Uranus komposisinya sama dengan Neptunus dan keduanya mempunyai komposisi yang berbeda dari raksasa gas yang lebih besar, Jupiter dan Saturn. Karenanya, para astronom kadang-kadang menempatkannya dalam kategori yang berbeda, "raksasa es". Atmosfer Uranus, yang sama dengan Jupiter dan Saturnus karena terutama terdiri dari hidrogen dan helium, mengandung banyak "es" seperti air, amonia dan metana, bersama dengan jejak hidrokarbon.Atmosfernya itu adalah atmofer yang terdingin dalam Tata Surya, dengan suhu terendah 49 K (−224 °C). Atmosfer planet itu punya struktur awan berlapis-lapis dan kompleks dan dianggap bahwa awan terendah terdiri atas air dan lapisan awan teratas diperkirakan terdiri dari metana.Kontras dengan itu, interior Uranus terutama terdiri atas es dan bebatuan.
Gambar Planet Uranus :
Seperti planet raksasa lain, Uranus mempunyai sistem cincin, magnetosfer serta banyak bulan. Sistem Uranian konfigurasinya unik di antara planet-planet karena sumbu rotasi miring ke sampingnya, hampir pada bidang revolusinya mengelilingi Matahari. Sehingga, kutub utara dan selatannya terletak pada tempat yang pada banyak planet lain merupakan ekuator mereka.Dilihat dari Bumi, cincin Uranus kadang nampak melingkari planet itu seperti sasaran panah dan bulan-bulannya mengelilinginya seperti jarum-jarum jam, meskipun pada tahun 2007 dan 2008 cincin itu terlihat dari tepi. Tahun 1986, gambar dari Voyager 2 menunjukkan Uranus sebagai planet yang nampak tidak berfitur pada cahaya tampak tanpa pita awan atau badai yang diasosiasikan dengan raksasa lain. Akan tetapi, pengamat di Bumi melihat tanda-tanda perubahan musim dan aktivitas cuaca yang meningkat pada tahun-tahun belakangan bersamaan dengan Uranus mendekati ekuinoksnya. Kecepatan angin di planet Uranus dapat mencapai 250 meter per detik (900 km/jam, 560 mil per jam).Daftar isi [sembunyikan]
Orbit dan rotasi
Gambar teleskop Hubble dari Uranus menunjukkan pita awan, cincin dan bulan-bulan
Uranus mengitari Matahari sekali dalam 84 tahun. Jarak rata-ratanya dari Matahari kira-kira 3 milyar km (sekitar 20 SA). Intensitas sinar matahari di Uranus sekitar 1/400 yang ada di Bumi.Elemen orbitnya dihitung pertama kali tahun 1783 oleh Pierre-Simon Laplace.Dengan berjalannya waktu, perbedaan mulai terlihat antara orbit yang diprediksikan dan yang diamati dan pada tahun 1841, John Couch Adams pertama kali mengajukan bahwa perbedaan itu mungkin disebabkan sentakan gravitasi oleh sebuah planet yang tidak terlihat. Pada tahun 1845, Urbain Le Verrier mulai riset mandirinya sendiri tentang orbit Uranus. Pada 23 September 1846, Johann Gottfried Galle menemukan lokasi satu planet baru, yang kemudian diberinama Neptunus, hampir pada posisi yang diprediksikan oleh Le Verrier.
Periode rotasi interior Uranus adalah 17 jam, 14 menit. Akan tetapi, seperti semua raksasa gas lainnya, atmosfer atasnya mengalami angin badai yang sangat kuat pada arah rotasi. Akibatnya, pada beberapa garis lintang, seperti dua per tiga lintang dari khatulistiwa ke kutub selatan, fitur-fitur atmosfer itu yang nampak bergerak jauh lebih cepat, menjadikan rotasi penuhnya sekecil 14 jam.
Kemiringan sumbu
Sumbu rotasi Uranus terletak pada sisinya dipandang dari bidang Tata Surya, dengan kemiringan sumbu 97,77°. Ini memberinya perubahan musim yang sama sekali tidak seperti planet utama lain. Planet-planet lain dapat dibayangkan sebagai gasing yang berputar termiring-miring relatif terhadap bidang tata surya, sementara Uranus berotasi lebih seperti bola yang menggelinding termiring-miring. Berdekatan dengan waktu solstis Uranian, satu kutubnya menghadap Matahari terus-menerus sedangkan kutub lainnya menghadap ke arah sebaliknya. Hanya segaris daerah sempit di sekitar ekuator yang mengalami pergantian siang-malam dengan cepat, namun dengan Matahari sangat rendah dari kaki langit seperti di daerah kutub di Bumi. Pada sisi orbit Uranus yang lain orientasi kutub-kutubnya terhadap Matahari adalah sebaliknya. Tiap kutub terus-menerus disinari Matahari sekitar 42 tahun, diikuti dengan 42 tahun yang gelap.Dekat waktu ekuinoks, Matahari menghadap ekuator Uranus memberi periode pergantian siang-malam sama seperti yang terlihat pada kebanyakan planet lain. Uranus mencapai ekuinoks terkininya pada tanggal 7 December 2007.Belahan Utara Tahun Belahan Selatan
Solstis Musim Dingin 1902, 1986 Solstis Musim Panas
Ekuinoks Musim Semi 1923, 2007 Ekuinoks Musim Gugur
Solstis Musim Panas 1944, 2028 Solstis Musim Dingin
Ekuinoks Musim Gugur 1965, 2049 Ekuinoks Musim Semi
Salah satu akibat orientasi sumbu rotasi ini adalah bahwa, rata-rata dalam satu tahun, daerah kutub menerima masukan energi yang lebih besar dari Matahari daripada daerah ekuatornya. Namun demikian, Uranus lebih panas ekuatornya daripada kutubnya. Mekanisme yang mendasari yang menyebabkan hal ini tidak diketahui. Alasan tidak biasanya kemiringan sumbu Uranus juga tidak diketahui pasti, namun perkiraan umum adalah bahwa selama pembentukan Tata Surya, protoplanet seukuran Bumi bertubrukan dengan Uranus, menyebabkan orientasinya yang miring tersebut. Kutub selatan Uranus menunjuk hampir kepada Matahari saat terbang dekat Voyager 2 tahun 1986. Penyebutan kutub ini sebagai "selatan" menggunakan definisi yang sekarang disetujui oleh Persatuan Astronomi Internasional, yaitu bahwa kutub utara suatu planet atau satelit adalah kutub yang menunjuk ke atas bidang invariabel Tata Surya, kemanapun arah planet itu berputar. Akan tetapi, perjanjian yang berbeda kadang digunakan, di mana kutub utara dan selatan suatu benda didefinisikan menurut aturan tangan kanan sehubungan dengan arah rotasi. Menurut sistem koordinat yang belakangan ini, kutub utara Uranus adalah yang disinari Matahari pada tahun 1986.
Perbandingan ukuran Bumi dan Uranus
Secara kasar Uranus massanya 14,5 kali massa Bumi, menjadikannya planet yang paling ringan diantara planet-planet raksasa, sementara itu kerapatannya 1,27 g/cm³ membuatnya planet paling tidak padat kedua setelah Saturnus. Meskipun bergaristengah sedikit lebih besar daripada Neptunus (kira-kira garis tengah Bumi), Uranus lebih ringan.Nilai ini menandakan bahwa ia terutama terdiri dari beragam es, seperti air, amonia dan metana. Massa total es di bagian dalam Uranus tidak diketahui secara tepat, dengan munculnya gambaran-gambaran berbeda tergantung dari model yang dipilih; namun pasti antara 9,3 dan 13,5 massa Bumi. Hidrogen dan helium hanya menyusun sebagian kecil dari keseluruhan, sebesar antara 0,5 dan 1,5 massa Bumi. Massa sisanya (0,5 hingga 3,7 massa Bumi) diperhitungkan untuk massa material batuan.
Model standar struktur Uranus adalah ia terdiri dari tiga lapisan: inti di bagian tengah, mantel ber-es di lapisan tengah dan selubung hidrogen/helium gas.Intinya relatif kecil, dengan massa hanya 0,55 massa Bumi dan jari-jari kurang dari 20 persen jari-jari Uranus; mantelnya merupakan bagian terbesar planet tersebut, dengan sekitar 13,4 massa Bumi, sementara itu atmosfer atas relatif kecil, dengan berat sekitar 0,5 massa Bumi dan meluas sampai 20 persen terakhir jari-jari Uranus. Inti Uranus kerapatannya sekitar 9 g/cm³, dengan tekanan di tengahnya 8 juta bar (800 GPa) dan suhu sekitar 5000 K. Mantel esnya nyatanya tidak terdiri dari es dalam pengertian pada umumnya, tetapi dari fluida panas dan rapat yang terdiri atas air, amonia dan volatil lain. Fluida ini, yang berdaya hantar listrik tinggi, kadang-kadang disebut lautan air–amonia.Komposisi terbesar Uranus dan Neptunus sangat berbeda dari Jupiter dan Saturnus, dengan es mendominasi atas gas, oleh karenanya memberi alasan klasifikasi mereka yang terpisah sebagai raksasa es.
Sementara model yang diperkirakan di atas lebih atau kurang standar, ia tidaklah unik; model-model lain juga sesuai dengan pengamatan. Contohnya, jika jumlah substansial hidrogen dan materi batuan bercampur dalam mantel es, massa es total di interior akan lebih kecil dan begitu pula, massa batuan total akan lebih besar. Data yang ada sekarang tidak memungkinkan sains menentukan model mana yang benar.[52] Struktur interior fluida Uranus berarti bahwa ia tidak memiliki permukaan padat. Atmosfer gasnya sedikit demi sedikit berganti menjadi lapisan cairan internal.Namun, demi kemudahan, sebuah bola pepat yang berevolusi ditetapkan di titik dimana tekanan sama dengan 1 bar (100 kPa), dibuat secara kondisional sebagai suatu ‘permukaan’. Uranus mempunyai jari-jari ekuator dan kutub masing-masing 25 559 ± 4 dan 24 973 ± 20 km. Permukaan ini akan digunakan di seluruh artikel ini sebagai titik nol untuk ketinggian.
Komposisi
Komposisi atmosfer Uranian berbeda dari komposisi Uranus secara keseluruhan, ia terutama terdiri dari hidrogen molekuler dan helium.] Fraksi mol helium, yaitu jumlah atom helium per molekul gas, adalah 0,15 ± 0,03 di troposfer atas, yang bersesuaian dengan fraksi massa 0,26 ± 0,05. Nilai ini sangat dekat dekat fraksi massa helium protosolar 0,275 ± 0,01, menandakan bahwa helium tidak pernah berada di tengah-tengah planet seperti halnya pada raksasa-raksasa gas. Penyusun yang paling melimpah ketiga dari atmosfer Uranian adalah metana (CH4).Metana memiliki pita penyerapan yang kuat pada cahaya tampak dan dekat-inframerah membuat Uranus nampak berwarna hijau-biru atau sian.Molekul metana menempati 2,3% atmosfernya dalam fraksi mol di bawah lapisan awan metana pada level tekanan 1,3 bar (130 kPa); ini menyatakan kira-kira 20 hingga 30 kali limpahan karbon yang ditemukan di Matahari. Rasio pencampuran [e] jauh lebih rendah di atmosfer atas dikarenakan suhunya yang sangat rendah, yang menurunkan level kejenuhan dan menyebabkan metana yang berlebih membeku.Kelimpahan senyawa yang kurang volatil seperti amonia, air dan hidrogen sulfida pada atmosfer yang dalam tidak begitu diketahui. Namun, mungkin nilainya juga lebih tinggi daripada yang ada di Matahari.[10][63] Selain metana, sejumlah kecil berbagai hidrokarbon ditemukan di stratosfernya Uranus, yang diperkirakan dihasilkan dari metana oleh fotolisis yang diinduksi oleh radiasi ultraviolet Matahari.[64] Mereka termasuk etana (C2H6), asetilena (C2H2), metilasetilena (CH3C2H), diasetilena (C2HC2H).] Spektroskopi juga mengungkapkan jejak-jejak uap air, karbon monoksida dan karbon dioksida di atmosfer atas, yang hanya dapat berasal dari sumber luar seperti debu yang jatuh dan komet.
Cincin planet
Cincin-cincin dalam Uranus. Cincin luar yang terang adalah cincin ε, delapan cincin lain juga ada.
Sistem cincin Uranian
Uranus mempunyai sistem cincin planet yang rumit, yang merupakan sistem demikian yang kedua yang ditemukan di Tata Surya setelah cincin Saturnus.] Cincin-cincin tersebut tersusun dari partikel yang sangat gelap, yang beragam ukurannya dari mikrometer hingga sepersekian meter. Tiga belas cincin yang berbeda saat ini diketahui, yang paling terang adalah cincin ε (epsilon). Semua cincin Uranus (kecuali dua) sangat sempit—umumnya mereka lebarnya beberapa kilometer. Cincin tersebut mungkin cukup muda; pertimbangan dinamis menandakan bahwa mereka tidak terbentuk bersamaan dengan pembentukan Uranus. Materi di cincin-cincin itu mungkin dulu adalah bagian dari satu (atau beberapa) bulan yang terpecah oleh tubrukan berkecepatan tinggi. Dari banyak pecahan-pecahan yang terbentuk sebagai hasil dari tabrakan itu hanya beberapa partikel yang bertahan dalam jumlah terbatas zona stabil yang bersesuaian dengan cincin yang ada sekarang.
William Herschel mendeskripsikan cincin yang mungkin ada di sekitar Uranus pada 1789. Penampakan ini umumnya dianggap meragukan, karena cincin-cincin itu cukup redup dan pada dua abad berikutnya tak satupun yang diketahui oleh pengamat lain. Namun Herschel masih membuat deskripsi akurat tentang ukuran cincin epsilon, sudut relatifnya terhadap Bumi, warna merahnya dan perubahannya yang nampak bersamaan dengan Uranus mengitari Matahari Sistem cincin itu benar-benar ditemukan pada 10 Maret 1977 oleh James L. Elliot, Edward W. Dunham dan Douglas J. Mink menggunakan Kuiper Airborne Observatory. Penemuan itu merupakan keberuntungan; mereka berencana menggunakan okultasi bintang SAO 158687 oleh Uranus untuk mempelajari atmosfer planet itu. Akan tetapi, saat pengamatan mereka dianalisis, mereka menemukan bahwa bintang itu telah menghilang sebentar dari pandangan lima kali sebelum dan sesudah ia tidak nampak di balik planet itu. Mereka menyimpulkan bahwa pasti ada suatu sistem cincin di sekitar planet tersebut.Kemudian mereka mendeteksi empat cincin tambahan Cincin-cincin itu langsung dicitrakan saat Voyager 2 lewat dekat Uranus pada 1986. Voyager 2 juga menemukan dua cincin tambahan yang nampak redup sehingga total jumlahnya menjadi sebelas.
Pada Desember 2005, Teleskop angkasa Hubble mendeteksi sepasang cincin yang sebelumnya tidak diketahui. Yang terbesar terletak pada dua kali jarak cincin yang telah diketahui dari planet itu. Cincin-cincin baru ini begitu jauh dari planet tersebut hingga mereka disebut sistem cincin "luar". Hubble juga melihat dua satelit kecil yang salah satunya, Mab, berbagi orbit dengan cincin terluar yang baru ditemukan. Cincin-cincin baru ini membuat jumlah keseluruhan cincin Uranian menjadi 13. Pada April 2006, gambar cincin baru tersebut dengan Observatorium Keck menghasilkan warna cincin-cincin luar: yang terluar biru dan yang lainnya merah. Satu hipotesis mengenai warna biru cincin luar tersebut adalah bahwa ia terdiri atas partikel kecil air es dari permukaan Mab yang cukup kecil untuk menghamburkan cahaya biru. Kontras dengan itu, cincin-cincin dalam planet itu nampak abu-abu.
Iklim
Belahan selatan Uranus dalam warna yang kira-kira alami (kiri) dan pada panjang gelombang yang lebih tinggi (kanan), menunjukkan pita-pita awannya yang redup dan "tudung" atmosfer seperti dilihat oleh wahana Voyager 2
Pada panjang gelombang ultraviolet dan cahaya nampak, atmosfer Uranus nampak biasa sekali dibandingkan dengan raksasa gas lain, bahkan dengan Neptunus, yang sangat mirip dengannya dari segi lain.Saat Voyager 2 terbang mendekati Uranus pada 1986, ia mengamati total 10 fitur awan di seluruh bagian planet itu.Satu penjelasan yang diajukan atas kurangnya fitur ini adalah bahwa panas internal Uranus nampak jelas lebih rendah daripada panas internal planet-planet raksasa lain. Suhu terendah yang tercatat di tropopause Uranus adalah 49 K, menjadikan Uranus planet terdingin dalam Tata Surya, lebih dingin daripada Neptunus.
Struktur berpita, angin dan awan
Kecepatan angin zona di Uranus. Daerah yang diberi bayangan menunjukkan kerah selatan dan pasangan utaranya nanti. Kurva merah adalah penyesuaian simetris terhadap data itu.
Pada 1986 Voyager 2 menemukan bahwa belahan selatan Uranus yang terlihat dapat dibagi menjadi dua daerah: kap kutub yang terang dan pita ekuator yang gelap (lihat gambar di kanan). Perbatasan mereka terletak pada sekitar −45° garis lintang. Suatu pita sempit yang menempati kisaran garis lintang dari −45 sampai −50° merupakan fitur besar paling terang pada permukaan kentara planet Uranus. Ia disebut "kerah" selatan. Kap dan kerah tersebut diduga sebagai daerah yang rapat dari awan metana yang terletak dalam kisaran tekanan 1,3 sampai 2 bar (lihat atas). Namun sayang Voyager 2 tiba selama tinggi musim panas planet itu dan tidak bisa mengamati belahan utara. Akan tetapi, pada permulaan abad kedua puluh satu, saat daerah kutub utara terlihat, Teleskop angkasa Hubble dan Keck tidak mengamati ada kerah maupun kap di belahan utara. Jadi Uranus kelihatannya asimetris: terang dekat kutub selatan dan gelap seragam di daerah di utara kerah selatan. Selain struktur berpita skala besar, Voyager 2 mengamati sepuluh awan terang kecil, kebanyakan letaknya beberapa derajat ke utara dari kerah itu. Dalam semua segi lain Uranus terlihat seperti planet yang mati dinamis pada tahun 1986.
Bintik gelap pertama yang diamati di Uranus. Gambar didapat oleh ACS pada HST pada 2006.
Namun pada tahun 1990-an, jumlah fitur awan terang yang teramati meningkat pesat sebagian karena teknik pencitraan resolusi tinggi yang baru menjadi tersedia. Mayoritas mereka ditemukan di belahan utara Uranus saat ia mulai kelihatan. Penjelasan mula-mula—bahwa awan-awan terang itu lebih mudah diidentifikasi di bagian gelap planet tersebut, sedangkan di belahan selatan kerah terangnya menutupi mereka—ditunjukkan tidak benar: banyak sebenarnya fitur-fitur itu memang meningkat pesat. Namun demikian, ada perbedaan antara awan-awan di tiap belahan planet itu. Awan-awan di utara lebih kecil, lebih tajam dan lebih terang.Nampaknya mereka terletak pada tempat yang lebih tinggi Awan-awan itu masa hidupnya beragam. Beberapa awan kecil bertahan beberapa jam, sementara sedikitnya satu awan selatan mungkin telah ada sejak terbang dekatnya Voyager.Pengamatan terbaru juga menemukan bahwa fitur awan di Uranus punya banyak persamaan dengan yang ada di Neptunus. Sebagai contoh, bintik-bintik gelap yang umum terdapat di Neptunus tidak pernah diamati di Uranus sebelum tahun 2006, saat fitur demikian yang pertama dicitrakan.Dierkirakan bahwa Uranus menjadi lebih mirip Neptunus selama musim ekuinoksnya.
Pelacakan banyak fitur-fitur awan memungkinkan penentuan angin zona yang berhembus di troposfer atas Uranus. Di ekuator arah angin adalah retrograd, yang artinya bahwa mereka berhembus ke arah sebaliknya dari rotasi planet itu. Kecepatan mereka dari −100 hingga −50 m/s. Kecepatan angin meningkat dengan jarak dari ekuator, mencapai nilai nol pada garis lintang dekat ±20°, dimana suhu troposfer minimum berada.Dekat kutub-kutubnya, angin berganti arahnya menjadi prograd, mengalir searah dengan rotasi planetnya. Kecepatan angin terus meningkat mencapai nilai maksimanya pada garis lintang ±60° sebelum jatuh ke nol di kutub. Kecepatan angin pada garis lintang −40° berkisar dari 150 hingga 200 m/s. Karena kerah di situ mengaburkan semua awan di bawah paralel itu, kecepatan yang ada di antaranya dan kutub selatan tidak mungkin diukur.[16] Kontras dengan itu, di belahan utaranya kecepatan angin maksimum setinggi 240 m/s diamati dekat garis lintang +50°.
Pembentukan
Banyak yang berargumen bahwa perbedaan antara raksasa es dengan raksasa gas berlanjut pada pembentukan mereka.Tata Surya dipercaya terbentuk dari bola gas dan debu raksasa yang berotasi yang dikenal sebagai nebula pramatahari. Sebagian besar gas nebula itu, terutama hidrogen dan helium, membentuk Matahari, sementara butiran debu berkumpul bersama membentuk protoplanet pertama. Saat planet-planet tersebut tumbuh, beberapa dari mereka akhirnya mengumpulkan cukup materi untuk gravitasi mereka untuk menarik gas nebula itu yang ditinggalkan. Semakin banyak gas yang mereka tarik, mereka menjadi semakin besar; semakin besar mereka, semakin banyak gas yang mereka tarik sampai titik kritis tercapai dan ukuran mereka mulai meningkat secara eksponensial. Raksasa-raksasa es, dengan gas nebular hanya bermassa beberapa kali Bumi, tidak pernah mencapai titik kritis itu. Simulasi terbaru migrasi planet menyarankan bahwa kedua raksasa es itu terbentuk lebih dekat kepada Matahari daripada posisi mereka sekarang dan bergerak ke arah luar setelah pembentukannya, satu hipotesis yang terperinci dalam model Nice.
Sistem Uranus.
Uranus memiliki 27 satelit alam yang telah diketahui. Nama bagi satelit-satelit ini dipilih dari karakter karya Shakespeare dan Alexander Pope. Lima satelit utamanya adalah Miranda, Ariel, Umbriel, Titania dan Oberon. Sistem satelit Uranian adalah yang paling kurang masif di antara raksasa gas; memang, massa gabungan kelima satelit utamanya itupun hanya kurang dari setengah massa Triton. Satelit yang terbesar, Titania, radiusnya hanya 788,9 km, atau kurang dari setengah jari-jari Bulan, tetapi sedikit lebih besar daripada Rhea, bulan kedua terbesar Saturnus, menjadikan Titania bulan berukuran terbesar kedelapan dalam Tata Surya. Bulan-bulan itu memiliki albedo yang relatif rendah; berkisar dari 0,20 untuk Umbriel hingga 0,35 untuk Ariel (dalam cahaya hijau). Bulan-bulan itu merupakan kumpulan es-batu yang kira-kira terdiri lima puluh persen es dan lima puluh persen batu. Es itu mungkin termasuk amonia dan karbon dioksida.
Di antara satelit-satelit itu, Ariel nampak memiliki pemukaan termuda dengan kawah tabrakan paling sedikit, sedangkan Umbriel nampaknya yang tertua.Miranda memiliki ngarai patahan sedalam 20 kilometer, lapisan-lapisan berpetak dan variasi yang kacau dalam umur dan fitur permukaan. Aktivitas geologis Miranda di masa lalu dipercaya didorong oleh pemanasan pasang-surut pada suatu ketika saat orbitnya lebih eksentrik daripada sekarang, mungkin hasil dari resonansi orbital dengan Umbriel yang dulu ada.Proses perenggangan yang diasosiasikan dengan diapir yang naik mungkin merupakan asal dari korona-korona yang mirip 'lintasan balap' di bulan itu.Sama dengan itu, Ariel dipercaya pernah berada dalam resonansi 4:1 dengan Titania.
Eksplorasi
Pada 1986, wahana Voyager 2 milik NASA mengunjungi Uranus. Kunjungan ini adalah satu-satunya usaha untuk menginvestigasi planet itu dari jarak dekat dan tidak ada kunjungan lain yang direncanakan untuk saat ini. Diluncurkan pada tahun 1977, jarak Voyager 2 paling dekat ke Uranus pada tanggal 24 Januari 1986, berada dalam 81 500 kilometer puncak awan planet tersebut, sebelum melanjutkan perjalanannya menuju Neptunus. Voyager 2 mempelajari struktur dan komposisi kimia atmosfernya, menemukan 10 bulan dan mempelajari cuaca unik planet itu yang disebabkan kemiringan sumbunya yang 97,77°; dan memeriksa sistem cincinnya.Ia juga mempelajari medan magnetnya, struktur tidak beraturannya, kemiringannya dan ekor magnetosfer "pembuka tutup botol"nya yang unik yang disebabkan orientasi Uranus yang menyamping. Ia melakukan investigasi terperinci pertama dari lima bulan terbesarnya dan mempelajari semua cincin sistem itu yang diketahui yang banyaknya sembilan dan menemukan dua cincin yang baru.
.png "English"){kind=small}
