अरुण (ग्रह) का स्रोत देखें

{{सफ़ाई|reason=references display|date=जुलाई 2012}}
{{Infobox planet
| name = अरुण
| symbol = [[File:Uranus symbol (bold).svg|24px|⛢]]
| image = [[File:Uranus2.jpg|240px|Uranus as seen by Voyager&nbsp;2]]
| caption = Uranus presented a featureless disk to ''[[Voyager 2]]'' in 1986. Its appearance reflects the presence of a high-altitude [[hydrocarbon]] photochemical haze overlying clouds of [[methane]], which in turn overlie clouds of [[hydrogen sulfide]] and/or [[ammonia]] (below these are additional unseen cloud decks of different compositions). The blue-green coloration results from the [[absorption band]]s of methane.
| discovery = yes
| discoverer = [[William Herschel]]
| discovered = March 13, 1781
| orbit_ref =
<ref name="horizons" />{{efn | Orbital elements refer to the barycenter of the Uranus system and are the instantaneous [[osculating orbit|osculating]] values at the precise [[युगारम्भ (खगोलशास्त्र)#J2000.0|J2000]] epoch. Barycenter quantities are given because, in contrast to the planetary center, they do not experience appreciable changes on a day-to-day basis from the motion of the moons. }}
| epoch = [[युगारम्भ (खगोलशास्त्र)#J2000.0|J2000]]
| aphelion =
 {{plainlist |
* 3,004,419,704&nbsp;[[kilometer|km]]
* 20.083&nbsp;305&nbsp;26&nbsp;[[Astronomical unit|AU]]
 }}
| perihelion =
 {{plainlist |
* 2,748,938,461&nbsp;km
* 18.375&nbsp;518&nbsp;63 AU
 }}
| semimajor =
 {{plainlist |
* 2,876,679,082&nbsp;km
* 19.229&nbsp;411&nbsp;95 AU
 }}
| eccentricity = 0.044&nbsp;405&nbsp;586
| period =
 {{plainlist |
* 30,799.095&nbsp;[[day]]s
* 84.323&nbsp;326 [[julian year (astronomy)|yr]]
* 42,718 Uranus [[solar day]]s<ref name="CSeligman" />
 }}
| synodic_period = 369.66&nbsp;days<ref name="fact" />
| avg_speed = 6.81&nbsp;km/s<ref name="fact" />
| inclination = 0.772&nbsp;556° to [[Ecliptic]] <br> 6.48° to [[सूर्य|Sun]]'s equator <br> 1.02° to [[Invariable plane]]<ref name="meanplane" />
| asc_node = 73.989&nbsp;821°
| arg_peri = 96.541&nbsp;318°
| mean_anomaly = 142.955&nbsp;717°
| satellites = [[अरुण के प्राकृतिक उपग्रह|27]]
| physical_characteristics = yes
| flattening = 0.022&nbsp;9&nbsp;±&nbsp;0.000&nbsp;8{{efn | Calculated using data from Seidelmann, 2007.<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" /> }}
| equatorial_radius = 25,559&nbsp;±&nbsp;4&nbsp;km <br> 4.007&nbsp;Earths<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" />{{efn|name=atmospheric pressure}}
| polar_radius = 24,973&nbsp;±&nbsp;20&nbsp;km <br> 3.929&nbsp;Earths<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" />{{efn|name=atmospheric pressure}}
| circumference = 159,354.1&nbsp;km<ref name="nasafact" />
| surface_area = 8.115&nbsp;6{{e|9}}&nbsp;km<sup>2</sup><ref name="nasafact" />{{efn|name=atmospheric pressure}} <br> 15.91&nbsp;Earths
| volume = 6.833{{e|13}}&nbsp;km<sup>3</sup><ref name="fact" />{{efn|name=atmospheric pressure}} <br> 63.086&nbsp;Earths
| mass = {{nowrap|(8.6810 ± 0.0013){{e|25}} [[kilogram|kg]]}} <br> 14.536&nbsp;Earths<ref name="Jacobson Campbell et al. 1992" /> <br>
[[standard gravitational parameter|GM]]=5&nbsp;793&nbsp;939&nbsp;±&nbsp;13&nbsp;km<sup>3</sup>/s<sup>2</sup>
| density = 1.27&nbsp;g/cm<sup>3</sup><ref name="fact" />{{efn|name=atmospheric pressure}}
| surface_grav = 8.69&nbsp;[[Acceleration|m/s<sup>2</sup>]]<ref name="fact" />{{efn|name=atmospheric pressure}} <br> 0.886&nbsp;[[g-force|g]]
| escape_velocity = 21.3&nbsp;km/s<ref name="fact" />{{efn|name=atmospheric pressure}}
| sidereal_day = 0.718&nbsp;33 day <small>([[retrograde motion|Retrograde]]) </small> <br> {{nowrap|17 [[hour|h]] 14 [[minute|min]] 24 [[second|s]]}}<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" />
| rot_velocity = 2.59&nbsp;km/s <br> 9,320&nbsp;km/h
| axial_tilt = 97.77°<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" />
| right_asc_north_pole = {{nowrap|17 h 9 min 15 s}} <br> 257.311°<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" />
| declination = −15.175°<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" />
| albedo = 0.300 ([[Bond albedo|Bond]]) <br>
0.51 ([[Geometric albedo|geom.]])<ref name="fact" />
| magnitude = 5.9<ref name="ephemeris" /> to 5.32<ref name="fact" />
| angular_size = 3.3"–4.1"<ref name="fact" />
| temperatures = yes
| temp_name1 = 1&nbsp;[[bar (unit)|bar]] level<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" />
| min_temp_1 =
| mean_temp_1 = 76&nbsp;[[केल्विन|K]]
| max_temp_1 =
| temp_name2 = 0.1&nbsp;bar <br> ([[tropopause]])<ref name="Lunine 1993" />
| min_temp_2 = 49&nbsp;K
| mean_temp_2 = 53&nbsp;K
| max_temp_2 = 57&nbsp;K
| pronounced = {{IPAc-en|audio=uranus.ogg|ˈ|jʊər|ə|n|ə|s}} or {{IPAc-en|audio=en-us-Uranus.ogg|j|ʊ|ˈ|r|eɪ|n|ə|s}}<ref name="OED" /><ref name="BBCOUP" />
| adjectives = Uranian
| atmosphere = yes
| atmosphere_ref =
<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Lindal Lyons et al. 1987" /><ref name="Conrath Gautier et al. 1987" />{{efn | Calculation of He, H<sub>2</sub> and CH<sub>4</sub> molar fractions is based on a 2.3% mixing ratio of methane to hydrogen and the 15/85 He/H<sub>2</sub> proportions measured at the tropopause. }}
| scale_height = 27.7&nbsp;km<ref name="fact" />
| atmosphere_composition = ''(Below 1.3&nbsp;bar)''
<table>
<tr><td>
83&nbsp;±&nbsp;3%</td><td>[[hydrogen]] (H<sub>2</sub>)
</td></tr><tr><td>
15&nbsp;±&nbsp;3%</td><td>[[helium]] (He)
</td></tr><tr><td>
2.3%</td><td>[[methane]] (CH<sub>4</sub>)</td></tr><tr><td>
0.009% <br> (0.007–0.015%)</td><td>[[hydrogen deuteride]]&nbsp;(HD)<ref name="Feuchtgruber1999" />
</td></tr><tr><td>
'''Ices''':
* [[ammonia]] (NH<sub>3</sub>)
* [[water (molecule)|water]] (H<sub>2</sub>O)
* [[ammonium hydrosulfide]] (NH<sub>4</sub>SH)
* [[methane ice]] (?) (CH<sub>4</sub>•5.75H<sub>2</sub>O) 
</td></tr></table>}}

'''अरुण''' (Uranus; [[खगोलीय चिन्ह|प्रतीक]]: [[File:Uranus symbol (fixed width).svg|16px|⛢]]), या '''यूरेनस''' हमारे [[सौर मण्डल]] में [[सूर्य]] से सातवाँ ग्रह है। [[व्यास]] के आधार पर यह सौर मण्डल का तीसरा बड़ा और [[द्रव्यमान]] के आधार पर चौथा बड़ा ग्रह है। द्रव्यमान में यह पृथ्वी से १४.५ गुना अधिक भारी और अकार में पृथ्वी से ६३ गुना अधिक बड़ा है। औसत रूप में देखा जाए तो पृथ्वी से बहुत कम घना है - क्योंकि पृथ्वी पर पत्थर और अन्य भारी पदार्थ अधिक प्रतिशत में हैं जबकि अरुण पर गैस अधिक है। इसीलिए पृथ्वी से तिरेसठ गुना बड़ा अकार रखने के बाद भी यह पृथ्वी से केवल साढ़े चौदह गुना भारी है। हालांकि अरुण को बिना [[दूरदर्शी|दूरबीन]] के आँख से भी देखा जा सकता है, यह इतना दूर है और इतनी माध्यम रोशनी का प्रतीत होता है के प्राचीन विद्वानों ने कभी भी इसे ग्रह का दर्जा नहीं दिया और इसे एक दूर टिमटिमाता [[तारा]] ही समझा।<ref>{{cite web|title=MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program|work=Monterey Institute for Research in Astronomy|url=http://www.mira.org/fts0/planets/101/text/txt001x.htm|accessdate=August 27, 2007|archive-url=https://www.webcitation.org/60qT4OSTF?url=http://www.mira.org/fts0/planets/101/text/txt001x.htm|archive-date=11 अगस्त 2011|url-status=dead}}</ref> १३ मार्च १७८१ में [[विलियम हरशॅल|विलियम हरशल]] ने इसकी खोज की घोषणा करी। अरुण दूरबीन द्वारा पाए जाने वाला पहला ग्रह था।

हमारे सौर मण्डल में चार ग्रहों को [[गैस दानव]] कहा जाता है, क्योंकि इनमें मिटटी-पत्थर की बजाय अधिकतर गैस है और इनका आकार बहुत ही विशाल है। अरुण इनमे से एक है - बाकी तीन [[बृहस्पति]], [[शनि]] और [[वरुण (ग्रह)|वरुण]] (नॅप्टयून) हैं। इनमें से अरुण की बनावट वरुण से बहुत मिलती-जुलती है। अरुण और वरुण के वातावरण में बृहस्पति और शनि के तुलना में बर्फ़ अधिक है - पानी की बर्फ़ के अतिरिक्त इनमें जमी हुई [[अमोनिया]] और [[मिथेन|मीथेन]] गैसों की बर्फ़ भी है। इसलिए कभी-कभी खगोलशास्त्री इन दोनों को "बर्फ़ीले गैस दानव" नाम की श्रेणी में डाल देते हैं। सौर मण्डल के सारे ग्रहों में से अरुण का वायुमण्डल सब से ठण्डा पाया गया है और उसका न्यूनतम तापमान -४९ [[केल्विन|कैल्विन]] (यानी -२२४° सेण्टीग्रेड) देखा गया है। इस ग्रह में बादलों की कई तहें देखी गई हैं। मानना है के सब से नीचे पानी के बादल हैं और सब से ऊपर मीथेन गैस के बादल हैं। यह भी माना जाता है कि यदि किसी प्रकार अरुण के बिलकुल बीच जाकर इसका केन्द्र देखा जा सकता तो वहाँ बर्फ़ और पत्थर पाए जाते।<ref name=Podolak1995>{{cite journal|last=पोडोलैक|first=मॉरिस|author2=वाइज़मॅन, ए॰; मारली, ऍम॰|title=अरुण और वरुण के तुलनात्मक मॉडल (कॉम्पैरेटिव मॉडल्ज़ ऑफ़ युरेनस ऐंड नॅपच्यून, अंग्रेज़ी में)|journal=ग्रह और अंतरिक्ष विज्ञान (प्लैनेटेरी ऐंड स्पेस साइंस)|volume=४३|issue=१२|pages=१५१७–१५२२|year=१९९५| bibcode=1995P&SS...43.1517P|doi=10.1016/0032-0633(95)00061-5}}</ref>

== कक्षा और घूर्णन ==
[[चित्र:Uranus Orbit.gif|thumb|युरेनस प्रत्येक ८४ पृथ्वी वर्षों में सूर्य का एक चक्कर लगाता है, इसकी सूर्य से औसत दूरी लगभग ३ अरब कि॰मी॰ (२० [[खगोलीय इकाई|ख.ई.]]) है I]][[चित्र:Uranusandrings.jpg|thumb|[[हबल अंतरिक्ष दूरदर्शी|हबल स्पेस टेलीस्कोप]] के [[निकमोस कैमरा]] द्वारा प्राप्त १९९८ की यूरेनस की बनावटी-रंग की एक निकट [[अवरक्त]] छवि, [[बादल]] की धारियों, [[उपग्रही छल्ला|छल्लों]] और [[प्राकृतिक उपग्रह|चन्द्रमाओं]] को दिखा रहा है I]]
युरेनस प्रत्येक ८४ पृथ्वी वर्षों में सूर्य का एक चक्कर लगाता है। इसकी सूर्य से औसत दूरी लगभग ३ अरब कि॰मी॰ (२० [[खगोलीय इकाई|ख.ई.]]) है। युरेनस पर सूर्य प्रकाश की तीव्रता पृथ्वी पर की तुलना में लगभग १/१४०० है।<ref>{{cite web|title=Next Stop Uranus|url=http://www.astrosociety.org/education/publications/tnl/04/04.html|year=1986|accessdate=June 9, 2007|archive-url=https://www.webcitation.org/60qT7WRW7?url=http://www.astrosociety.org/education/publications/tnl/04/04.html|archive-date=11 अगस्त 2011|url-status=live}}</ref> सबसे पहले इसके कक्षीय तत्वों की गणना १७८३ में [[पियरे-सीमोन लाप्लास]] द्वारा की गई थी |<ref name=georgeforbes>{{cite web|title=History of Astronomy|author=George Forbes|year=1909|url=http://www.vinnysa1store.com/historyofastronomy2.html#8|accessdate=August 7, 2007|archive-url=https://web.archive.org/web/20151107100736/http://www.vinnysa1store.com/historyofastronomy2.html#8|archive-date=7 नवंबर 2015|url-status=dead}}</ref> समय के साथ, अनुमानित और अवलोकित कक्षाओं के बीच की विसंगतियां नजर आनी शुरू हो गई और १८४१ में [[जॉन काउच एडम्स]] ने सबसे पहले प्रस्तावित किया कि यह अंतर किसी अदृश्य ग्रह के गुरुत्वाकर्षण खिंचाव के कारण हो सकता है। १८४५ में, [[उर्बैन ली वेर्रिएर]] ने यूरेनस की कक्षा पर अपना स्वतंत्र अनुसंधान शुरू किया | २३ सितंबर १८४६ को [[जोहान गोटफ्राइड गाले]] ने एक [[नेप्चून की खोज|नया ग्रह खोजा]], बाद में इसका नाम [[वरुण (ग्रह)|नेपच्यून]] रखा गया, यह ली वेर्रिएर द्वारा अनुमान लगाईं गई स्थिति के करीब था। <ref>{{cite web|title=Mathematical discovery of planets|author=O'Connor, J J and Robertson, E F|url=http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Neptune_and_Pluto.html|year=1996|accessdate=June 13, 2007|archive-url=https://www.webcitation.org/60qT7dQOo?url=http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/HistTopics/Neptune_and_Pluto.html|archive-date=11 अगस्त 2011|url-status=live}}</ref>

युरेनस के भीतर की घूर्णन अवधि १७ घंटे, १४ मिनट है। सभी महाकाय ग्रहों की तरह, इसका उपरी वायुमंडल भी घूर्णन की दिशा में बहुत शक्तिशाली हवाओं को महसूस करता है। कुछ अक्षांशों पर जैसे कि भूमध्य रेखा से दक्षिण ध्रुव की ओर के दो-तिहाई रास्ते पर, वातावरण की दृश्य आकृतियां बहुत तेजी से चलती है और छोटे से छोटा १४ घंटों का एक पूर्ण घूर्णन बनाती है।<ref>{{cite web|title=Uranus|work=NASA World Book|author=Peter J. Gierasch and Philip D. Nicholson|url=http://www.nasa.gov/worldbook/uranus_worldbook.html|year=2004|accessdate=June 9, 2007|archive-url=https://www.webcitation.org/60qT840qC?url=http://www.nasa.gov/worldbook/uranus_worldbook.html|archive-date=11 अगस्त 2011|url-status=live}}</ref>

=== अक्षीय झुकाव ===
युरेनस का [[अक्षीय झुकाव]] ९७.७७ डिग्री है, इसलिए इसकी घूर्णन धूरी सौरमंडल तल के साथ करीब करीब समानांतर है। यह उसको अन्य प्रमुख ग्रहों के विपरीत पूरी तरह से भिन्न मौसमी परिवर्तन देता है। अन्य ग्रह सौरमंडल तल पर डोलते लट्टुओं की तरह घूमते हुए देखे जा सकते है, जबकि युरेनस एक डोलती लुढ़कती गेंद की तरह परिभ्रमण करता है। युरेनस [[संक्रांति]] के वक्त के करीब, एक ध्रुव लगातार सूर्य के सामने रहता है जबकि दूसरा ध्रुव परे रहता है। केवल भूमध्यरेखा के आसपास का संकरा पट्टा द्रुत दिन-रात के चक्रों को महसूस करता है, लेकिन क्षितिज पर बहुत नीचे सूर्य के साथ साथ जिस तरह से पृथ्वी के ध्रुवीय क्षेत्रों में होता है। यूरेनस की कक्षा के दूसरी ओर पर [[सूर्य]] के सामने के ध्रुवों का अभिविन्यास उलट है। प्रत्येक ध्रुव ४२ वर्षों के आसपास लगातार उजाला पाता है, फिर अगले ४२ वर्ष अँधेरे में गुजारता है।<ref>{{cite web|title=Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus|author=Lawrence Sromovsky|work=University of Wisconsin Madison|url=http://www.news.wisc.edu/releases/12826.html|year=2006|accessdate=June 9, 2007|archive-url=https://web.archive.org/web/20110720221646/http://www.news.wisc.edu/releases/12826.html|archive-date=20 जुलाई 2011|url-status=dead}}</ref> [[विषुव|विषुवों]] के समय के पास, सूर्य युरेनस के विषुववृत्त के सामने होता है और दिन-रात के चक्रों की एक समयावधि देता है, उसी तरह जैसी वह अधिकतर अन्य ग्रहों में देखी गई। युरेनस अपने सबसे हाल के विषुव पर ७ दिसम्बर २००७ को पहुंचा |<ref>{{cite conference|last=Hammel|first=Heidi B.|title=Uranus nears Equinox|booktitle=A report from the 2006 Pasadena Workshop|date=September 5, 2006|url=http://web.archive.org/web/20090225084057/http://www.apl.ucl.ac.uk/iopw/uworkshop_060905.pdf|format=PDF|accessdate=17 अप्रैल 2012|archiveurl=https://web.archive.org/web/20170325071117/http://web.archive.org/web/20090225084057/http://www.apl.ucl.ac.uk/iopw/uworkshop_060905.pdf|archivedate=25 मार्च 2017|url-status=live}}</ref><ref name=weather>{{cite web |url=http://www.sciencedaily.com/releases/2006/10/061001211630.htm |title=Hubble Discovers Dark Cloud In The Atmosphere Of Uranus |publisher=Science Daily |accessdate=April 16, 2007 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110629200036/http://www.sciencedaily.com/releases/2006/10/061001211630.htm |archive-date=29 जून 2011 |url-status=live }}</ref>
{| class="wikitable" style="text-align: center;"
|-
! उत्तरी गोलार्ध   
! वर्ष 
! दक्षिणी गोलार्ध 
|-
| दक्षिणायन 
| १९०२, १९८६  
| उत्तरायण
|-
| वसंत-विषुव   
| १९२३, २००७
| शरद-विषुव
|-
| उत्तरायण      
| १९४४, २०२८
| दक्षिणायन 
|-
| शरद-विषुव    
| १९६५, २०४९ 
| वसंत-विषुव
|}

इस अक्षीय झुकाव का एक परिणाम यह है कि, वर्ष के औसत काल में, युरेनस के ध्रुवीय क्षेत्र इसके भूमध्यरेखीय क्षेत्रों की तुलना में सूर्य से निवेशित ऊर्जा का वृहत्तर हिस्सा प्राप्त करते है। फिर भी युरेनस, अपने ध्रुवों पर की तुलना में अपनी भूमध्यरेखा पर ज्यादा तप्त है। इसके लिए उत्तरदायी अंतर्निहित तंत्र अज्ञात है। यूरेनस के असामान्य धुरिय झुकाव का कारण भी निश्चितता के साथ ज्ञात नहीं है, लेकिन हमेशा की तरह अटकलें यह है कि सौरमंडल निर्माण के दौरान, एक पृथ्वी के आकार का [[आदिग्रह]] यूरेनस के साथ टकराया और इस विषम अभिविन्यास का कारण बना |<ref>{{cite book|author=Bergstralh, Jay T.; Miner, Ellis; Matthews, Mildred|title=Uranus|year=1991|pages= 485–486|isbn=0-8165-1208-6}}</ref> १९८६ में [[वॉयेजर द्वितीय|वोएजर २]] के गुजारे के समय यूरेनस का दक्षिण ध्रुव तकरीबन सीधे सूर्य की ओर था। ग्रह के घूर्णन की दिशा के मौजूद होने के बावजूद, "दक्षिण" के रूप में पहचान के लिए इसका ध्रुव हाल के [[अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ]] द्वारा समर्थित परिभाषा का उपयोग करता है। अर्थात् कि ग्रह या उपग्रह का उत्तरी ध्रुव वह ध्रुव होगा जो सौरमंडल के अविकारी तल के ऊपर की ओर होगा। <ref>{{cite web|url=http://www.hnsky.org/iau-iag.htm|title=Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000|work=IAU|year=2000|accessdate=June 13, 2007|archive-url=https://www.webcitation.org/60qCIcHwA?url=http://www.hnsky.org/iau-iag.htm|archive-date=10 अगस्त 2011|url-status=dead}}</ref><ref>{{cite web |url=http://pds.jpl.nasa.gov/documents/sr/stdref_021015/Chapter02.pdf |format=PDF |title=Cartographic Standards |work=NASA |accessdate=June 13, 2007 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qT90eON?url=http://pds.jpl.nasa.gov/documents/sr/stdref_021015/Chapter02.pdf |archive-date=11 अगस्त 2011 |url-status=dead }}</ref> कभी कभी एक भिन्न परिपाटी प्रयोग की जाती है, जिसमें एक पिंड के उत्तर और दक्षिण ध्रुवों को घूर्णन की दिशा के संबंध में दक्षिण-हस्त नियम के अनुसार परिभाषित किया जाता है।<ref>{{cite web|url=http://roger.ecn.purdue.edu/~masl/documents/masl/coords.html|title=Coordinate Frames Used in MASL|year=2003|accessdate=June 13, 2007|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070505140123/http://roger.ecn.purdue.edu/~masl/documents/masl/coords.html|archivedate=5 मई 2007|url-status=dead}}</ref> इस दूसरी निर्देशांक प्रणाली की शर्तों में यूरेनस का उत्तर ध्रुव वह था जो १९८६ में सूर्य की ओर था।

=== दृश्यता ===
१९९५ से २००६ तक, यूरेनस का [[सापेक्ष कांतिमान|आभासी परिमाण]] + ५.६ और + ५.९ के बीच घटता-बढ़ता रहा, नग्न आंखों की दृश्यता की सीमा के ठीक भीतर रखने पर परिमाण + ६.५ का होता है।<ref name=ephemeris>{{cite web|title=Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995 – 2006|author=Espenak, Fred|work=NASA|url=http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/TYPE/TYPE.html|year=2005|accessdate=June 14, 2007|archiveurl=https://archive.is/20121205061717/http://eclipse.gsfc.nasa.gov/TYPE/TYPE.html|archivedate=5 दिसंबर 2012|url-status=dead}}</ref> इसका कोणीय व्यास ३.४ और ३.७ आर्क सेकण्ड है, तुलना के लिए शनि ग्रह के लिए १६ से २० आर्क सेकण्ड और बृहस्पति के लिए ३२ से ४५ आर्क सेकण्ड है।<ref name=ephemeris /> [[विमुखता (ग्रह)|विमुखता]] पर, युरेनस रात्री आकाश में नग्न आँखों से दिखता है और दूरबीन के साथ शहरी परिवेश में भी एक आसान लक्ष्य बन जाता है।<ref name=nasafact>{{cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html|title=NASA's Uranus fact sheet|accessdate=June 13, 2007|archive-url=https://www.webcitation.org/60qT3owNB?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranusfact.html|archive-date=11 अगस्त 2011|url-status=live}}</ref> १५ और २३ से.मी. व्यास के बड़े शौकिया दूरबीनों में के साथ, यह ग्रह एक हल्की हरी नीली चकती के जैसा नजर आता है। २५ से.मी. या इससे व्यापक की एक बड़ी दूरबीन के साथ, बादल के स्वरूप को, यहाँ तक कि कुछ बड़े उपग्रहों को, जैसे कि [[टाइटेनिआ (उपग्रह)|टाईटेनिया]] और [[ओबेरॉन (उपग्रह)|ओबेरोन]] को, देख सकते है।<ref>{{cite web|title=Uranus: the Threshold Planet of 2006|author=Nowak, Gary T.|url=http://www.vtastro.org/Articles/uranus2006.html|year=2006|accessdate=June 14, 2007|archive-url=https://web.archive.org/web/20080302013357/http://www.vtastro.org/Articles/uranus2006.html|archive-date=2 मार्च 2008|url-status=dead}}</ref>

== आतंरिक संरचना ==
[[चित्र:Uranus, Earth size comparison.jpg|thumb|पृथ्वी और यूरेनस के आकार की तुलना]]
[[चित्र:Uranus-intern-en.png|thumb|यूरेनस के भीतर का आरेख]]

युरेनस का द्रव्यमान पृथ्वी की तुलना में १४.५ गुना है, जो वृहदाकार ग्रहों में सबसे कम है। इसकी त्रिज्या नेप्चून की तुलना में थोड़ी सी ज्यादा और पृथ्वी की त्रिज्या की चार गुना है। नतीजतन, १.२७ ग्रा./से.मी.<sup>३</sup> का घनत्व युरेनस को शनि के बाद सबसे कम घना 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 प्रकार के बर्फों से बना है, जैसे कि जल, अमोनिया और मीथेन |<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /> यूरेनस के आंतरिक भाग में बर्फ की समग्र मात्रा ठीक से ज्ञात नहीं है, मॉडल के चुनाव के हिसाब से अलग अलग आंकड़े उभरकर सामने आते है, यह पृथ्वी के द्रव्यमान के ९.३ और १३.५ के बीच होना चाहिए |<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name="Podolak Podolak et al. 2000" /> [[हाइड्रोजन]] और [[हिलियम|हीलियम]] समग्र का केवल एक छोटा सा हिस्सा बनाते है (०.५ और १.५ पृथ्वी द्रव्यमान के बीच) |<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /> शेष गैर-बर्फ की मात्रा (०.५ से ३,७ पृथ्वी द्रव्यमान) [[चट्टानी सामग्री]] से बनी है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" />

यूरेनस संरचना का मानक मॉडल यह है कि यह ग्रह तीन परतों से बना है: केंद्र में एक चट्टानी कोर ([[सिलिकेट]]/[[लोहा]]-[[निकल]]), मध्य में एक बर्फीला [[मेंटल]] और एक बाहरी गैसीय (हाइड्रोजन/हीलियम) छिलका |<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name=Faure2007/> कोर ०.५५ पृथ्वी द्रव्यमान के साथ अपेक्षाकृत छोटा है और त्रिज्या युरेनस की २०% त्रिज्या से कम है, मेंटल १३.४ पृथ्वी द्रव्यमान के साथ ग्रह की एक बड़ी राशि सम्मिलित करता है, जबकि ऊपरी वायुमंडल ०.५ पृथ्वी द्रव्यमान की तौल के साथ तुलनात्मक रूप से अवास्तविक है और युरेनस के आखिरी किनारे की २०% त्रिज्या पर विस्तारित है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name=Faure2007/> युरेनस के कोर का [[घनत्व]] ९ ग्राम/से.मी.३ के आसपास है, केंद्र में ८० लाख [[बार]] (८०० [[गीगा पास्कल]]) का दबाव और लगभग ५००० [[केल्विन]] का तापमान है।<ref name="Podolak Podolak et al. 2000" /><ref name=Faure2007>{{cite encyclopedia|last= Faure|first=Gunter|author2=Mensing, Teresa|title=Introduction to Planetary Science|encyclopedia=Introduction to Planetary Science|year=2007|publisher=स्प्रिंगर Netherlands|editor=Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.|doi=10.1007/978-1-4020-5544-7_18|chapter= Uranus: What Happened Here?|isbn= 978-1-4020-5233-0|pages= 369}}</ref> बर्फ मेंटल पारंपरिक अर्थों में वास्तव में बर्फ का बना हुआ नहीं है, बल्कि एक गर्म और घने तरल पदार्थ का है जो अमोनिया, पानी और अन्य वाष्पशील पदार्थों से मिलकर बना है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /><ref name=Faure2007/> इस तरल पदार्थ के पास एक उच्च विद्युत चालकता है, जिसे कभी कभी एक तरल-अमोनिया सागर कहलाता है।<ref name=Atreya2006>{{cite journal|last=Atreya|first=S.|author2=Egeler, P.; Baines, K.|title=Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?|journal=Geophysical Research Abstracts|volume=8|page=05179|year=2006|format=PDF|url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf|access-date=23 अप्रैल 2012|archive-url=https://web.archive.org/web/20190918194516/https://www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf|archive-date=18 सितंबर 2019|url-status=live}}</ref> यूरेनस और नेप्च्यून की अधिकांश संरचना, बृहस्पति और शनि की तुलना में बहुत अलग हैं, गैसों पर बर्फ हावी है, इसलिए [[बर्फ दानव]] के रूप में उनके पृथक वर्गीकरण को सही ठहराया जाता है। वहाँ [[आयनित जल]] की एक परत हो सकती है, जहां पानी के अणु हाइड्रोजन और ऑक्सीजन आयनों के एक सूप के रूप में टूट जाते है और इसके नीचे गहरे में [[पराआयनित जल]] (sperionic water) है, जिसमें ऑक्सीजन क्रिस्टलीकृत होता है किन्तु हाइड्रोजन आयन ऑक्सीजन के जालीदार ढाँचे के भीतर आजादी से घूमता फिरता है।<ref>[http://www.newscientist.com/article/mg20727764.500-weird-water-lurking-inside-giant-planets.html Weird water lurking inside giant planets] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20150415160045/http://www.newscientist.com/article/mg20727764.500-weird-water-lurking-inside-giant-planets.html |date=15 अप्रैल 2015 }}, New Scientist,September 1, 2010, Magazine issue 2776.</ref>

हालांकि मॉडल यथोचित मानक के ऊपर का माना गया, पर यह अद्वितीय नहीं है, अन्य मॉडल भी अवलोकनों को संतुष्ट करते है। उदाहरणार्थ, अगर हाइड्रोजन और चट्टानी सामग्री की पर्याप्त मात्रा बर्फ मेंटल में मिश्रित हुई हैं, तो आतंरिक भाग में बर्फ की कुल मात्रा कम हो जायेगी और इसी तरह चट्टानों और हाइड्रोजन की मात्रा अधिक हो जायेगी | वर्तमान में उपलब्ध आंकड़े, कौन सा मॉडल सही है इसके निर्धारण की विज्ञान को अनुमति नहीं देता है।<ref name="Podolak Podolak et al. 2000" /> यूरेनस की तरल पदार्थ युक्त आंतरिक संरचना का मतलब है कि इसकी कोई ठोस सतह नहीं है। गैसीय वातावरण भीतरी तरल परतों में धीरे धीरे घुलता मिलता है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /> सुविधा के लिए, एक परिक्रमी चपटे उपगोल को उस बिंदु पर निर्धारित किया गया है जिस पर वायुमंडलीय दाब १ बार (१०० गीगा पास्कल) के बराबर है और साथ ही इसे एक "सतह" के रूप में नामित किया गया है। इसकी विषुववृत्तिय और ध्रुवीय त्रिज्या क्रमशः २५,५५९ ± ४ और २४,९७३ ± २० कि॰मी॰ है।<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" /> यह सतह ऊंचाई के लिए एक शून्य बिंदु के रूप में इस लेख में इस्तेमाल की जायेगी |

=== आंतरिक ताप ===
यूरेनस का [[आंतरिक ताप]] स्पष्ट रूप से अन्य वृहदाकार ग्रहों की तुलना में कम जान पड़ता है, खगोलीय शब्दों में, इसके पास एक निम्न [[तापीय प्रवाह]] है।<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /><ref name="Hanel Conrath et al. 1986" /> युरेनस का आतंरिक तापमान इतना कम क्यों है यह अभी भी समझ से परे है। नेप्चून, जो कि आकार और संरचना में युरेनस का द्विगुणा है, २.६१ गुना ज्यादा ऊर्जा अंतरिक्ष में विकरित करता है जितना कि वह सूर्य से प्राप्त करता है।<ref name="Sromovsky & Fry 2005" /> यूरेनस द्वारा अवरक्त वर्णक्रम (यानी गर्मी) के भाग से छोड़ी गई कुल शक्ति, उसके अपने वातावरण में अवशोषित सौर ऊर्जा की १.०६ ± ०.०८ गुना है।<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /> वास्तव में, यूरेनस का तापीय प्रवाह केवल ०.०४२ ± ०.०४७ वॉट/मी<sup>२</sup> है, जो ०.०७५ वॉट/मी<sup>२</sup> के लगभग पृथ्वी के आंतरिक तापीय प्रवाह से कम है।<ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /> युरेनस के ट्रोपोपाउस में दर्ज हुआ निम्नतम तापमान ४९ केल्विन (-२२४ °से.) है, जो युरेनस को सौरमंडल में सबसे ठंडा ग्रह बनाता है।<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" />

इस विसंगति के लिए एक परिकल्पना सुझाव देती है कि जब यूरेनस एक विशालकाय प्रहारीत निकाय द्वारा ठोंका गया, यूरेनस की अधिकांश आद्य गर्मी के निष्कासन का कारण बना, यह गर्मी एक समाप्त हो चुके कोर तापमान के साथ छोड़ी गई थी |<ref>{{cite journal|title=Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?|author=David Hawksett|journal=Astronomy Now|year=2005|page=73}}</ref> एक अन्य परिकल्पना है कि यूरेनस के ऊपरी परतों में किसी तरह का अवरोध मौजूद है जो कोर की गर्मी को सतह तक पहुँचने से रोकता है।<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" /> उदाहरण के लिए, [[संवहन]] संरचनात्मक रूप से भिन्न परतों के एक समूह में जगह ले सकता है, जो ऊपर की ओर गमित [[ताप परिवहन]] को बाधित कर सकता हैं,<ref name="Lunine 1993" /><ref name="Pearl Conrath et al. 1990" /> यह संभव है कि [[दोहरा वाचाल संवहन]] एक सीमित कारक हो |<ref name="Podolak Weizman et al. 1995" />

== चुम्बकीय क्षेत्र ==
[[चित्र:Uranian Magnetic field.gif|thumb|300px|left|१९८६ में वॉयेजर २ द्वारा अवलोकित युरेनस का चुम्बकीय क्षेत्र. S और N दक्षिणी और उत्तरी चुम्बकीय ध्रुव है।]]
''वॉयेजर २'' की पहुँच से पहले, युरेनस के मैग्नेटोस्फेयर का कोई भी मापन नहीं लिया गया था, इसीलिए इसकी प्रकृति एक रहष्य बनी रही | १९८६ से पहले, खगोलविदों ने युरेनस के चुम्बकीय क्षेत्र को [[सौर पवन|सौर वायु]] के साथ की रेखा में होने की उम्मीद थी, इसके बाद इसका ग्रह के ध्रुवों के साथ मिलान हो गया जो कि क्रांतिवृत्त में स्थित है।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" />

''वॉयेजर'' के अवलोकनों ने दर्शाया कि दो कारणों से युरेनस का चुम्बकीय क्षेत्र विशिष्ट है, एक तो क्योंकि यह ग्रह के ज्यामितीय केंद्र से आरम्भ नहीं होता है और दूसरा क्योंकि यह घूर्णी अक्ष से ५९° पर झुका है।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /><ref name=Russell993/> वास्तव में यह चुम्बकीय द्विध्रुव ग्रह के केंद्र से दक्षिण घूर्णी ध्रुव की ओर ग्रहीय व्यास के अधिकतम एक तिहाई जितना खिसक गया है।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> उच्च असममितीय मैग्नेटोस्फेयर में इस अप्रत्याशित ज्यामितीय परिणामस्वरूप, जहां दक्षिणी अर्धागोलार्ध में की सतह पर चुम्बकीय क्षेत्र का सामर्थ्य निम्नतम ०.१ गॉस (१० µT) हो सकता है, इसी तरह उत्तरी अर्धागोलार्ध में यह उच्चतम १.१ गॉस (११० µT) हो सकता है।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> सतह पर औसत क्षेत्र बल ०.२३ गॉस (२३ µT) है।<ref name="Ness Acuña et al. 1986" /> तुलना के लिए, पृथ्वी का चुम्बकीय क्षेत्र मोटे तौर पर दोनों ध्रुव पर शक्तिशाली है और 'चुम्बकीय भूमध्यरेखा ' मोटे तौर पर अपनी भौगोलिक भूमध्यरेखा के साथ समानांतर है।<ref name=Russell993/>

== चन्द्रमा ==
{{main|युरेनस के चन्द्रमा}}
[[चित्र:Uranian moon montage.jpg|thumb|400px|युरेनस के प्रमुख चन्द्रमा, उनके उचित सापेक्ष आकार और [[प्रकाशानुपात|एल्बिडो]] पर बढ़ती दूरी के क्रम में (बाएं से दाएं) . (वॉयेजर २ से प्राप्त तस्वीरें)]]
[[चित्र:ESO_-_Uranus (by).jpg|thumb|left|युरेनस प्रणाली]] 
युरेनस के २७ ज्ञात [[प्राकृतिक उपग्रह]] है।<ref name=Jewitt2006/> इन उपग्रहों के लिए नामों को [[विलियम शेक्सपीयर|शेक्सपीयर]] और [[अलेक्ज़ंडर पोप|अलेक्जेंडर पोप]] की कृतियों के पात्रों से चुना गया है।<ref name=Faure2007/><ref name=Nineplanets>{{cite web|title=Uranus|url=http://www.nineplanets.org/uranus.html|publisher=nineplanets.org|accessdate=July 3, 2007|archive-url=https://www.webcitation.org/60qXmEkzK?url=http://www.nineplanets.org/uranus.html|archive-date=11 अगस्त 2011|url-status=dead}}</ref> पांच मुख्य उपग्रह है : [[मिरैन्डा (उपग्रह)|मिरांडा]], [[ऍरिअल (उपग्रह)|एरियल]], [[अम्ब्रिअल (उपग्रह)|अम्ब्रियल]], [[टाइटेनिआ (उपग्रह)|टाईटेनिया]] और [[ओबेरॉन (उपग्रह)|ओबेरॉन]] |<ref name=Faure2007/> यह युरेनस उपग्रहीय प्रणाली गैस दानवों के बीच सबसे कम बड़ी है; सचमुच, इन प्रमुख उपग्रहों का संयुक्त द्रव्यमान अकेले [[ट्राइटन (उपग्रह)|ट्राईटोन]] के आधे से भी कम होगा। <ref name="Jacobson Campbell et al. 1992" /> इन उपग्रहों में सबसे बड़े, टाईटेनिया, की त्रिज्या मात्र ७८८.९ कि.मी, या चाँद के आधे से भी कम है, परन्तु शनि के दूसरे सबसे बड़े चन्द्रमा रिया से थोड़ी सी ज्यादा है, जो टाईटेनिया को सौरमंडल में [[आंठवाँ सबसे बड़ा चन्द्रमा]] बनाता है। इन चंद्रमाओं का अपेक्षाकृत निम्न एल्बिडो का विचरण अम्ब्रियल के लिए ०.२० से एरियल के लिए ०.३५ है (हरे प्रकाश में) |<ref name="Smith Soderblom et al. 1986" /> यह चन्द्रमा एक संपीडित बर्फीली-चट्टानें है, जो मोटे तौर पर पचास प्रतिशत बर्फ और पचास प्रतिशत चट्टान से बनी है। यह बर्फ, अमोनिया और [[कार्बन डाईऑक्साइड|कार्बन डाईआक्साइड]] को सम्मिलित किये हो सकते है।<ref name=summary/><ref name=Hussmann2006>{{cite journal|last=Hussmann|first=Hauke|author2=Sohl, Frank; Spohn, Tilman|title=Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects|journal=Icarus|volume=185|pages=258–273|year=2006|doi=10.1016/j.icarus.2006.06.005| bibcode=2006Icar..185..258H}}</ref>

इन उपग्रहों में से, एरियल की सतह कुछेक संघात के साथ नवीकृत जान पड़ती है, जबकि अम्ब्रियल की पुरानी नजर आती है।

== इन्हें भी देखें ==
* [[अरुण के प्राकृतिक उपग्रह]]
* [[सौर मण्डल]]
* [[गैस दानव]]

== सन्दर्भ ==
<small>{{reflist|2}}</small>

<ref name="Atreya Wong 2005">
{{cite doi | 10.1007/s11214-005-1951-5 }}
</ref>

<ref name="Bishop Atreya et al. 1990">
{{cite doi | 10.1016/0019-1035(90)90094-P }}
</ref>

<ref name="Burgdorf Orton et al. 2006">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2006.06.006 }}
</ref>

<ref name="Conrath Gautier et al. 1987">
{{cite doi | 10.1029/JA092iA13p15003 }}
</ref>

<ref name="de Pater Romani et al. 1989">
{{cite doi | 10.1016/0019-1035(89)90040-7 }}
</ref>

<ref name="de Pater Romani et al. 1991">
{{cite doi | 10.1016/0019-1035(91)90020-T }}
</ref>

<ref name="Encrenaz 2003">
{{cite doi | 10.1016/S0032-0633(02)00145-9 }}
</ref>

<ref name="Encrenaz Drossart et al. 2003">
{{cite doi | 10.1016/j.pss.2003.05.010 }}
</ref>

<ref name="Encrenaz Lellouch et al. 2004">
{{cite doi | 10.1051/0004-6361:20034637 }}
</ref>

<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2003, 2005">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2004.11.012 }}
</ref>

<ref name="Hammel de Pater et al. Uranus in 2004, 2005">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2004.11.016 }}
</ref>

<ref name="Hammel Rages et al. 2001">
{{cite doi | 10.1006/icar.2001.6689 }}
</ref>

<ref name="Hanel Conrath et al. 1986">
{{cite doi | 10.1126/science.233.4759.70 }}
</ref>

<ref name="Herbert Sandel et al. 1987">
{{cite doi | 10.1029/JA092iA13p15093 }}
</ref>

<ref name="Herbert & Sandel 1999">
{{cite doi | 10.1016/S0032-0633(98)00142-1 }}
</ref>

<ref name="Hofstadter & Butler 2003">
{{cite doi | 10.1016/S0019-1035(03)00174-X }}
</ref>

<ref name="Jacobson Campbell et al. 1992">
{{cite doi | 10.1086/116211 }}
</ref>

<ref name="Karkoschka ('Uranus') 2001">
{{cite doi | 10.1006/icar.2001.6599 }}
</ref>

<ref name="Klein & Hofstadter 2006">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2006.04.012 }}
</ref>

<ref name="Krimigis Armstrong et al. 1986">
{{cite doi | 10.1126/science.233.4759.97 }}
</ref>

<ref name="Lam Miller et al. 1997">
{{cite doi | 10.1086/310424 }}
</ref>

<ref name="Lindal Lyons et al. 1987">
{{cite doi | 10.1029/JA092iA13p14987 }}
</ref>

<ref name="Lockwood & Jerzykiewicz 2006">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2005.09.009 }}
</ref>

<ref name="Lodders 2003">
{{cite doi | 10.1086/375492 }}
</ref>

<ref name="Lunine 1993">
{{cite doi | 10.1146/annurev.aa.31.090193.001245 }}
</ref>

<ref name="Ness Acuña et al. 1986">
{{cite doi | 10.1126/science.233.4759.85 }}
</ref>

<ref name="Pearl Conrath et al. 1990">
{{cite doi | 10.1016/0019-1035(90)90155-3 }}
</ref>

<ref name="Podolak Podolak et al. 2000">
{{cite doi | 10.1016/S0032-0633(99)00088-4 }}
</ref>

<ref name="Podolak Weizman et al. 1995">
{{cite doi | 10.1016/0032-0633(95)00061-5 }}
</ref>

<ref name="Rages Hammel et al. 2004">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2004.07.009 }}
</ref>

<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007">
{{cite doi | 10.1007/s10569-007-9072-y }}
</ref>

<ref name="CSeligman">{{cite web
| last = Seligman
| first = Courtney
| title = Rotation Period and Day Length
| url = http://cseligman.com/text/sky/rotationvsday.htm
| accessdate = August 13, 2009
| archive-url = https://www.webcitation.org/60qT3Ukn5?url=http://cseligman.com/text/sky/rotationvsday.htm
| archive-date = 11 अगस्त 2011
| url-status = dead
}}</ref>

<ref name="Smith Soderblom et al. 1986">
{{cite doi | 10.1126/science.233.4759.43 }}
</ref>

<ref name="Sromovsky & Fry 2005">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2005.07.022 }}
</ref>

<ref name="Sromovsky Fry et al. 2009">
{{cite doi | 10.1016/j.icarus.2009.04.015 }}
</ref>

<ref name="Summers & Strobel 1989">
{{cite doi | 10.1086/168031 }}
</ref>

<ref name="Tittemore 1990">
{{cite doi | 10.1016/0019-1035(90)90024-4 }}
</ref>

<ref name="Tittemore Wisdom 1990">
{{cite doi | 10.1016/0019-1035(90)90125-S }}
</ref>

<ref name="Trafton Miller et al. 1999">
{{cite doi | 10.1086/307838 }}
</ref>

}}

{{सौरमण्डल}}

[[श्रेणी:सौर मंडल के ग्रह]]
[[श्रेणी:गैस दानव]]
[[श्रेणी:हिन्दी विकि डीवीडी परियोजना]]
[[श्रेणी:युरेनस ग्रह|*]]