Uran, siódma planeta od Słońca, jest trzecią z czterech gazowych planet-olbrzymów. Jej kamienne jądro otacza płaszcz gazowo-lodowy. Wokół płaszcza rozciąga się atmosfera zawierająca metan, który nadaje Uranowi niebiesko-zieloną barwę. Ze względu na usytuowanie pla-nety w zewnętrznych rejonach Układu Słonecznego, temperatura górnej po-wierzchni chmur wynosi ledwie -210 oC. Uran posiada 15 księżyców i układ pierścieni, ale na samej planecie nie dostrzeżono nic godnego uwagi. Sonda Voyager 2, przelatując obok Urana w 1986 roku, sfotografowała tylko kilka chmur metanowych. Uran, trzecia pod względem wielkości planeta Układu Słonecznego, jest cztery razy większy od Ziemi. Jego okres obiegu wynosi 84 lata ziemskie - dłuższy mają tylko Neptun i Pluton. Oś obrotu Urana nachylona jest pod kątem 98o do płaszczyzny orbity planety wokół Słońca. Zatem, w odróżnieniu od innych planet, Uran obraca się, jak gdyby leżąc na boku. Tak duże nachylenie osi sprawia, że w ciągu trwającego 84 lata ziemskie obiegu wokół Słońca, każdy z jego biegunów przez 42 lata skąpany jest Słońcu i przez 42 lata tonie w ciemnościach. Jednak odległość Urana od Słońca jest tak duża, iż różnica temperatur między latem a zimą na biegunach wynosi zaledwie 2 oC. Przy bardzo dobrych warunkach obserwacyjnych Uran jest ledwie widoczny gołym okiem, natomiast przez teleskop wygląda jak mała niebieskozielona tarcza. Dotychczas odkryto 15 jego księżyców, które krążą w kierunku zgodnym z kierunkiem obrotu planety. Ich orbity leżą w płaszczyźnie równikowej Urana. Płaszczyzna ta jest prawie prostopadła do płaszczyzny ekliptyki, ponieważ Uran jest "przewrócony" na bok. W związku z tym niekiedy (na przykład w 1945 i 1987 roku) obserwuje się z Ziemi bieguny Urana, a orbity księżyców wyglądają jak prawie idealne koła. W innych momentach, na przykład w 1966 roku, orbity księżyców widać było z boku. Wydawało się więc, że księżyce poruszają się tam i z powrotem po prostej. Pierścienie wokół Urana trudno zobaczyć, gdyż tworząca je materia jest chyba najciemniejsza w całym Układzie Słonecznym. Zostały one po raz pierwszy dostrzeżone z Ziemi w 1977 roku, kiedy przesłoniły światło gwiazdy. W 1986 roku Voyager 2 przyjrzał się z bliska strukturze złożonej z 11 pierścieni. Tworzą ją okruchy skalne o średnicy około jednego metra. Szerokość pierścienia Epsilon waha się od 20 do 100 kilometrów. Znanych jest 15 księżyców Urana, z których wszystkie składają się z ciemnego materiału skalno-lodowego. Powierzchnia największych - Oberona, Tytanii, Umbriela i Ariela - jest usiana kraterami uderzeniowymi. Miranda, piąty pod względem wielkości księżyc, wykazuje niezwykłe urozmaicenie powierzchni - występują na nim stare równiny pokryte kraterami, olbrzymie skarpy oraz głębokie kaniony. Astronomowie sądzą, że Miranda mogła być kiedyś zniszczona w kosmicznym zderzeniu, a następnie jej kawałki skupiły się ponownie, tworząc chaotyczną całość. Uran znajduje się daleko od Ziemi i dlatego na niebie porusza się wolno. Ponieważ w ciągu roku przesuwa się między gwiazdami średnio zaledwie o 4°-5°, widzimy go w tym samym gwiazdo-zbiorze nawet przez kilka kolejnych lat. Cechą charakterystyczną planety jest położenie jej osi obrotu. Nachylenie równika Urana do płaszczyzny jego orbity wynosi 97,9°, dlatego też obrót planety, podobnie jak obrót Wenus, jest wsteczny. Ponieważ płaszczyzna orbity Urana jest nachylona do ekliptyki pod kątem 0,8°, oś obrotu planety leży niemal w płaszczyźnie ekliptyki, odchylając się od niej tylko o 8,8°. Uran na przemian zwraca ku nam swój północny lub południowy biegun. W roku 1985 w kierunku Ziemi był zwrócony biegun północny. Uran należy do planet o szybkim ruchu obrotowym. Z obserwacji pola magnetycznego planety przeprowadzonych z Voyagera 2, udało się uściślić wartość pierwotnie otrzymanego okresu obrotu z 23h na 16,8h z dokładnością +/-0,3 h. Ten szybki obrót jest przyczyną spłaszczenia planety na biegunach. Średnica równikowa Urana wynosi 52900 km i jest o 3703 km dłuższa od średnicy biegunowej. Ponieważ Uran jest ponad czterokrotnie większy od Ziemi, na niebie wygląda jak gwiazda. Stąd wielu obserwatorów, którzy widzieli Urana na długo przed jego odkryciem, brało go za gwiazdę i tak zaznaczyło w atlasach nieba. Gdy wytrawny obserwator czasów nowożytnych, William Herschel, skierował 13 marca 1781 roku swój 15,5 cm tele-skop na tę "gwiazdę" w konstelacji Bliźniąt, wydała mu się ona większa od pozo-stałych. Zwiększył zatem powiększenie swego teleskopu z 227 do 460 razy i ku jego zdziwieniu gwiazda również zwiększyła swe rozmiary kątowe. Przy powiększe-niu 932-krotnym rozmiary kątowe były jeszcze większe. W pierwszej chwili Her-schel sądził, że odkrył kometę, nie miała ona jednak warkocza ani otoczki gazowej i jak się po pewnym czasie okazało, poruszała się po kołowej orbicie wokół Słońca. Nie było już wtedy wątpliwości, że nietypowa gwiazda jest planetą. Od-krycie nowej planety było bardzo doniosłym wydarzeniem czasów nowożytnych. Układ planetarny , niezmienny od starożytności, zaczął się zwiększać. Chociaż znany ówczesny astronom Johann E. Bode usiłował nazwać nowo odkryty obiekt jednym z imion postaci mitologicznych, nawiązując do tradycji już istniejących nazw, Herschel nazwał planetę Georgium Sidus (Gwiazda Jerzego) na cześć swojego protekto-ra, króla angielskiego Jerzego III. Nazwę Uran zaczęto powszechnie stosować do-piero w 60 lat po odkryciu planety. Uran pozostawał przez ponad dwa stulecia zagadkową planetą. Jego tajemnice odsłoniła dopiero sonda Voyager 2, która 24 stycznia 1986 roku przeleciała w odległości 107 100 km od środka Urana. Znajdo-wała się ona wówczas w odległości 2986 x 106 km od Ziemi, a wysłane z niej in-formacje o Uranie i jego księżycach biegły do nas 2h44m55s. Uran należy do planet olbrzymów. Jego budowa jest podobna do budowy Jowisza i Saturna. Masa Urana jest 14,54 razy większa od masy Ziemi. Jądro planety , zbudowane prawdopo-dobnie ze skał krzemianowych, skupia 24% całkowitej masy Urana. Otacza je rozległa warstwa lodu oraz amoniaku i metanu w postaci zestalonej. Warstwa ta stanowi aż 65% masy planety. Pozostałe 11% masy Urana przypada na jego atmosferę o gru-bości około 4000 km. Atmosfera planety składa się z wodoru i helu, a w niższych warstwach również z chmur amoniaku i metanu. Położone są one niżej niż w atmos-ferze Jowisza lub Saturna. Na wodór przypada 10% całkowitej objętości atmosfery Urana, a na hel - 15%. Ilość helu w atmosferze Urana jest nieco większa niż na Słońcu (14%), na Jowiszu (10%) i na Saturnie Temperatura atmosfery na wysokości około 1000 km nad powierzchnią planety wynosi -210°C. W warstwach metanu i amo-niaku jest nieco wyższa: od -190°C do -70°C. Różnica temperatur pomiędzy obsza-rami biegunowymi i równikowymi wynosi tylko kilka stopni. Świadczy to o dobrej dynamice atmosfery, w której następuje równomierne rozchodzenie się promieniowa-nia słonecznego wokół całej planety. Wiatr na Uranie wieje w kierunku obrotu planety. Chmury w atmosferze Urana układają się podobnie jak obłoki w atmosferach Jowisza i Saturna, lecz są mniej wyraźne. Ruch obłoków jest najwolniejszy w równikowych obszarach planety natomiast w kierunku ku biegunom prędkość obłoków wzrasta. Nad południowym biegunem planety, zwróconym do Słońca, widoczna jest brązowa mgiełka. Wywołuje ją prawdopodobnie promieniowanie słoneczne przemienia-jące cząsteczki atmosfery na metan. Najwyżej położona warstwa atmosfery składa się z wodoru. Temperatura w tej promieniującej wodorowej koronie nad biegunem zwróconym do Słońca wynosi 750 K, nad przeciwnym, północnym biegunem aż 1000 K. Dalej od planety wodorowa korona ustępuje miejsca plazmie, złożonej z protonów , jonów i wolnych elektronów. Jej temperatura wynosi 400 x 106 K. Korona ta świeci intensywniej niż korona Saturna. Część energetycznych cząstek plazmowej otoczki Urana absorbują jego księżyce. Ciśnienie atmosfery rośnie równomiernie od 0,1 MPa w górnych jej warstwach do 1000 MPa przy powierzchni planety. Powierzchnia Urana jest prawdopodobnie pokryta grubą warstwą lodu i zestalonego amoniaku. Gęstość jądra kamiennego o masie 1-2 mas Ziemi, sięga około 4,4 g/cm3. średnia gęstość Urana, 1,71 g/cm3, jest nieco większa niż średnie gęstości Jowisza i Saturna. Uran zawiera zatem nieco mniej wodoru niż sąsiadujące z nim, omówione już dwie planety. Temperaturę we wnętrzu planety ocenia się na 11 000 K, a ci-śnienie na 6 x 106 MPa. Uran produkuje mniej wewnętrznego ciepła niż Jowisz oraz Saturn, a nawet mniej niż Neptun. Niemal całe ciepło pochłania atmosfera plane-ty, jedynie jego część jest wypromieniowywana w zakresie nadfioletu, przy czym jest go 15 razy więcej niż promieniowania, jakie otrzymuje Uran ze Słońca. Pro-mieniowanie nadfioletowe powoduje świecenie górnych warstw atmosfery Planety. Pole magnetyczne Urana jest trzy razy silniejsze od pola magnetycznego Ziemi. Nachylenie osi magnetycznej względem osi obrotu planety jest niewiarygodne: wy-nosi 55°. Północny biegun pola magnetycznego zwrócony jest do Słońca. źródłem spolaryzowanego radiopromieniowania Urana są elektrony poruszające się wzdłuż linii sił pola magnetycznego planety. W lunecie o 100-krotnym powiększeniu Uran będzie widoczny jako mało wyraźna tarcza o zielonkawym zabarwieniu, bez wyraźnych szczegółów. Uran jest jednak zbyt oddalony, aby był odpowiednim obiektem do obserwacji. W niewielkiej lunetce nie dostrzeżemy żadnego z jego pięciu księży-ców odkrytych z Ziemi, wszystkie są bowiem słabsze niż 14m. W odróżnieniu od Saturna nie dostrzeżemy też pierścieni Urana, których istnienie definitywnie potwierdziły obserwacje z 1977 roku. Odkrywca Urana i jego dwóch najjaśniejszych księżyców, W. Herschel, utrzymywał, że w latach 1787-1793 wielokrotnie obserwo-wał pierścienie Urana, ale nigdy do końca nie wierzył w ich istnienie. Nikt więcej ich od tego czasu nie widział, nawet w znacznie silniejszych teleskopach. Obserwacje Herschela były więc tylko złudzeniem optycznym, któremu on sam jako dobry i doświadczony obserwator, nie ulegał. Pierścienie Urana udało się odkryć dopiero metodą pośrednią, podczas obserwacji przez większą grupę astronomów za-krycia gwiazdy 9m w dniu 10 marca 1977 roku. Jasność gwiazdy zmalała wcześniej, niż ją zdążyła zakryć tarcza planety, przy wyjściu zaś z zakrycia, na odwrót, gwiazda nie osiągnęła natychmiast swej normalnej jasności. Obserwacje przeprowa-dzone w rok później potwierdziły obecność pierścieni, których liczba, jak się obecnie przyjmuje, wynosi dziewięć zamiast pierwotnie odkrytych pięciu. Na zdjęciach przekazanych w styczniu 1986 roku z Voyagera 2 astronomowie odkryli kolej-ny, dziesiąty pierścień, który oznaczono symbolem 1986 U1R. Układ pierścieni Urana znajduje się w odległości od 41 880 km do 51 190 km od środka planety. Wszystkie pierścienie leżą w niemal jednej płaszczyźnie, identycznej z płaszczy-zną równika planety (nachylenie orbit pierścieni wynosi od wartości bliskiej 0° do 0,066°, mimośród jest mniejszy niż 0,008). Pierścienie Urana, poczynając od wewnętrznego, otrzymały następujące oznaczenia: 6,5,4, Alfa, Beta, Eta, Gamma, Delta, 1986 UR, Epsilon. Pierścień Epsilon jest niemal nieprzezroczysty, jego szerokość zmienia się od 20 km w obszarze znajdującym się najbliżej planety do 96 km w obszarze położonym najdalej. Pierścień Eta ma charakter bardziej rozmyty niż pozostałe pierścienie. Szerokość węższej z dwóch jego i części składowych nie przekracza 5 km, natomiast, szersza ma 55 km. Szerokość pozostałych pierścieni, wynosi od 10 km (Alfa) do 600 m (Gamma). Pierścienie Epsilon oraz Delta dzieli odległość 2340 km. Największa przerwa między pierścieniami jest szeroko-ści zaledwie 175 km. Budowa pierścieni Urana jest zbliżona do budowy pierścieni Saturna, jednak masa pierścieni Urana jest o wiele mniejsza i równa się zaledwie masie materiału zawartego w przerwie Cassiniego pierścieni Saturna. Odkrycie pierścieni Jowisza i Urana ma doniosłe znaczenie kosmologiczne ze względu na tworzenie modeli powstania i ewolucji układów planetarnych. Jest bardzo prawdo-podobne, że wkrótce definitywnie potwierdzi się obecność pierścieni również wo-kół Neptuna. Ponieważ pierścienie leżą w płaszczyźnie równika planety, niemal prostopadłej do ekliptyki, ich widok na niebie ulega jeszcze większym zmianom niż widok pierścieni Saturna. Podczas każdego 84-letniego obiegu Urana wokół Słońca widzimy je dwukrotnie w całej szerokości, dwukrotnie zaś pierścienie będą widoczne "Z boku" jako bardzo cienka linia. Poza pierścieniami, planetę Uran obiega pięć księżyców odkrytych z Ziemi. Można je obserwować dopiero w średnich i dużych teleskopach. Ich orbity są niemal kołowe i leżą dokładnie w płaszczyź-nie równika planety. Jedynie najmniejszy z księżyców - Miranda - o średnicy 650 km, ma orbitę nieznacznie odchyloną od płaszczyzny równika. W grudniu 1985 roku i w styczniu roku następnego dzięki sondzie Voyager 2 odkryto dziewięć dalszych księżyców wewnątrz orbity Mirandy. Średnica największego z nich wynosi 130 km, najmniejszego 15 km (+/-25 km u wszystkich dziewięciu księżyców). Dwa z księżyców Urana obiegają planetę w pobliżu pierścienia Epsilon: z wewnętrznej strony księ-życ 1986 U7, z zewnętrznej 1986 U8. Na ich obecność zwrócili uwagę astronomowie już w 1977 roku na podstawie zaburzeń obserwowanych w pierścieniu Epsilon. Rzuty orbit księżyców na sferę niebieską są podobne jak rzuty pierścieni i zależą od położenia Urana na jego orbicie wokół Słońca. Orbity księżyców Urana raz obser-wujemy jako okręgi, kiedy indziej jako elipsy i od czasu do czasu jako odcinki. Zaburzenia obserwowane w zewnętrznym pierścieniu Epsilon sugerują możliwość ist-nienia jeszcze jednego księżyca, obiegającego planetę pomiędzy pierścieniami i Mirandą, która znajduje się obecnie najbliżej planety, w odległości 135 400 km. Wszystkie księżyce Urana poruszają się po swoich orbitach ruchem wstecznym, tzn. obiegają planetę w kierunku przeciwnym, niż odbywa się ruch Urana wokół Słońca. Ogólnie jednak nie zaliczamy ich do ciał o ruchu wstecznym, gdyż planetę Uran obiegają w tym samym kierunku co inne ciała w układzie planetarnym. Największym, a zarazem najjaśniejszym księżycem Urana jest Titania o średnicy 1690 km. Księ-życ ten obiega planetę w odległości 456 000 km. Najbardziej odległym księżycem Urana jest Oberon, obiegający planetę w odległości 610 200 km. Jego średnica jest tylko kilka kilometrów mniejsza niż Titanii. Pięć największych księżyców odkrytych z Ziemi ma powierzchnię składającą się z zestalonego wodoru i ciemnej skalistej materii. Teoria ewolucji geologicznej tych księżyców nie wyklucza, że nawet obecnie ich wnętrze może być ciepłe.