili uwagΩ astronomowie ju┐ w 1977 roku na podstawie zaburze± obserwowanych w pier£cieniu Epsilon. Rzuty orbit ksiΩ┐yc≤w na sferΩ niebiesk╣ s╣ podobne jak rzuty pier£cieni i zale┐╣ od po│o┐enia Urana na jego orbicie wok≤│ S│o±ca. Orbity ksiΩ┐yc≤w Urana raz obser-wujemy jako okrΩgi, kiedy indziej jako elipsy i od czasu do czasu jako odcinki. Zaburzenia obserwowane w zewnΩtrznym pier£cieniu Epsilon sugeruj╣ mo┐liwo£µ ist-nienia jeszcze jednego ksiΩ┐yca, obiegaj╣cego planetΩ pomiΩdzy pier£cieniami i Mirand╣, kt≤ra znajduje siΩ obecnie najbli┐ej planety, w odleg│o£ci 135 400 km. Wszystkie ksiΩ┐yce Urana poruszaj╣ siΩ po swoich orbitach ruchem wstecznym, tzn. obiegaj╣ planetΩ w kierunku przeciwnym, ni┐ odbywa siΩ ruch Urana wok≤│ S│o±ca. Og≤lnie jednak nie zaliczamy ich do cia│ o ruchu wstecznym, gdy┐ planetΩ Uran obiegaj╣ w tym samym kierunku co inne cia│a w uk│adzie planetarnym. NajwiΩkszym, a zarazem najja£niejszym ksiΩ┐ycem Urana jest Titania o £rednicy 1690 km. KsiΩ-┐yc ten obiega planetΩ w odleg│o£ci 456 000 km. Najbardziej odleg│ym ksiΩ┐ycem Urana jest Oberon, obiegaj╣cy planetΩ w odleg│o£ci 610 200 km. Jego £rednica jest tylko kilka kilometr≤w mniejsza ni┐ Titanii. PiΩµ najwiΩkszych ksiΩ┐yc≤w odkrytych z Ziemi ma powierzchniΩ sk│adaj╣c╣ siΩ z zestalonego wodoru i ciemnej skalistej materii. Teoria ewolucji geologicznej tych ksiΩ┐yc≤w nie wyklucza, ┐e nawet obecnie ich wnΩtrze mo┐e byµ ciep│e.