Urano                                                

Urano è il settimo pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole (19.218 UA), il terzo per diametro (51 118 Km) e il quarto per massa (8.683 * 1025 Kg). Il suo geroglifico astronomico .
Nella mitologia greca Urano è la personificazione del cielo.
Venne scoperto il 13 marzo 1781 durante una ricerca di stelle doppie ad opera di William Herschel, il quale riteneva si trattasse di una cometa. Una curiosità riguardo alla sua scoperta è che essa giunse del tutto inaspettata: i pianeti visibili ad occhio nudo (fino a Saturno) erano conosciuti da millenni, e nessuno sospettava l'esistenza di altri pianeti, fino alla scoperta, più che altro per caso, di Herschel che notò come una particolare stellina sembrava spostarsi. Da quel momento in poi, nessuno fu più sicuro del reale numero di pianeti del nostro sistema solare. Herschel ebbe il privilegio, come scopritore, di poter scegliere il nome del corpo celeste appena individuato, che battezzò col nome di “Georgium Sidus”, stella di Re Giorgio in onore del suo re Giorgio III. A cavallo del XVIII e XIX secolo, tale nome divenne impopolare e il pianeta cominciò ad essere chiamato Herschel. Al fine di uniformare il pianeta con la nomenclatura degli altri, dopo la morte del suo scopritore nel 1822, prese sempre maggior popolarità il nome di Urano, proposto da Bode, che infine venne accettato come nome del settimo corpo del sistema solare.
La caratteristica più interessante del pianeta è l'orientamento del suo asse di rotazione. Tutti gli altri pianeti hanno il proprio asse quasi perpendicolare al piano dell'orbita, mentre quello di Urano è quasi parallelo. Ruota quindi mantenendo uno dei suoi poli verso il Sole per metà del periodo di rivoluzione con conseguente estremizzazione delle fasi stagionali. Inoltre, poiché l'asse è inclinato di poco più di 90°, la rotazione è tecnicamente retrograda: Urano ruota nel verso opposto rispetto a quello di tutti gli altri pianeti del sistema solare (eccetto Venere), anche se vista l'eccezionalità dell'inclinazione la rotazione retrograda è solo una nota minore.
Il periodo della sua rivoluzione attorno al sole è di 84.07 anni circa e quindi ogni 40 anni cambia il polo esposto al sole. Mentre il periodo di rotazione si aggira sulle 17 ore e 15 minuti. La sua orbita giace in pratica sul piano dell'eclittica (inclinazione di 0,7°) con un’eccentricità di 0.047.
Urano è un gigante gassoso, simile a Nettuno ma leggermente più grande. La struttura interna del pianeta è costituita da un’atmosfera spessa 7600 km la cui temperatura (sulla superficie delle nubi alla pressione di 1bar) è di 59°K. Il suo colore blu deriva dall'assorbimento della radiazione rossa dovuto al metano (CH4) dell'alta atmosfera. La sua magnitudine apparente va da +5.5 a +6.0 con un’albedo di 0.56.
La sonda Voyager 2 è l'unica sonda spaziale ad essersi avvicinata al pianeta il 24 gennaio 1986 portando a noi gran parte delle conoscenze chimico-fisiche sul pianeta, e, al momento attuale, non sono in programma missioni per il futuro.

Atmosfera

L'atmosfera è spessa 7600 km e l’analisi dello spettro della luce ha rilevato la presenza di idrogeno (83%), elio (15%), metano (2%) con tracce di acqua ed ammoniaca; tale composizione rispecchia quella della nube primordiale da cui ha avuto origine il nostro sistema. A differenza del vicino Nettuno, Urano non sembra aver particolari formazioni di nubi permanenti degne di nota o macchie scure. Nel 1986 la sonda spaziale Voyager 2 rilevò all’interno dell’atmosfera formazioni nuvolose, composte da metano, acqua e ammoniaca, confinate in bande orizzontali e trasportate da correnti d'aria che spirano nella direzione dei paralleli con velocità comprese tra i 100 e i 600 m/s a seconda della latitudine. Nel 1998 il telescopio spaziale Hubble ha fotografato, a differenti altitudini, circa 20 formazioni nuvolose tra le più luminose presenti nel sistema solare esterno. S’ipotizza che la differenza tra le immagini prese in volo dalla Voyager 2 e da Hubble sia dovuto ad effetti stagionali, trovandosi Urano in una zona dell'orbita in cui il Sole produce maggiori differenze fra il giorno e la notte ed inoltre, attualmente, il moto orbitale ha spostato il polo di 35° dal Sole. Le nubi sono probabilmente formate da cristalli di metano che si condensano come bolle calde di gas risalenti dalle profondità di Urano.
Il colore ciano del pianeta è dovuto alla presenza di metano nell'atmosfera, che assorbe la luce rossa e riflette quella blu. La temperatura della superficie delle nuvole che ricoprono Urano è di circa 55 K (-218 °C).
L’atmosfera di Urano solitamente viene divisa in tre strati:

• Troposfera: essa è la regione inferiore e più densa dell’atmosfera caratterizzata dalla diminuzione della temperatura con l’altezza. Nella troposfera è contenuta quasi tutta la massa dell’atmosfera, e la superficie che la separa dalla stratosfera, la tropopausa, è responsabile della grande maggioranza dell’emissione termica nel lontano infrarosso.
• Stratosfera: esso è lo strato intermedio dell’atmosfera del pianeta, anche qui le temperature variano con l’altezza a partire da 53K. Il riscaldamento che si verifica nella stratosfera è dovuto all’assorbimento di radiazione solare nell’ultravioletto e nell’infrarosso da parte del metano e di altri idrocarburi, che si formano in questa regione in conseguenza della fotolisi del metano. La concentrazione degli idrocarburi nella stratosfera è decisamente inferiore rispetto a quanto riscontrato nelle stratosfere degli altri pianeti giganti.
• Termosfera e corona: esso è lo strato più esterno dell’atmosfera di Urano, il quale presenta una temperatura compresa tra 800 e 850K. La fonte di calore che sostiene una tale temperatura risulta essere ancora sconosciuta in quanto né la radiazione UV né l’attività delle aurore polari possono fornire l’energia necessaria; un debole contributo potrebbe derivare dalla mancanza di idrocarburi negli strati superiori della stratosfera. Gli studiosi ritengono che nella termosfera-corona non sia presente elio perché separato per diffusione ad altitudini inferiori mentre si presenta una grande quantità di atomi liberi di idrogeno, oltre che nella forma molecolare. Le alte temperature possono spiegare il perchè la corona raggiunge i 50000 Km d’altitudine. Questa corona estesa è una caratteristica che rende Urano unico tra i pianeti.

• Ionosfera: essa è più estesa di quella di Saturno e di Nettuno e ciò potrebbe derivare dalla minore concentrazione d’idrocarburi nella stratosfera. La ionosfera è sostenuta principalmente dalla radiazione solare UV e la sua densità dipende dall’attività solare; tuttavia le aurore polari non sono significative come quelle dei due giganti precedenti. La ionosfera superiore è anche la causa dell’emissione ultravioletta proveniente dal pianeta. 

Struttura interna

Urano è composto principalmente di rocce e vari tipi di ghiaccio, con solo circa il 15% di idrogeno e una piccola frazione di elio (questo in contrasto con Giove e Saturno che invece sono composti principalmente da idrogeno). Urano (come Nettuno) è in molti modi simile alla parte interna di Giove e Saturno (la sua densità è molto simile a quella del gigante Giove circa 1.318 g/cm3), senza però la massiccia presenza di idrogeno metallico liquido che i due pianeti giganti posseggono grazie alle pressioni superiori a 2 milioni di bar che si esercitano sulle loro parti interne ricche di H2. Urano, di massa più piccola, non può generare una pressione sufficiente. Alcuni pensano che abbia un nucleo roccioso composto da ferro e silicati con un raggio di circa 7.500 km, avvolto da un mantello di idrogeno molecolare, elio, metano ed ammoniaca (H2, He, CH4 e NH3) allo stato liquido; tale mantello dovrebbe essere spesso circa 10.500 km, il cosiddetto "oceano", che raggiunge 200 atm di pressione e 2.500 oK. Infine, sopra di esso, si trova uno strato superficiale di idrogeno ed elio che sfuma gradatamente nell'atmosfera.
La teoria del nucleo roccioso non è universalmente accettata: i dati della sonda Voyager 2 hanno aperto la strada all'ipotesi della presenza, al suo posto, di una sostanza liquida composta da acqua, ammoniaca e isopropanolo (CH3-CHOH-CH3) alla pressione di qualche milione di atmosfere.

Inclinazione dell'asse

La principale particolarità di Urano sta nell'inclinazione del suo asse che si trova di 98° inclinato sul piano dell'orbita, si potrebbe pertanto dire che l'asse di rotazione di Urano quasi giace sul suo piano orbitale. Di conseguenza, uno dei due poli vedrà il Sole per metà dell'orbita, e per la successiva metà dell'orbita cadrà nella zona in ombra. Nel tratto intermedio all'inversione dei due poli rispetto al Sole, si verifica la situazione in cui il Sole sorge e tramonta intorno all'equatore normalmente.
Quando il Voyager 2 visitò il pianeta nel 1986, il polo sud di Urano era diretto verso il Sole. Da notare che l'assegnazione di questo polo come polo sud è attualmente in discussione. Urano può essere descritto come pianeta che ha un'inclinazione dell'asse leggermente maggiore di 90° o come pianeta che ha un'inclinazione leggermente inferiore a 90° e una rotazione retrograda. Queste due descrizioni sono esattamente equivalenti come descrizioni fisiche del un pianeta, ma il risultato è che la definizione di Polo Nord e Polo Sud è una l'opposta dell'altra.
Un risultato di questo strano orientamento è che le regioni polari di Urano ricevono una grande quantità di energia dal Sole maggiore rispetto alle regioni prossime all'equatore. Tuttavia Urano è più caldo all'equatore che ai poli, anche se il meccanismo responsabile di questo non è attualmente conosciuto. È sconosciuta anche la ragione per cui l'asse di rotazione di Urano è così inclinato. Per spiegare quest'ultimo fatto è stata presentata un'ipotesi basata sulla collisione non centrale con un planetesimo di massa simile a quella della Terra, avvenuta quando Urano era ancora un disco protoplanetario, il che spiegherebbe anche la stabilità del sistema pianeta-satelliti.
Sembra anche che l'estrema inclinazione dell'asse di rotazione di Urano causi delle variazioni estreme nelle stagioni per quanto riguarda il tempo meteorologico. Durante il viaggio del Voyager 2, le nubi di Urano erano estremamente deboli e miti, mentre osservazioni più recenti (2005) fatte tramite il telescopio spaziale Hubble hanno rilevato una presenza molto più accentuata e turbolenta di allora, quando l'inclinazione dell'asse stava portando l'equatore nella direzione perpendicolare al Sole (tale allineamento si è avuto nel 2007). Infatti, una tale inclinazione del pianeta causa un ciclo stagionale molto particolare; le quattro stagioni di Urano durano circa 21 anni ciascuna. In estate la luce solare colpisce in pieno il polo rivolto verso il sole mentre quello opposto è sottoposto ad un rigidissimo e buio inverno.

Campo magnetico

Il campo magnetico di Urano è strano in quanto non ha il suo centro nel nucleo del pianeta ed è inclinato di 58.6° rispetto all'asse di rotazione spostato di circa 0.3 raggi uraniani con una rotazione antioraria visto dalla direzione del sole. L'intensità all'equatore è di 0.23 G, circa la metà di quello terrestre, e la magnetosfera si estende per circa 600 mila km in direzione del Sole mentre dalla parte opposta forma una coda lunga 6 milioni di km. Poiché il campo magnetico segue la rotazione del pianeta, la "coda" della magnetosfera si attorciglia nel piano dell'eclittica spiraleggiando dietro al pianeta; essa interagisce col plasma interplanetario creando particelle ad alta energia, principalmente protoni ed elettroni, che determinano l'annerimento della materia organica presente nei satelliti e negli anelli.
E’ possibile che il campo magnetico sia in parte d’origine fossile e in parte originato da movimenti interni al pianeta. La situazione attuale sarebbe la risultante di un campo magnetico residuo di quello presente nella nebulosa primordiale, perpendicolare al piano dell'eclittica, e dell'effetto dinamo collegato alla rotazione del pianeta.

La discontinuità rilevata nell'emissione nella riga Lyman alfa alla lunghezza d'onda di 121.6 nm ha permesso la scoperta di aurore "equatoriali".

La magnetosfera del pianeta, a causa della sua rotazione, viene "attorcigliata" in una spirale retrostante ad esso.

Anelli

Urano possiede un sistema di anelli appena percettibile, composto da materia scura e polverizzata fino a 10 km dal pianeta. Essi sono formati da particelle di dimensioni maggiori di 10 m di diametro mescolati a polvere finissima, che non è stata rilevata; ciò sarebbe dovuto alla presenza dei gas dell’atmosfera di Urano, che si estende fino alla quota degli anelli: gli urti con le molecole gassose avrebbero fatto precipitare le polveri verso il pianeta. Il loro colore scuro (albedo pari a circa 0.015), che ne ha reso difficile l’individuazione, è dovuto probabilmente al fatto che sono formati soprattutto da polveri di un composto di carbonio misto ad acqua e metano ghiacciati e non da ghiaccio, come gli anelli di Saturno; tale composto si è costituito in parte nelle prime fasi evolutive e in parte potrebbe derivare dal bombardamento di particelle magnetosferiche ad alta energia delle superfici dei satelliti che contengono materiale organico.
Urano possiede un totale di anelli 13 anelli tutti sul piano equatoriale del pianeta. Tutti gli anelli sono leggermente ellittici, con eccentricità variabile da 0.001 a 0.01 e sono soggetti ad una lenta precessione, ma come una struttura rigida; ciò è sorprendente poichè, teoricamente, fenomeni di questo tipo dovrebbero spingere più velocemente il bordo più interno di quello esterno, rendendo quindi circolari gli anelli in non più di qualche centinaio di anni. Tale insieme viene suddiviso in due sistemi: uno più interno è formato da undici sottili anelli planetari, di cui 6 di questi sono inclinati rispetto al piano equatoriale, ma tipicamente non più di qualche centesimo di grado, mentre quello più esterno è formato da due anelli.
Nel dicembre 2005 il telescopio spaziale Hubble ha fotografato due nuovi anelli precedentemente sconosciuti. Il più largo di questi ha un diametro due volte più grande degli anelli già noti. I due anelli sono così lontani dal pianeta che sono stati chiamati il "secondo sistema di anelli" di Urano. Gli scienziati che hanno effettuato lo studio ipotizzano che l'anello più esterno venga continuamente alimentato dal satellite Mab, scoperto nel 2005 e dal diametro di circa 20 km, che orbita all'interno di tale anello.
Gli anelli di Urano possono dividersi in due strutture:

• Struttura interna: la scoperta di tale sistema di anelli risale al 1977, grazie al Kuiper Airborne Observatory, quando l’occultamento di una stella da parte del pianeta rivelò l’esistenza di sei strutture circolari, infatti si vide che la stella era scomparsa brevemente 5 volte prima e 5 volte dopo l'occultazione, permettendo la scoperta di 6 anelli. Nello stesso anno, analizzando le immagini prese dall'osservatorio di Perth, vennero trovati gli altri 3. Fu una scoperta molto importante, in quanto fece capire che gli anelli sono una struttura comune nei pianeti giganti e non una particolarità di Saturno. Gli anelli vennero chiamati in ordine di distanza crescente dal pianeta: 6, 5, 4, Alpha, Beta, Eta, Gamma, Delta ed Epsilon, il più brillante. Il successivo passaggio della sonda Voyager 2 (1986) fornì molti dati utili sulle loro caratteristiche oltre a rivelare la presenza di un altri due anelli: 1986U2R, il più interno di tutti, e 1986U1R, tra Delta ed Epsilon. Tutta la materia del sistema è contenuta in un’ampia regione di spazio che si estende radialmente per circa 9.300 km, a partire da 38 mila km di distanza dal centro del pianeta. La loro massa totale stimata è di 1018 – 1019 g e, al contrario dei più famosi anelli di Saturno, sono strettissimi in estensione radiale (qualche chilometro, solo Epsilon raggiunge i 100 km in alcuni punti) e anche piuttosto sottili: il loro spessore è dell’ordine di qualche decina di km.

Struttura esterna: i due anelli esterni, denominati in ordine di distanza crescente R/2003U2 e R/2003U1, sono stati scoperti nel 2005 nelle fotografie prese dal Telescopio Spaziale Hubble tra il 2003 e il 2005, contemporaneamente alle due lune Mab e Cupido; entrambi sono molto sottili e il più esteso ha un diametro due volte più grande degli anelli del sistema interno.

Riesaminando le immagini raccolte dal Voyager 2 i due anelli sono stati visti, ma essendo molto distanti dal pianeta nessuno li aveva cercati, inoltre erano praticamente trasparenti.
Il movimento a spirale verso Urano dei materiali che costituiscono entrambi gli anelli dovrebbe disperderli lentamente nello spazio, quindi deve esserci qualcosa che li rifornisce di nuovo materiale. In particolare l'anello più esterno sembra sia continuamente alimentato dal satellite Mab, che orbita al suo interno; infatti, grazie alla caduta di micrometeoriti sulla sua superficie vengono prodotti dei detriti, quelli grandi restano nei pressi dell'orbita del satellite e vengono ricatturati, quelli piccoli contribuirebbero alla formazione dell'anello, divenendo preda sia del campo magnetico e gravitazionale del pianeta che del vento solare In R/2003U2 non si è visto ancora alcun corpo tipo Mab, si pensa ci siano dei satelliti di piccole dimensioni al suo interno che si comportano come Mab.

L'anello R/2003U1 somiglia molto all'anello E di Saturno, in cui orbita la luna Encelado, infatti sono entrambi blu, unici fra tutti gli anelli del Sistema Solare. Come si è visto osservando entrambi nel vicino infrarosso con il telescopio Keck delle Hawaii, il colore dovrebbe essere dovuto alle dimensioni delle particelle che compongono entrambi gli anelli, più piccole di quello degli altri anelli del Sistema Solare.

Satelliti naturali

I satelliti naturali di Urano fino ad oggi scoperti sono 27, tra questi i 5 principali sono: Ariel, Umbriel, Titania, Oberon, Miranda. A differenza degli altri corpi del sistema solare i cui nomi derivano dalla mitologia classica i satelliti di Urano prendono i loro nomi dai personaggi delle opere di Shakespeare e Pope.
I satelliti di Urano possiedono orbite quasi circolari situate sul piano equatoriale del pianeta (e quindi posti ad un grande angolo rispetto al piano dell' eclittica). Il più grande dei satelliti di Urano è Titania  seguito da Oberon che ha un diametro 50 Km inferiore. La maggior parte dei satelliti sono costituiti per lo più da ghiaccio e da crateri da impatto. Molti satelliti sono ricoperti da depressioni morfologiche (rift valley) che indicano che le rocce potrebbero essere state dislocate da faglie.
Quasi dopo cento anni dopo la scoperta di Ariel, nel 1948 Kuiper scopri un quinto satellite che chiamò Miranda (dal nome dalla figlia di Prospero nella Tempesta di Shakespeare). Quando nel 1986 la sonda Voyager 2 raggiunse il pianeta, scoprì altri 10 satelliti e altri vennero scoperti in seguito riesaminando i risultati della sonda e anche grazie all’impiego di telescopi sempre più potenti.
I satelliti possono essere divisi in due grandi gruppi: i satelliti regolari e i satelliti irregolari.
Satelliti regolari

• Sono 18, di cui 5 principali (Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon), 10 scoperti tra il 1985 e il 1986, quando la sonda Voyager 2 ha analizzato le superfici dei cinque satelliti già noti, e 3 scoperti grazie al Telescopio Spaziale Hubble alla fine del 2002. Essendo molto più piccoli dei 5 principali, i 10 satelliti scoperti dal Voyager 2 sono stati denominati anche "mini-lune", a queste ultime si sono poi aggiunti i 3 dell'Hubble. Alla famiglia delle mini lune fanno parte anche alcuni satelliti pastore, orbitanti nelle immediate vicinanze degli anelli, causando la loro ellitticità. Si ritiene che tutti i satelliti principali si siano formati mediante il processo di accrescimento di dischi protoplanetari orbitanti attorno ad Urano; inoltre poiché, tranne Miranda, le loro densità sono piuttosto elevate, se paragonate a quelle dei satelliti di Saturno, si pensa che il disco protosatellitare di Urano fosse già all'origine insolitamente povero di ghiaccio. Fra le possibili spiegazioni di questa stranezza una riprende la teoria dell'impatto con un planetesimo, la cui energia d'urto avrebbe convertito il metano e l'ammoniaca, composti con tendenza alla condensazione, in CO e N2 gassosi.

TITANIA
Venne scoperto l'11 gennaio 1787 da Herschel, 6 anni dopo Urano. È il satellite più grande di tutto il sistema satellitare di Urano (diametro medio pari a 1577.8 km); sembrerebbe composto per circa il 50% di ghiaccio d'acqua, per il 30% di silicati e per il 20% di composti del carbonio. E’ caratterizzato da numerosi crateri da impatto. Presenta, inoltre, molteplici valli e fratture, denominate chasma e rupes, che sono un chiaro indice dell'intensa attività di forze di dilatazione prodotte dal calore interno del globo.

OBERON

Venne scoperto l'11 gennaio 1787 da Herschel, contemporaneamente a Titania. Dei cinque principali è il satellite più lontano, ha una superficie piuttosto pianeggiante dominata da crateri scavati nel ghiaccio, in alcuni dei quali si è depositato un materiale più scuro; potrebbe trattarsi di una componente ghiacciata ricca di composti di carbonio fusasi nella conca del cratere successivamente alla formazione dello stesso.  L'emisfero osservato ha presentato una lieve colorazione rossastra che dovrebbe derivare da un accumulo di polveri provenienti da alcuni satelliti retrogradi esterni. Sul satellite è stato rilevato anche un grande canyon, il Mommur Chasma, tuttavia non vi sono tracce di movimenti tettonici,                                                                                                                                                                                                              
ARIEL
Scoperto il 24 ottobre 1851 da Lassell, Ariel è caratterizzato da un'intensa attività esogena ed endogena, che si manifesta con una ricca varietà di processi, ciò sottolinea che tale satellite è tettonicamente attivo da molto tempo, come testimoniano i numerosi solchi creati da masse fluide viscose di origine vulcanica ed i giganteschi canyon; dunque si ritiene che Ariel abbia la superficie più giovane di tutti i satelliti di Urano.
UMBRIEL

Umbriel è il terzo satellite di Urano per dimensione e venne scoperto insieme ad Ariel il 24 ottobre 1851 da Lassel. La sua superficie appare pesantemente craterizzata, uniforme e antica, quindi è inattivo da molto tempo. Il suo colore scuro suggerisce la presenza di un recente accumulo di polvere e detriti, probabilmente creati dall'impatto di meteoriti. Sembra che Umbriel sia formato principalmente da ghiaccio d'acqua, silicati e ghiaccio di metano (soprattutto in superficie), ma non si sa in quali percentuali.
MIRANDA
Tra tutti i satelliti di Urano quello più approfonditamente osservato dalla Voyager 2 è stato Miranda. Non perché fu scelto dagli scienziati (questo satellite è molto più piccolo di Oberon Titania, Ariel e Umbriel), ma perché la sonda si trovò a passare molto vicino a Miranda nel suo viaggio di avvicinamento a Nettuno. Comunque, Miranda si rivelò molto interessante. Nel gennaio del 1986 quando la sonda effettuò il primo passaggio vicino al satellite, poté vedere solo l’emisfero meridionale, rivolto verso il Sole. Miranda apparve come un collage di blocchi di ghiaccio, terreni craterizzati, solchi, valli, dirupi e scogliere, una delle quali alta 20 Km. All’inizio gli scienziati ritennero che l’aspetto superficiale del satellite fosse dovuto a impatti con grandi corpi celesti.
Attualmente tale ipotesi è stata superata dalla teoria che molte delle caratteristiche della superficie potrebbero essere state originate dalla risalita di ghiaccio più caldo. 

 Satelliti irregolari

• Sono 9 e presentano tutti orbite di maggiori dimensioni, più eccentriche ed inclinate dei satelliti regolari; essendo stati individuati dal 1997 in poi, non sono mai stati "visti" da sonde meccaniche. La loro temperatura superficiale sembra variare tra 64oK e 89oK, inoltre per nessuno, tranne Calibano, sono state fatte ipotesi sul periodo di rotazione.
  Si pensa che tali satelliti si siano formati esternamente al sistema uraniano, probabilmente nella fascia di Kuiper, e che siano stati catturati successivamente dalla gravità di Urano.

Esplorazione  

L'esplorazione di Urano è avvenuta soltanto per mezzo della sonda Voyager 2 e non sono programmate al momento ulteriori missioni esplorative in loco. Per ovviare alla mancanza di informazioni dirette, le variazioni nell'atmosfera del pianeta sono studiate attraverso campagne di osservazione telescopica, in particolare utilizzando la Camera planetaria a grande campo a bordo del Telescopio spaziale Hubble.
L'esplorazione di Urano, come anche quella di Nettuno, è resa difficoltosa dalle grandi distanze che separano il pianeta dalla Terra e dal Sole. Ogni missione deve essere dotata di un sistema di alimentazione in grado di fornire energia alla sonda senza la possibilità di conversione dell'energia solare attraverso l'uso di pannelli fotovoltaici. Attualmente, l'unica fonte praticabile di energia è un generatore termoelettrico a radioisotopi.
Lo studio di Urano, infine, non è ritenuto prioritario dalle principali agenzie spaziali, che stanno concentrando le proprie risorse nell'esplorazione dei sistemi di Giove e di Saturno e stanno valutando l'opportunità di inviare una missione verso Nettuno.

La sonda Voyager 2 toccò il massimo avvicinamento al pianeta il 24 gennaio 1986, ad una distanza di circa 81 500 km. Le osservazioni durarono solo sei ore, ma hanno permesso agli astronomi di imparare su Urano molto più di quanto avessero appreso da più di 200 anni di osservazioni da Terra.
Le prime analisi fatte dei dati furono tuttavia un enorme delusione: non veniva riscontrata la presenza di fasce parallele né di nubi, al contrario di come era stato osservato da Terra; l'atmosfera di un colore azzurro-verde era uniforme e priva completamente di dettagli. Fu solo grazie ad un trattamento delle immagini che apparvero sia le nubi che le altre formazioni.
La sonda scoprì nuove lune, inviò a Terra le prime immagini degli anelli e scoprì inoltre attività geologica sulle lune maggiori: depositi scuri in fondo a crateri ghiacciati indicavano la presenza di acqua sporca dovuta ad attività vulcanica.
F.Di Giacomo