Dieser von F. W. Herschel am 13. März 1781 entdeckte Planet unterscheidet sich durch die Lage der Rotationsachse, die fast genau in seiner Bahnebene liegt, von allen anderen Planeten. Aus den beim Vorbeiflug der Raumsonde Voyager 2 im Januar 1986 gewonnenen Daten geht hervor, daß der grünliche Uranus eine Atmosphäre (Temperatur um -200°C) aus 83% Wasserstoff, 15% Helium und 2% Methan besitzt. Letzteres konnte in tieferen Atmosphärenschichten in wolkenartigen Gebilden als Methaneisnebel identifiziert werden.

Größe	Wert
mittlerer Abstand von der Sonne	2884x106 km = 19,18 AE
Umlaufzeit um die Sonne	84 Jahre
Rotationszeit	17,9 h
Bahnneigung gegen die Ekliptik	0,77°
Exzentrizität der Umlaufbahn	0,047
Äquatorneigung gegen die Bahnebene	rund 98°
Äquatordurchmesser	51.120 km
mittlere Dichte	1,27 g/cm³
Masse	8.68 x 1025
Fallbeschleunigung	777 cm/s²
Albedo	0,51
größte scheinbare Helligkeit	+5,5 mag
Monde	17

Uranus besitzt neben 5 größeren und 12 kleineren Monden auch ein schmales, aus mehreren dünnen Ringen bestehendes doppeltes Ringsystem. Die Ringpartikel bestehen aus dunklem felsigen bzw. carbonischen Material.

Die ersten 9 Uranus-Ringe wurden im Jahr 1977 bei Beobachtungen der Uranus-Atmosphäre entdeckt. Während der Voyager-Vorbeiflüge wurden die beiden inneren Ringe und 10 Monde aufgespürt. Die äußeren Ringe wurden zum damaligen Zeitpunkt nicht erkannt, da sie extrem lichtschwach sind und sich viel weiter entfernt von Uranus befinden, als vermutet.

Hubble fotografierte die lichtschwachen äußeren Ringe erstmals im August 2004 und erneut im September 2005. Das Forscherteam untersuchte daraufhin archivierte Quellen und erkannte die feinen Gebilde auch auf Hubble-Bildern aus dem Jahr 2003 und sogar auf Aufnahmen von Voyager 2 aus dem Jahr 1986.

Zweites Ringsystem wird gespeist

Aufgrund der großen Distanz sprechen die Entdecker sogar von einem zweiten Ringsystem. Eine kleiner mit dem Hubble Space Telescope entdeckter Mond teilt sich mit einem der Ringe die Umlaufbahn um Uranus.

Die Wissenschaftler vermuten, dass sich die feinen Eis- und Staubpartikel, aus denen die Ringe des blauen Gasplaneten bestehen, nach und nach auf spiralförmigen Bahnen von Uranus entfernen. Dies würde bedeuten, dass es eine Quelle im Uranus-System geben muss, die diese Ringe im Laufe der Zeit mit Nachschubmaterial versorgen muss, da die Strukturen anderenfalls verschwinden würden.

Es wird vermutet, dass der nur wenige Kilometer große Mond Mab eine solche Quelle darstellen könnte. Durch Meteoriteneinschläge auf diesen Mond können feine Staubpartikel und anderes fragmentiertes Material von der Oberfläche des Mondes in eine Umlaufbahn um Uranus geschleudert werden. Dieses feine Material verteilt sich dann entlang der Umlaufbahn des Mondes und bildet einen feinen Ring.

Chaotische Abweichungen

Wissenschafler konnten aus Hubble-Bildern des jahres 2005 die Erkenntnis gewinnen, dass sich die Umlaufbahnen der inneren Uranusmonde seit 1994 beachtlich verändert haben. Die genauen Daten der Umlaufbahnen wurden aus Bildern der Voyager-Sonden und Hubble-Fotos abgeleitet. Die nun erkannten Abweichungen werden von den Wissenschaftlern auf chaotische Prozesse zurückgeführt, die daraus resultieren, dass es unter den vielen Uranus-Monden zu einen ständig variierenden Austausch von Drehmoments- und Bahnenergie kommt.

Dies bedeutet allerdings auch, dass es im Uranus-System etwa im Abstand von mehreren Millionen Jahren zu einer Kollision solcher Satelliten kommt, was verglichen zum Alter unseres Sonnensystems (4,5 Milliarden Jahre) eine recht kurze Zeitspanne ist.

Der weiße Fleck nahe der Mitte der Uranus-Scheibe ist der Mond Ariel, dessen Schatten als deutlicher dunkler Fleck in der blauen Wolkenhülle des Uranus zu erkennen ist. Ariel besitzt einen Durchmesser von ungefähr 1.100 Kilometern, was einem Drittel der Größe unseres Erdmondes entspricht. Dieser Durchmesser reicht aus, um von der Wolkenobergrenze des Uranus aus betrachtet die dort winzige Sonnenscheibe vollständig abzudecken.

Transite von Monden vor Ihren Planeten sind eigentlich keine Seltenheit im Sonnensystem. So zeigen die vier galileischen Jupiter-Monde recht häufig ähnliche Schattenspiele auf der Oberfläche des Gasriesen. Die Bahngeometrie der Monde des Uranus lässt ein solches Ereignis jedoch nur sehr selten zu. Die Rotationsachse des Uranus ist um 98° zur Ekliptik geneigt und die Monde befinden sich in dessen Äquatorialebene. Uranus benötigt 84 Jahre, um die Sonne einmal zu umrunden. Somit können Finsternisse hier nur alle 42 Jahre auftreten - genau dann, wenn man von der Sonne aus auf die Kante der Umlaufebene der Monde sehen kann.

Das Hubble-Foto aus dem Jahr 2006 dokumentiert die erste Beobachtung eines solchen Ereignisses auf der Uranus-Oberfläche. Der Planet nähert sich seiner Sonnenwende-Bahnposition an, die er im Jahr 2007 erreicht. Die Sonne steht dann - vom Uranus aus betrachtet - über dessen Äquator im Zenit. Während der letzten Sonnenwende auf Uranus im Jahr 1965 gab es noch keine Teleskope, die eine ausreichende Auflösung besaßen, um ein solches Ereignis beobachten zu können.