quarta-feira, 15 de setembro de 2010

MARTE



Fatos de Marte

  • Marte é o sétimo maior planeta do sistema solar e o quarto a partir do Sol:
    • distâncias do Sol: 227.940.000 km (1.52 AU)
    • diâmetro:6.794 km
    • massa: 6,4219 x 10^23 kg (ou 6,4219e23 kg, onde e23 = 10 elevado à potência 23)
  • Marte (grego: Ares) é o deus da guerra. O planeta provavelmente recebeu esse nome devido à sua cor vermelha. Marte é às vezes chamado de Planeta Vermelho. O deus Marte dos romanos era o deus da agricultura antes de seu nome se ligar ao deus Ares dos gregos; os que são a favor da colonização do planeta podem preferir esse simbolismo. O nome do mês março se origina de Marte.
  • Marte é conhecido desde os tempos pré-históricos. Tem sido a escolha favorita de escritores de ficção científica como o lugar mais provável no sistema solar (além da própria Terra!) para uma colônia de seres humanos. Mas os famosos "canais" que Lowell e outros pensavam existir no planeta eram, infelizmente, tão imaginários quanto as princesas Barsoomianas .
  • A primeira sonda a visitar Marte foi a Mariner 4, em 1965. Várias outras se seguiram, inclusive duas Viking landers em 1976.
  • A órbita de Marte é significativamente elíptica. Em conseqüência disso ocorre uma variação de temperatura de cerca de 30 ºC no ponto subsolar. Em geral, as sondas Viking verificaram que as temperaturas marcianas variam de 150 K (-220 ºF) a 295 K (70 ºF).
  • Embora Marte seja muito menor que a Terra, sua área superficial é aproximadamente igual à área da superfície do nosso globo. .
  • Com exceção da Terra, Marte apresenta a mais interessante e variada topografia de todos os outros planetas telúricos ressaltando-se o aspecto verdadeiramente espetacular de algumas de suas formações.
    • Olympus Mons: a maior montanha do sistema solar, elevando-se 24 km (78.000 pés) acima da planície circundante. Sua base, com mais de 500 km de diâmetro, é circundada por um despenhadeiro de 6 km (20.000) de altura (foto 8).
    • Tharsis:um imenso bolsão na superfície marciana, com cerca de 4000 km de raio e 10 km de altura.
    • Valles Marineris: um sistema de canyons de 4000 km de comprimento e profundidade de 2 a 7 km (foto 1, acima).
    • Hellas Planitia: uma cratera de impacto no hemisfério sul, com mais de 6 km de profundidade e 2000 km de diâmetro (foto 4).
    Grande parte dessa superfície é muito velha e craterizada (foto 14), mas há também vales, penhascos, colinas e planícies mais jovens..
  • No hemisfério sul de Marte predominam planícies cheias de crateras. A maior parte do hemisfério norte é muito mais jovem e sua elevação é também muito menor. Uma mudança de elevação de vários quilômetros ocorre na região limítrofe. A razão para isso é desconhecida.
  • O interior de Marte é conhecido somente por inferência de dados sobre a superfície e das estatísticas sobre o planeta. O cenário mais provável é de um núcleo denso com cerca de 1700 km de raio, um manto rochoso derretido, um pouco mais denso que o da Terra, e uma crosta delgada. A ausência de um campo magnético global indica que o núcleo de Marte é provavelmente sólido. A densidade relativamente baixa do planeta, comparada a de outros planetas telúricos, indica que seu núcleo provavelmente contém uma fração relativamente grande de material oxidado.
  • Como Mercúrio e a Lua, Marte parece não apresentar placas tectônicas ativa; não há indicações de movimento horizontal da superfície, tais como as montanhas dobradas tão comuns na Terra. Sem qualquer movimento lateral da placa tectônica, os pontos quentes sob a crosta permanecem em posição fixa com relação à superfície. Isso, juntamente com uma gravidade superficial mais baixa, poderia explicar o intumescimento de Tharis e seus enormes vulcões.
  • Há sólida evidência de erosão em muitos pontos da superfície marciana. Em alguma época passada, certamente havia água na superfície do planeta (foto 11). Pode até mesmo ter havido oceanos. Mas, parece que isso aconteceu apenas por um breve período e há muito tempo atrás; estima-se a idade dos canais de erosão em cerca de 4 bilhões de anos. ( Os Valles Marineris não foram criados pela ação de cursos de água. Sua formação se deu por estiramento e fraturamento da crosta, associados com a formação de Tharsis.)
  • No início de sua história, Marte apresentava características muito próximas às da Terra. Como também ocorreu com a Terra, todo o seu dióxido de carbono foi consumido na formação de rochas de carbonato. Mas, pelo fato de não ter placas tectônicas, Marte é incapaz de reciclar qualquer quantidade desse dióxido de carbono e retorná-lo à atmosfera, e, assim, não pode manter um efeito estufasignificativo. A superfície de Marte é, portanto, muito mais fria do que a Terra seria a essa distância do Sol.
  • A atmosfera de Marte é fina, composta essencialmente de uma fina camada de dióxido de carbono restante (95,3%) além de nitrogênio (2,7%) , argônio (1,6%) e traços de oxigênio (0,15%) e água (0,03%). A pressão média na superfície de Marte é de apenas cerca de 7 millibar ( menos de 1% da pressão da Terra) , mas varia grandemente com a altitude, de quase 9 milibar nas bacias mais profundas a cerca de 1 milibar nas crista do Olympus Mons. Mas é suficientemente densa para produzir ventos fortes e fortes tempestades de poeira, que em determinadas ocasiões encobrem todo o planeta por vários meses. Embora sua atmosfera seja constituída principalmente de dióxido de carbono - como em Vênus, o efeito estufa de Marte é suficiente para aumentar a temperatura superficial em apenas 5 graus (K).
  • Marte é permanentemente encoberto por calotas de gelo em ambos os polos (foto 7) compostas em sua maior parte de dióxido de carbono sólido ("gelo seco"). Durante o verão norte, o dióxido de carbono sublima-se completamente, deixando uma camada residual de gelo de água. Não se sabe se uma camada semelhante de gelo de água existe abaixo da capa sul, uma vez que sua camada de dióxido de carbono nunca desaparece completamente. Pode existir gelo de água escondido sob a superfície, em altitudes mais baixas. As variações sazonais da extensão das capas polares alteram a pressão atmosférica global em cerca de 25% (conforme medições feitas nas áreas exploradas pela sonda Viking)..
  • Recentes observações através do telescópio espacial Hubble , (foto 3), revelaram que as condições verificadas durante as missões Viking podem não ter sido típicas. A atmosfera de Marte agora parece ser mais fria e mais seca do que a atmosfera medida pelas sondas Viking. (para maiores detalhes, veja STScI)
  • As sondas Viking, (foto 17), realizaram experiências para determinar a existência de vida em Marte. Os resultados foram negativos. Os otimistas assinalam que apenas duas pequenas amostras foram examinadas e de sítios pouco favoráveis.
  • Acredita-se que alguns meteoritos (meteoritos SNC) tenham se originado em Marte.
  • Marte não possui campo magnético global.
  • Durante a noite, Marte é visível a olho nu. Seu brilho aparente varia conforme sua posição em relação à Terra. Os mapas localizadores de planetas de Mike Harvey mostram a atual posição de Marte ( de dos outros planetas) no céu.

JÚPITER



Fatos sobre Júpiter

  • Júpiter é o quinto planeta a partir do Sol e o maior de todos:
    • distância do Sol: 778.330.000 km (5,20 u.a)
    • diâmetro equatorial: 142.984 km; diâmetro polar: 133.708 km
    • massa: 1,900e27 kg
    Júpiter tem duas vezes mais massa que todos os outros planetas juntos (318 vezes a massa da Terra).
  • Júpiter (Jove; o Zeus dos gregos), o Deus dos Deuses, suprema autoridade do Olimpo e patrono de Roma. Zeus era filho de Cronos (Saturno).
  • Júpiter é o quarto objeto mais brilhante no céu (depois do SolLuaVênus; em alguns períodos, Marte é também mais brilhante). É conhecido desde os tempos pré-históricos. A descoberta de Galileu, em 1610, das quatro luas de Júpiter, IoEuropaGanimédes eCalisto (hoje conhecidas como luasGalileanas), foi a primeira constatação de um centro de movimento que, claramente, não estava centrado na Terra. Esse foi um ponto significativo a favor da teoria heliocêntrica de Copérnico; Por defender abertamente a teoria de Copérnico, Galileu foi aprisionado a mando da Inquisição, forçado a abjurar suas crenças e condenado ao cárcere pelo resto de sua vida.
  • Júpiter foi visitado pela primeira vez pela sonda Pioneer 10 em 1973 e, mais tarde, pelas sondas Pioneer 11Voyager 1Voyager 2 eUlysses. A sondaGalileu está atualmente viajando em direção à Júpiter.
  • Os planetas gasosos não têm superfícies sólidas, seu material gasoso simplesmente tornar-se mais denso com a profundidade (os raios e diâmetros dos planetas são para níveis correspondentes a uma pressão de 1 atmosfera). O que vemos quando olhamos para esses planetas é o topo das nuvens em suas atmosferas (ligeiramente acima do nível de 1 atmosfera).
  • Júpiter é cerca de 90% hidrogênio e 10% de hélio, com traços de metano, água, amônia e "rochas". Isso aproxima-se muito da composição da Nebulosa Solar primordial da qual todo o sistema solar se originou. Saturno tem uma composição similar, mas Urano eNetuno têm muito menos hidrogênio e hélio.
  • Nosso conhecimento do interior de Júpiter (e de outros planetas gasosos) é essencialmente indireto, e é provável que permaneça assim por muito tempo. A sonda atmosférica Galileu penetrará apenas até próximo ao nível de 25 bar antes de perder contato com a Terra.
  • Júpiter provavelmente tem um núcleo de material rochoso, algo em torno de 10 a 15 massas terrestres.
  • Acima do núcleo fica o principal constituinte da composição do planeta - hidrogênio metálico em forma líquida. Essa forma exótica do mais comum dos elementos é possível somente a pressões superiores a 4 milhões de bars, como é o caso das camadas interiores de Júpiter (e Saturno). O hidrogênio metálico líquido constitui-se de elétrons e prótons ionizados (como o interior do Sol, mas a uma temperatura bem mais baixa). À temperatura e pressão do interior de Júpiter, o hidrogênio é um líquido, não um gás. É um condutor elétrico e a fonte do campo magnético de Júpiter. Essa camada provavelmente também contém alguma quantidade de hélio e traços de vários "gelos".
  • A camada mais externa é composta basicamente de hidrogênio e hélio moleculares comuns, líquida no interior e gasosa nas partes mais periféricas. A atmosfera que vemos é apenas o topo dessa profunda camada. Água, dióxido de carbono, metano e outras moléculas simples estão também presentes em pequenas quantidades.
  • Acredita-se que existam três camadas de nuvens, compostas de gelo de amônia, hidrosulfeto de amônio e uma mistura de gelo e água.
  • Júpiter e os outros planetas gasosos têm ventos de alta velocidade, dentro de amplas faixas de latitude .Os ventos sopram em direções opostas em faixas adjacentes. Pequenas diferenças químicas e de temperatura entre essas faixas são responsáveis pelas faixas coloridas que dominam a aparência do planeta. As faixas claras são chamadas de zonas; as escuras denominam-se cinturões. As faixas de Júpiter são conhecidas há algum tempo, mas os complexos vórtices que ocorrem nas regiões limítrofes entre as faixas foram vistas pela primeira vez pela sonda Voyager(foto 15).
  • As cores vivas que se observam nas nuvens de Júpiter podem ser o resultado de sutis reações químicas dos elementos traços na atmosfera de Júpiter, envolvendo talvez o enxofre, cujo composto assume uma ampla variedade de cores, mas os detalhes são desconhecidos.
  • As cores correlacionam-se com a altitude das nuvens: azuis, as mais baixas, seguindo-se as marrons e brancas, até as vermelhas, nas camadas mais altas. Às vezes, vemos as camadas mais baixas através de buracos nas camadas superiores (foto 16).
  • Grande Mancha Vermelha (GMV) (foto 10) tem sido observada da Terra há mais de 300 anos (sua descoberta é geralmente atribuída a Cassini, ou a Robert Hooke, no século XVII). A GMV tem forma oval, com cerca de 12.000 por 25.000 km, suficientemente grande para cobrir duas Terras. Outras manchas menores mas similares têm sido vistas por várias décadas (foto 13). Observações com infravermelho e a direção de sua rotação indicam que a GMV é uma região de alta pressão, cujas cristas são significativamente mais altas que as regiões circundantes. Estruturas similares foram observadas em Saturno e Netuno. Não se sabe como tais estruturas podem se manter por tanto tempo.
  • Júpiter irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. O interior de Júpiter é quente: o núcleo provavelmente tem uma temperatura de 20.000 K. O calor é gerado pelo mecanismo de Kelvin-Helmholtz, a baixa compressão gravitacional do planeta. ( Júpiter, diferentemente do Sol, não produz energia por fusão nuclear; o planeta é pequeno demais e, portanto, seu interior é demasiadamente frio para produzir reações nucleares.) Esse calor interno provavelmente causa convecção bem no fundo das camadas líquidas do planeta e, provavelmente, é responsável pelos complexos movimentos que observamos no topo das nuvens. Nesse sentido, Saturno e Netuno assemelham-se a Júpiter, mas, estranhamente, não a Urano.
  • O diâmetro Júpiter é quase tão grande quanto é possível a um planeta gasoso. Se mais material lhe fosse acrescentado, ele seria de tal forma comprimido pela gravidade que o aumento de seu raio global seria insignificante. Uma estrela pode ser maior somente por força de sua fonte interna de energia (nuclear). (Mas Júpiter teria de ter pelo menos 100 vezes mais massa para tornar-se uma estrela.)
  • Júpiter tem um forte campo magnético, muito mais forte que o da Terra. Sua magnetosfera estende-se por mais de 650 milhões de km (para além da órbita de Saturno!). (Observe que a magnetosfera de Júpiter está longe de ser esférica - estendendo-se "apenas" alguns milhões de km em direção do Sol.) As luas de Júpiter, portanto, estão dentro de sua magnetosfera, fato que parcialmente explicaria parte da atividade em Io. Infelizmente para os futuros viajantes do espaço e de real importância para os projetistas das sondas Voyager e Galileu, o ambiente próximo a Júpiter contém altos níveis de partículas energéticas capturadas pelo campo magnético do planeta. Essa "radiação" é similar àquela que se verificou existir dentro dos cinturões de Van Allen da Terra. Ela seria fatal para um ser humano sem a devida proteção.
  • Júpiter tem anéis fracos, como os anéis de Saturno, mas muito menores (foto 17). Sua descoberta foi totalmente inesperada, e somente puderam ser detectados quando dois dos cientistas da Voyager 1 insistiram em que, após uma viagem de 1 bilhão de km, valeria a pena pelo menos dar uma olhada para ver se havia anéis ao redor do planeta. Todos pensavam que a chance de que algum anel fosse encontrado era praticamente nula, mas lá estavam eles.
  • Em contraste com os anéis de Saturno, os de Júpiter são pretos (albedo em torno de 0,05). São provavelmente compostos de grãos de material rochoso muito pequenos.
  • As partículas nos anéis de Júpiter provavelmente não permanecem ali por muito tempo (devido ao arrasto atmosférico e magnético). Portanto, se os anéis são estruturas permanentes, eles devem ser continuamente regenerados. Os pequenos satélites Metis eAdrastéia, que gravitam dentro dos anéis, são óbvios candidatos a essa fonte regeneradora.
  • Em julho de 1994, o Cometa Shoemaker-Levy 9 colidiu com Júpiter. Os resultados foram espetaculares. Em dezembro de 1994, os fragmentos dessa colisão ainda eram visíveis.
  • Quando observado à noite, Júpiter parece às vezes a "estrela" mais brilhante do céu (perdendo apenas para Vênus, que nunca é visível a altas horas da noite). As quatro luas galileanas são facilmente visíveis com binóculos; algumas faixas e a Grande Mancha Vermelha podem ser vistas com um pequeno telescópio astronômico. Os mapas localizadores de planetas de Mike Harvey mostram a atual posição de Júpiter (e de outros planetas) no céu.

SATURNO


Fatos sobre Saturno

  • Saturno é o segundo maior planeta do sistema solar e o sexto a partir do Sol:
    • distância do Sol: 1.429.400.000 km (9,54 u.a.)
    • diâmetro equatorial: 120.536 km; diâmetro polar: 108.728 km
    • massa: 5,688e26 kg
  • Na mitologia romana, Saturno é o deus da agricultura. Corresponde ao deus Cronus dos gregos, filho de Urano e Gaia e pai de Zeus (Júpiter). Saturno é a raiz da palavra inglesa "saturday" (veja oApêndice 4).
  • Saturno é conhecido desde os tempos pré-históricos. Galileu foi o primeiro a observá-lo com um telescópio, em 1610. Ele notou sua estranha aparência, mas deixou-se confundir por ela. As primeiras observações de Saturno foram complicadas pelo fato de que a Terra passa através dos anéis de Saturno, a certos períodos, à medida que este se move em sua órbita. . Uma imagem de Saturno de baixa resolução, portanto, sofre modificações notáveis. Não foi senão em 1659 que Christiaan Huygens inferiu corretamente a geometria dos anéis. Os anéis de Saturno permaneceram como fenômeno único no sistema solar até 1977, quando anéis de fraca intensidade foram descobertos ao redor de Urano e, pouco depois, em torno de Júpiter e Netuno).
  • Saturno foi visitado pelo primeira vez pela Pioneer 11 em 1979 e, mais tarde, pelas sondas Voyager 1 e Voyager 2.
  • Visto através de uma pequeno telescópio (foto 10), Saturno é visivelmente achatado nos polos. Seu achatamento é de quase 10%. Isso resulta de a sua rápida rotação e de seu estado fluido.
  • Saturno é o menos denso dos planetas; sua gravidade específica (0,7) é inferior a da água ( Se você pudesse colocar Saturno dentro d'água, ele flutuaria).
  • Como Júpiter, Saturno é cerca de 75% hidrogênio e 25% hélio, com traços de água, metano, amônia e "rocha, similar à composição da Nebulosa Solarprimordial, da qual o sistema solar se formou.
  • O interior de Saturno é similar ao de Júpiter, consistindo em um núcleo rochoso, uma camada de hidrogênio molecular. Traços de vários gelos estão também presentes.
  • O interior de Saturno é quente (12000 k no núcleo). O planeta irradia mais energia para o espaço do que recebe do Sol. A maior parte da energia extra é gerada pelo mecanismo de Kelvin-Helmholtz, como em Júpiter. Mas isso pode não ser o bastante para explicar a luminosidade de Saturno; alguns outros mecanismos podem estar em atividade, talvez a "chuva" de hélio em suas camadas mais profundas.
  • As faixas, que em Júpiter são bastante acentuadas, mostram-se muito mais fracas em Saturno (foto 2). Elas são também muito mais largas próximo ao equador. Os detalhes dos topos das nuvens não são visíveis da Terra, e observações mais precisas da circulação atmosférica de Saturno só puderam ser feitas a partir das missõesVoyager. Saturno também apresenta nuvens ovais de longa duração e outras formações comuns em Júpiter. Em l990, o HSTobservou uma enorme nuvem branca perto do equador de Saturno que não estava lá durante durante a visita das sondas Voyager; em 1994, observou-se uma tempestade menor.
  • Dois anéis proeminentes (A e B) e um anel fraco (C) podem ser vistos da Terra. A falha entre os anéis A e B é conhecida como a divisão de Cassini; a falha muito mais fraca no anel A é conhecida como Folga de Encke (foto 13). As fotos enviadas pela Voyagermostram quatro outros anéis fracos. Os anéis de Saturno, diferentemente dos anéis dos outros planetas, são muito brilhantes (albedo 0,2 - 0,6).
  • Embora pareçam contínuos quando vistos da Terra, os anéis, na verdade, são formados de milhares de pequenas partículas de diferentes tamanhos, variando de um centímetro, aproximadamente, a vários metros. É também provável que existam objetos com alguns quilômetros de comprimento.
  • Os anéis de Saturno são extraordinariamente finos; embora tenham um diâmetro de 250.000 km ou mais, sua espessura não vai além de 200 metros. A despeito de sua expressiva aparência, há realmente muito pouco material nos anéis - se os anéis fossem condensados num único corpo, este não teria mais que 100 km de raio.
  • As partículas dos anéis parecem ser compostas basicamente de gelo de água, mas partículas rochosas cobertas por gelo podem também existir.
  • Voyager confirmou a existência de intrigantes inohemogeneidades radiais nos anéis, chamadas de "raias", observadas pela primeira vez por astrônomos amadores (foto 13). Sua natureza é ainda um mistério, mas é possível que isso tenha algo a ver com o campo magnético de Saturno.
  • O anel mais externo de Saturno - anel F - é uma estrutura complexa constituída de dois anéis estreitos, entrelaçados e brilhantes, juntamente com "nós" visíveis. (foto 14). Os cientistas supõem que os "nós" possam ser aglomerados de material dos anéis, ou pequenas luas.
  • Há complexas ressonâncias de maré entre algumas luas de Saturno e o sistema de anéis: algumas das luas, os chamados "satélites pastores" (i.e. Atlas,Prometeu e Pandora) são importantes na medida em que mantém os anéis no lugar; Mimas parece ser responsável pela reduzida quantidade de material na divisão deCassini, que parece ser similar às falhas de Kirkwood no cinturão de asteróides; Pan está localizado dentro da Folga de Encke. Todo o sistema é muito complexo e, até aqui, pouco se sabe sobre ele.
  • A origem dos anéis de Saturno (e de outros planetas jovianos) é desconhecida. Embora tais planetas possam ter tido anéis desde sua formação, os sistemas de anéis não são estáveis e devem ser regenerados por processos contínuos, provavelmente pela fragmentação de satélites maiores.
  • Como os outros planetas jovianos, Saturno tem um forte campo magnético.
  • Pode-se ver Saturno no céu noturno, a olho nu. Embora não seja tão brilhante quanto Júpiter, é facilmente identificável porque ele não "pisca" como as estrelas. Os anéis e os satélites maiores são visíveis através de um pequeno telescópio astronômico. Os mapas localizadores de planetas de Mike Harvey mostram a atual posição de Saturno (e dos outros planetas) no céu.

URANO



À respeito de Urano

  • Urano é o sétimo planeta em relação ao Sol e o terceiro maior deles (em diâmetro):
    • Distância em relação ao Sol: 2.870.990.000 Km (19.218 AU)
    • Diâmetro equatorial: 51.118 Km; diâmetro polar: 49946 Km
    • Massa: 8.686e25 Kg
    O Urano é maior em diâmetro, mas menor em massa que Netuno.
  • Urano é a antiga deidade grega dos céus, o mais velho deus supremo, que foi pai de Cronus (Saturno) e de Ciclopes e Titans (antecessores dos deuses do Olympo).
  • Urano, o primeiro planeta descoberto nos tempos modernos, foi descoberto por acidente por William Herschel enquanto observava o céu com um telescópio em 13 de março de 1781; ele primeiro pensou que era um cometa. Na verdade, ele já havia sido visto várias vezes anteriormente, mas ignorado como sendo apenas mais uma estrela (a mais antiga aparição conhecida foi em 1690). Herschel deu-lhe o nome de "o Georgium Sidus" (o Planeta Georgian) em homenagem ao seu patrono, o de má reputação (para os americanos), o Rei George III da Inglaterra; outros o chamam de "Herschel". O nome "Urano" foi primeiramente proposto por Bodeem conformidade com os outros nomes dos planetas da mitologia clássica mas, não caiu no uso comum até 1850.
  • Urano foi visitado somente por uma espaçonave, a Voyager 2, em 24 de janeiro de 1986.
  • A maioria dos planetas gira em um eixo quase perpendicular ao plano da eclíptica, mas o eixo de Urano é quase paralelo ao plano da eclíptica. Quando da passagem da Voyager 2, o pólo sul de Urano estava apontado quase que diretamente ao Sol. Isto resultou no fato único de que as regiões polares de Urano recebem mais energia vinda do Sol do que suas regiões equatoriais. Urano é, apesar disto, mais quente no seu equador do que em seus pólos. O mecanismo básico é desconhecido.
  • Na verdade, existe uma batalha acontecendo, na qual os pólos de Urano estão em seu pólo norte! Ou a sua inclinação de eixo é um pouco maior que 90 graus e sua rotação é direta, ou é um pouco menor que 90 graus e a rotação é retrógrada . O problema é que você precisa desenhar uma linha divisória "em algum lugar", porque no caso de Vênus existe uma pequena disputa, a rotação é na verdade retrógrada (não é uma rotação direta com uma inclinação de aproximadamente 180 º).
  • Urano é composto inicialmente de rocha e de vários gelos,com aproximadamente 15% de hidrogênio e um pouco de hélio (em contraste com Júpiter eSaturno). Urano e Netuno são de várias formas similares aos núcleos de Júpiter e Saturno, diferenciando-se em relação ao grande envelope de hidrogênio metálico líquido. Parece que Urano não tem um núcleo rochoso como o de Júpiter e Saturno mas pelo contrário, seu material é mais ou menos uniformemente distribuído.
  • A atmosfera de Urano é em torno de 83% de hidrogênio, 15% de hélio e 2% de metano.
  • Como os outros planetas gasosos, o Urano tem grupos de nuvens que movem-se rapidamente. Mas estas nuvens são completamente fracas, visíveis somente com a grande imagem radical das fotos daVoyager 2 (foto 4). Observações mais recentes com o HSTmostram listras maiores e mais pronunciadas. A especulação é de que a diferença se deve aos efeitos das estações (o Sol está agora de alguma forma diminuindo a latitude de Urano, o que pode causar efeitos mais acentuados de dia/noite).
  • A cor azulada de Urano é o resultado da absorção da luz vermelha pelo metano na alta atmosfera. Podem haver grupos coloridos como os de Júpiter, mas eles são escondidos da visão pela camada de metano que a encobre.
  • Como outros planetas gasosos, o Urano tem anéis (foto 7). Como os de Júpiter, eles são muito escuros, mas como os de Saturno, compostos de de partículas grandes e regulares alcançando 10 metros de diâmetro, além da fina camada de sujeira. Existem 11 anéis, todos muito fracos; o mais brilhante é conhecido como o anel Epsilon (foto 6). Os anéis de Urano foram os primeiros a serem descobertos depois dos de Saturno. Isto foi de uma considerável importância já que sabemos agora que anéis são comuns entre os planetas, e não uma peculiaridade de Saturno.
  • Voyager 2 descobriu 10 luas pequenas além das 5 grandes já conhecidas. É provável que existam muitos outros pequenos satélites dentro destes anéis.
  • O campo magnético de Urano é estranho, por não está no centro do planeta e por ser inclinado quase 60 graus em relação ao eixo de rotação. É provável que isto ocorra pelo movimento com pouca profundidade dentro de Urano.
  • Urano é, às vezes, dificilmente visível à olho nu, em uma noite bem clara; é fácil de ser observado com binóculos (se você souber exatamente onde olhar). Um pequeno telescópio astronômico irá mostrar um disco pequeno. O planet finder chart, de Mike Harvey mostra a posição atual de Urano (e dos outros planetas) no céu, mas mapas muito mais detalhados serão necessários para realmente achá-lo.