Uranus
Uranus (symboli: .svg){kind=small}
tai .svg){kind=small}
) on aurinkokunnan seitsemäs planeetta Auringosta lukien. Se on jättiläisplaneetta, planeetoista kooltaan kolmanneksi ja massaltaan neljänneksi suurin. Uranoksen mukaan nimetty planeetta on aurinkokunnassamme ainoana nimetty kreikkalaisen jumalan mukaan; kaikki muut on nimetty roomalaisten jumalien mukaan. Planeetalla on himmeä rengasjärjestelmä ja 27 tunnettua kuuta.
| Uranus | |
|---|---|
 |
|
| Löytäminen | |
| Löytäjät | William Herschel |
| Löytöaika | 13. maaliskuuta 1781 |
| Kiertoradan ominaisuudet | |
| Keskietäisyys Auringosta |
2 870 972 200 km 19,19126393 AU |
| Pienin etäisyys Auringosta |
2 748 938 461 km 18,37551863 AU |
| Suurin etäisyys Auringosta |
3 004 419 704 km 20,08330526 AU |
| Eksentrisyys | 0,04716771 |
| Kiertoaika Auringon ympäri | 84 a 3 d 15,66 h |
| Synodinen kiertoaika | 369,7 d |
| Keskiratanopeus | 6,8352 km/s |
| Inklinaatio | 0,76986° |
| Kuiden lukumäärä | 27 |
| Fyysiset ominaisuudet | |
| Päiväntasaajan halkaisija | 51 118 km |
| Pinta-ala | 8,1156 × 109[1] km2 |
| Massa |
8,686×1025 kg 14,536 Maan massaa |
| Keskitiheys | 1,29 g/cm3 |
| Putoamiskiihtyvyys pinnalla | 8,69 m/s2 |
| Pyörähdysaika | 17 h 14 m |
| Akselin kaltevuus | 97,86° |
| Albedo | 0,51 |
| Pakonopeus | 21,29 km/s |
| Pinnan lämpötila |
alin: 49 K keski: 53 K ylin: 57 K |
| Kaasukehän ominaisuudet | |
| Kaasunpaine | vaihtelee |
| Koostumus | |
| Vetyä Heliumia Metaania Ammoniakkia Etaania Asetyleeniä Hiilidioksidia |
83 % 15 % 1,99 % 0,01 % 0,00025 % 0,00001 % havaittavasti |
Rakenne
Uranuksen pieni tiheys (noin 1,3 kertaa veden tiheys) viittaa siihen että se koostuu vedystä, heliumista ja vedestä. Sillä ei ole kiinteää pintaa.[2] 1990-luvulla jättiläisplaneetat jaettiin kaasujättiläisiin ja jääjättiläisiin. Uranus kuuluu jälkimmäisiin. Nimitys liittyy planeetan syntyhistoriaan, nykyisin siellä on hyvin vähän jäätä. Itse planeetan massasta noin 20 % on vetyä, joten se eroaa selvästi kaasujättiläisistä, jotka ovat 90-prosenttisesti vetyä.[3] Uranuksen kaasukehästä on vetyä noin 83 %, noin 15 % heliumia ja noin kaksi prosenttia metaania.[4]
Uranuksen sisäosien rakenteesta on erilaisia malleja, mutta niissä kaikissa planeetta on nestemäinen ja sen neste vaihtuu vähitellen kaasuksi kaasukehän rajakerroksessa. Eri malleissa on eri suhteissa kiveä eli silikaatteja ja metalleja, jäätä eli vettä, metaania ja ammoniakkia sekä kaasuja eli vetyä ja heliumia. Näissä paineissa ja lämpötiloissa tuo jää on nestemäisessä muodossa.[2]
Akselin kallistuma
Yksi Uranuksen silmiinpistävimmistä piirteistä on sen pyörähdysakselin poikkeuksellisen suuri kallistuma. Päivänseisausten aikaan toinen navoista osoittaa lähes kohti Aurinkoa. Akselin kallistuman yleisesti ajatellaan olevan 98 astetta, joten planeetan toinen puoli on puolet kiertoradasta Aurinkoon ja päinvastoin. Vaikka osan vuodesta Uranuksen napa-alueet saavat auringonvalosta enemmän energiaa kuin päiväntasaajan seutu, on päiväntasaaja toistaiseksi tuntemattomasta syystä napoja lämpimämpi. Voyager 2 -avaruusluotaimen ohittaessa planeetan sen pinnalla havaittiin vain hyvin heikkoja pilvimuodostumia. Hubble-avaruusteleskooppi havainnoidessaan planeettaa 1990-luvulla havaitsi voimakkaampia, vyöhykemäisiä pilvirakenteita Auringon lähestyessä päiväntasaajaa. Vuonna 2007 Aurinko oli suoraan päiväntasaajan yläpuolella. Retrogradisesti nähtynä planeetan kallistuma on 82 astetta.[5]
Syytä Uranuksen kallistumiseen ei varmuudella tunneta, mutta vallitsevana selityksenä on ollut esillä törmäys suuren protoplaneetan kanssa aurinkokunnan syntyvaiheessa. Kannatusta saanut ranskalaistutkija Alessandro Morbidellin teoria ehdottaa, että törmääjiä on täytynyt olla vähintään kaksi. Näin siksi, koska muutoin Uranuksen kuut olisivat jääneet kiertämään planeettaa vastakkaiseen suuntaan kuin mitä nykyään havaitsemme. Lähiaikoina planeettojen syntyä kuvaavia teorioita jouduttaneenkin tarkistamaan. Standarditeorian mukaan jättiläisplaneetat muodostuivat suhteellinen rauhaisissa olosuhteissa, kun taas nyt julkaistu tulos viittaa suurten planeettatörmäysten olleen aurinkokunnan alkuvaiheissa luultua yleisempiä.[6]
Kaasukehä
Uranus näyttää turkoosin tai sinertävän väriseltä piirteettömältä kiekolta näkyvässä valossa. Uranuksen syaani väri johtuu kaasukehän metaanista[7], jota on siinä 2 %.[8] Metaani sirottaa sinisen valon joka suuntaan ja imee punaisen. Uranuksen pinnasta tekee piirteettömän asetyleenistä ja etaanista koostuva savusumua eli smogia muistuttava utu. Asetyleeni ja etaani syntyvät auringonsäteilyn pommittaessa metaania ja hajottaessa metaanimolekyylejä. Hajonneet molekyylit yhdistyvät uudestaan isommiksi yhdisteiksi. Lämpötila on sekä päivä- että yöpuolella noin 55 kelviniä eli noin −218 °C. Uranuksen ilmakehän yläosa, stratosfääri, on viileämpi kuin Jupiterin tai Saturnuksen. Metaani muodostaa Uranuksen kaasukehään pilviä. Avaruusluotaimen väärävärikorostetussa kuvassa näkyy kymmenen sisäkkäistä ympyrää, pilvinauhaa, planeetan navan ympärillä. Korkeilla keskileveyksillä näkyy lämpökuvassa voimakas kirkas nauha ja toisella puolella tumma pitkulainen täplä kooltaan 1 700×3 000 km2.[9] 15–40 asteen leveyksillä näkyy lämpökuvassa 2–3 astetta viileämpi nauha.[10] Uranuksen piirteettömyyden arvellaan johtuvan sisäisen lämmönlähteen heikkoudesta. Muilla planeetoilla sisäinen lämpö tuottaa planeetan kaasukehään pilvinauhoina näkyvää liikettä. Uranuksen kaasukehä on kylmimmillään planeetan tropopaussissa, jossa paine on 0,1 ilmakehää ja lämpötila 52 K.[10]
Ylimmät pilvet ovat cirruspilviä, joista 20–30 kilometriä ylempänä on vielä utua. Pilvien huipun lämpötila on 59 K. Metaanipilviä on noin 60 km pilvien huipun alla noin 1,3 bar paineessa.[11][12] Noin 80 K:n lämpötilaa vastaavassa korkeudessa metaanipilvien alla on luultavasti vetysulfidipilviä, jotka eivät näy pinnalle asti.[13] Uranuksella on samat pilvikerrokset, ammoniakkipilviä ja muita, kuin Jupiterilla, mutta ne eivät näy ylempien pilvien takia. Uranuksen kaasukehän lämpötilakäyrä korkeuden mukaan muistuttaa Saturnuksen kaasukehän vastaavaa ollen yläosaltaan tropopaussin yllä viileämpi.
Magneettikenttä
Uranuksen magneettikenttä on voimakkaampi kuin Saturnuksella. Magneettikentän keskipiste ei sijaitse planeetan keskipisteessä, ja se on kallistunut 59° pyörähdysakselin suhteen. Uranuksenkin magneettikentän uskotaan aiheutuvan ionisoituneen aineen virtauksesta planeetan sisuksissa. Havaitun magneettisen akselin suuren poikkeaman pyörimisakselista on aiheuttanut todennäköisesti virtausliike melko matalalla pinnan alla. Myös monin tavoin Uranusta muistuttavan Neptunuksen magneettikentässä on havaittavissa vastaavanlainen ilmiö. Magneettikentän lähde on toistaiseksi tuntematon, sillä sähköä johtavan vesipitoisen vaipan olemassaolo on epävarma.
Yleisesti kuitenkin ajatellaan Uranuksen ja Neptunuksen tyyppisten planeettojen magneettikenttien syntyvän paineen takia ionisoituneen veden, ammoniakin ja metaanin virtauksissa. Nämä aineet hajoavat Uranuksen vaipan suurissa lämpötiloissa ja paineissa hydroksidi-ioneiksi, ammoniumioneiksi, hiileksi ja protoneiksi, jotka pystyvät virratessaan kuljettamaan sähköä[14]. Hajonneet yhdisteet ovat ominaisuuksiltaan aivan erilaisia kuin ehjät. Ionisoitunut vesi muistuttaa sulaa suolaa, ja sillä on metallin ominaisuuksia. Uranuksen kierto itsensä ympäri aiheuttaa magneettikentän venymisen korkkiruuvimaiseksi kierteeksi planeetan taakse sen kiertäessä radallaan.
Löytö ja nimeäminen
Uranus oli ensimmäinen planeetta, jonka voidaan sanoa löytyneen. Vaikka se näkyy juuri ja juuri paljain silminkin, merkittiin kohde tähdeksi useilla ensimmäisillä havaintokerroilla. Varhaisin tällainen merkintä on vuodelta 1690, kun John Flamsteed luetteloi planeetan 34 Tauriksi. Flamsteed havaitsi Uranuksen myöhemmin vielä kaksi kertaa, vuosina 1712 ja 1715. James Bradley puolestaan näki planeetan 1748, 1750 ja 1753 sekä Tobias Mayer 1756. Pierre Charles Le Monnier ei osannut yhdistää kohteesta tekemiään lukuisia havaintoja. Hän havaitsi kohteen neljästi vuonna 1750, kahdesti 1768, kuudesti 1769 ja vielä kerran 1771.
Lopulta maaliskuussa 1781 Sir William Herschel löysi planeetan käytyään läpi taivasta uudella kaukoputkellaan. Hän huomasi kohteen, joka näytti tähteä suuremmalta. Hän ilmoitti sen kuitenkin aluksi komeetaksi. Saman vuoden elokuussa kohteen liikuttua tähtien suhteen suomalainen tähtitieteilijä Anders Johan Lexell laski kohteelle radan ja sai todeta Herschelin löytäneen uuden planeetan. Herschel nimesi sen Yrjön tähdeksi (Georgium sidus) silloisen Englannin kuninkaan Yrjö III:n kunniaksi muuttaen sen kuitenkin myöhemmin Yrjön planeetaksi. Nimestä ei koskaan tullut suosittua Englannin ulkopuolella; Jérôme Lalande ehdotti vuonna 1784 nimeä Herschel, jonka ranskalaiset tähtitieteilijät pian omaksuivat. Uppsalan yliopiston Erik Prosperin ehdotti nimiä Astraea, Cybele ja Neptunus, joista kaksi ensimmäistä ovat nykyisin asteroidien nimiä. Anders Johan Lexell puolestaan ehdotti Yrjö III:n Neptunusta ja Ison-Britannian Neptunusta, Daniel Bernoulli Hypercroniusta ja Transaturnista ja eräät muut Austräata ja Minervaa.
Johann Bode Berliner Astronomisches Jahrbuchin päätoimittajana päätyi tukemaan Uranusta planeetan nimeksi; Maximilian Hell yhtyi tähän käyttämällä nimeä ensimmäisessä efemeridissä, joka julkaistiin Wienissä. Nimen omaksuivat myös brittiläiset tähtitieteilijät; ja vuoden 1827 Royal Astronomical Societyn julkaisuissa Uranus oli jo selvästi yleisin planeetasta käytetty nimitys. Siitä huolimatta muutamat tahot Englannissa jatkoivat Georgium Sidus- tai the Georgian -nimen käyttöä, niistä viimeisimpänä kuninkaallinen merialmanakkatoimisto, joka siirtyi käyttämään nimeä Uranus vasta vuonna 1850.
Uranuksen löytöä edeltäneet lukuisat havainnot osoittautuivat pian hyödyllisiksi: niiden avulla planeetan rata voitiin laskea tarkasti. Radan huomattiin kuitenkin poikkeavan lasketusta, ja häiriön aiheuttajaksi epäiltiin toistaiseksi tuntematonta ulompaa planeettaa. Näin tapahtumat johtivat lopulta Neptunuksen löytämiseen vuonna 1846.
Tutkimus
Pääartikkeli: Uranuksen tutkimus
Uranuksesta tiedettiin melko vähän ennen Voyager 2:n, ainoan planeettaa lähietäisyydeltä tutkineen avaruusluotaimen, ohitusta vuonna 1986. Lähimmillään planeettaa luotain oli 24. tammikuuta. Se havaitsi Uranuksen magneettikentässä muutoksia, joista pystyttiin laskemaan planeetan kiertoaika. Aiemmin kiertoaikaa ei tunnettu lainkaan, sillä sen pinnalta ei maasta käsin ollut havaittu lainkaan yksityiskohtia. Luotaimen ottamien kuvien avulla löydettiin myös kymmenen uutta kuuta. Lisäksi Voyager 2 tutki planeetan kaasukehää ja rengasjärjestelmää. Luotaimen lento ohi planeetan kesti vain hetken, viitisen tuntia[15]. Suuri osa ihmiskunnan Uranusta koskevista tiedoista perustuu Voyager 2:n ohilentoon[15]. Vuonna 2024 kävi ilmi, että tuolloiset mittaustulokset olivat johtaneet tutkijoita harhaan, koska Uranuksen lähelle iskeytyi vuoden 1986 alussa aurinkomyrsky, siis Auringon voimakas hiukkaspurkaus[15].
Vuoden 1986 aurinkotuuli vaikutti rajusti Uranuksen magnetosfääriin ja näin ollen myös ihmiskunnan arvioihin Uranuksesta ja sen kuista. Uranuksen kuut eivät ole niin steriilejä kuin on luultu, ja niissä on ehkä vulkaanisuutta. Lisäksi on mahdollista, että kuitten uumenista ja valtameristä voi myös ryöpsähtää jotain avaruuteen. Näin on myös muilla aurinkokuntamme kuilla. Jos kuut esimerkiksi ovat sittenkin suojassa avaruuden kovalta säteilyltä, voi kuissa ja niiden merissä piillä alkeellista elämää. Vuonna 2024 kerrottiin, että Nasa suunnittelee uutta lentoa Uranukseen.[15]
Hubble-avaruusteleskooppi havainnoi Uranusta ensimmäisen kerran vuonna 1994. Teleskoopin kuvien perusteella planeetan pilvivyöhykkeiden huomattiin voimistuneen; vuonna 1999 otetut kuvat paljastivat yhä kasvanutta aktiviteettia.
Uranus ei aina ole ollut 7. planeetta Auringosta. Tutkimusten mukaan vastasyntynyt Neptunus oli lähempänä Aurinkoa kuin Uranus. 650 miljoonaa vuotta muodostumisensa jälkeen planeetat kuitenkin vaihtoivat paikkaa. Tutkimuksessa tutkittiin planeettojen protoplanetaarisen kaasu- ja pölykiekon tiheyttä sekä planeettojen liikkeitä ja kokoa. Tutkijat pääsivät vastaukseen, että Neptunus on vaihdellut paikkaa Uranuksen puolelta toiselle.[16]
Havaitseminen
Uranuksen näennäinen kirkkaus on 5,5–6,0, joten se on mahdollista nähdä paljain silmin himmeänä tähtimäisenä kohteena hyvissä havainto-olosuhteissa pimeällä ja selkeällä taivaalla. Kiikarilla planeetta erottuu jo selvästi, ja pienellä kaukoputkella se näkyy neljän kaarisekunnin laajuisena vihertävänä levynä. Lisää yksityiskohtia planeetan pinnasta paljastuu vain kaikkein tehokkaimmilla kaukoputkilla.
Kuut
- Pääartikkeli: Uranuksen kuut
Uranuksella on 27 tunnettua kuuta.[17] Kaksi suurinta kuuta, Titanian ja Oberonin, löysi Herschel 13. maaliskuuta 1787. William Lassell löysi Arielin ja Umbrielin vuonna 1851. William Herschelin poika John nimesi vuotta myöhemmin silloin tunnetut neljä kuuta. Seuraavan kuun, Mirandan, löysi Gerard Kuiper vuonna 1948. Voyager 2:n ohitus lisäsi tunnettujen kuiden määrää kymmenellä, ja myöhemmin löydettiin vielä yksi kuu lisää luotaimen vanhoja kuvia tutkimalla. Sen jälkeen lisää kuita on löydetty Maasta käsin kaukoputkilla: kaksi vuonna 1997, kolme vuonna 1999, kolme vuonna 2001 ja kolme vuonna 2003. 1990-luvulla löytyneet kuut ovat pienikokoisia, ja osa niistä on todennäköisesti planeetan kiertoradalleen kaappaamia asteroideja, sillä ne kiertävät emäplaneettaansa kaukaisilla, epäsäännöllisillä ja retrogradisilla radoilla. On todennäköistä, että Uranuksella on lisää pieniä kuita yhä löytämättä.
Kuiden tiheys on noin 1,5–1,7 g/cm³, joten ne koostuvat puoliksi kivestä ja puoliksi jäästä. Useimmat kuista ovat hyvin tummia, erityisesti Umbriel, joka on yksi aurinkokunnan tummimmista kappaleista. Mirandassa on dramaattisia jälkiä geologisesta aktiivisuudesta, kuten valtavia kanjoneita ja jyrkänteitä, jotka ovat syntyneet törmäysten tai vuorovesivoimien seurauksena. Suurin kuista on Titania, joka lähes 1 600 kilometrin läpimitallaan on aurinkokunnan kahdeksanneksi suurin kuu.lähde? Uranuksen kaikki kuut on nimetty William Shakespearen ja Alexander Popen teoksissa esiintyvien henkilöhahmojen mukaan.[18]
| Nimi |
Läpimitta (km) |
Massa (kg) |
Ratasäde (km) |
Kiertoaika (d) |
Tiheys g/cm³ |
|---|---|---|---|---|---|
 Miranda |
470 (14 %) |
7,0 × 1019 (0,1 %) |
129 000 (35 %) |
1,4 (5 %) |
1,20 |
 Ariel |
1 160 (33 %) |
14 × 1020 (0,8 %) |
191000 (50 %) |
2,5 (10 %) |
1,67 |
.jpg) Umbriel |
1 170 (34 %) |
12 × 1020 (1,6 %) |
266 000 (70 %) |
4,1 (15 %) |
1,40 |
_color,_cropped.jpg) Titania |
1 580 (45 %) |
35 × 1020 (4,8 %) |
436 000 (115 %) |
8,7 (30 %) |
1,72 |
 Oberon |
1 520 (44 %) |
30 × 1020 (4,1 %) |
584 000 (150 %) |
13,5 (50 %) |
1,63 |
Renkaat
- Pääartikkeli: Uranuksen renkaat
Uranuksen rengasjärjestelmä löydettiin sattumalta vuonna 1977, kun James L. Elliot, Edward W. Dunham ja Douglas J. Mink tutkivat tähdenpeiton avulla Uranuksen kaasukehää Kuiperin ilmakuljetusobservatoriosta käsin. Käsitellessään havaintojensa tuloksia he huomasivat, että tähti oli kadonnut lyhyeksi aikaa viisi kertaa sekä ennen peittymistään Uranuksen taakse että sen jälkeen. Tuloksista pääteltiin renkaiden olemassaolo, joka varmistettiin visuaalisesti Voyagerin kuvista. Päärenkaita on yhteensä yhdeksän. Lisäksi Voyager löysi kaksi himmeämpää rengasta.[19][20][21] Uloin ε-rengas on noin 40 kilometrin levyinen ja hyvin selvärajainen, sillä sen molemmin puolin kiertää kaksi paimenkuuta, Cordelia ja Ofelia. Kaikkien renkaiden paksuus on noin 100 metriä ja albedo vain noin 0,03. Renkaan kappaleet ovat pääasiassa useiden metrien kokoisia, eikä hienojakoista pölyä juurikaan ole.
| Nimi | Etäisyys Uranuksen keskipisteestä (km) | Leveys (km) |
|---|---|---|
| 1986 U2R | 38 000 | n. 2 500 |
| 6 | 41 840 | 1–3 |
| 5 | 42 230 | 2–3 |
| 4 | 42 580 | 2–3 |
| α (alfa) | 44 720 | 7–12 |
| β (beeta) | 45 670 | 7–12 |
| η (eeta) | 47 190 | 0–2 |
| γ (gamma) | 47 630 | 1–4 |
| δ (delta) | 48 290 | 3–9 |
| 1986 U1R | 50 020 | 1–2 |
| ε (epsilon) | 51 140 | 20–100 |
Lähteet
- ↑ Shekhtman, Lonnie & Thompson, Jay: Uranus – Overview Solar System Exploration: NASA Science. Viitattu 24.11.2018. (englanniksi)
- ↑ a b Ingersoll, Andrew P.: Uranus Encyclopædia Britannica. 24.10.2018. Viitattu 24.11.2018. (englanniksi)
- ↑ Hofstadter, Mark & Fletcher, Leigh & Irwin, Patrick & Orton, Glenn & Rages, Kathy: The ATmospheres of the Ice Giants, Uranus and Neptunus Jet Propulsion Laboratory/California Institute of Technology. Viitattu 24.11.2018. (englanniksi)
- ↑ Hamilton, Calvin J.: Uranus Views of the Solar System. Viitattu 24.11.2018. (englanniksi)
- ↑ Darling, David: Uranus DavidDarling.info. 2016. Viitattu 24.11.2018.
- ↑ Nummila, Sakari: Uranukseen on törmännyt kaksi planeettaa Tähdet ja avaruus. 10.10.2011. Viitattu 24.11.2018.
- ↑ Cain, Fraser: Atmosphere of Uranus Universe Today. 30.9.2008. Viitattu 24.11.2018. (englanniksi)
- ↑ Elkins-Tanton, Linda T.: Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System, s. 23. Infobase Publishing, 2009. ISBN 9781438107295 Teoksen verkkoversio (viitattu 24.11.2018). (englanniksi)
- ↑ Cain, Fraser: Dark Spot in Uranus’ Clouds Universe Today. 2.10.2006. Viitattu 24.11.2018. (englanniksi)
- ↑ a b Dunn, Paul R.: Uranus – Structure and Atmosphere Planetsalive.com. 21.11.2006. Arkistoitu 28.8.2007. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- ↑ Pilvet joviaanisten planeettojen atmosfääreissä Oulun yliopisto. Arkistoitu 28.7.2009. Viitattu 24.11.2018.
- ↑ Bagenal, Fran: Class 17 – Giant Planets 1 Lasp.colorado.edu. University of Colorado. Viitattu 24.11.2018. (englanniksi)
- ↑ Christensen, Thomas M.: Uranus Lecture notes to General Astronomy I. 24.11.2001. University of Colorado. Arkistoitu 29.9.2007. Viitattu 24.11.2018. (englanniksi)
- ↑ Tähtitieteen perusteet,Neljäs laitos, sivu 285 Neptunuksen magneettikenttä, Sivu 281-283 veden hajoaminen ioneiksi, Sivu 229 magneettikentän iso kulma, Sivu 230 metaani, ammoniakki ja vety
- ↑ a b c d Aurinkokunnan kuut | Etäisen Uranuksen kuilta voi sittenkin löytyä elämää – Voyager 2 kuvasi jääplaneettaa ”väärään aikaan” vuonna 1986 Helsingin Sanomat. 13.11.2024. Viitattu 15.11.2024.
- ↑ Uranus ja Neptunus vaihtoivat paikkaa Tiede -lehti. 15.12.2007, päivitetty 15.12.2007. Viitattu 24.11.2018.
- ↑ Sheppard, Scott S.: Uranus' Known Satellites Home.dtm.ciw.edu. Department of Terrestrial Magnetism, Carnegie Institution of Washington. Arkistoitu 7.7.2018. Viitattu 24.11.2018. (englanniksi)
- ↑ Franz, Julia & Paul, Richard: Why the moons of Uranus are named after characters in Shakespeare The World. 1.1.2017. Viitattu 15.8.2020. (englanniksi)
- ↑ Parker, Alex: A Centaur’s shadow reveals bright rings The Planetary Society. 27.3.2014. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- ↑ Elliot, J. L. & Dunham, E. & Mink, D. J. & Churms, J.: The radius and ellipticity of Uranus from its occultation of SAO 158687. Astrophysical Journal, 1980, 236. vsk, s. 1026–1030. Bibcode:1980ApJ...236.1026E Artikkelin verkkoversio. Viitattu 24.11.2018.
- ↑ Uranus and the Uranian System The Solar System on Sea and Sky. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
Aiheesta muualla
- Uranus Facts Nine Planets. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- Williams, David R.: Uranus Fact Sheet NASA. 27.9.2018. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- Uranus Facts – Interesting Facts about Planet Uranus Space Facts. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- Choi, Charles Q.: Planet Uranus: Facts About Its Name, Moons and Orbit Space.com. 17.10.2017. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- Dunbar, Brian: Uranus NASA. 4.8.2017. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi). Portaali.
- Williams, Matt: The Planet Uranus Universe Today. 27.8.2015. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- Moscato, David: The Many Mysteries of Uranus The Atlantic. 2.2.2016. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- Grayzeck, Ed: Uranus Rings Fact Sheet NASA. 17.7.1995. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- Cain, Fraser: Uranus Rings Universe Today. 7.10.2008. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
 | |
|---|---|
| Aurinko · Merkurius · Venus · Maa · Mars · Ceres · Jupiter · Saturnus · Uranus · Neptunus · Pluto · Haumea · Makemake · Eris |