View source for अरुण (ग्रह)

{| class="infobox" style="float:right; clear:right; width:22em; margin:0 0 1em 1em; padding:0.2em; border:1px solid #a2a9b1; background:#f8f9fa; color:#202122; font-size:88%; line-height:1.5em; border-spacing:3px"
|+ style="font-size:125%; font-weight:bold; padding:0.2em" | अरुण
|-
| colspan="2" style="text-align:center" | [[File:Uranus Voyager2 color calibrated.png|frameless|upright=1.1]]<br /><small>''[[वॉयजर 2]]'' द्वारा 24 जनवरी, 1986 को लिया गया अरुण का वास्तविक रंग का चित्र।<ref group="note">आधारित (23 December 2023). [https://academic.oup.com/mnras/article/527/4/11521/7511973 Modelling the seasonal cycle of Uranus's colour and magnitude, and comparison with Neptune]. ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. 527 (4) 11521–11538. doi:[https://doi.org/10.1093/mnras/stad3761 10.1093/mnras/stad3761].</ref> इसका हल्का, मद्धम स्वरूप इसके बादलों के ऊपर धुंध की एक परत के कारण है।</small>
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Symbol
| [[File:Uranus symbol (bold).svg|24px|⛢|class=skin-invert]], [[File:Uranus monogram (bold).svg|24px|♅|class=skin-invert]]
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Type
| बर्फ का दानव (आइस जाइंट)
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Discoverer
| [[{{#property:P61}}]]
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Discovered
| {{#time:j F Y|{{#property:P575}}}}
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Orbit ref
| <ref name="VSOP87" /><ref group="note">ये VSOP87 के माध्य तत्व हैं, साथ ही व्युत्पन्न राशियाँ भी हैं।</ref>
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Epoch
| [[J2000]]
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Aphelion
| 3.00639 e9km
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Perihelion
| 2.73556 e9km
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Time periastron
| 17–19 अगस्त 2050<ref>Jean Meeus, ''Astronomical Algorithms'' (Richmond, Virginia: Willmann-Bell, 1998) p271. Bretagnon's complete VSOP87 model. It gives the 17th @ 18.283075301au. http://vo.imcce.fr/webservices/miriade/?forms [https://web.archive.org/web/20210907050257/http://vo.imcce.fr/webservices/miriade/?forms संग्रहीत संस्करण] IMCCE Observatoire de Paris / CNRS Calculated for a series of dates, five or ten days apart, in August 2050, using an interpolation formula from ''Astronomical Algorithms''. Perihelion came very early on the 17th. INPOP planetary theory</ref><ref name="horizons-perihelion">[https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons_batch.cgi?batch=1&COMMAND=%27799%27&START_TIME=%272050-08-01%27&STOP_TIME=%272050-08-30%27&STEP_SIZE=%273%20hours%27&QUANTITIES=%2719%27 HORIZONS Planet-center Batch call for August 2050 Perihelion]. ''ssd.jpl.nasa.gov''.</ref>
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Semimajor
| 2.870972 e9km
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Eccentricity
| 0.04717
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Period
| * 84.0205 [[जूलियन वर्ष (खगोल विज्ञान)|वर्ष]]
* 30688.5 दिन<ref name="nasafact" />
* 42718 अरुणीय [[सौर दिवस]]<ref name="CSeligman" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Synodic period
| 369.66&nbsp;दिन<ref name="fact" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Avg speed
| 6.80&nbsp;किमी/से<ref name="fact" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Inclination
| 0.773 ° [[क्रांतिवृत्त]] के सापेक्ष<br />6.48° [[सूर्य]] की [[विषुवत् रेखा|भूमध्य रेखा]] के सापेक्ष<br />0.99° [[अपरिवर्तनीय समतल]] के सापेक्ष<ref name=Souami_Souchay_2012 />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Asc node
| 74.006 °
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Arg peri
| 96.998857 °
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Mean anomaly
| 142.238600 °
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Satellites
| [[अरुण के चंद्रमा|29]]
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Flattening
| 0.0229 ± 0.0008{{#tag:ref|Seidelmann, 2007 के डेटा का उपयोग करके गणना की गई।<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" />|group=note}}
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Equatorial radius
| 25556.6 किमी<ref name="2026uranus">(21 Apr 2026). "Can radio occultations constrain Uranus or Neptune's internal rotation periods?". ''The Planetary Science Journal''. 7 (5) 102. doi:[https://doi.org/10.3847/PSJ/ae6251 10.3847/PSJ/ae6251].</ref>
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Polar radius
| 24968.5 ± 0.4 किमी<ref name = "2026uranus"/>
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Mean radius
| 25362 ± 7 किमी<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" /><ref group="note" name="atmospheric pressure" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Circumference
| 159354.1 किमी<ref name="nasafact" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Surface area
| 8.1156×10^9 किमी2<ref name="nasafact" /><ref group="note" name="atmospheric pressure" /> <br /> 15.91&nbsp;पृथ्वी
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Volume
| 6.833×10^13 किमी3<ref name="fact" /><ref group="note" name="atmospheric pressure" /> <br /> 63.086&nbsp;पृथ्वी
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Mass
| 8.68099 ± 0.00040×10^25 किग्रा<br /> 14.536&nbsp;पृथ्वी<ref name="SSD">NASA/JPL [https://ssd.jpl.nasa.gov/?planet_phys_par Planets and Pluto: Physical Characteristics] Last updated 2020-May-29</ref><br />
[[मानक गुरुत्वाकर्षण प्राचल|GM]]=5793939 ± 13 किमी<sup>3</sup>/से<sup>2</sup>
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Density
| 1.270 ± 0.001 ग्राम/सेमी3<ref name="SSD"/><ref name="fact" /><ref group="note" name="atmospheric pressure2" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Surface grav
| 8.69 मी/से2<ref name="fact" /><ref group="note" name="atmospheric pressure" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Moment of inertia factor
| 0.23 ±<ref name="PS15">(2015). [https://books.google.com/books?id=stFpBgAAQBAJ&pg=PA250 Planetary Sciences]. 250. Cambridge University Press. ISBN 978-0521853712.</ref> (अनुमानित)
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Escape velocity
| 21.3&nbsp;किमी/से<ref name="fact" /><ref group="note" name="atmospheric pressure" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Rotation
| −0.718649 दिन<br/>−17h 14m 51s<br/>([[प्रतिगामी गति|प्रतिगामी]])
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Sidereal day
| -0.718661 दिन<br /> <span class="nowrap">−17h 14m 52.310s ± h m 0.036s<br/>(प्रतिगामी)<ref name="Lamy2025"/></span>
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Rot velocity
| 2.59&nbsp;किमी/से
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Axial tilt
| 82.23° (कक्षा के सापेक्ष, प्रतिगामी)।<ref name="fact"/> <!-- कृपया अक्षीय झुकाव अनुभाग पढ़ें, यह सही है -->
 97.77°(अनुगामी, दाहिने हाथ का नियम)
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Right asc north pole
| 17h 9m 15s<br />257.311°<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" /><ref name="iau2015">(2018). [http://link.springer.com/10.1007/s10569-017-9805-5 Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements: 2015]. ''Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy''. 130 (3) 22. doi:[https://doi.org/10.1007/s10569-017-9805-5 10.1007/s10569-017-9805-5].</ref>
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Declination
| −15.175°<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" /><ref name="iau2015" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Albedo
| 0.300 ([[बॉन्ड एल्बेडो|बॉन्ड]])<ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /><br />0.488 ([[ज्यामितीय एल्बेडो|ज्यामितीय]])<ref name="Mallama_et_al"/>
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Magnitude
| 5.38<ref name="Mallama_and_Hilton" /> से 6.03<ref name="Mallama_and_Hilton" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Abs magnitude
| −7.2<ref name="IMCCE">[https://promenade.imcce.fr/en/pages5/572.html Encyclopedia - the brightest bodies]. ''IMCCE''.</ref>
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Angular size
| 3.3″ से 4.1″<ref name="fact" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Temp name1
| 1&nbsp;[[बार (इकाई)|बार]] स्तर<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Mean temp 1
| 76 K
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Temp name2
| 0.1&nbsp;बार<br />([[क्षोभसीमा]])<ref name="Lunine 1993" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Min temp 2
| 47&nbsp;K
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Mean temp 2
| 53&nbsp;K
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Max temp 2
| 57&nbsp;K
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Pronounced
| IPA: /ˈjʊərənəs/<ref name="BBCOUP" /> या IPA: /jʊˈreɪnəs/<ref name="OED" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Adjectives
| अरुणीय (Uranian) (IPA: /jʊˈreɪniən/)<ref>Uranian</ref>
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Named after
| यूनानी देवता [[अरुण (पौराणिक कथा)|अरुण]] (Ouranos) का लैटिन रूप ''Ūranus''
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Atmosphere
| हाँ
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Atmosphere ref
| <ref name="Lunine 1993" /><ref name="Lindal Lyons et al. 1987" /><ref name="Conrath Gautier et al. 1987" /><ref group="note">He, H<sub>2</sub> और CH<sub>4</sub> के मोलर अंशों की गणना हाइड्रोजन के प्रति मीथेन के 2.3% मिश्रण अनुपात और क्षोभसीमा पर मापे गए 15/85 He/H<sub>2</sub> अनुपात पर आधारित है।</ref>
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Scale height
| 27.7&nbsp;किमी<ref name="fact" />
|-
! scope="row" style="text-align:left; vertical-align:top; padding-right:0.6em" | Atmosphere composition
| 1.3 बार के नीचे:
* 83&nbsp;±&nbsp;3% [[हाइड्रोजन]]
* 15&nbsp;±&nbsp;3% [[हीलियम]]
* 2.3% [[मीथेन]]
* 0.009%&nbsp;(0.007–0.015%) [[हाइड्रोजन ड्यूटेराइड]]
* [[हाइड्रोजन सल्फाइड]] ([[अल्प मात्रा]])
बर्फीले [[वाष्पशील पदार्थ (खगोल भूविज्ञान)|वाष्पशील]]: [[मीथेन हाइड्रेट]]
|}

'''अरुण''' [[सूर्य]] से सातवां [[ग्रह]] है। यह एक गैसीय [[सियान]]-रंग का [[बर्फ का दानव (आइस जाइंट)]] है। ग्रह का अधिकांश भाग [[जल]], [[अमोनिया]] और [[मीथेन]] से बना है, जो [[अति-क्रांतिक तरल|पदार्थ की अति-क्रांतिक अवस्था]] में है, जिसे [[खगोलशास्त्री]] "बर्फ" या "[[वाष्पशील पदार्थ (खगोल भूविज्ञान)|वाष्पशील]]" कहते हैं। [[अरुण का वायुमंडल|ग्रह के वायुमंडल]] में एक जटिल स्तरित [[बादल]] संरचना है, और इसका न्यूनतम तापमान (49 K) [[सौर मंडल]] के सभी ग्रहों में सबसे कम है। इसका [[अक्षीय झुकाव]] 82.23° है, <!-- कृपया "अक्षीय झुकाव" अनुभाग पढ़ें और न बदलें; प्रतिगामी के रूप में घूर्णन का वर्णन करने वाला अगला वाक्यांश अक्षीय झुकाव सम्मेलन के विकल्प से संबंधित है, और [[अक्षीय झुकाव]] पृष्ठ पर सम्मेलन का पालन करता है। --> और इसका [[प्रतिगामी और अनुगामी गति|प्रतिगामी]] घूर्णन काल 17 घंटे 14 मिनट है। इसका मतलब यह है कि सूर्य के चारों ओर 84-पृथ्वी-वर्ष की [[कक्षीय अवधि]] में, इसके [[भौगोलिक ध्रुव|ध्रुवों]] को लगभग 42 वर्षों तक निरंतर सूर्य का प्रकाश मिलता है, जिसके बाद 42 वर्षों तक निरंतर अंधेरा रहता है।

सौर मंडल के ग्रहों में अरुण का व्यास तीसरा सबसे बड़ा और द्रव्यमान चौथा सबसे बड़ा है। वर्तमान मॉडलों के आधार पर, इसकी वाष्पशील [[प्रावार (भूविज्ञान)|प्रावार]] परत के अंदर एक चट्टानी कोर है, और यह एक मोटी [[हाइड्रोजन]] और [[हीलियम]] वायुमंडल से घिरा हुआ है। ऊपरी वायुमंडल में [[हाइड्रोकार्बन]] (माना जाता है कि [[जल-अपघटन]] के माध्यम से उत्पादित) और [[कार्बन मोनोऑक्साइड]] के साथ-साथ [[कार्बन डाइऑक्साइड]] (माना जाता है कि [[धूमकेतु]] से उत्पन्न) की अल्प मात्रा का पता चला है। [[अरुण के वायुमंडल में जलवायु संबंधी घटनाएं|अरुण के वायुमंडल में कई अस्पष्टीकृत जलवायु घटनाएं]] हैं, जैसे कि इसकी 900 km/h की अधिकतम हवा की गति,<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> इसके ध्रुवीय टोपी में भिन्नता, और इसके अनियमित बादल निर्माण। अन्य [[विशाल ग्रहों]] की तुलना में ग्रह में बहुत कम [[आंतरिक ऊष्मा]] भी है, जिसका कारण अभी भी स्पष्ट नहीं है।

अन्य विशाल ग्रहों की तरह, अरुण में एक [[अरुण के छल्ले|वलय प्रणाली]], एक [[चुंबकमंडल]] और कई [[प्राकृतिक उपग्रह]] हैं। अत्यधिक अंधेरी वलय प्रणाली आने वाले प्रकाश का केवल 2% ही परावर्तित करती है। अरुण के 29 प्राकृतिक उपग्रहों में 19 ज्ञात [[नियमित चंद्रमा]] शामिल हैं, जिनमें से 14 छोटे [[आंतरिक चंद्रमा]] हैं। और आगे ग्रह के पांच बड़े [[प्रमुख चंद्रमा]] हैं: [[मिरांडा (चंद्रमा)|मिरांडा]], [[एरियल (चंद्रमा)|एरियल]], [[अम्ब्रील]], [[टाइटेनिया (चंद्रमा)|टाइटेनिया]], और [[ओबेरॉन (चंद्रमा)|ओबेरॉन]]। अरुण से बहुत अधिक दूरी पर परिक्रमा करने वाले दस ज्ञात [[अनियमित चंद्रमा]] हैं। ग्रह का चुंबकमंडल अत्यधिक विषम है और इसमें कई [[आवेशित कण]] हैं, जो इसके छल्लों और चंद्रमाओं के काले पड़ने का कारण हो सकते हैं।

अरुण नग्न आंखों से दिखाई देता है, लेकिन यह बहुत धुंधला है और पृष्ठभूमि के तारों के सापेक्ष बहुत धीरे-धीरे चलता है और इसे 1781 तक एक ग्रह के रूप में वर्गीकृत नहीं किया गया था, जब इसे पहली बार [[विलियम हर्शेल]] द्वारा देखा गया था। इसकी खोज के लगभग सात दशक बाद, इस बात पर सहमति बनी कि ग्रह का नाम [[अरुण (पौराणिक कथा)|यूनानी देवता अरुण]] (ओरानोस) के नाम पर रखा जाए, जो [[यूनानी आदिम देवताओं]] में से एक हैं। 2026 तक, इसे केवल एक बार देखा गया है जब 1986 में ''[[वॉयजर 2]]'' जांच ने ग्रह के पास से उड़ान भरी थी।<ref>(10 November 2017). [https://solarsystem.nasa.gov/planets/uranus/exploration?page=0&per_page=10&order=launch_date+desc,title+asc&search=&tags=Uranus&category=33 Exploration | Uranus]. ''NASA Solar System Exploration''.</ref> हालांकि आजकल इसे [[ऑप्टिकल रिज़ॉल्यूशन|हल]] किया जा सकता है और दूरबीनों द्वारा देखा जा सकता है, लेकिन ग्रह पर फिर से जाने की बहुत इच्छा है, जैसा कि [[प्लैनेटरी साइंस डिकेडल सर्वे]] के 2023-2032 सर्वेक्षण में प्रस्तावित [[अरुण ऑर्बिटर और प्रोब]] मिशन को सर्वोच्च प्राथमिकता देने के निर्णय से पता चलता है, और [[CNSA]] का ''[[तियानवेन-4]]'' के एक उप-प्रोब के साथ ग्रह के पास से उड़ान भरने का प्रस्ताव है।<ref name="TianwenPlSoc">(21 December 2023). [https://www.planetary.org/articles/chinas-plans-for-outer-solar-system-exploration China's plans for outer Solar System exploration]. ''The Planetary Society''.</ref>

== इतिहास ==
[[File:Discovery of Uranus1781.png|thumb|13 मार्च 1781 को अरुण की स्थिति (क्रॉस के साथ चिह्नित), इसकी खोज की तारीख]]
[[शास्त्रीय ग्रहों]] की तरह, अरुण नग्न आंखों से दिखाई देता है, लेकिन इसकी धुंधलापन और धीमी कक्षा के कारण प्राचीन पर्यवेक्षकों द्वारा इसे कभी भी ग्रह के रूप में मान्यता नहीं दी गई थी।<ref>[https://www.mira.org/fts0/planets/101/text/txt001x.htm MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program]. ''Monterey Institute for Research in Astronomy''.</ref> [[विलियम हर्शेल]] ने पहली बार 13 मार्च 1781 को अरुण को देखा, जिससे एक ग्रह के रूप में इसकी खोज हुई, जिसने इतिहास में पहली बार [[सौर मंडल]] की ज्ञात सीमाओं का विस्तार किया और अरुण को [[दूरबीन]] की सहायता से वर्गीकृत पहला ग्रह बना दिया। अरुण की खोज ने प्रभावी रूप से ज्ञात सौर मंडल के आकार को दोगुना कर दिया क्योंकि अरुण [[शनि]] ग्रह की तुलना में [[सूर्य]] से लगभग दोगुनी दूरी पर है।

=== <span class="anchor" id="34 Tauri"></span><!-- एक आने वाले रीडायरेक्ट द्वारा उपयोग किया जाता है --> खोज ===
[[File:William_Herschel01.jpg|thumb|upright|[[विलियम हर्शेल]], अरुण के खोजकर्ता]]
ग्रह के रूप में मान्यता मिलने से पहले, अरुण को कई बार देखा गया था, लेकिन आमतौर पर इसे एक तारे के रूप में गलत पहचाना गया था। इसे स्पष्ट रूप से [[हिप्पार्कस]] द्वारा देखा गया था, जिन्होंने 128 ईसा पूर्व में अपने कैटलॉग के लिए तारों की स्थिति को मापा था जिसे बाद में [[टॉलेमी]] के ''[[अल्मागेस्ट]]'' में शामिल किया गया था। कैटलॉग [[कन्या (तारामंडल)|कन्या]] में एक चतुर्भुज बनाने वाले चार तारों की स्थिति देता है। चार तारों में से एक मौजूद नहीं है, लेकिन 128 ईसा पूर्व के अप्रैल में अरुण उस स्थिति में था।<ref>Bourtembourg, René. (November 2013). "Was Uranus Observed by Hipparchus?". ''Journal for the History of Astronomy''. 44 (4) 377–387. doi:[https://doi.org/10.1177/002182861304400401 10.1177/002182861304400401].</ref> सबसे शुरुआती निश्चित दृष्टि 1690 में थी, जब [[जॉन फ्लेमस्टीड]] ने इसे कम से कम छह बार देखा, और इसे 34 [[वृष (तारामंडल)|वृष]] के रूप में सूचीबद्ध किया। [[जेम्स ब्रैडली]] ने इसे 1748, 1750 और 1753 में तीन बार देखा। [[टोबियास मेयर]] ने इसे 1756 में एक बार देखा। फ्रांसीसी खगोलशास्त्री [[पियरे चार्ल्स ले मोनिए]] ने 1750 और 1769 के बीच कम से कम बारह बार अरुण को देखा, जिसमें लगातार चार रातें भी शामिल थीं।<ref>Alexander, A. F. O'D. (1965). [https://archive.org/details/planeturanushist0000alex The planet Uranus: a history of observation, theory, and discovery]. American Elsevier Pub. Co..</ref>

विलियम हर्शेल ने 13 मार्च 1781 को [[बाथ, समरसेट]], इंग्लैंड (अब [[हर्शेल संग्रहालय खगोल विज्ञान]]) में 19 न्यू किंग स्ट्रीट स्थित अपने घर के बगीचे से अरुण को देखा,<ref>[http://www.bath-preservation-trust.org.uk/ Bath Preservation Trust].</ref> और शुरू में इसे (26 अप्रैल 1781 को) एक [[धूमकेतु]] के रूप में रिपोर्ट किया।<ref name="Ref-1">(1781). [https://www.jstor.org/stable/106542 Account of a Comet]. ''[[Philosophical Transactions of the Royal Society of London]]''. 71 (71) 492–501. doi:[https://doi.org/10.1098/rstl.1781.0056 10.1098/rstl.1781.0056].</ref> एक घरेलू 6.2-इंच परावर्तक दूरबीन के साथ, हर्शेल ने "[[नक्षत्रों|स्थिर तारों]] के [[लंबन]] पर अवलोकनों की एक श्रृंखला में संलग्न किया।"<ref name="Ref-1"/><ref>(29 July 2020). [https://skyandtelescope.org/observing/ice-giants-neptune-and-uranus/ Ice Giants: The Discovery of Nepture and Uranus]. ''Sky & Telescope''.</ref>

हर्शेल ने अपनी पत्रिका में दर्ज किया: "[[ζ वृष]] के पास चतुर्थांश में... या तो [एक] निहारिका तारा या शायद एक धूमकेतु।"<ref>Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23; quoted in [[#Miner|Miner]] p. 8.</ref> 17 मार्च को उन्होंने नोट किया: "मैंने धूमकेतु या निहारिका तारे की तलाश की और पाया कि यह एक धूमकेतु है, क्योंकि इसने अपना स्थान बदल लिया है।"<ref>RAS MSS Herschel W.2/1.2, 24, quoted in [[#Miner|Miner]] p. 8.</ref> जब उन्होंने [[रॉयल सोसाइटी]] को अपनी खोज की सूचना दी, तो उन्होंने यह दावा करना जारी रखा कि उन्होंने एक धूमकेतु पाया है, लेकिन साथ ही इसे स्पष्ट रूप से एक ग्रह के साथ भी तुलना की:<ref name="Ref-1"/>

<blockquote>जब मैंने पहली बार धूमकेतु देखा तो [आईपिस का] [[आवर्धन]] 227 था। अनुभव से मैं जानता हूं कि स्थिर तारों के व्यास उच्च शक्तियों के साथ आनुपातिक रूप से बड़े नहीं होते हैं, जैसा कि ग्रह होते हैं; इसलिए मैंने अब 460 और 932 की शक्तियों [आईपिस] को रखा, और पाया कि धूमकेतु का व्यास शक्ति के अनुपात में बढ़ गया, जैसा कि इसे होना चाहिए, इस धारणा पर कि यह एक स्थिर तारा नहीं है, जबकि जिन तारों से मैंने इसकी तुलना की थी, उनके व्यास उसी अनुपात में नहीं बढ़े। इसके अलावा, धूमकेतु को उसके प्रकाश की अनुमति से कहीं अधिक बड़ा किया गया था, इन महान शक्तियों के साथ धुंधला और अस्पष्ट दिखाई दिया, जबकि तारों ने वह चमक और स्पष्टता बनाए रखी जो मुझे हजारों अवलोकनों से पता थी कि वे बनाए रखेंगे। परिणाम ने दिखाया है कि मेरे अनुमान अच्छी तरह से स्थापित थे, यह वही धूमकेतु साबित हुआ जिसे हमने हाल ही में देखा है।<ref name="Ref-1"/></blockquote>

हर्शेल ने [[खगोलशास्त्री रॉयल]], [[नेविल मास्केलिन]] को अपनी खोज के बारे में सूचित किया और 23 अप्रैल 1781 को उनसे यह भ्रमित उत्तर प्राप्त किया: "मुझे नहीं पता कि इसे क्या कहना है। यह एक धूमकेतु के रूप में सूर्य के लगभग गोलाकार कक्षा में घूमने वाले एक नियमित ग्रह के रूप में होने की संभावना है जो बहुत विलक्षण दीर्घवृत्त में घूम रहा है। मैंने अभी तक इसमें कोई कोमा या पूंछ नहीं देखी है।"<ref>RAS MSS Herschel W1/13.M, 14 quoted in [[#Miner|Miner]] p. 8.</ref>

हालांकि हर्शेल ने अपनी नई वस्तु का वर्णन एक धूमकेतु के रूप में करना जारी रखा, लेकिन अन्य [[खगोलशास्त्री]] पहले ही अन्यथा संदेह करने लगे थे। रूस में काम कर रहे फिनिश-स्वीडिश खगोलशास्त्री [[एंडर्स जोहान लेक्सेल]], नई वस्तु की कक्षा की गणना करने वाले पहले व्यक्ति थे।<ref name="lexell" /> इसकी लगभग [[गोलाकार कक्षा]] ने सुझाव दिया कि यह एक धूमकेतु के बजाय एक ग्रह था। बर्लिन के खगोलशास्त्री [[जोहान एलर्ट बोड]] ने हर्शेल की खोज का वर्णन "एक गतिशील तारे के रूप में किया जिसे शनि की कक्षा से परे घूमने वाली एक अज्ञात ग्रह जैसी वस्तु माना जा सकता है"।<ref>Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781, quoted in [[#Miner|Miner]], p. 11.</ref> बोड ने निष्कर्ष निकाला कि इसकी निकट-गोलाकार कक्षा एक धूमकेतु की तुलना में एक ग्रह की तरह अधिक थी।<ref>[[#Miner|Miner]], p. 11.</ref>

वस्तु को जल्द ही एक नए ग्रह के रूप में स्वीकार कर लिया गया। 1783 तक, हर्शेल ने रॉयल सोसाइटी के अध्यक्ष [[जोसेफ बैंक्स]] को यह स्वीकार किया: "यूरोप के सबसे प्रख्यात खगोलशास्त्रियों के अवलोकन से ऐसा लगता है कि नया तारा, जिसे मुझे मार्च 1781 में उन्हें इंगित करने का सम्मान मिला था, हमारे सौर मंडल का एक प्राथमिक ग्रह है।"<ref name="Dreyer" /> उनकी उपलब्धि के सम्मान में, [[राजा जॉर्ज III]] ने हर्शेल को £200 (1783)UK का वार्षिक [[वजीफा]] दिया, इस शर्त पर कि वह [[विंडसर, बर्कशायर|विंडसर]] चले जाएं ताकि शाही परिवार उनकी दूरबीनों के माध्यम से देख सके।<ref name="Miner12" />

=== नाम ===
अरुण नाम प्राचीन यूनानी आकाश के देवता [[अरुण (पौराणिक कथा)|अरुण]] ([[wikt:οὐρανός#Ancient Greek|Οὐρανός]]) को संदर्भित करता है, जिसे रोमन पौराणिक कथाओं में [[सेलेउस]] के रूप में जाना जाता है, जो [[क्रोनस]] ([[शनि (पौराणिक कथा)|शनि]]) के पिता, [[ज़्यूस]] ([[बृहस्पति (देवता)|बृहस्पति]]) के दादा और [[एरेस]] ([[मंगल (पौराणिक कथा)|मंगल]]) के परदादा थे, जिसे लैटिन में Uranus (IPA) के रूप में प्रस्तुत किया गया था।<ref name="OED" /> यह आठ ग्रहों में से एकमात्र है जिसका अंग्रेजी नाम [[यूनानी पौराणिक कथाओं]] के एक आंकड़े से लिया गया है। खगोलशास्त्रियों के बीच ''अरुण'' नाम का उच्चारण IPA: /ˈjʊərənəs/ nəs पसंद किया जाता है,<ref name="BBCOUP" /> अंग्रेजी के [[लॉन्ग यू|लंबे ''यू'']] के साथ और लैटिन Uranus की तरह पहले शब्दांश पर जोर दिया जाता है, इसके विपरीत IPA: /jʊˈreɪnəs/ nəs, दूसरे शब्दांश पर जोर और एक लंबे ''ए'' के साथ, हालांकि दोनों को स्वीकार्य माना जाता है। क्योंकि, अंग्रेजी बोलने वाली दुनिया में, बाद वाला "आपके [[गुदा]]" (anus) जैसा लगता है, पूर्व उच्चारण शर्मिंदगी से भी बचाता है: जैसा कि [[दक्षिणी इलिनोइस विश्वविद्यालय एडवर्ड्सविले]] में एक खगोलशास्त्री [[पामेला गे]] ने अपने पॉडकास्ट पर नोट किया, "किसी भी छोटे स्कूली बच्चों द्वारा मजाक उड़ाए जाने से बचने के लिए... जब संदेह हो, तो किसी भी चीज़ पर जोर न दें और बस /ˈjʊərənəs/ कहें। और फिर, जल्दी से भाग जाएं।"<ref>Cain, Frasier. (12 November 2007). [http://www.astronomycast.com/astronomy/episode-62-uranus/ Uranus]. ''AstronomyCast''.</ref>

नाम पर सहमति ग्रह की खोज के लगभग 70 साल बाद तक नहीं बनी थी। खोज के बाद की मूल चर्चाओं के दौरान, मास्केलिन ने हर्शेल से कहा कि "खगोलीय दुनिया को यह एहसान करें कि आप अपने ग्रह को एक नाम दें, जो पूरी तरह से आपका अपना है, [और] जिसकी खोज के लिए हम आपके बहुत आभारी हैं"।<ref>RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20, quoted in [[#Miner|Miner]], p. 12</ref> मास्केलिन के अनुरोध के जवाब में, हर्शेल ने वस्तु का नाम जॉर्जियम [[wikt:sidus#Latin|सिडस]] (जॉर्ज का तारा), या "जॉर्जियन ग्रह" रखने का निर्णय लिया, जो उनके नए संरक्षक, राजा जॉर्ज III के सम्मान में था।<ref>(1986). [http://vesuvius.jsc.nasa.gov/er/seh/hersc.html Voyager at Uranus]. ''NASA JPL''. 7 (85) 400–268.</ref> उन्होंने जोसेफ बैंक्स को लिखे एक पत्र में इस निर्णय की व्याख्या की:<ref name="Dreyer" />

<blockquote>प्राचीन काल के शानदार युगों में बुध, शुक्र, मंगल, बृहस्पति और शनि के नाम ग्रहों को दिए गए थे, क्योंकि वे उनके मुख्य नायकों और देवताओं के नाम थे। वर्तमान अधिक दार्शनिक युग में उसी पद्धति का सहारा लेना और हमारे नए खगोलीय पिंड के नाम के लिए इसे जूनो, पैलास, अपोलो या मिनर्वा कहना शायद ही स्वीकार्य होगा। किसी विशेष घटना, या उल्लेखनीय घटना पर विचार करने की पहली बात उसका कालक्रम है: यदि किसी भविष्य के युग में यह पूछा जाए कि यह अंतिम-खोजा गया ग्रह कब खोजा गया था? तो यह कहना बहुत संतोषजनक उत्तर होगा, 'राजा जॉर्ज तृतीय के शासनकाल में'।</blockquote>

हर्शेल द्वारा प्रस्तावित नाम ब्रिटेन और हनोवर के बाहर लोकप्रिय नहीं था, और जल्द ही अन्य विकल्पों का प्रस्ताव रखा गया। खगोलशास्त्री [[जेरोम लालांडे]] ने प्रस्ताव दिया कि इसके खोजकर्ता के सम्मान में इसका नाम 'हर्शेल' रखा जाए।<ref name="Francisca" /> स्वीडिश खगोलशास्त्री [[एरिक प्रोस्पेरिन]] ने [[एस्ट्रिया]], [[साइबेले]] (जो अब क्षुद्रग्रहों के नाम हैं), और [[नेपच्यून (पौराणिक कथा)|नेपच्यून]] नामों का प्रस्ताव रखा, जो बाद में [[नेपच्यून|खोजे जाने वाले अगले ग्रह]] का नाम बना। [[गोटिंगेन]] के [[जॉर्ज क्रिस्टोफ लिकटेनबर्ग|जॉर्ज लिकटेनबर्ग]] ने भी 'एस्ट्रिया' ( 'ऑस्ट्रिया' के रूप में) का समर्थन किया, लेकिन पारंपरिक रूप से वह [[वृष (ज्योतिष)|वृष]] के बजाय [[कन्या (ज्योतिष)|कन्या]] राशि से जुड़ी हैं। 'नेपच्यून' का समर्थन उन अन्य खगोलशास्त्रियों द्वारा किया गया, जो [[अमेरिकी क्रांतिकारी युद्ध]] के दौरान ब्रिटिश [[रॉयल नेवी|रॉयल नेवल]] बेड़े की जीतों को याद रखने के विचार को पसंद करते थे, और नए ग्रह को 'नेपच्यून जॉर्ज III' या 'नेपच्यून ग्रेट ब्रिटेन' नाम देना चाहते थे, जिसे लेक्सेल ने भी एक समझौते के रूप में सुझाया था।<ref name="lexell" /><ref name=":0">Gingerich, O.. (1958). [https://articles.adsabs.harvard.edu//full/1958ASPL....8....9G/0000009.000.html The Naming of Uranus and Neptune, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, Vol. 8, No. 352, p.9]. ''Leaflet of the Astronomical Society of the Pacific''. 8 (352) 9.</ref> [[डैनियल बर्नौली]] ने 'हाइपरक्रोनियस' और 'ट्रांससैटर्निस' का सुझाव दिया। '[[मिनर्वा]]' का भी प्रस्ताव रखा गया था।<ref name=":0" />
[[File:Johann_elert_bode_painting.jpg|right|thumb|upright|[[जोहान एलर्ट बोड]], वे खगोलशास्त्री जिन्होंने 'यूरेनस' नाम का सुझाव दिया था]]
मार्च 1782 के एक शोध प्रबंध में, [[जोहान एलर्ट बोड]] ने 'यूरेनस' नाम का प्रस्ताव रखा, जो आकाश के यूनानी देवता 'यूरेनोस' का लैटिन संस्करण है।<ref name="Bode">(Bode, 1784, pp. 88–90): [मूल जर्मन में]: <blockquote>Bereits in der am 12ten März 1782 bei der hiesigen naturforschenden Gesellschaft vorgelesenen Abhandlung, habe ich den Namen des Vaters vom Saturn, nemlich Uranos, oder wie er mit der lateinischen Endung gewöhnlicher ist, Uranus vorgeschlagen, und habe seit dem das Vergnügen gehabt, daß verschiedene Astronomen und Mathematiker in ihren Schriften oder in Briefen an mich, diese Benennung aufgenommen oder gebilligt. Meines Erachtens muß man bei dieser Wahl die Mythologie befolgen, aus welcher die uralten Namen der übrigen Planeten entlehnen worden; denn in der Reihe der bisher bekannten, würde der von einer merkwürdigen Person oder Begebenheit der neuern Zeit wahrgenommene Name eines Planeten sehr auffallen. Diodor von Cicilien erzahlt die Geschichte der Atlanten, eines uralten Volks, welches eine der fruchtbarsten Gegenden in Africa bewohnte, und die Meeresküsten seines Landes als das Vaterland der Götter ansah. Uranus war ihr, erster König, Stifter ihres gesitteter Lebens und Erfinder vieler nützlichen Künste. Zugleich wird er auch als ein fleißiger und geschickter Himmelsforscher des Alterthums beschrieben... Noch mehr: Uranus war der Vater des Saturns und des Atlas, so wie der erstere der Vater des Jupiters.</blockquote> [अनुवादित]: <blockquote>12 मार्च 1782 को स्थानीय प्राकृतिक इतिहास सोसाइटी में पढ़े गए शोध प्रबंध में, मैंने शनि के पिता का नाम, अर्थात् यूरेनोस, या जैसा कि लैटिन प्रत्यय के साथ अधिक सामान्य है, यूरेनस प्रस्तावित किया है, और तब से मुझे यह जानकर खुशी हुई है कि विभिन्न खगोलशास्त्रियों और गणितज्ञों ने अपने लेखन या मुझे लिखे गए पत्रों में इस नामकरण को स्वीकार या अनुमोदित किया है। मेरी राय में, इस चुनाव में पौराणिक कथाओं का पालन करना आवश्यक है, जहाँ से अन्य ग्रहों के प्राचीन नाम लिए गए थे; क्योंकि अब तक ज्ञात ग्रहों की श्रृंखला में, आधुनिक समय के किसी अजीब व्यक्ति या घटना द्वारा माना गया ग्रह का नाम बहुत अलग दिखेगा। सिलिसिया के डायोडोरस एटलस के लोगों की कहानी बताते हैं, जो एक प्राचीन लोग थे, जो अफ्रीका के सबसे उपजाऊ क्षेत्रों में से एक में रहते थे, और अपने देश के समुद्री तटों को देवताओं की मातृभूमि मानते थे। यूरेनस उनका पहला राजा था, उनके सभ्य जीवन का संस्थापक और कई उपयोगी कलाओं का आविष्कारक था। साथ ही उन्हें प्राचीन काल के एक मेहनती और कुशल खगोलशास्त्री के रूप में भी वर्णित किया गया है... और भी: यूरेनस शनि और एटलस के पिता थे, जैसे कि पूर्व बृहस्पति के पिता हैं।</blockquote></ref> बोड ने तर्क दिया कि नाम को पौराणिक कथाओं का पालन करना चाहिए ताकि यह अन्य ग्रहों से अलग न दिखे, और यह कि यूरेनस, [[टाइटन]] की पहली पीढ़ी के पिता के रूप में एक उपयुक्त नाम था।<ref name=Bode/> उन्होंने नाम की सुंदरता पर भी ध्यान दिया कि जिस तरह शनि बृहस्पति के पिता थे, उसी तरह नए ग्रह का नाम शनि के पिता के नाम पर रखा जाना चाहिए।<ref name="Miner12" /><ref name=Bode/><ref name="planetsbeyond" /><ref>Daugherty, Brian. [http://bdaugherty.tripod.com/astronomy/bode.html Astronomy in Berlin]. Brian Daugherty.</ref> हालाँकि, वे स्पष्ट रूप से अनजान थे कि 'यूरेनस' केवल देवता के नाम का लैटिन रूप था, और रोमन समकक्ष 'सीलम' (Caelus) था। 1789 में, बोड के [[रॉयल स्वीडिश एकेडमी ऑफ साइंसेज]] के सहयोगी [[मार्टिन क्लैप्रोथ]] ने बोड की पसंद के समर्थन में अपने नए खोजे गए तत्व का नाम [[यूरेनियम]] रखा।<ref>Finch, James. (2006). [http://www.allchemicals.info/articles/Uranium.php The Straight Scoop on Uranium]. AllChemicals.</ref> अंततः, बोड का सुझाव सबसे व्यापक रूप से उपयोग किया जाने लगा, और 1850 में यह सार्वभौमिक हो गया जब [[एचएम नॉटिकल अल्मनैक ऑफिस]], जो अंतिम रूप से इसे मानने से इनकार कर रहा था, ने 'जॉर्जियम सिडस' के बजाय 'यूरेनस' का उपयोग करना शुरू कर दिया।<ref name="planetsbeyond" />

यूरेनस के दो [[खगोलीय प्रतीक]] हैं। पहला प्रस्तावित प्रतीक, ⛢,<ref group="note" name="symbol later" /> 1782 में बोड के अनुरोध पर [[जोहान गॉटफ्राइड कोहलर]] द्वारा प्रस्तावित किया गया था।<ref name="platinum">''Astronomisches Jahrbuch für das Jahr 1785.'' George Jacob Decker, Berlin, p. 191.</ref> कोहलर ने सुझाव दिया कि नए ग्रह को [[प्लेटिनम]] का प्रतीक दिया जाए, जिसका वैज्ञानिक रूप से वर्णन केवल 30 साल पहले ही किया गया था। चूँकि प्लेटिनम के लिए कोई [[कीमियाई प्रतीक]] नहीं था, उन्होंने <span style="180">⛢</span> या <span style="90">⛢</span> का सुझाव दिया, जो ग्रहीय-धातु प्रतीकों ☉ (सोना) और ♂ (लोहा) का एक संयोजन था, क्योंकि प्लेटिनम (या 'सफेद सोना') लोहे के साथ मिश्रित पाया जाता है। बोड ने सोचा कि एक सीधा अभिविन्यास, ⛢, अन्य ग्रहों के प्रतीकों के साथ बेहतर मेल खाता है जबकि अलग बना रहता है।<ref name=platinum/> आधुनिक खगोलीय उपयोग में यह प्रतीक प्रमुख है, उन दुर्लभ मामलों में जहाँ प्रतीकों का उपयोग किया जाता है।<ref>(2017). "Probabilistic Forecasting of the Masses and Radii of Other Worlds". ''The Astrophysical Journal''. 834 (1) 17. doi:[https://doi.org/10.3847/1538-4357/834/1/17 10.3847/1538-4357/834/1/17].</ref><ref>[https://solarsystem.nasa.gov/resources/680/solar-system-symbols/ Solar System Symbols] [https://web.archive.org/web/20210318010355/https://solarsystem.nasa.gov/resources/680/solar-system-symbols/ संग्रहीत संस्करण], NASA/JPL</ref> दूसरा प्रतीक, ,<ref group="note" name="symbol first" /> 1784 में लालांडे द्वारा सुझाया गया था। हर्शेल को लिखे एक पत्र में, लालांडे ने इसे "un globe surmonté par la première lettre de votre nom" ("आपके उपनाम के पहले अक्षर से सुशोभित एक ग्लोब") के रूप में वर्णित किया।<ref name="Francisca" /> दूसरा प्रतीक [[ज्योतिष]] में लगभग सार्वभौमिक है।

यूरेनस को अन्य भाषाओं में विभिन्न नामों से पुकारा जाता है। यूरेनस के नाम का शाब्दिक अनुवाद [[चीनी भाषा|चीनी]] (), [[जापानी भाषा|जापानी]] (天王星 'टेनसेई'), [[कोरियाई भाषा|कोरियाई]] (천왕성 'चेओनवांगसेओंग'), और [[वियतनामी भाषा|वियतनामी]] ('साओ थिएन वोंग') में "[[स्वर्गीय राजा]] तारा" के रूप में किया जाता है।<ref>De Groot, Jan Jakob Maria. (1912). [https://books.google.com/books?id=ZAaP7dyjCrAC&pg=PA300 Religion in China: universism. a key to the study of Taoism and Confucianism]. 10 300. G. P. Putnam's Sons.</ref><ref>Crump, Thomas. (1992). [https://archive.org/details/japanesenumbersg00crum The Japanese numbers game: the use and understanding of numbers in modern Japan]. [https://archive.org/details/japanesenumbersg00crum/page/n53 39]–40. Routledge. ISBN 978-0-415-05609-0.</ref><ref>Hulbert, Homer Bezaleel. (1909). [https://archive.org/details/passingkorea01hulbgoog The passing of Korea]. [https://archive.org/details/passingkorea01hulbgoog/page/n538 426]. Doubleday, Page & company.</ref><ref>(1997). [http://amateurastronomy.org/EH/Oct97.txt Asian Astronomy 101]. ''Hamilton Amateur Astronomers''. 4 (11).</ref> [[थाई भाषा|थाई]] में, इसका आधिकारिक नाम Dao Yurenat (ดาวยูเรนัส) है, जैसा कि अंग्रेजी में है। थाई में इसका दूसरा नाम Dao Maruettayu (ดาวมฤตยู, मृत्यु का तारा) है, जो 'मृत्यु' के लिए [[संस्कृत]] शब्द, [[Mrtyu]] (मृत्यु) से लिया गया है। [[मंगोलियाई भाषा|मंगोलियाई]] में, इसका नाम Tengeriin Van (Тэнгэрийн ван) है, जिसका अनुवाद 'आकाश का राजा' है, जो इसके नाम के देवता की स्वर्ग के शासक के रूप में भूमिका को दर्शाता है। [[हवाईयन भाषा|हवाईयन]] में, इसका नाम Heleekela है, जो 'हर्शेल' नाम का हवाईयन उच्चारण है।<ref>Samuel H. Elbert. [https://puke.ulukau.org/ulukau-books/cgi-bin/imageserver.pl?oid=EBOOK-PED.1.97&getpdf=true Hawaiian Dictionary, Mary Kawena Pukui]. 65 (hele - helu ʻano like).</ref>

== निर्माण ==
<div role="note" style="font-style:italic; padding-left:1.6em; margin-bottom:0.5em">मुख्य लेख: [[wikipedia:Formation and evolution of the Solar System|Formation and evolution of the Solar System]]</div>

यह तर्क दिया जाता है कि [[बर्फ के दिग्गजों]] (ice giants) और [[गैस दिग्गजों]] (gas giants) के बीच अंतर उनके निर्माण इतिहास से उत्पन्न होता है।<ref name="Thommes1999" /><ref name="Brunini1999" /><ref name="dangelo2021">(February 2021). "Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch". ''[[Icarus (journal)|Icarus]]''. 355. doi:[https://doi.org/10.1016/j.icarus.2020.114087 10.1016/j.icarus.2020.114087].</ref> सौर मंडल के बारे में परिकल्पना की गई है कि यह गैस और धूल की एक घूमती हुई डिस्क से बना है जिसे [[प्रिसोलर नेबुला]] के रूप में जाना जाता है। नेबुला की अधिकांश गैस, मुख्य रूप से [[हाइड्रोजन]] और [[हीलियम]], ने सूर्य का निर्माण किया, और धूल के कण पहले [[प्रोटोप्लैनेट]] बनाने के लिए एक साथ जमा हो गए। जैसे-जैसे ग्रह बढ़े, उनमें से कुछ ने अंततः इतनी सामग्री जमा कर ली कि उनका गुरुत्वाकर्षण नेबुला की बची हुई गैस को पकड़ सके।<ref name="Thommes1999" /><ref name="Brunini1999" /><ref name="dangelo_bodenheimer_2013">(6 November 2013). "Three-dimensional Radiation-hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks". ''[[The Astrophysical Journal]]''. 778 (1) 77. doi:[https://doi.org/10.1088/0004-637X/778/1/77 10.1088/0004-637X/778/1/77].</ref> उन्होंने जितनी अधिक गैस को पकड़े रखा, वे उतने ही बड़े होते गए; वे जितने बड़े होते गए, उन्होंने उतनी ही अधिक गैस को पकड़े रखा जब तक कि एक महत्वपूर्ण बिंदु तक नहीं पहुँच गए, और उनका आकार तेजी से बढ़ने लगा।<ref name="dl2018">(2018). "Handbook of Exoplanets". 2319–2343. [[Springer International Publishing AG]]. ISBN 978-3-319-55332-0. doi:[https://doi.org/10.1007/978-3-319-55333-7_140 10.1007/978-3-319-55333-7_140].</ref> बर्फ के दिग्गज, केवल कुछ [[पृथ्वी द्रव्यमान]] की नेबुलर गैस के साथ, उस महत्वपूर्ण बिंदु तक कभी नहीं पहुँचे।<ref name="Thommes1999" /><ref name="Brunini1999" /><ref name="Sheppard Jewitt Kleyna 2006" /> [[ग्रहीय प्रवासन]] के हालिया सिमुलेशन ने सुझाव दिया है कि दोनों बर्फ के दिग्गज अपनी वर्तमान स्थिति की तुलना में सूर्य के करीब बने थे, और निर्माण के बाद बाहर की ओर चले गए (द [[नाइस मॉडल]])।<ref name="Thommes1999" />

== कक्षा और घूर्णन ==
यूरेनस हर 84 साल में एक बार सूर्य की परिक्रमा करता है। तारों की पृष्ठभूमि के खिलाफ देखे जाने पर, 1781 में खोजे जाने के बाद से,<ref>McKie, Robin. (16 July 2022). [https://www.theguardian.com/science/2022/jul/16/uranus-mission-space-exploration-nasa Journey to the mystery planet: why Uranus is the new target for space exploration]. ''The Observer''.</ref> ग्रह दो बार बाइनरी स्टार [[ज़ेटा टॉरी]] के उत्तर-पूर्व में अपनी खोज के बिंदु पर लौट आया है—मार्च 1865 और मार्च 1949 में—और अप्रैल 2033 में फिर से इस स्थान पर लौटेगा।<ref>Fahad, Engr. (26 December 2022). [https://www.electroniclinic.com/uranus-size-and-uranus-distance-from-the-sun/ Uranus Size and Uranus Distance from the Sun]. ''Electronic Clinic''.</ref>

[[File:Uranus right ascension.png|thumb|upright=1.4|84 साल के अंतराल पर दो 2-वर्षीय अंतरालों में यूरेनस का राइट एसेन्शन]]
चूँकि अवधि 84 वर्षों के बहुत करीब है, तारों में इसकी स्पष्ट स्थिति ठीक 84 वर्ष पहले की स्थिति के बहुत करीब है (ग्राफ देखें)। यूरेनस की [[प्रतिगामी गति]] (retrograde motion) इसे हर साल लगभग उस सबसे पूर्वी स्थिति में वापस लाती है जो पिछले वर्ष थी।

सूर्य से इसकी औसत दूरी लगभग 20 AU है। सूर्य से इसकी न्यूनतम और अधिकतम दूरी के बीच का अंतर 1.8 AU है, जो किसी भी अन्य ग्रह की तुलना में अधिक है, हालाँकि यह बौने ग्रह [[प्लूटो]] जितना बड़ा नहीं है।<ref name="AA">Jean Meeus, ''Astronomical Algorithms'' (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) p 271. From the 1841 aphelion to the 2092 one, perihelia are always 18.28 and aphelia always 20.10 astronomical units</ref> सूर्य के प्रकाश की तीव्रता दूरी के वर्ग के व्युत्क्रमानुपाती होती है—यूरेनस पर (पृथ्वी की तुलना में सूर्य से लगभग 20 गुना दूरी पर), यह पृथ्वी पर प्रकाश की तीव्रता का लगभग 1/400 है।<ref>(1986). [https://astrosociety.org/file_download/inline/be6d544d-9619-4a20-9614-9f3d097fc32d Next Stop: Uranus]. ''The Universe in the Classroom''.</ref>

यूरेनस के कक्षीय तत्वों की गणना पहली बार 1783 में [[पियरे-साइमन लाप्लास]] द्वारा की गई थी।<ref name="georgeforbes" /> समय के साथ, अनुमानित और देखी गई कक्षाओं के बीच विसंगतियाँ दिखाई देने लगीं, और 1841 में, [[जॉन काउच एडम्स]] ने पहली बार प्रस्ताव दिया कि अंतर एक अनदेखे ग्रह के गुरुत्वाकर्षण खिंचाव के कारण हो सकता है। 1845 में, [[अर्बेन ले वेरियर]] ने यूरेनस की कक्षा में अपना स्वतंत्र शोध शुरू किया। 23 सितंबर 1846 को, [[जोहान गॉटफ्राइड गैले]] ने एक नया ग्रह खोजा, जिसे बाद में नेपच्यून नाम दिया गया, जो लगभग ले वेरियर द्वारा अनुमानित स्थिति पर था।<ref>(September 1996). [http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Neptune_and_Pluto.html Mathematical discovery of planets]. ''MacTutor''.</ref>

यूरेनस के आंतरिक भाग की घूर्णन अवधि 17 घंटे, 14 मिनट और 52 सेकंड है<ref name="Lamy2025">(7 April 2025). [https://www.nature.com/articles/s41550-025-02492-z A new rotation period and longitude system for Uranus]. ''Nature Astronomy''. 9 (5) 658–665. doi:[https://doi.org/10.1038/s41550-025-02492-z 10.1038/s41550-025-02492-z].</ref> जिसे यूरेनस के औरोरा (aurorae) की घूर्णन गति को ट्रैक करके निर्धारित किया गया था।<ref>(9 April 2025). [https://science.nasa.gov/missions/hubble/hubble-helps-determine-uranus-rotation-rate-with-unprecedented-precision/?linkId=794640986 Hubble Helps Determine Uranus' Rotation Rate with Unprecedented Precision]. NASA Hubble Space Telescope imaging team.</ref> सभी [[विशाल ग्रहों]] (giant planets) की तरह, इसके ऊपरी [[वायुमंडल]] में घूर्णन की दिशा में तेज हवाएं चलती हैं। कुछ अक्षांशों पर, जैसे कि लगभग 60 डिग्री दक्षिण में, वायुमंडल की दृश्य विशेषताएं बहुत तेजी से चलती हैं, जो 14 घंटे में एक पूर्ण घूर्णन पूरा करती हैं।<ref>(2004). [http://www.warrentboe.org/_files/TeacherPages/792/Uranus_Article.pdf Uranus]. ''World Book''.</ref>

=== अक्षीय झुकाव ===
[[File:Uranus orientation 1985-2030.gif|thumb|1986 से 2030 तक यूरेनस का सिम्युलेटेड पृथ्वी दृश्य, 1986 में दक्षिणी ग्रीष्म संक्रांति से 2007 में विषुव और 2028 में उत्तरी ग्रीष्म संक्रांति तक।]]
यूरेनस का घूर्णन अक्ष सौर मंडल के तल के लगभग समानांतर है, जिसका [[अक्षीय झुकाव]] 82.23° या 97.77° के रूप में वर्णित किया जा सकता है, यह इस पर निर्भर करता है कि किस [[भौगोलिक ध्रुव]] को उत्तर माना जाता है।<ref group="note">To match the description on the page [[Axial tilt]], 82.23° and not 97.77° is used throughout this page. See the following explanation.</ref> पूर्ववर्ती [[अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ]] की परिभाषा का पालन करता है कि उत्तरी ध्रुव वह ध्रुव है जो सौर मंडल के [[अपरिवर्तनीय तल]] (invariable plane) के पृथ्वी के उत्तरी ध्रुव की ओर स्थित है। इस तरह से परिभाषित किए जाने पर यूरेनस में प्रतिगामी घूर्णन होता है। वैकल्पिक रूप से, वह सम्मेलन जिसमें किसी पिंड के उत्तर और दक्षिण ध्रुवों को घूर्णन की दिशा के संबंध में [[दाएं हाथ के नियम]] (right-hand rule) के अनुसार परिभाषित किया जाता है, यूरेनस का अक्षीय झुकाव 97.77° के रूप में दिया जा सकता है, जो यह उलट देता है कि किस ध्रुव को उत्तर और किसे दक्षिण माना जाता है, जिससे ग्रह को प्रोग्रेड घूर्णन मिलता है।<ref>(2003). [http://roger.ecn.purdue.edu/~masl/documents/masl/coords.html Coordinate Frames Used in MASL].</ref> यह इसे अन्य ग्रहों से पूरी तरह अलग मौसमी परिवर्तन देता है। प्लूटो और क्षुद्रग्रह [[2 पैलास]] का भी अत्यधिक अक्षीय झुकाव है। [[संक्रांति]] (solstice) के निकट, एक ध्रुव लगातार सूर्य की ओर होता है और दूसरा दूर होता है, केवल भूमध्य रेखा के चारों ओर एक संकीर्ण पट्टी में तेजी से दिन-रात का चक्र होता है, जिसमें सूर्य क्षितिज के ऊपर कम होता है। यूरेनस की कक्षा के दूसरी ओर, सूर्य की ओर ध्रुवों का अभिविन्यास उलट जाता है। प्रत्येक ध्रुव को लगभग 42 वर्षों तक निरंतर सूर्य का प्रकाश मिलता है, जिसके बाद 42 वर्षों का अंधेरा होता है।<ref>Sromovsky, Lawrence. (2006). [http://www.news.wisc.edu/releases/12826.html Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus]. ''University of Wisconsin Madison''.</ref> [[विषुव]] (equinoxes) के समय के निकट, सूर्य यूरेनस की भूमध्य रेखा की ओर होता है, जिससे अधिकांश अन्य ग्रहों पर देखे जाने वाले दिन-रात के चक्रों के समान अवधि मिलती है।

इस अक्ष अभिविन्यास का एक परिणाम यह है कि, यूरेनियन वर्ष में औसत रूप से, यूरेनस के ध्रुवीय क्षेत्रों को उसके भूमध्यरेखीय क्षेत्रों की तुलना में सूर्य से अधिक ऊर्जा इनपुट प्राप्त होता है। फिर भी, यूरेनस अपने ध्रुवों की तुलना में अपनी भूमध्य रेखा पर अधिक गर्म है। इसका कारण बनने वाली अंतर्निहित क्रियाविधि अज्ञात है। यूरेनस के असामान्य अक्षीय झुकाव का कारण भी निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है, लेकिन सामान्य अटकलें यह हैं कि सौर मंडल के निर्माण के दौरान, एक पृथ्वी के आकार का प्रोटोप्लैनेट यूरेनस से टकराया, जिससे तिरछा अभिविन्यास हो गया।<ref>(1991). "Uranus". 485–486. [[University of Arizona Press]]. ISBN 978-0-8165-1208-9.</ref> [[डरहम विश्वविद्यालय]] के जैकब केगेरिस द्वारा शोध से पता चलता है कि झुकाव 3 से 4 अरब साल पहले पृथ्वी से बड़े एक प्रोटोप्लैनेट के ग्रह से टकराने के परिणामस्वरूप हुआ था।<ref>Borenstein, Seth. (21 December 2018). [https://www.apnews.com/d1e2c440af57450ab82b62d035adac61 Science Says: A big space crash likely made Uranus lopsided]. ''[[Associated Press]]''.</ref> 1986 में ''वॉयजर 2'' के फ्लाईबाई के समय यूरेनस का दक्षिणी ध्रुव लगभग सीधे सूर्य की ओर था।<ref>(2000). [http://www.hnsky.org/iau-iag.htm Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000]. ''Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy''. 82 (1) 83. doi:[https://doi.org/10.1023/A:1013939327465 10.1023/A:1013939327465].</ref><ref>[http://pds.jpl.nasa.gov/documents/sr/stdref_021015/Chapter02.pdf Cartographic Standards]. ''NASA''.</ref>

यूरेनस के असामान्य घूर्णन अक्ष का अनुमान खगोलशास्त्रियों द्वारा हर्शेल की [[टाइटेनिया (चंद्रमा)|टाइटेनिया]] और [[ओबेरॉन (चंद्रमा)|ओबेरॉन]] की खोज के बाद से लगाया गया था, जिसमें लाप्लास ने 1805 में ग्रह के भूमध्यरेखीय तल के लिए चंद्रमाओं की कक्षाओं के झुकाव की गणना की थी।<ref>Laplace, Pierre-Simon. (1839). [https://archive.org/details/meycaniqueceyle4lapl/page/356/mode/2up Mécanique Céleste: 8th Book. Theory of the Satellites of Jupiter, Saturn, and Uranus]. 4 356–360. [[Little, Brown and Company]]. doi:[https://doi.org/10.5479/sil.62028.39088001861954 10.5479/sil.62028.39088001861954].</ref>

{| class="wikitable" style="text-align: center; margin-left: 20px;"
|+संक्रांति और विषुव की सूची<ref>Hammel, Heidi B.. (5 September 2006). [http://www.apl.ucl.ac.uk/iopw/uworkshop_060905.pdf Uranus nears Equinox].</ref>
|-
! उत्तरी गोलार्ध
! वर्ष
! दक्षिणी गोलार्ध
|-
| शीत संक्रांति
| 1902, 1986, 2069
| ग्रीष्म संक्रांति
|-
| वसंत विषुव
| 1923, 2007, 2092
| शरद विषुव
|-
| ग्रीष्म संक्रांति
| 1944, 2028
| शीत संक्रांति
|-
| शरद विषुव
| 1965, 2050
| वसंत विषुव
|}

=== पृथ्वी से दृश्यता ===
[[File:UranusAndMoon 20221108 fromJP (crop).jpg|thumb|[[नवंबर 2022 चंद्र ग्रहण]] के दौरान, चंद्र [[अधिग्रहण]] (occultation) के तुरंत बाद, एक शौकिया दूरबीन के माध्यम से देखा गया यूरेनस]]
यूरेनस का औसत [[स्पष्ट परिमाण]] (apparent magnitude) 5.68 है, जिसका मानक विचलन 0.17 है, जबकि चरम सीमा 5.38 और 6.03 है।<ref name="Mallama_and_Hilton" /> चमक की यह सीमा [[नग्न आंखों]] से दृश्यता की सीमा के करीब है। परिवर्तनशीलता का अधिकांश हिस्सा सूर्य से प्रकाशित और पृथ्वी से देखे जाने वाले ग्रहीय अक्षांशों पर निर्भर करता है।<ref name="Schmude_et_al" /> इसका [[कोणीय व्यास]] 3.4 और 3.7 आर्कसेकंड के बीच है, जबकि शनि के लिए 16 से 20 आर्कसेकंड और [[बृहस्पति]] के लिए 32 से 45 आर्कसेकंड है।<ref name="ephemeris" /> [[विपक्ष (खगोल विज्ञान)|विपक्ष]] (opposition) पर, यूरेनस अंधेरे आसमान में नग्न आंखों से दिखाई देता है, और शहरी परिस्थितियों में भी [[दूरबीन]] के साथ एक आसान लक्ष्य बन जाता है।<ref name="fact" /> 15 और 23 सेमी के बीच के व्यास वाली बड़ी शौकिया दूरबीनों पर, यूरेनस स्पष्ट [[लिम्ब डार्किंग]] (limb darkening) के साथ एक हल्के सियान डिस्क के रूप में दिखाई देता है। 25 सेमी या उससे अधिक चौड़ी बड़ी दूरबीन के साथ, [[बादल]] के पैटर्न, साथ ही कुछ बड़े उपग्रह, जैसे टाइटेनिया और ओबेरॉन, दिखाई दे सकते हैं।<ref>Nowak, Gary T.. (2006). [http://www.vtastro.org/Articles/uranus2006.html Uranus: the Threshold Planet of 2006]. ''Vtastro.org''.</ref>

== आंतरिक संरचना ==
[[File:Uranus, Earth size comparison 2.jpg|thumb|पृथ्वी और यूरेनस का आकार तुलना]]
यूरेनस का द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान का लगभग 14.5 गुना है, जो इसे विशाल ग्रहों में सबसे कम द्रव्यमान वाला बनाता है। इसका व्यास नेपच्यून से थोड़ा बड़ा है, जो पृथ्वी के व्यास का लगभग चार गुना है। 1.27 ग्राम/सेमी<sup>3</sup> का परिणामी घनत्व यूरेनस को शनि के बाद दूसरा सबसे कम [[घनत्व]] वाला ग्रह बनाता है।<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" /><ref name="Jacobson Campbell et al. 1992" /> यह मान इंगित करता है कि यह मुख्य रूप से विभिन्न बर्फों, जैसे [[पानी]], [[अमोनिया]], और [[मीथेन]] से बना है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /> यूरेनस के आंतरिक भाग में बर्फ का कुल द्रव्यमान सटीक रूप से ज्ञात नहीं है, क्योंकि चुने गए मॉडल के आधार पर अलग-अलग आंकड़े सामने आते हैं; यह 9.3 और 13.5 पृथ्वी द्रव्यमान के बीच होना चाहिए।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name="Podolak Podolak et al. 2000" /> हाइड्रोजन और हीलियम कुल द्रव्यमान का केवल एक छोटा हिस्सा बनाते हैं, जो 0.5 और 1.5 पृथ्वी द्रव्यमान के बीच है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /> गैर-बर्फ द्रव्यमान का शेष भाग (0.5 से 3.7 पृथ्वी द्रव्यमान) [[चट्टानी सामग्री]] (rocky material) द्वारा दर्शाया जाता है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" />

यूरेनस की संरचना का मानक मॉडल यह है कि यह तीन परतों से बना है: केंद्र में एक चट्टानी ([[सिलिकेट]]/[[लोहा-निकल]]) [[क्रोड (भूविज्ञान)|क्रोड]], बीच में एक बर्फीला [[प्रावार (भूविज्ञान)|प्रावार]], और बाहर एक गैसीय हाइड्रोजन/हीलियम आवरण।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name="Faure2007" /> क्रोड अपेक्षाकृत छोटा है, जिसका द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान का केवल 0.55 गुना है और त्रिज्या ग्रह की 20% से कम है; प्रावार इसका अधिकांश भाग बनाता है, जिसका द्रव्यमान लगभग 13.4 पृथ्वी द्रव्यमान है, और ऊपरी वायुमंडल अपेक्षाकृत कम सघन है, जिसका वजन लगभग 0.5 पृथ्वी द्रव्यमान है और यह यूरेनस की त्रिज्या के अंतिम 20% तक फैला हुआ है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name="Faure2007" /> यूरेनस के क्रोड का घनत्व लगभग 9&nbsp;g/cm<sup>3</sup> है, जिसके केंद्र में [[दाब]] 80 लाख [[बार (इकाई)|बार]] (800 [[गीगापास्कल|GPa]]) और तापमान लगभग 5000 [[केल्विन|K]] है।<ref name="Podolak Podolak et al. 2000" /><ref name="Faure2007" /> बर्फीला प्रावार वास्तव में पारंपरिक अर्थों में बर्फ से नहीं बना है, बल्कि पानी, अमोनिया और अन्य [[वाष्पशील (खगोलभूविज्ञान)|वाष्पशील पदार्थों]] से बने एक गर्म और घने तरल से बना है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name="Faure2007" /> यह तरल, जिसमें उच्च विद्युत चालकता होती है, कभी-कभी जल-अमोनिया महासागर कहलाता है।<ref name="Atreya2006" />

[[File:Uranus diagram.svg|thumb|यूरेनस के आंतरिक भाग का आरेख, प्रत्येक परत की संरचना को सूचीबद्ध करते हुए|center|upright=1.5]]

यूरेनस के भीतर अत्यधिक दबाव और तापमान मीथेन के अणुओं को तोड़ सकते हैं, जिससे कार्बन परमाणु [[हीरे]] के क्रिस्टल में संघनित हो जाते हैं जो [[ओलों]] की तरह प्रावार के माध्यम से नीचे गिरते हैं।<ref>(1 October 1999). [http://www.spacedaily.com/news/carbon-99d.html Is It Raining Diamonds on Uranus]. ''Space Daily''.</ref><ref>(September 2017). [https://cloudfront.escholarship.org/dist/prd/content/qt1k79p6pk/qt1k79p6pk.pdf?t=p5nsjk Formation of diamonds in laser-compressed hydrocarbons at planetary interior conditions]. ''Nature Astronomy''. 1 (9) 606–611. doi:[https://doi.org/10.1038/s41550-017-0219-9 10.1038/s41550-017-0219-9].</ref> यह घटना उन हीरा वर्षाओं के समान है जिनके बारे में वैज्ञानिकों का सिद्धांत है कि वे बृहस्पति, शनि और नेपच्यून पर मौजूद हैं।<ref>(29 April 2016). [https://www.businessinsider.com/diamond-rain-saturn-jupiter-2016-4 Lightning storms make it rain diamonds on Saturn and Jupiter]. ''Business Insider''.</ref><ref>(25 March 2017). [https://www.washingtonpost.com/news/speaking-of-science/wp/2017/08/25/it-rains-solid-diamonds-on-uranus-and-neptune/ It rains solid diamonds on Uranus and Neptune]. ''The Washington Post''.</ref> [[लॉरेंस लिवरमोर नेशनल लेबोरेटरी]] में अत्यधिक उच्च दबाव वाले प्रयोगों से पता चलता है कि धात्विक तरल कार्बन का एक महासागर, शायद तैरते हुए ठोस 'हीरा-खंडों' (diamond-bergs) के साथ, प्रावार के आधार का निर्माण कर सकता है।<ref name="Eggert">(January 2010). "Melting temperature of diamond at ultrahigh pressure". ''[[Nature Physics]]''. 6 (1) 40–43. doi:[https://doi.org/10.1038/nphys1438 10.1038/nphys1438].</ref><ref name="Bland, Eric">(18 January 2010). [http://www.abc.net.au/science/articles/2010/01/18/2794635.htm Outer planets may have oceans of diamond]. ''ABC Science''.</ref><ref>(21 January 2010). [http://www.astronomynow.com/news/n1001/21diamond/ Oceans of diamond possible on Uranus and Neptune]. ''Astronomy Now''.</ref>

यूरेनस और नेपच्यून की कुल संरचना बृहस्पति और शनि से भिन्न है, जिसमें गैसों की तुलना में बर्फ का प्रभुत्व है, इसलिए उन्हें 'बर्फ के दिग्गजों' (ice giants) के रूप में अलग वर्गीकरण उचित है। आयनिक जल की एक परत हो सकती है जहाँ पानी के अणु हाइड्रोजन और ऑक्सीजन आयनों के सूप में टूट जाते हैं, और गहराई में [[सुपरआयनिक जल]] होता है जिसमें ऑक्सीजन क्रिस्टलीकृत हो जाती है लेकिन हाइड्रोजन आयन ऑक्सीजन जाली के भीतर स्वतंत्र रूप से घूमते हैं।<ref>Shiga, David. (1 September 2010). [https://www.newscientist.com/article/mg20727764.500-weird-water-lurking-inside-giant-planets/ Weird water lurking inside giant planets]. ''New Scientist''. (2776).</ref>

हालाँकि ऊपर विचार किया गया मॉडल काफी मानक है, लेकिन यह अद्वितीय नहीं है; अन्य मॉडल भी अवलोकनों को संतुष्ट करते हैं। उदाहरण के लिए, यदि बर्फीले प्रावार में हाइड्रोजन और चट्टानी सामग्री की पर्याप्त मात्रा मिश्रित है, तो आंतरिक भाग में बर्फ का कुल द्रव्यमान कम होगा, और तदनुसार, चट्टानों और हाइड्रोजन का कुल द्रव्यमान अधिक होगा। वर्तमान में उपलब्ध डेटा यह वैज्ञानिक निर्धारण करने की अनुमति नहीं देता है कि कौन सा मॉडल सही है।<ref name="Podolak Podolak et al. 2000" /> यूरेनस की तरल आंतरिक संरचना का अर्थ है कि इसकी कोई ठोस सतह नहीं है। गैसीय वायुमंडल धीरे-धीरे आंतरिक तरल परतों में परिवर्तित हो जाता है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /> सुविधा के लिए, एक घूर्णनशील [[अक्षीय-समतल गोलाभ]] (oblate spheroid) जिसे उस बिंदु पर सेट किया गया है जहाँ वायुमंडलीय दबाव 1 बार (100 kPa) के बराबर है, को सशर्त रूप से "सतह" के रूप में नामित किया गया है। इसकी भूमध्यरेखीय और ध्रुवीय त्रिज्या क्रमशः 25559 ± और 24973 ± है।<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" /> इस सतह का उपयोग इस लेख में ऊंचाई के लिए शून्य बिंदु के रूप में किया गया है।

=== आंतरिक ऊष्मा ===
यूरेनस की [[आंतरिक ऊष्मा]] अन्य विशाल ग्रहों की तुलना में स्पष्ट रूप से कम प्रतीत होती है; खगोलीय दृष्टि से, इसमें कम [[ऊष्मीय प्रवाह]] (thermal flux) है।<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /><ref name="Hanel Conrath et al. 1986" /> यूरेनस का आंतरिक तापमान इतना कम क्यों है, यह अभी भी समझ में नहीं आया है। नेपच्यून, जो आकार और संरचना में यूरेनस का लगभग जुड़वां है, सूर्य से प्राप्त ऊर्जा की तुलना में 2.61 गुना अधिक ऊर्जा अंतरिक्ष में विकीर्ण करता है,<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> लेकिन यूरेनस शायद ही कोई अतिरिक्त ऊष्मा विकीर्ण करता है। स्पेक्ट्रम के [[सुदूर अवरक्त]] (अर्थात ऊष्मा) भाग में यूरेनस द्वारा विकीर्ण कुल शक्ति उसके वायुमंडल में अवशोषित सौर ऊर्जा का 1.06 ± 0.08 गुना है।<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /> यूरेनस का ऊष्मा प्रवाह केवल 0.042 ± 0.047 W/m2 है, जो पृथ्वी के लगभग 0.075 W/m2 के आंतरिक ऊष्मा प्रवाह से कम है।<ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /> यूरेनस के [[क्षोभसीमा]] (tropopause) में दर्ज किया गया सबसे कम तापमान 49 K है, जो यूरेनस को सौर मंडल का सबसे ठंडा ग्रह बनाता है।<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" />

इस विसंगति के लिए परिकल्पनाओं में से एक यह सुझाव देती है कि यूरेनस के अक्षीय झुकाव के पीछे पृथ्वी के आकार के प्रभावक (impactor) ने ग्रह को कम क्रोड तापमान के साथ छोड़ दिया, क्योंकि प्रभाव के कारण यूरेनस ने अपनी अधिकांश आदिम ऊष्मा को बाहर निकाल दिया।<ref>Hawksett, David. (2005). "Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?". ''[[Astronomy Now]]''. 73.</ref> एक अन्य परिकल्पना यह है कि यूरेनस की ऊपरी परतों में किसी प्रकार की बाधा मौजूद है जो क्रोड की ऊष्मा को सतह तक पहुँचने से रोकती है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /> उदाहरण के लिए, [[संवहन]] (convection) संरचनात्मक रूप से भिन्न परतों के एक समूह में हो सकता है, जो ऊपर की ओर [[ऊष्मा चालन|ऊष्मा परिवहन]] को बाधित कर सकता है;<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /> शायद [[द्वि-प्रसार संवहन]] (double diffusive convection) एक सीमित कारक है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" />

2021 के एक अध्ययन में, बर्फ के दिग्गजों की आंतरिक स्थितियों की नकल [[ओलिवाइन]] और [[फेरोपेरिकलेस]] जैसे खनिजों वाले पानी को संकुचित करके की गई थी, जिससे पता चला कि यूरेनस और नेपच्यून के तरल आंतरिक भागों में [[मैग्नीशियम]] की बड़ी मात्रा घुल सकती है। यदि यूरेनस में नेपच्यून की तुलना में यह मैग्नीशियम अधिक है, तो यह एक [[ऊष्मीय इन्सुलेशन]] परत बना सकता है, जिससे संभावित रूप से ग्रह के कम तापमान की व्याख्या की जा सकती है।<ref>(2021). [https://www.researchsquare.com/article/rs-78494/v1.pdf?c=1631891793000 Atomic-scale mixing between MgO and H2O in the deep interiors of water-rich planets]. ''[[Nature Astronomy]]''. 5 (8) 815–821. doi:[https://doi.org/10.1038/s41550-021-01368-2 10.1038/s41550-021-01368-2].</ref>

== वायुमंडल ==
<div role="note" style="font-style:italic; padding-left:1.6em; margin-bottom:0.5em">मुख्य लेख: [[wikipedia:Atmosphere of Uranus|Atmosphere of Uranus]]</div>
[[File:Adding to Uranus's legacy.tif|thumb|बाहरी ग्रह वायुमंडल विरासत (OPAL) अवलोकन कार्यक्रम के दौरान HST द्वारा चित्रित यूरेनस का ऊपरी वायुमंडल<ref>[https://www.spacetelescope.org/images/potw1906a/ Adding to Uranus's legacy]. ''www.spacetelescope.org''.</ref>]]
हालाँकि यूरेनस के आंतरिक भाग में कोई स्पष्ट ठोस सतह नहीं है, लेकिन यूरेनस के गैसीय आवरण का सबसे बाहरी हिस्सा जो रिमोट सेंसिंग के लिए सुलभ है, उसे इसका वायुमंडल कहा जाता है।<ref name="Lunine 1993" /> रिमोट-सेंसिंग क्षमता 1 बार (100 kPa) स्तर से लगभग 300 किमी नीचे तक फैली हुई है, जिसका संबंधित दबाव लगभग 100 बार (10 MPa) और तापमान 320 K है।<ref name="de Pater Romani et al. 1991" /> विरल [[तापमंडल]] (thermosphere) नाममात्र सतह से दो ग्रहों की त्रिज्याओं तक फैला हुआ है, जिसे 1 बार के दबाव पर स्थित माना जाता है।<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /> यूरेनस के वायुमंडल को तीन परतों में विभाजित किया जा सकता है: [[क्षोभमंडल]] (troposphere), -300 और 50 किमी की ऊंचाई के बीच और 100 से 0.1 बार (10 MPa से 10 kPa) के दबाव पर; [[समताप मंडल]] (stratosphere), 50 और 4000 किमी के बीच की ऊंचाई और 0.1 और 10<sup>−10</sup> बार (10 kPa से 10 [[माइक्रोपास्कल|μPa]]) के बीच के दबाव में; और तापमंडल जो सतह से 4,000 किमी से 50,000 किमी तक फैला हुआ है।<ref name="Lunine 1993" /> यहाँ कोई [[मध्यमंडल]] (mesosphere) नहीं है।

=== संरचना ===
[[File:Tropospheric profile Uranus new.svg|thumb|upright=1.4|यूरेनस के वायुमंडल की संरचना और परतों का आरेख, साथ ही इसके दबाव का ग्राफ]]
यूरेनस के वायुमंडल की संरचना इसके कुल द्रव्यमान से भिन्न है, जिसमें मुख्य रूप से [[आणविक हाइड्रोजन]] और हीलियम शामिल हैं।<ref name="Lunine 1993" /> ऊपरी क्षोभमंडल में हीलियम [[गैस संरचना|मोलर अंश]], यानी गैस के प्रति अणु हीलियम [[परमाणु|परमाणुओं]] की संख्या 0.15 ± 0.03 है,<ref name="Conrath Gautier et al. 1987" /> जो 0.26 ± 0.05 के द्रव्यमान अंश के अनुरूप है।<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /> यह मान 0.275 ± 0.01 के प्रोटोसोलर हीलियम द्रव्यमान अंश के करीब है,<ref name="Lodders 2003" /> जो दर्शाता है कि हीलियम इसके केंद्र में उस तरह से व्यवस्थित नहीं हुई है जैसे कि गैस दिग्गजों में हुई है।<ref name="Lunine 1993" /> यूरेनस के वायुमंडल का तीसरा सबसे प्रचुर घटक मीथेन (CH<sub>4</sub>) है।<ref name="Lunine 1993" /> मीथेन में [[दृश्य स्पेक्ट्रम|दृश्य]] और [[निकट-अवरक्त]] (IR) में प्रमुख [[अवशोषण बैंड]] होते हैं, जो यूरेनस को [[एक्वामरीन (रंग)|एक्वामरीन]] या [[सियान]] रंग देते हैं।<ref name="Lunine 1993" /> 1.3 बार के दबाव स्तर पर मीथेन बादल डेक के नीचे मोलर अंश द्वारा मीथेन के अणु वायुमंडल का 2.3% हिस्सा हैं; यह सूर्य में पाए जाने वाले कार्बन प्रचुरता का लगभग 20 से 30 गुना है।<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Lindal Lyons et al. 1987" /><ref name="Tyler 1986" />

मिश्रण अनुपात<ref group="note">मिश्रण अनुपात को हाइड्रोजन के प्रति अणु एक यौगिक के अणुओं की संख्या के रूप में परिभाषित किया गया है।</ref> ऊपरी वायुमंडल में इसके अत्यधिक कम तापमान के कारण बहुत कम है, जो संतृप्ति स्तर को कम करता है और अतिरिक्त मीथेन को जमने का कारण बनता है।<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /> गहरे वायुमंडल में अमोनिया, पानी और [[हाइड्रोजन सल्फाइड]] जैसे कम वाष्पशील यौगिकों की प्रचुरता के बारे में बहुत कम जानकारी है। वे भी संभवतः सौर मूल्यों से अधिक हैं।<ref name="Lunine 1993" /><ref name="de Pater Romani et al. 1989" /> मीथेन के साथ, यूरेनस के समताप मंडल में विभिन्न [[हाइड्रोकार्बन]] के निशान पाए जाते हैं, जिनके बारे में माना जाता है कि वे सौर [[पराबैंगनी]] (UV) विकिरण द्वारा प्रेरित [[प्रकाश-अपघटन]] (photolysis) द्वारा मीथेन से उत्पन्न होते हैं।<ref name="Summers & Strobel 1989" /> इनमें [[एथेन]] (C<sub>2</sub>H<sub>6</sub>), [[एसिटिलीन]] (C<sub>2</sub>H<sub>2</sub>), [[मिथाइलएसिटिलीन]] (CH<sub>3</sub>C<sub>2</sub>H), और [[डायसिटिलीन]] (C<sub>2</sub>HC<sub>2</sub>H) शामिल हैं।<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /><ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /><ref name="Encrenaz 2003" /> स्पेक्ट्रोस्कोपी ने ऊपरी वायुमंडल में जल वाष्प, [[कार्बन मोनोऑक्साइड]], और [[कार्बन डाइऑक्साइड]] के निशान भी उजागर किए हैं, जो केवल बाहरी स्रोत जैसे कि गिरती धूल और धूमकेतुओं से उत्पन्न हो सकते हैं।<ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /><ref name="Encrenaz 2003" /><ref name="Encrenaz Lellouch et al. 2004" />

=== क्षोभमंडल ===
क्षोभमंडल वायुमंडल का सबसे निचला और सबसे घना हिस्सा है और ऊंचाई के साथ तापमान में कमी इसकी विशेषता है।<ref name="Lunine 1993" /> तापमान -300 किमी पर नाममात्र क्षोभमंडल के आधार पर लगभग 320 K से 50 किमी पर 53 K तक गिर जाता है।<ref name="de Pater Romani et al. 1991" /><ref name="Tyler 1986" /> क्षोभमंडल (क्षोभसीमा) के सबसे ठंडे ऊपरी क्षेत्र में तापमान वास्तव में ग्रह के अक्षांश के आधार पर 49 और 57 K के बीच भिन्न होता है।<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Hanel Conrath et al. 1986" /> क्षोभसीमा क्षेत्र यूरेनस के अधिकांश थर्मल [[सुदूर अवरक्त]] उत्सर्जन के लिए जिम्मेदार है, इस प्रकार इसका 59.1 ± का [[प्रभावी तापमान]] निर्धारित करता है।<ref name="Hanel Conrath et al. 1986" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" />

माना जाता है कि क्षोभमंडल में एक अत्यधिक जटिल बादल संरचना है; जल के बादल 50 से 100 बार के दबाव सीमा में, [[अमोनियम हाइड्रोसल्फाइड]] के बादल 20 से 40 बार की सीमा में, अमोनिया या हाइड्रोजन सल्फाइड के बादल 3 से 10 बार के बीच और अंततः 1 से 2 बार पर सीधे पता लगाए गए पतले मीथेन के बादल होने की परिकल्पना की गई है।<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Lindal Lyons et al. 1987" /><ref name="de Pater Romani et al. 1991" /><ref name="Atreya Wong 2005" /> क्षोभमंडल वायुमंडल का एक गतिशील हिस्सा है, जो तेज हवाओं, चमकीले बादलों और मौसमी परिवर्तनों को प्रदर्शित करता है।<ref name="Sromovsky & Fry 2005" />

=== ऊपरी वायुमंडल ===
[[File:Uranus JWST infrared rotation.gif|thumb|''[[जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप]]'' द्वारा लिया गया यूरेनस के ऊपरी वायुमंडल का एक [[निकट-अवरक्त स्पेक्ट्रोस्कोपी|निकट अवरक्त]] टाइम लैप्स।<ref name=":AGU1">(2026-02-19). "JWST Discovers the Vertical Structure of Uranus' Ionosphere". ''Geophysical Research Letters''. 53 (4) 1, 2. doi:[https://doi.org/10.1029/2025GL119304 10.1029/2025GL119304].</ref> नीला रंग ग्रह के निचले वायुमंडल का प्रतिनिधित्व करता है, जबकि लाल रंग उच्च ऊंचाई का प्रतिनिधित्व करता है।]]
यूरेनस के वायुमंडल की मध्य परत समताप मंडल है, जहाँ तापमान आमतौर पर क्षोभसीमा में 53 K से तापमंडल के आधार पर 800 और 850 K के बीच ऊंचाई के साथ बढ़ता है।<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /> समताप मंडल का गर्म होना मीथेन और अन्य हाइड्रोकार्बन द्वारा सौर UV और IR विकिरण के अवशोषण के कारण होता है,<ref name="Young et al. 2001" /> जो मीथेन प्रकाश-अपघटन के परिणामस्वरूप वायुमंडल के इस हिस्से में बनते हैं।<ref name="Summers & Strobel 1989" /> ऊष्मा गर्म तापमंडल से भी संचालित होती है।<ref name="Young et al. 2001" /> हाइड्रोकार्बन 100 और 300 किमी के बीच की ऊंचाई पर एक अपेक्षाकृत संकीर्ण परत पर कब्जा करते हैं जो 1,000 से 10 Pa की दबाव सीमा और 75 और 170 K के बीच के तापमान के अनुरूप है।<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /><ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" />

सबसे प्रचुर हाइड्रोकार्बन मीथेन, एसिटिलीन और एथेन हैं, जिनका हाइड्रोजन के सापेक्ष [[मिश्रण अनुपात]] लगभग -7 है। इन ऊंचाइयों पर कार्बन मोनोऑक्साइड का मिश्रण अनुपात समान है।<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /><ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /><ref name="Encrenaz Lellouch et al. 2004" /> भारी हाइड्रोकार्बन और कार्बन डाइऑक्साइड के मिश्रण अनुपात तीन परिमाण के क्रम (three orders of magnitude) कम हैं।<ref name="Burgdorf Orton et al. 2006" /> पानी का प्रचुरता अनुपात लगभग 7-9 है।<ref name="Encrenaz 2003" /> एथेन और एसिटिलीन समताप मंडल और क्षोभसीमा (10 mBar स्तर से नीचे) के ठंडे निचले हिस्से में संघनित होते हैं, जिससे धुंध की परतें बनती हैं,<ref name="Summers & Strobel 1989" /> जो यूरेनस के नीरस स्वरूप के लिए आंशिक रूप से जिम्मेदार हो सकती हैं। धुंध के ऊपर यूरेनस के समताप मंडल में हाइड्रोकार्बन की सांद्रता अन्य विशाल ग्रहों के समताप मंडल की तुलना में काफी कम है।<ref name="Bishop Atreya et al. 1990" /><ref name="Herbert & Sandel 1999" />
[[File:PIA25951-Uranus-NorthPole-Cyclone-October2021.jpg|thumb|left|ग्रह यूरेनस - उत्तरी ध्रुव - चक्रवात ([[वेरी लार्ज एरे|VLA]]; अक्टूबर 2021)]]
यूरेनस के वायुमंडल की सबसे बाहरी परत तापमंडल और [[कोरोना (ग्रहीय भूविज्ञान)|कोरोना]] है, जिसका तापमान लगभग 800 K से 850 K तक समान रहता है।<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Herbert & Sandel 1999" /> इतने उच्च स्तर को बनाए रखने के लिए आवश्यक ऊष्मा स्रोत समझ में नहीं आते हैं, क्योंकि न तो सौर UV और न ही [[ध्रुवीय ज्योति (खगोल विज्ञान)|ऑरोरल]] गतिविधि इन तापमानों को बनाए रखने के लिए आवश्यक ऊर्जा प्रदान कर सकती है। 0.1 mBar दबाव स्तरों के ऊपर समताप मंडल में हाइड्रोकार्बन की कमी के कारण कमजोर शीतलन दक्षता भी इसमें योगदान दे सकती है।<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /><ref name="Herbert & Sandel 1999" /> आणविक हाइड्रोजन के अलावा, तापमंडल-कोरोना में कई मुक्त हाइड्रोजन परमाणु होते हैं। उनका छोटा द्रव्यमान और उच्च तापमान यह समझाते हैं कि कोरोना अपनी सतह से 50,000 किमी, या दो यूरेनस त्रिज्याओं तक क्यों फैला हुआ है।<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /><ref name="Herbert & Sandel 1999" />

यह विस्तारित कोरोना यूरेनस की एक अनूठी विशेषता है।<ref name="Herbert & Sandel 1999" /> इसके प्रभावों में यूरेनस की परिक्रमा करने वाले छोटे कणों पर [[कर्षण (भौतिकी)|कर्षण]] शामिल है, जिससे यूरेनस के छल्लों में धूल की सामान्य कमी हो जाती है।<ref name="Herbert Sandel et al. 1987" /> यूरेनस का तापमंडल, समताप मंडल के ऊपरी हिस्से के साथ, यूरेनस के [[आयनमंडल]] (ionosphere) के अनुरूप है।<ref name="Tyler 1986" /> अवलोकन बताते हैं कि आयनमंडल 2000 से 10000 किमी की ऊंचाई पर स्थित है।<ref name="Tyler 1986" /> यूरेनस का आयनमंडल शनि या नेपच्यून की तुलना में अधिक घना है, जो समताप मंडल में हाइड्रोकार्बन की कम सांद्रता से उत्पन्न हो सकता है।<ref name="Herbert & Sandel 1999" /><ref name="Trafton Miller et al. 1999" /> आयनमंडल मुख्य रूप से सौर UV विकिरण द्वारा बनाए रखा जाता है और इसका घनत्व [[सौर गतिविधि]] पर निर्भर करता है।<ref name="Encrenaz Drossart et al. 2003" /> बृहस्पति और शनि की तुलना में ऑरोरल गतिविधि नगण्य है।<ref name="Herbert & Sandel 1999" /><ref name="Lam Miller et al. 1997" />

== जलवायु ==
<div role="note" style="font-style:italic; padding-left:1.6em; margin-bottom:0.5em">मुख्य लेख: [[wikipedia:Climate of Uranus|Climate of Uranus]]</div>

पराबैंगनी और दृश्य तरंग दैर्ध्य पर, यूरेनस का वायुमंडल अन्य विशाल ग्रहों की तुलना में नीरस है, यहाँ तक कि नेपच्यून की तुलना में भी, जिसके साथ यह अन्यथा काफी समानता रखता है।<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> जब ''वॉयजर 2'' 1986 में यूरेनस के पास से गुजरा, तो उसने पूरे ग्रह पर कुल 10 बादल विशेषताओं का अवलोकन किया।<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /><ref name="planetary" /> विशेषताओं की इस कमी के लिए एक प्रस्तावित व्याख्या यह है कि यूरेनस की आंतरिक ऊष्मा अन्य विशाल ग्रहों की तुलना में काफी कम है, जो इसे सौर मंडल का सबसे ठंडा ग्रह बनाती है।<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" />

=== बैंडेड संरचना, हवाएं और बादल ===
[[File:Uranus-timelapse.gif|thumb|''[[वॉयजर 2]]'' का [[यूरेनस का वायुमंडल|यूरेनस के गतिशील वायुमंडल]] का टाइमलैप्स]]
1986 में, ''वॉयजर 2'' ने पाया कि यूरेनस के दृश्य दक्षिणी गोलार्ध को दो क्षेत्रों में विभाजित किया जा सकता है: एक चमकीला ध्रुवीय टोपी (polar cap) और गहरे भूमध्यरेखीय बैंड।<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> उनकी सीमा लगभग -45° [[अक्षांश]] पर स्थित है। -45 से -50° अक्षांशीय सीमा में फैला एक संकीर्ण बैंड इसकी दृश्य सतह पर सबसे चमकीली बड़ी विशेषता है।<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /><ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005" /> इसे दक्षिणी "कॉलर" कहा जाता है। टोपी और कॉलर को 1.3 से 2 बार के दबाव सीमा के भीतर स्थित मीथेन बादलों का एक घना क्षेत्र माना जाता है।<ref name="Rages Hammel et al. 2004" /> बड़े पैमाने पर बैंडेड संरचना के अलावा, ''वॉयजर 2'' ने दस छोटे चमकीले बादल देखे, जिनमें से अधिकांश कॉलर से उत्तर की ओर कई डिग्री पर स्थित थे।<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> अन्य सभी मामलों में, यूरेनस 1986 में एक गतिशील रूप से मृत ग्रह जैसा दिखता था।

''वॉयजर 2'' यूरेनस की दक्षिणी गर्मियों के चरम के दौरान पहुँचा और उत्तरी गोलार्ध का अवलोकन नहीं कर सका। 21वीं सदी की शुरुआत में, जब उत्तरी ध्रुवीय क्षेत्र दिखाई देने लगा, तो [[हबल स्पेस टेलीस्कोप]] (HST) और [[केक टेलीस्कोप]] ने शुरू में उत्तरी गोलार्ध में न तो कॉलर और न ही ध्रुवीय टोपी देखी।<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005" /> इसलिए यूरेनस असममित दिखाई दिया: दक्षिणी ध्रुव के पास चमकीला और दक्षिणी कॉलर के उत्तर के क्षेत्र में समान रूप से गहरा।<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005" /> 2007 में, जब यूरेनस अपने विषुव (equinox) से गुजरा, तो दक्षिणी कॉलर लगभग गायब हो गया, और 45° अक्षांश के पास एक धुंधला उत्तरी कॉलर उभरा।<ref name="Sromovsky Fry et al. 2009" /> 2023 में, [[वेरी लार्ज एरे]] का उपयोग करने वाली एक टीम ने 80° अक्षांश पर एक गहरा कॉलर और उत्तरी ध्रुव पर एक चमकीला स्थान देखा, जो [[ध्रुवीय भंवर]] (polar vortex) की उपस्थिति का संकेत देता है।<ref>(28 May 2023). "Evidence of a Polar Cyclone on Uranus From VLA Observations". ''[[Geophysical Research Letters]]''. 50 (10). doi:[https://doi.org/10.1029/2023GL102872 10.1029/2023GL102872].</ref>
[[File:Uranus Dark spot.jpg|thumb|यूरेनस पर देखा गया पहला गहरा धब्बा। 2006 में HST [[एडवांस्ड कैमरा फॉर सर्वे|ACS]] द्वारा प्राप्त छवि।|left]]
1990 के दशक में, देखी गई चमकीली बादल विशेषताओं की संख्या काफी बढ़ गई, आंशिक रूप से इसलिए क्योंकि नई उच्च-रिज़ॉल्यूशन इमेजिंग तकनीकें उपलब्ध हो गईं।<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> अधिकांश उत्तरी गोलार्ध में पाए गए क्योंकि यह दिखाई देने लगा था। एक प्रारंभिक व्याख्या—कि चमकीले बादलों को इसके अंधेरे हिस्से में पहचानना आसान है, जबकि दक्षिणी गोलार्ध में चमकीला कॉलर उन्हें छिपा देता है—गलत साबित हुई।<ref name="Karkoschka ('Uranus') 2001" /><ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /> फिर भी, प्रत्येक गोलार्ध के बादलों के बीच अंतर है। उत्तरी बादल छोटे, तेज और चमकीले हैं।<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /> वे अधिक ऊंचाई पर स्थित प्रतीत होते हैं।<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /> बादलों का जीवनकाल कई परिमाण के क्रमों तक फैला होता है। कुछ छोटे बादल घंटों तक जीवित रहते हैं; कम से कम एक दक्षिणी बादल ''वॉयजर 2'' के फ्लाईबाई के बाद से बना रह सकता है।<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /><ref name="planetary" /> हाल के अवलोकन ने यह भी खोजा कि यूरेनस पर बादल विशेषताओं में नेपच्यून के साथ बहुत कुछ समान है। उदाहरण के लिए, नेपच्यून पर आम गहरे धब्बे 2006 से पहले यूरेनस पर कभी नहीं देखे गए थे, जब पहली ऐसी विशेषता जिसे [[यूरेनस डार्क स्पॉट]] कहा गया, चित्रित की गई थी।<ref name="DarkSpot" /> अटकलें यह हैं कि यूरेनस अपने विषुव के मौसम के दौरान अधिक नेपच्यून जैसा हो रहा है।<ref name="Hammel2007" />

कई बादल विशेषताओं की ट्रैकिंग ने यूरेनस के ऊपरी क्षोभमंडल में बहने वाली [[क्षेत्रीय]] (zonal) हवाओं के निर्धारण की अनुमति दी।<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> भूमध्य रेखा पर हवाएं प्रतिगामी (retrograde) हैं, जिसका अर्थ है कि वे ग्रह के घूर्णन की विपरीत दिशा में बहती हैं। उनकी गति -100 से -50 m/s तक है।<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /><ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005" /> हवा की गति भूमध्य रेखा से दूरी के साथ बढ़ती है, ±20° अक्षांश के पास शून्य मान तक पहुँचती है, जहाँ क्षोभमंडल का तापमान न्यूनतम होता है।<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /><ref name="Hanel Conrath et al. 1986" /> ध्रुवों के करीब, हवाएं यूरेनस के घूर्णन के साथ बहते हुए एक अग्रगामी (prograde) दिशा में बदल जाती हैं। हवा की गति ±60° अक्षांश पर अधिकतम तक पहुँचने के बाद ध्रुवों पर शून्य होने तक बढ़ती रहती है।<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> -40° अक्षांश पर हवा की गति 150 से 200 m/s तक होती है। चूंकि कॉलर उस समानांतर के नीचे के सभी बादलों को अस्पष्ट कर देता है, इसलिए इसके और दक्षिणी ध्रुव के बीच की गति को मापना असंभव है। इसके विपरीत, उत्तरी गोलार्ध में +50° अक्षांश के पास 240 m/s तक की अधिकतम गति देखी जाती है।<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /><ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005" /><ref name="Hammel Rages et al. 2001" />

1986 में, ''[[Voyager 2]]'' के प्लैनेटरी रेडियो एस्ट्रोनॉमी (PRA) प्रयोग ने 0.9-40 MHz की आवृत्ति वाले 140 बिजली के चमकने की घटनाओं, या यूरेनस के इलेक्ट्रोस्टैटिक डिस्चार्ज (UEDs) का अवलोकन किया।<ref name="Atmospheric Electricity at the Ice">(2020). "Atmospheric Electricity at the Ice Giants". ''Space Science Reviews''. 216 (2) 26. doi:[https://doi.org/10.1007/s11214-020-00647-0 10.1007/s11214-020-00647-0].</ref><ref name="Radio detection of uranian lightnin">(1986). "Radio detection of uranian lightning by Voyager 2". ''Nature''. 323 (6089) 605–608. doi:[https://doi.org/10.1038/323605a0 10.1038/323605a0].</ref> UEDs का पता 24 घंटों के दौरान यूरेनस से 600,000 किमी की दूरी से चला, जिनमें से अधिकांश दिखाई नहीं दे रहे थे।<ref name="Atmospheric Electricity at the Ice"/> हालाँकि, सूक्ष्म-भौतिक मॉडलिंग यह सुझाव देती है कि यूरेनस पर बिजली गहरे क्षोभमंडल (troposphere) के जल बादलों में होने वाले संवहनी तूफानों में उत्पन्न होती है।<ref name="Atmospheric Electricity at the Ice"/><ref name="ReferenceA">(2023). "Giant Planet Lightning in Nonideal Gases". ''[[The Planetary Science Journal]]''. 4 (6) 111. doi:[https://doi.org/10.3847/PSJ/acd750 10.3847/PSJ/acd750].</ref> यदि ऐसा है, तो क्षोभमंडल के ऊपर मौजूद घनी बादल परतों के कारण बिजली दिखाई नहीं देगी।<ref name="Radio detection of uranian lightnin"/> यूरेनस की बिजली की शक्ति लगभग 10<sup>8</sup> W होती है, यह 1×10^7 J - 2×10^7 J ऊर्जा उत्सर्जित करती है, और औसतन 120 ms तक रहती है। ऐसी संभावना है कि यूरेनस की बिजली की शक्ति बादलों में संवहन दरों में बदलाव के कारण मौसम के साथ काफी बदलती रहती है।<ref name="Radio detection of uranian lightnin"/> यूरेनस की बिजली पृथ्वी की बिजली की तुलना में बहुत अधिक शक्तिशाली है और बृहस्पति की बिजली के बराबर है।<ref name="Radio detection of uranian lightnin"/> आइस जाइंट (बर्फ के दानव) के फ्लाईबाई के दौरान, "Voyager 2" ने नेपच्यून की तुलना में यूरेनस पर बिजली को अधिक स्पष्ट रूप से पहचाना, जिसका कारण ग्रह का कम गुरुत्वाकर्षण और संभवतः गर्म गहरा वायुमंडल है।<ref name="ReferenceA"/>

=== मौसमी परिवर्तन ===
[[File:Uranus clouds.jpg|thumb|upright|2005 में यूरेनस। छल्ले, दक्षिणी कॉलर और उत्तरी गोलार्ध में एक चमकीला बादल दिखाई दे रहा है (HST ACS छवि)।]]

मार्च से मई 2004 तक की एक छोटी अवधि के लिए, यूरेनस के वायुमंडल में बड़े बादल दिखाई दिए, जिससे इसे नेपच्यून जैसा रूप मिल गया।<ref name="NYT-20240104">Ferreira, Becky. (4 January 2024). [https://www.nytimes.com/2024/01/04/science/uranus-neptune-colors-blue.html Uranus and Neptune Reveal Their True Colors - Neptune is not as blue as you've been led to believe, and Uranus's shifting colors are better explained, in new research.]. ''[[The New York Times]]''.</ref><ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /><ref>Devitt, Terry. (2004). [http://www.news.wisc.edu/10402 Keck zooms in on the weird weather of Uranus]. University of Wisconsin-Madison.</ref> अवलोकनों में 229 m/s (824 km/h; 512 mph) की रिकॉर्ड-तोड़ हवा की गति और "फोर्थ ऑफ जुलाई फायरवर्क्स" (स्वतंत्रता दिवस की आतिशबाजी) नामक एक निरंतर चलने वाला तूफान शामिल था।<ref name="planetary" /> 23 अगस्त 2006 को, स्पेस साइंस इंस्टीट्यूट (बोल्डर, कोलोराडो) और विस्कॉन्सिन विश्वविद्यालय के शोधकर्ताओं ने यूरेनस की सतह पर एक काला धब्बा देखा, जिससे वैज्ञानिकों को यूरेनस की वायुमंडलीय गतिविधि के बारे में अधिक जानकारी मिली।<ref name="DarkSpot" /> गतिविधि में यह अचानक उछाल क्यों आया, यह पूरी तरह से ज्ञात नहीं है, लेकिन ऐसा प्रतीत होता है कि यूरेनस का अत्यधिक अक्षीय झुकाव इसके मौसम में अत्यधिक मौसमी बदलाव का कारण बनता है।<ref name="weather" /><ref name="Hammel2007" /> इस मौसमी बदलाव की प्रकृति का निर्धारण करना कठिन है क्योंकि यूरेनस के वायुमंडल पर अच्छे डेटा केवल 84 वर्षों से, या एक पूर्ण यूरेनियन वर्ष से कम समय से मौजूद हैं। आधे यूरेनियन वर्ष (1950 के दशक से शुरू) के दौरान [[Photometry (astronomy)|फोटोमेट्री]] ने दो [[spectral band]]s में चमक में नियमित भिन्नता दिखाई है, जिसमें अधिकतम चमक संक्रांति (solstices) पर और न्यूनतम चमक विषुव (equinoxes) पर होती है।<ref name="Lockwood & Jerzykiewicz 2006" /> 1960 के दशक में शुरू हुए गहरे क्षोभमंडल के [[microwave]] मापों में भी संक्रांति पर अधिकतम चमक के साथ इसी तरह की आवधिक भिन्नता देखी गई है।<ref name="Klein & Hofstadter 2006" /> 1970 के दशक में शुरू हुए समताप मंडल (stratospheric) के तापमान मापों ने भी 1986 की संक्रांति के पास अधिकतम मान दिखाए।<ref name="Young et al. 2001" /> माना जाता है कि इस परिवर्तनशीलता का अधिकांश हिस्सा देखने की ज्यामिति (viewing geometry) में बदलाव के कारण होता है।<ref name="Karkoschka ('Uranus') 2001" />

कुछ संकेत हैं कि यूरेनस में भौतिक मौसमी परिवर्तन हो रहे हैं। हालाँकि यूरेनस का दक्षिणी ध्रुवीय क्षेत्र चमकीला माना जाता है, लेकिन उत्तरी ध्रुव काफी धुंधला है, जो ऊपर बताए गए मौसमी परिवर्तन के मॉडल के साथ असंगत है।<ref name="Hammel2007" /> 1944 में अपनी पिछली उत्तरी संक्रांति के दौरान, यूरेनस ने चमक के उच्च स्तर प्रदर्शित किए थे, जो यह बताता है कि उत्तरी ध्रुव हमेशा इतना धुंधला नहीं था।<ref name="Lockwood & Jerzykiewicz 2006" /> यह जानकारी बताती है कि दृश्य ध्रुव संक्रांति से कुछ समय पहले चमकता है और विषुव के बाद अंधेरा हो जाता है।<ref name="Hammel2007" /> दृश्य और माइक्रोवेव डेटा के विस्तृत विश्लेषण से पता चला है कि चमक में आवधिक परिवर्तन संक्रांति के चारों ओर पूरी तरह से सममित नहीं हैं, जो [[meridional]] एल्बेडो पैटर्न में बदलाव का भी संकेत देता है।<ref name="Hammel2007" />

1990 के दशक में, जैसे-जैसे यूरेनस अपनी संक्रांति से दूर गया, हबल और जमीन-आधारित दूरबीनों ने खुलासा किया कि दक्षिणी ध्रुवीय टोपी स्पष्ट रूप से काली हो गई थी (दक्षिणी कॉलर को छोड़कर, जो चमकीला रहा),<ref name="Rages Hammel et al. 2004" /> जबकि उत्तरी गोलार्ध ने बढ़ती गतिविधि का प्रदर्शन किया,<ref name="planetary" /> जैसे कि बादल निर्माण और तेज हवाएं, जिससे यह उम्मीदें बढ़ गईं कि इसे जल्द ही चमकना चाहिए।<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005" /> यह वास्तव में 2007 में हुआ जब यह एक विषुव से गुजरा: एक धुंधला उत्तरी ध्रुवीय कॉलर उभरा, और दक्षिणी कॉलर लगभग अदृश्य हो गया, हालाँकि जोनल पवन प्रोफाइल थोड़ा असममित रहा, जिसमें उत्तरी हवाएं दक्षिणी हवाओं की तुलना में कुछ धीमी थीं।<ref name="Sromovsky Fry et al. 2009" />

इन भौतिक परिवर्तनों का तंत्र अभी भी स्पष्ट नहीं है।<ref name="Hammel2007" /> ग्रीष्म और शीत संक्रांति के निकट, यूरेनस के गोलार्ध बारी-बारी से या तो सूर्य की किरणों की पूरी चमक में होते हैं या गहरे अंतरिक्ष का सामना कर रहे होते हैं। सूर्य के प्रकाश वाले गोलार्ध की चमक को क्षोभमंडल में स्थित मीथेन बादलों और धुंध की परतों के स्थानीय गाढ़ेपन का परिणाम माना जाता है।<ref name="Rages Hammel et al. 2004" /> -45° अक्षांश पर चमकीला कॉलर भी मीथेन बादलों से जुड़ा है।<ref name="Rages Hammel et al. 2004" /> दक्षिणी ध्रुवीय क्षेत्र में अन्य परिवर्तनों को निचली बादल परतों में बदलाव द्वारा समझाया जा सकता है।<ref name="Rages Hammel et al. 2004" /> यूरेनस से माइक्रोवेव [[Emission (electromagnetic radiation)|उत्सर्जन]] की भिन्नता संभवतः गहरे क्षोभमंडलीय [[Circulation (fluid dynamics)|परिसंचरण]] में बदलाव के कारण होती है, क्योंकि घने ध्रुवीय बादल और धुंध संवहन को रोक सकते हैं।<ref name="Hofstadter & Butler 2003" /> अब जब यूरेनस पर वसंत और शरद ऋतु के विषुव आ रहे हैं, तो गतिशीलता बदल रही है और संवहन फिर से हो सकता है।<ref name="planetary" /><ref name="Hofstadter & Butler 2003" />

== मैग्नेटोस्फीयर ==
[[File:PIA23683-Uranus-MagneticField-20200325.gif|thumb|upright=1.4|यूरेनस का चुंबकीय क्षेत्र<br />(एनिमेटेड; 25 मार्च 2020)]]
''Voyager 2'' के आगमन से पहले, यूरेनस के [[magnetosphere]] का कोई माप नहीं लिया गया था, इसलिए इसकी प्रकृति एक रहस्य बनी हुई थी। 1986 से पहले, वैज्ञानिकों ने उम्मीद की थी कि यूरेनस का [[magnetic field]] [[solar wind]] के अनुरूप होगा, क्योंकि तब यह यूरेनस के ध्रुवों के साथ संरेखित होगा जो [[ecliptic]] में स्थित हैं।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" />

''Voyager'' के अवलोकनों ने खुलासा किया कि यूरेनस का चुंबकीय क्षेत्र अजीब है, क्योंकि यह अपने ज्यामितीय केंद्र से उत्पन्न नहीं होता है, और क्योंकि यह घूर्णन की धुरी से 59° झुका हुआ है।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name="Russell993" /> वास्तव में, चुंबकीय द्विध्रुव (magnetic dipole) यूरेनस के केंद्र से दक्षिणी घूर्णन ध्रुव की ओर ग्रह की त्रिज्या के एक-तिहाई तक स्थानांतरित हो गया है।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> यह असामान्य ज्यामिति एक अत्यधिक असममित मैग्नेटोस्फीयर का परिणाम है, जहाँ दक्षिणी गोलार्ध में सतह पर चुंबकीय क्षेत्र की शक्ति 0.1 [[Gauss (unit)|गॉस]] (10 [[μT]]) जितनी कम हो सकती है, जबकि उत्तरी गोलार्ध में यह 1.1 गॉस (110 μT) जितनी अधिक हो सकती है।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> सतह पर औसत क्षेत्र 0.23 गॉस (23 μT) है।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" />
[[File:Uranian Magnetic field.gif|left|thumb|यूरेनस के असममित मैग्नेटोस्फीयर को दर्शाने वाला एक आरेख]]
2017 में ''Voyager 2'' डेटा के अध्ययन से पता चलता है कि यह विषमता यूरेनस के मैग्नेटोस्फीयर को एक यूरेनियन दिन में एक बार सौर हवा के साथ जुड़ने का कारण बनती है, जिससे ग्रह सूर्य के कणों के लिए खुल जाता है।<ref>Maderer, Jason. (26 June 2017). [http://www.news.gatech.edu/2017/06/26/topsy-turvy-motion-creates-light-switch-effect-uranus Topsy-Turvy Motion Creates Light Switch Effect at Uranus]. Georgia Tech.</ref> तुलनात्मक रूप से, पृथ्वी का चुंबकीय क्षेत्र किसी भी ध्रुव पर लगभग उतना ही मजबूत है, और इसका "चुंबकीय भूमध्य रेखा" इसके भौगोलिक भूमध्य रेखा के लगभग समानांतर है।<ref name="Russell993" /> यूरेनस का द्विध्रुव आघूर्ण (dipole moment) पृथ्वी का 50 गुना है।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name="Russell993" /> नेपच्यून का चुंबकीय क्षेत्र भी इसी तरह विस्थापित और झुका हुआ है, जो यह बताता है कि यह आइस जाइंट्स की एक सामान्य विशेषता हो सकती है।<ref name="Russell993" /> एक परिकल्पना यह है कि, स्थलीय और गैस दानवों के चुंबकीय क्षेत्रों के विपरीत, जो उनके कोर के भीतर उत्पन्न होते हैं, आइस जाइंट्स के चुंबकीय क्षेत्र अपेक्षाकृत उथली गहराई पर गति द्वारा उत्पन्न होते हैं, उदाहरण के लिए, जल-अमोनिया महासागर में।<ref name="Atreya2006" /><ref>(March 2004). [http://mahi.ucsd.edu/johnson/ES130/stanley2004-nature.pdf Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields]. ''[[Nature (journal)|Nature]]''. 428 (6979) 151–153. doi:[https://doi.org/10.1038/nature02376 10.1038/nature02376].</ref> मैग्नेटोस्फीयर के संरेखण के लिए एक और संभावित स्पष्टीकरण यह है कि यूरेनस के आंतरिक भाग में तरल हीरे के महासागर हैं जो चुंबकीय क्षेत्र को रोक सकते हैं।<ref name="Bland, Eric" />

हालाँकि, यह स्पष्ट नहीं है कि यूरेनस के चुंबकीय क्षेत्र की देखी गई विषमता मैग्नेटोस्फीयर की सामान्य स्थिति का प्रतिनिधित्व करती है, या असामान्य [[space weather]] स्थितियों के दौरान इसका अवलोकन करने का एक संयोग है। 2024 के वॉयेजर डेटा के बाद के विश्लेषण से पता चलता है कि फ्लाई-बाय के दौरान देखा गया मैग्नेटोस्फीयर का अत्यधिक असममित आकार एक असामान्य स्थिति का प्रतिनिधित्व करता है, क्योंकि उस समय सौर हवा के घनत्व के मापे गए मान असामान्य रूप से उच्च थे, जो यूरेनस के मैग्नेटोस्फीयर को संकुचित कर सकते थे। सौर हवा की घटना के साथ बातचीत, अन्यथा कम मैग्नेटोस्फेरिक [[Plasma (physics)|प्लाज्मा]] घनत्व के बावजूद मजबूत इलेक्ट्रॉन [[Van Allen radiation belt|विकिरण बेल्ट]] की उपस्थिति के स्पष्ट विरोधाभास की व्याख्या भी कर सकती है। ऐसी स्थितियों के 5% से कम समय में होने का अनुमान है।<ref>(11 November 2024). [https://www.nasa.gov/missions/voyager-program/voyager-2/mining-old-data-from-nasas-voyager-2-solves-several-uranus-mysteries/ Mining Old Data From NASA's Voyager 2 Solves Several Uranus Mysteries]. [[NASA]].</ref><ref>(2024). "The anomalous state of Uranus's magnetosphere during the Voyager 2 flyby". ''[[Nature Astronomy]]''. 9 (1) 66–74. doi:[https://doi.org/10.1038/s41550-024-02389-3 10.1038/s41550-024-02389-3].</ref>

अपने अजीब संरेखण के बावजूद, अन्य मामलों में यूरेनियन मैग्नेटोस्फीयर अन्य ग्रहों के समान है: इसमें लगभग 23 यूरेनियन त्रिज्या आगे एक [[bow shock]], 18 यूरेनियन त्रिज्या पर एक [[magnetopause]], एक पूरी तरह से विकसित [[magnetotail]], और [[radiation belt]]s हैं।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name="Russell993" /><ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> कुल मिलाकर, यूरेनस के मैग्नेटोस्फीयर की संरचना बृहस्पति से अलग और शनि के अधिक समान है।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name="Russell993" /> यूरेनस का मैग्नेटोटेल लाखों किलोमीटर तक अंतरिक्ष में इसके पीछे चलता है और इसके पार्श्व घूर्णन द्वारा एक लंबे कॉर्कस्क्रू में मुड़ जाता है।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref>(2003). [http://voyager.jpl.nasa.gov/science/uranus_magnetosphere.html Voyager: Uranus: Magnetosphere]. NASA.</ref>[[File:Alien aurorae on Uranus (remastered).jpg|thumb|[[Hubble Space Telescope|हबल]] पर स्थापित [[Space Telescope Imaging Spectrograph]] (STIS) द्वारा ली गई यूरेनस पर अरोरा।<ref>[https://www.spacetelescope.org/images/potw1714a/ Alien aurorae on Uranus]. ''www.spacetelescope.org''.</ref>]]यूरेनस के मैग्नेटोस्फीयर में [[charged particle]]s होते हैं: मुख्य रूप से [[proton]]s और [[electron]]s, थोड़ी मात्रा में [[H2+|H<sub>2</sub><sup>+</sup>]] आयनों के साथ।<ref name="Russell993" /><ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> इनमें से कई कण संभवतः थर्मोस्फीयर से प्राप्त होते हैं।<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> आयन और इलेक्ट्रॉन ऊर्जा क्रमशः 4 और 1.2 [[megaelectronvolt]]s तक हो सकती है।<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> आंतरिक मैग्नेटोस्फीयर में कम-ऊर्जा (1 किलोइलेक्ट्रॉनवोल्ट से नीचे) आयनों का घनत्व लगभग 2 cm<sup>−3</sup> है।<ref name="Bridge1986" /> कणों की आबादी यूरेनियन चंद्रमाओं से दृढ़ता से प्रभावित होती है, जो मैग्नेटोस्फीयर के माध्यम से गुजरते हैं, जिससे ध्यान देने योग्य अंतराल रह जाते हैं।<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> कण [[flux]] इतना अधिक है कि यह 100,000 वर्षों के खगोलीय रूप से तीव्र समय-सीमा पर उनकी सतहों के काला पड़ने या [[space weathering]] का कारण बनता है।<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986" /> यह यूरेनियन उपग्रहों और छल्लों के समान रूप से गहरे रंग का कारण हो सकता है।<ref name="summary" />

यूरेनस में अपेक्षाकृत अच्छी तरह से विकसित अरोरा हैं, जो दोनों चुंबकीय ध्रुवों के चारों ओर चमकीले चाप के रूप में देखे जाते हैं।<ref name="Herbert & Sandel 1999" /> बृहस्पति के विपरीत, यूरेनस के अरोरा ग्रह के थर्मोस्फीयर के ऊर्जा संतुलन के लिए महत्वहीन प्रतीत होते हैं।<ref name="Lam Miller et al. 1997" /> 2023 के अंत तक, उनके, या बल्कि उनके [[trihydrogen cation]]s के अवरक्त वर्णक्रमीय उत्सर्जन का गहराई से अध्ययन किया गया है।<ref name="Thomas Melin Stallard Chowdhury 2023 pp. 1473–1480">(23 October 2023). "Detection of the infrared aurora at Uranus with Keck-NIRSPEC". ''Nature Astronomy''. 7 (12) 1473–1480. doi:[https://doi.org/10.1038/s41550-023-02096-5 10.1038/s41550-023-02096-5].</ref>

मार्च 2020 में, नासा के खगोलविदों ने 1986 में ग्रह के फ्लाईबाई के दौरान ''Voyager 2'' अंतरिक्ष जांच द्वारा रिकॉर्ड किए गए पुराने डेटा का पुनर्मूल्यांकन करने के बाद, ग्रह यूरेनस से [[outer space]] में छोड़े गए एक बड़े वायुमंडलीय चुंबकीय बुलबुले, जिसे [[plasmoid]] के रूप में भी जाना जाता है, का पता लगाने की सूचना दी।<ref name="NASA-20200325">Hatfield, Mike. (25 March 2020). [https://www.nasa.gov/feature/goddard/2020/revisiting-decades-old-voyager-2-data-scientists-find-one-more-secret Revisiting Decades-Old Voyager 2 Data, Scientists Find One More Secret - Eight and a half years into its grand tour of the solar system, NASA's Voyager 2 spacecraft was ready for another encounter. It was Jan. 24, 1986, and soon it would meet the mysterious seventh planet, icy-cold Uranus.]. ''[[NASA]]''.</ref><ref name="NYT-20200327">Andrews, Robin George. (27 March 2020). [https://www.nytimes.com/2020/03/27/science/uranus-bubble-voyager.html Uranus Ejected a Giant Plasma Bubble During Voyager 2's Visit - The planet is shedding its atmosphere into the void, a signal that was recorded but overlooked in 1986 when the robotic spacecraft flew past.]. ''[[The New York Times]]''.</ref>

== चंद्रमा ==
<div role="note" style="font-style:italic; padding-left:1.6em; margin-bottom:0.5em">मुख्य लेख: [[wikipedia:Moons of Uranus|Moons of Uranus]]</div>

<div role="note" style="font-style:italic; padding-left:1.6em; margin-bottom:0.5em">यह भी देखें: [[wikipedia:Timeline of discovery of Solar System planets and their moons|Timeline of discovery of Solar System planets and their moons]]</div>
[[File:Uranian_moon_montage,_albedo_corrected.png|thumb|बढ़ती दूरी (बाएं से दाएं) के क्रम में यूरेनस के प्रमुख चंद्रमा, उनके उचित सापेक्ष आकार और [[albedo]]s पर। बाएं से दाएं, वे मिरांडा, एरियल, उम्ब्रील, टाइटेनिया और ओबेरॉन हैं। (''Voyager 2'' तस्वीरों का कोलाज)]]
[[File:Annotated_Moons_of_Uranus.png|thumb|[[James Webb Space Telescope]] के [[NIRCam]] द्वारा लिया गया यूरेनस, इसके पांच प्रमुख चंद्रमाओं और नौ आंतरिक चंद्रमाओं के साथ।]]
यूरेनस के 29 ज्ञात [[natural satellites]] हैं।<ref name="Sheppardmoons2024" /><ref name="NASA-29" /> इन उपग्रहों के नाम [[William Shakespeare]] और [[Alexander Pope]] की कृतियों के पात्रों से चुने गए हैं।<ref name="Faure2007" /><ref name="Nineplanets" /> पांच मुख्य उपग्रह [[Miranda (moon)|मिरांडा]], [[Ariel (moon)|एरियल]], [[Umbriel]], टाइटेनिया और ओबेरॉन हैं।<ref name="Faure2007" /> यूरेनियन उपग्रह प्रणाली विशाल ग्रहों में सबसे कम विशाल है; पांच प्रमुख उपग्रहों का संयुक्त द्रव्यमान अकेले [[Triton (moon)|ट्राइटन]] (नेपच्यून का सबसे बड़ा चंद्रमा) के आधे से भी कम होगा।<ref name="Jacobson Campbell et al. 1992" /> यूरेनस के सबसे बड़े उपग्रह, टाइटेनिया की त्रिज्या केवल 788.9 किमी है, या [[Moon]] की त्रिज्या के आधे से भी कम, लेकिन शनि के दूसरे सबसे बड़े उपग्रह रिया से थोड़ी अधिक है, जिससे टाइटेनिया सौर मंडल का [[List of natural satellites by diameter|आठवां सबसे बड़ा चंद्रमा]] बन जाता है। यूरेनस के उपग्रहों में अपेक्षाकृत कम [[albedo]]s हैं; जो उम्ब्रील के लिए 0.20 से लेकर एरियल के लिए 0.35 (हरे प्रकाश में) तक है।<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> वे बर्फ-चट्टान के समूह हैं जो लगभग 50% बर्फ और 50% चट्टान से बने हैं। बर्फ में अमोनिया और कार्बन डाइऑक्साइड शामिल हो सकते हैं।<ref name="summary" /><ref name="Hussmann2006" />

यूरेनियन उपग्रहों में, एरियल की सतह सबसे युवा दिखाई देती है, जिसमें सबसे कम प्रभाव वाले क्रेटर हैं, और उम्ब्रील सबसे पुरानी है।<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /><ref name="summary" /> मिरांडा में 20 किमी गहरे फॉल्ट कैन्यन, स्तरित परतें, और सतह की उम्र और विशेषताओं में एक अराजक भिन्नता है।<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> माना जाता है कि मिरांडा की पिछली भूगर्भीय गतिविधि [[tidal heating]] द्वारा संचालित थी, जब इसकी कक्षा वर्तमान की तुलना में अधिक विलक्षण थी, जो संभवतः उम्ब्रील के साथ पूर्व 3:1 [[orbital resonance]] का परिणाम थी।<ref name="Tittemore Wisdom 1990" /> ऊपर उठते हुए [[diapir]]s से जुड़ी [[Rift|विस्तार]] प्रक्रियाएं मिरांडा के 'रेसट्रैक'-जैसे कोरोना की संभावित उत्पत्ति हैं।<ref>(1997). [http://www.agu.org/pubs/crossref/1997/97JE00802.shtml Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona]. ''Journal of Geophysical Research''. 102 (E6) 13,369–13,380. doi:[https://doi.org/10.1029/97JE00802 10.1029/97JE00802].</ref><ref>Chaikin, Andrew. (16 October 2001). [http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/miranda_creation_011016-1.html Birth of Uranus's Provocative Moon Still Puzzles Scientists]. ''Space.Com''.</ref> माना जाता है कि एरियल कभी टाइटेनिया के साथ 4:1 अनुनाद में था।<ref name="Tittemore 1990" />

यूरेनस के पास कम से कम एक [[horseshoe orbit]]er है जो सूर्य-यूरेनस L<sub>3</sub> [[Lagrangian point]] पर कब्जा करता है—इसकी कक्षा में 180° पर एक गुरुत्वाकर्षण रूप से अस्थिर क्षेत्र, [[83982 Crantor]]।<ref name="coorbital1">Gallardo, T.. (2006). "Atlas of the mean motion resonances in the Solar System". ''Icarus''. 184 (1) 29–38. doi:[https://doi.org/10.1016/j.icarus.2006.04.001 10.1016/j.icarus.2006.04.001].</ref><ref name="coorbital2">(2013). "Crantor, a short-lived horseshoe companion to Uranus". ''Astronomy and Astrophysics''. 551 A114. doi:[https://doi.org/10.1051/0004-6361/201220646 10.1051/0004-6361/201220646].</ref> क्रेंटोर एक जटिल, अस्थायी हॉर्सशू कक्षा पर यूरेनस के सह-कक्षीय क्षेत्र के अंदर चलता है। 65 भी एक आशाजनक यूरेनस हॉर्सशू [[Trojan (celestial body)|लिब्रेटर]] उम्मीदवार है।<ref name="coorbital2" />

== छल्ले ==
<div role="note" style="font-style:italic; padding-left:1.6em; margin-bottom:0.5em">मुख्य लेख: [[wikipedia:Rings of Uranus|Rings of Uranus]]</div>

[[File:Annotated_Uranian_rings.png|thumb|[[James Webb Space Telescope]] के [[NIRCam|near-infrared camera]] द्वारा चित्रित यूरेनस के छल्ले, आंतरिक चंद्रमा और वायुमंडल|left]] [[Uranian rings]] अत्यंत गहरे कणों से बने हैं, जो आकार में माइक्रोमीटर से लेकर एक मीटर के एक अंश तक भिन्न होते हैं।<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> वर्तमान में तेरह अलग-अलग छल्ले ज्ञात हैं, जिनमें सबसे चमकीला ε छल्ला है। यूरेनस के दो छल्लों को छोड़कर सभी अत्यंत संकीर्ण हैं—वे आमतौर पर कुछ किलोमीटर चौड़े होते हैं। छल्ले संभवतः काफी युवा हैं; गतिशीलता विचार यह संकेत देते हैं कि वे यूरेनस के साथ नहीं बने थे। छल्लों में पदार्थ कभी एक चंद्रमा (या चंद्रमाओं) का हिस्सा रहा होगा जो उच्च गति के प्रभावों से टूट गया था। उन प्रभावों के परिणामस्वरूप बने मलबे के कई टुकड़ों से, केवल कुछ कण ही बचे, जो वर्तमान छल्लों के स्थानों के अनुरूप स्थिर क्षेत्रों में हैं।<ref name="summary" /><ref name="Esposito2002" />

विलियम हर्शेल ने 1789 में यूरेनस के चारों ओर एक संभावित छल्ले का वर्णन किया था। इस दृष्टि को आम तौर पर संदिग्ध माना जाता है, क्योंकि छल्ले काफी धुंधले हैं, और अगली दो शताब्दियों में अन्य पर्यवेक्षकों द्वारा किसी ने भी इन्हें नहीं देखा। फिर भी, हर्शेल ने एप्सिलॉन छल्ले के आकार, पृथ्वी के सापेक्ष इसके कोण, इसके लाल रंग और यूरेनस के सूर्य के चारों ओर यात्रा करने के साथ इसके स्पष्ट परिवर्तनों का सटीक वर्णन किया।<ref>(19 April 2007). [https://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6569849.stm Uranus rings 'were seen in 1700s']. ''BBC News''.</ref><ref>(2007). [http://www.physorg.com/news95949762.html Did William Herschel Discover The Rings of Uranus in the 18th Century?]. ''Physorg.com''.</ref> छल्ले प्रणाली की खोज निश्चित रूप से 10 मार्च 1977 को [[James L. Elliot]], एडवर्ड डब्ल्यू. डनहम और [[Jessica Mink]] द्वारा [[Kuiper Airborne Observatory]] का उपयोग करके की गई थी। यह खोज आकस्मिक थी; वे यूरेनस के वायुमंडल का अध्ययन करने के लिए यूरेनस द्वारा तारे SAO 158687 (जिसे HD 128598 के रूप में भी जाना जाता है) के [[occultation]] का उपयोग करने की योजना बना रहे थे। जब उनके अवलोकनों का विश्लेषण किया गया, तो उन्होंने पाया कि तारा यूरेनस के पीछे गायब होने से पहले और बाद में पांच बार दृष्टि से संक्षिप्त रूप से गायब हो गया था। उन्होंने निष्कर्ष निकाला कि यूरेनस के चारों ओर एक छल्ला प्रणाली होनी चाहिए।<ref name="Elliot1977" /> बाद में, उन्होंने चार अतिरिक्त छल्लों का पता लगाया।<ref name="Elliot1977" /> छल्लों को सीधे तब चित्रित किया गया जब ''Voyager 2'' 1986 में यूरेनस के पास से गुजरा।<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> ''Voyager 2'' ने दो अतिरिक्त धुंधले छल्लों की भी खोज की, जिससे कुल संख्या ग्यारह हो गई।<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" />

दिसंबर 2005 में, हबल स्पेस टेलीस्कोप ने पहले से अज्ञात छल्लों की एक जोड़ी का पता लगाया। सबसे बड़ा छल्ला यूरेनस से पहले से ज्ञात छल्लों की तुलना में दोगुनी दूरी पर स्थित है। ये नए छल्ले यूरेनस से इतनी दूर हैं कि उन्हें "बाहरी" छल्ला प्रणाली कहा जाता है। हबल ने दो छोटे उपग्रहों को भी देखा, जिनमें से एक, [[Mab (moon)|मैब]], सबसे बाहरी नए खोजे गए छल्ले के साथ अपनी कक्षा साझा करता है। नए छल्ले यूरेनियन छल्लों की कुल संख्या को 13 तक ले आते हैं।<ref>(2005). [http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/33/ NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus]. ''Hubblesite''.</ref> अप्रैल 2006 में, केक वेधशाला से नए छल्लों की छवियों ने बाहरी छल्लों के रंगों का खुलासा किया: सबसे बाहरी नीला है और दूसरा लाल है।<ref name="dePater2006" /><ref>Sanders, Robert. (6 April 2006). [http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/04/06_bluering.shtml Blue ring discovered around Uranus]. UC Berkeley News.</ref> बाहरी छल्ले के नीले रंग के संबंध में एक परिकल्पना यह है कि यह मैब की सतह से पानी की बर्फ के सूक्ष्म कणों से बना है जो नीले प्रकाश को बिखेरने के लिए पर्याप्त छोटे हैं।<ref name="dePater2006" /><ref>Battersby, Stephen. (April 2006). [https://www.newscientist.com/article/dn8960-blue-ring-of-uranus-linked-to-sparkling-ice.html Blue ring of Uranus linked to sparkling ice]. ''New Scientist''.</ref> इसके विपरीत, यूरेनस के आंतरिक छल्ले भूरे दिखाई देते हैं।<ref name="dePater2006" />

हालाँकि यूरेनियन छल्लों को पृथ्वी से सीधे देखना बहुत कठिन है, डिजिटल इमेजिंग में प्रगति ने कई शौकिया खगोलविदों को लाल या अवरक्त फिल्टर के साथ छल्लों को सफलतापूर्वक फोटोग्राफ करने की अनुमति दी है; 36 सेमी (14 इंच) जितने छोटे एपर्चर वाली दूरबीनें उचित इमेजिंग उपकरणों के साथ छल्लों का पता लगाने में सक्षम हो सकती हैं।<ref>[https://britastro.org/journal_contents_ite/amateur-detection-of-uranus-rings Amateur detection of Uranus' rings – British Astronomical Association].</ref>

== अन्वेषण ==
<div role="note" style="font-style:italic; padding-left:1.6em; margin-bottom:0.5em">मुख्य लेख: [[यूरेनस का अन्वेषण]]</div>
[[File:Uranus seen from Saturn by Cassini.jpg|thumb|शनि ग्रह से ''कैसिनी'' अंतरिक्ष यान द्वारा देखा गया यूरेनस]]
1977 में प्रक्षेपित, ''वॉयेजर 2'' ने 24 जनवरी 1986 को यूरेनस के सबसे निकटतम पहुँच (81,500 किमी) प्राप्त की, जो बाद में नेपच्यून की अपनी यात्रा पर आगे बढ़ गया। अंतरिक्ष यान ने यूरेनस के वायुमंडल की संरचना और रासायनिक संयोजन का अध्ययन किया,<ref name="Tyler 1986" /> जिसमें इसका अद्वितीय मौसम भी शामिल है, जो इसके अत्यधिक अक्षीय झुकाव के कारण होता है। इसने इसके पाँच सबसे बड़े चंद्रमाओं की पहली विस्तृत जाँच की और 10 नए चंद्रमाओं की खोज की। ''वॉयेजर 2'' ने प्रणाली के सभी नौ ज्ञात वलयों की जाँच की और दो और वलयों की खोज की।<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /><ref name="summary" /><ref>(2004). [http://voyager.jpl.nasa.gov/science/uranus.html Voyager: The Interstellar Mission: Uranus]. ''JPL''.</ref> इसने चुंबकीय क्षेत्र, इसकी अनियमित संरचना, इसके झुकाव और यूरेनस के पार्श्व अभिविन्यास के कारण उत्पन्न होने वाली इसकी अद्वितीय कॉर्कस्क्रू (पेचदार) मैग्नेटोटेल का भी अध्ययन किया।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" />

तब से कोई अन्य अंतरिक्ष यान यूरेनस के पास से नहीं गुजरा है, हालाँकि यूरेनस प्रणाली पर दोबारा जाने के लिए कई [[प्रस्तावित यूरेनस मिशन|प्रस्तावित मिशन]] रहे हैं। 2009 में एक मिशन विस्तार योजना चरण के दौरान शनि से यूरेनस तक ''कैसिनी-हाइगेंस'' अंतरिक्ष यान भेजने की संभावना का मूल्यांकन किया गया था, लेकिन अंततः इसे शनि के वायुमंडल में नष्ट करने के पक्ष में खारिज कर दिया गया,<ref name="spilker" /> क्योंकि शनि से प्रस्थान करने के बाद यूरेनस प्रणाली तक पहुँचने में लगभग बीस वर्ष लग जाते।<ref name="spilker" /> एक यूरेनस प्रवेश प्रोब ''पायनियर वीनस मल्टीप्रोब'' विरासत का उपयोग कर सकता है और 1-5 वायुमंडल तक नीचे उतर सकता है।<ref name="uop" /> 2011 में प्रकाशित 2013-2022 के [[ग्रहीय विज्ञान दशक सर्वेक्षण]] द्वारा ''यूरेनस ऑर्बिटर एंड प्रोब'' की सिफारिश की गई थी; प्रस्ताव में 2020-2023 के दौरान प्रक्षेपण और यूरेनस तक 13 साल की यात्रा की परिकल्पना की गई थी।<ref name="uop" /> समिति की राय को 2022 में फिर से दोहराया गया, जब बर्फ के दिग्गजों के बारे में ज्ञान की कमी के कारण यूरेनस प्रोब/ऑर्बिटर मिशन को सर्वोच्च प्राथमिकता दी गई।<ref>[https://www.nationalacademies.org/our-work/planetary-science-and-astrobiology-decadal-survey-2023-2032 Planetary Science and Astrobiology Decadal Survey 2023-2032]. ''National Academies''.</ref> हाल ही में, CNSA का ''[[तियानवेन-4]]'' बृहस्पति ऑर्बिटर, जो 2029 में प्रक्षेपित होगा, की योजना में एक सबप्रोब शामिल है जो अलग होकर कक्षा में प्रवेश करने के बजाय गुरुत्वाकर्षण सहायता प्राप्त करेगा, और मार्च 2045 में यूरेनस के पास से गुजरकर अंतरतारकीय अंतरिक्ष की ओर बढ़ेगा।<ref name="TianwenPlSoc"/> चीन के पास एक संभावित ''तियानवेन-5'' के लिए भी योजनाएँ हैं जो यूरेनस या नेपच्यून की परिक्रमा कर सकता है, जो अभी तक फलीभूत नहीं हुई हैं।<ref name="TianwenPlSoc"/>

== संस्कृति में ==
<div role="note" style="font-style:italic; padding-left:1.6em; margin-bottom:0.5em">यह भी देखें: [[कल्पना में यूरेनस]]</div>
[[कल्पना में यूरेनस|कल्पना में एक लोकप्रिय विषय]] होने के साथ-साथ, यूरेनस ने [[लिडिया सिगर्नी]] की 1827 की कविता [[s:Poems (Sigourney, 1827)/The Georgian Planet|द जॉर्जियन प्लैनेट]] और 1914 से 1916 के बीच लिखे गए [[गुस्ताव होल्स्ट]] के आर्केस्ट्रा सुइट ''[[द प्लैनेट्स]]'' के एक मूवमेंट सहित कलात्मक कार्यों को प्रेरित किया है। ग्रह की हर्शल की खोज को [[जॉन कीट्स]] की कविता "[[ऑन फर्स्ट लुकिंग इनटू चैपमैन्स होमर]]" की इन पंक्तियों में भी संदर्भित किया गया है: "देन फेल्ट आई लाइक सम वॉचर ऑफ द स्काइज/व्हेन अ न्यू प्लैनेट स्विम्स इनटू हिज केन"।<ref>Melani, Lilia. (12 February 2009). [https://academic.brooklyn.cuny.edu/english/melani/cs6/homer.html On First Looking into Chapman's Homer]. City University of New York.</ref> ग्रह की खोज ने रासायनिक तत्व यूरेनियम के नामकरण को भी प्रेरित किया, जिसे स्वयं 1789 में जर्मन रसायनज्ञ [[मार्टिन हेनरिक क्लैप्रोथ]] द्वारा खोजा गया था।<ref>Hobart, David E.. (23 July 2013). [https://periodic.lanl.gov/92.shtml Uranium]. ''Periodic Table of the Elements''.</ref>

आधुनिक ज्योतिष में, यूरेनस ग्रह (प्रतीक [[File:Uranus monogram.svg|22px|alt=Uranus monogram]]) [[कुंभ (ज्योतिष)|कुंभ]] का शासक ग्रह है; यूरेनस की खोज से पहले, कुंभ का शासक ग्रह शनि था। चूँकि यूरेनस सियान (नीला-हरा) रंग का है और यूरेनस बिजली से जुड़ा है, इसलिए [[इलेक्ट्रिक ब्लू (रंग)|इलेक्ट्रिक ब्लू]] रंग, जो सियान के करीब है, कुंभ राशि से जुड़ा हुआ है।<ref>(1996). "Aquarius". 12. DK Publishing. ISBN 9780789410870.</ref>

== यह भी देखें ==

* 99 और 49, केवल दो ज्ञात यूरेनस ट्रोजन
* [[यूरेनस का उपनिवेशीकरण]]
* [[बाह्यग्रहीय हीरे]] (माना जाता है कि यूरेनस में प्रचुर मात्रा में हैं)
* [[यूरेनस की रूपरेखा]]
* [[सौर मंडल की वस्तुओं की सूची#ग्रह|सौर मंडल के ग्रहों के आँकड़े]]
* [[यूरेनस (ज्योतिष)]]
* [[कल्पना में यूरेनस]]

== नोट्स ==
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<ref group="note" name="atmospheric pressure">1 बार वायुमंडलीय दबाव के स्तर को संदर्भित करता है।</ref>

<ref group="note" name="atmospheric pressure2">1 बार वायुमंडलीय दबाव के स्तर के भीतर की मात्रा पर आधारित।</ref>

<ref group="note" name="symbol first">Cf. [[File:Uranus monogram (fixed width).svg|20px|alt=♅|यूरेनस के लिए H मोनोग्राम]] (सभी फोंट द्वारा समर्थित नहीं)</ref>

<ref group="note" name="symbol later">Cf. [[File:Uranus symbol (fixed width).svg|20px|alt=⛢|यूरेनस के लिए प्लेटिनम प्रतीक]] (सभी फोंट द्वारा समर्थित नहीं)</ref>
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Uranus
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<ref name="BBCOUP">चूँकि ग्रीक और लैटिन दोनों में स्वर ''a'' छोटा है, इसलिए पूर्व उच्चारण, /ˈjʊərənəs/, अपेक्षित है। [[BBC उच्चारण इकाई]] नोट करती है कि यह उच्चारण "खगोलविदों द्वारा पसंदीदा उपयोग" है:
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''स्रोत:'' अंग्रेज़ी विकिपीडिया के "Uranus" लेख पर आधारित।
''मूल लेख:'' https://en.wikipedia.org/wiki/Uranus
''यह लेख स्वचालित रूप से तैयार किया गया है।''