[轉貼] 天王星

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天王星是從太陽向外的第七顆行星，在太陽系的體積是第三大（比海王星大），質量排名第四（比海王星輕）。他的名稱來自古希臘神話中的天空之神優拉納斯，是克洛諾斯（農神）的父親，宙斯（朱比特）的祖父。天王星是第一顆在現代發現的行星，雖然他的光度與五顆傳統行星一樣，亮度是肉眼可見的，但由於較為黯淡而未被古代的觀測者發現。威廉·赫歇耳爵士在1781年3月13日宣佈他的發現，在太陽系的現代史上首度擴展了已知的界限。這也是第一顆使用望遠鏡發現的行星。


天王星
天王星
航海家2號所見的天王星

和海王星的內部和大氣構成不同於更巨大的氣體巨星，木星和土星。同樣的，天文學家設立了不同的冰巨星分類來安置她們。天王星大氣的主要成分是氫和氦，還包含較高比例的由水、氨、甲烷結成的「冰」，與可以察覺到的碳氫化合物。他是太陽系內溫度最低的行星，最低的溫度只有49K，還有複合體組成的雲層結構，水在最低的雲層內，而甲烷組成最高處的雲層。

如同其他的大行星，天王星也有環系統、磁層和許多衛星。天王星的系統在行星中非常獨特，因為它的自轉軸斜向一邊，幾乎就躺在公轉太陽的軌道平面上，因而南極和北極也躺在其他行星的赤道位置上。從地球看，天王星的環像是環繞著標靶的圓環，它的衛星則像環繞著鐘的指針。在1986年，來自航海家2號的影像顯示天王星實際上是一顆平凡的行星，在可見光的影像中沒有像在其他巨大行星所擁有的雲彩或風暴。然而，近年內，隨著天王星接近晝夜平分點，地球上的觀測者看見了天王星有著季節的變化和漸增的天氣活動。天王星的風速可以達到每秒250公尺。


發現

天王星在被發現是行星之前，已經被觀測了很多次，但都把它當作恆星看待。最早的紀錄可以追溯至1690年，約翰·佛蘭斯蒂德在星表中將他編為金牛座34，並且至少觀測了6次。法國天文學家Pierre Lemonnier在1750至1769年也至少觀測了12次，包括一次連續四夜的觀測。

威廉·赫歇爾在1781年3月13日於他位於索美塞特巴恩鎮新國王街19號自宅的庭院中觀察到這顆行星（現在是赫協爾天文博物館），但在1781年4月26日最早的報告中他稱之為彗星。.赫協爾用他自己設計的望遠鏡"對這顆恆星做了一系列視差的觀察"。

他在他的學報上的紀錄著："在與金牛座ζ成90°的位置……有一個星雲樣的星或者是一顆彗星"。在3月17日，他註記著："我找到一顆彗星或星雲狀的星，並且由他的位置變化發現是一顆彗星"。當他將發現提交給皇家學會時，雖然含蓄的認為比較像行星，但仍然聲稱是發現了彗星：

赫歇爾因為他的發現被通知成為皇家天文學家，並且語無倫次的在4月23日回覆說："我不知該如何稱呼她，他在接近圓形的軌道上移動很像一顆行星，而彗星是在很扁的橢圓軌道上移動。我也沒有看見彗髮或彗尾。"

當赫歇爾繼續謹慎的以彗星描述他的新對象，其他的天文學家已經開始做不同的懷疑。蘇聯天文學家Anders Johan Lexell估計他至太陽的距離是地球至太陽的18倍，而沒有彗星曾在近日點四倍於地球至太陽距離之外被觀測到。柏林天文學家約翰·波德描述赫歇爾的發現像是"在土星軌道之外的圓形軌道上移動的恆星，可以被視為迄今仍未知的像行星的天體"。波德斷定這個以圓軌道運行的天體比彗星更像是一顆行星。

這個天體很快便被接受是一顆行星。在1783年，法國科學家拉普拉斯證實赫歇爾發現的是一顆行星。赫歇爾本人也向皇家天文學會的主席約翰·班克斯承認這個事實："經由歐洲最傑出的天文學家觀察，顯示這顆新的星星，我很榮譽的在1781年3月指認出的，是太陽系內主要的行星之一。"為此，威廉·赫歇爾被英國皇家學會授予柯普萊勳章。喬治三世依據他的成就，並在他移居至溫莎王室，讓皇室的家族有機會使用他的望遠鏡觀星的前提下，給予赫歇爾每年200英鎊的年薪。


命名

馬斯基林曾這樣的問赫歇爾："做為天文學世界的恩寵"（原文如此）"為您的行星取個名字，這也完全是為了您所愛的，並且也是我們迫切期望您為您的發現所做的。"回應馬基斯林的請求，赫歇爾決定命名為"喬治之星（Georgium Sidus）"或"喬治三世"以紀念他的新贊助人，喬治三世。他在給約瑟夫·貝克的信件中解釋道：

天文學家Jérôme Lalande建議將這顆行星稱為赫歇爾以尊崇她的發現者。但是，波德贊成用希臘神話的優拉納斯，譯成拉丁文的意思是天空之神，中文則稱為天王星。波德的論點是農神（土星）是宙斯（木星）的父親，新的行星則應該取名為農神的父親。天王星的名稱最早是在赫歇爾過世一年之後的1823年才出現在官方文件中。喬治三世或"喬治之星"的名稱在之後仍經常被使用（只在英國使用），直到1850年，HM航海曆才換用天王星的名稱。

天王星的名稱是行星中唯一取自希臘神話而非羅馬神話的，天王星的形容詞（Uranian）被鈾的發現者Martin Klaproth用來命名在1789年新發現的元素。Uranus的重音在第一個音節，因為倒數第二個音a是短音(ūrănŭs)並且是開放的音節。這樣的音節在拉丁文中從未被強調過，因此在傳統上名字的正確發音是來自英語的[ˈjʊ.rə.nəs]。傳統上不正確的發音，[jʊˈɹeɪ.nəs]，重音落在第二音節並且將a發成長音是很普通的。天王星的天文學符號是，他是火星和太陽符號的綜合，因為天王星是希臘神話的天空之神，被認為是由太陽和火星聯合的力量所控制的。他在占星學上的符號，是Lalande在1784年建議的。在給赫歇爾的一封信中，Lalande描述他是"您的名字首次戰勝地球的符號" ("a globe surmounted by the first letter of your name").在日本、韓國和越南，也都翻譯成天王星（sky king star）。


軌道和自轉

天王星每84個地球年環繞太陽公轉一週，與太陽的平均距離大約30億 公里，陽光的強度只有地球的1/400。他的軌道元素在1783年首度被拉普拉斯計算出來，但隨著時間，預測和觀測的位置開始出現誤差。在1841年約翰·柯西·亞當斯首先提出誤差也許可以歸結於一顆尚未被看見的行星的拉扯。在1845年，勒維耶開始獨立的進行天王星軌道的研究，在1846年9月23日迦雷在勒維耶預測位置的附近發現了一顆新行星，稍後被命名為海王星。

天王星內部的自轉週期是17 小時又14 分，但是，和所有巨大的行星一樣，他上部的大氣層朝自轉的方向可以體驗到非常強的風。實際上，在有些緯度，像是從赤道到南極的2/3路徑上，可以看見移動得非常迅速的大氣，只要14個小時就能完整的自轉一週。


轉軸傾斜

天王星的自轉軸可以說是躺在軌道平面上的，傾斜的角度高達98°，這使他的季節變化完全不同於其他的行星。其它行星的自轉軸相對於太陽系的軌道平面都是朝上的，天王星的轉動則像傾倒而被輾壓過去的球。當天王星在至日附近時，一個極點會持續的指向太陽，另一個極點則背向太陽。只有在赤道附近狹窄的區域內可以體會到迅速的日夜交替，但太陽的位置非常的低，有如在地球的極區。運行到軌道的另一側時，換成軸的另一極指向太陽；每一個極都會有被太陽持續的照射42 年的極晝，而在另外42年則處於極夜。在接近晝夜平分點時，太陽正對著天王星的赤道，天王星的日夜交替會和其他的行星相似，在2007年12月7日，天王星將經過日夜平分點。

這種軸的指向帶來的一個結果是，在一年之中，天王星的極區得到來自於太陽的能量多於赤道，不過，天王星的赤道依然比極區熱。導致這種結果的機制仍然未知；天王星異常的轉軸傾斜原因也不知道，但是通常的猜想是在太陽系形成的時候，一顆地球大小的原行星撞擊到天王星，造成的指向的歪斜。在1986年，航海家2號飛掠時，天王星的南極幾乎正對著太陽。標記這個極是南極是基於國際天文聯合會的定義：行星或衛星的北極，是指向太陽系不變平面的上方（不是由自轉的方向來決定）。但是，仍然有不同的協定被使用著：一個天體依據右手定則所定義的自轉方向來決定北極和南極。根據後者的座標系，1986年在陽光下的極則是北極。天文學家Patrick Moore對此議題的評論總結是："請自行挑選吧！"


可見性

從1995至2006年，天王星的視星等在＋5.6至＋5.9等之間，勉強在肉眼可見的＋6.0等之上，他的角直徑在3.4至3.7 弧秒；比較土星是16至20弧秒，木星則是32至45弧秒。在衝的時候，天王星可以用肉眼在黑暗、無光污染的天空直接看見，即使在城市中也能輕易的使用雙筒望遠鏡看見。使用物鏡的口徑在15至25 公分的大型業餘天文望遠鏡，天王星將呈現蒼白的深藍色盤狀與明顯的周邊昏暗；口徑25 公分或更大的，雲的型態和一些大的衛星，像是泰坦尼亞和歐貝隆，都有可能看見。


物理性質

天王星主要是由岩石與各種成分不同的水冰物質所組成，其組成主要元素為氫（83%），其次為氦（15%）。在許多方面天王星（海王星也是）與大部分都是氣態氫組成的木星與土星不同，其性質比較接近木星與土星的地核部份，而沒有類木行星包圍在外的巨大液態氣體表面（主要是由金屬氫化合物氣體受重力液化形成）。天王星並沒有土星與木星那樣的岩石內核，它的金屬成分是以一種比較平均的狀態分佈在整個地殼之內。直接以肉眼觀察，天王星的表面呈現洋藍色，這是因為它的甲烷大氣吸收了大部分的紅色光譜所導致。


內部結構

天王星的質量大約是地球的14.5 倍，是類木行星中質量最小的，他的密度是1.29公克/公分³ 只比土星高一些。直徑雖然與海王星相似（大約是地球的4倍），但質量較低。這些數值顯示他主要由各種各樣揮發性物質，例如水、氨和甲烷組成。天王星內部冰的總含量還不能精確的知道，根據選擇的模型不同有不同的含量，但是總在地球質量的9.3 至13.5 倍之間。氫和氦在全體中只佔很小的部份，大約在0.5至1.5地球質量。剩餘的質量（0.5至3.7 地球質量）才是岩石物質。

天王星的標準模型結構包括三個層面：在中心是岩石的核，中間是冰的地函，最外面是氫/氦組成的外殼。相較之下核非常的小，只有0.55 地球質量，半徑不到天王星的20%；地函則是個龐然大物，質量大約是地球的13.4 倍；而最外層的大氣層則相對上是不明確的，大約擴展佔有剩餘20%的半徑，但質量大約只有地球的0.5 倍。天王星核的密度大約是9 公克/公分³，在核和地函交界處的壓力是8 百萬 巴和大約5,000 K的溫度。冰的地函實際上並不是由一般意義上所謂的冰組成，而是由水、氨和其他揮發性物質組成的熱且稠密的流體。這些流體有高導電性，有時被稱為水–氨的海洋。天王星和海王星的大塊結構與木星和土星相當的不同，冰的成分超越氣體，因此有理由將她們分開另成一類為冰巨星。

上面所考慮的模型或多或少都是標準的，但不是唯一的，其他的模型也能滿足觀測的結果。例如，如果大量的氫和岩石混合在地函中，則冰的總量就會減少，並且相對的岩石和氫的總量就會提高；目前可利用的數據還不足以讓我門確認哪一種模型才是正確的。天王星內部的流體結構意味著沒有固體表面，氣體的大氣層是逐漸轉變成內部的液體層內。但是，為便於扁球體的轉動，在大氣壓力達到1巴之處被定義和考慮為行星的表面時，他的赤道和極的半徑分別是25,559 ± 4和24,973 ± 20 公里。 這樣的表面將做為這篇文章中高度的零點。


內熱

天王星的內熱看上去明顯的比其他的類木行星為低，在天文的項目中，他是低熱流量。目前仍不了解天王星內部的溫度為何會如此低，大小和成分與天王星像是雙胞胎的海王星，放出至太空中的熱量是得自太陽的2.61倍；相反的，天王星幾乎沒有多出來的熱量被放出。天王星在遠紅外（也就是熱輻射）的部份釋出的總能量是大氣層吸收自太陽能量的1.06 ± 0.08倍。事實上，天王星的熱流量只有 0.042 ± 0.047 瓦/米2，遠低於地球內的熱流量0.075 瓦/米2。天王星對流層頂的溫度最低溫度紀錄只有49 K，使天王星成為太陽系溫度最低的行星，比海王星還要冷。

在天王星被超重質量的鎚碎機敲擊而造成轉軸極度傾斜的假說中，也包含了內熱的流失，因此留給天王星一個內熱被耗盡的核心溫度。另一種假說認為在天王星的內部上層有阻止內熱傳達到表面的障礙層存在，例如，對流也許僅發生在一組不同的結構之間，也許禁止熱能向上傳遞。


天王星上的海洋

根據航行者2號的探測結果，科學家推測天王星上可能有一個深度達10000公里、溫度高達攝氏6650度，由水、矽、鎂、含氮分子、碳氫化合物及離子化物質組成的液態海洋。由於天王星上巨大而沉重的大氣壓力，令分子緊靠在一起，使得這高溫海洋未能沸騰及蒸發。反過來，正由於海洋的高溫，恰好阻擋了高壓的大氣將海洋壓成固態。海洋從天王星高溫的內核 （高達攝氏6650度）一直延伸到大氣層的底部，覆蓋整個天王星。必須強調的是，這種海洋與我們所理解的、地球上的海洋完全不同。然而，近年卻有觀點認為，天王星上不存在這個海洋。真相如何，恐怕只有待進一步的觀測，或是寄望美國太空總署（NASA）會落實初步構想中的新視野號2號計畫，派出無人探測船再度拜訪天王星。


大氣層

雖然在天王星的內部沒有明確的固體表面，天王星最外面的氣體包殼，也就是被稱為大氣層的部分，卻很容易以遙感測量。遙感測量的能力可以從1帕之處為起點向下深入至300公里，相當於100帕的大氣壓力和320K的溫度。稀薄的暈從大氣壓力1帕的表面向外延伸擴展至半徑兩倍之處，天王星的大氣層可以分為三層：對流層，從高度−300至50 公里，大氣壓100帕至0.1帕；平流層（同溫層），高度50至4000 公里，大氣壓力0.1帕至10–10 帕；和增溫層/暈，從4000 公里向上延伸至距離表面50,000公里處。沒有中氣層（散逸層）。


成份（組織）

天王星大氣層的成分和天王星整體的成分不同，主要是氫分子和氦。氦的摩爾分數，這是每摩爾中所含有的氦原子數量，是0.15 ± 0.03；在對流層的上層，相當於0.26 ± 0.05質量百分比。這個數值很接近0.275 ± 0.01的原恆星質量百分比。顯示在氣體的巨星中，氦在行星中是不穩定的。在天王星的大氣層中，含量佔第三位的是甲烷 (CH4)。甲烷在可見和近紅外的吸收帶為天王星製造了明顯的藍綠或深藍的顏色。在大氣壓力1.3帕的甲烷雲頂之下，甲烷在大氣層中的摩爾分數是2.3%，這個量大約是太陽的20至30倍。混合的比率在大氣層的上層由於極端的低溫，降低了飽合的水準並且造成多餘的甲烷結冰。對低揮發性物質的豐富度，像是氨、水和硫化氫，在大氣層深處的含量所知有限，但是大概也會高於太陽內的含量。除甲烷之外，在天王星的上層大氣層中可以追蹤到各種各樣微量的碳氫化合物，被認為是太陽的紫外線輻射導致甲烷光解產生的。包括乙烷(C2H6), 乙炔 (C2H2), 甲基乙炔 (CH3C2H), 聯乙炔 (C2HC2H)。光譜也揭露了水蒸氣的蹤影，一氧化碳和二氧化碳在大氣層的上層，但可能只是來自於彗星和其他外部天體的落塵。


對流層

對流層是大氣層最低和密度最高的部份，溫度隨著高度增加而降低， 溫度從有名無實的底部大約320 K，−300 公里，降低至53 K，高度50 公里。在對流層頂實際的最低溫度在49至57K，依在行星上的高度來決定。對流層頂是行星的上升暖氣流輻射遠紅外線最主要的區域，由此處測量到的有效溫度是59.1 ± 0.3 K。

對流層應該還有高度複雜的雲系結構，水雲被假設在大氣壓力50至100 帕，氨氫硫化物雲在20至40 帕的壓力範圍內，氨或氫硫化物雲在3和10 帕，最後是直接偵測到的甲烷雲在1 至2 帕。對流層是大氣層內動態非常充分的部份，展現出強風、明亮的雲彩和季節性的變化，將會在下面討論。


上層大氣層

天王星大氣層的中層是平流層，此處的溫度逐漸增加，從對流層頂的53 K上升至增溫層底的800至850 K。平流層的加熱來自於甲烷和其他碳氫化合物吸收的太陽紫外線和紅外線輻射，大氣層的這種形式是甲烷的光解造成的。來自增溫層的熱也許也值得注意。碳氫化合物相對來說只是很窄的一層，高度在100至280公里，相對於氣壓是10微帕至0.1微帕，溫度在75K和170K之間。含量最多的碳氫化合物是乙炔和乙烷，相對於氫的混合比率是×10−7，與甲烷和一氧化碳在這個高度上的混合比率相似。更重的碳氫化合物、二氧化碳和水蒸氣，在混合的比率上還要低三個數量級。乙烷和乙炔在平流層內溫度和高度較低處與對流層頂傾向於凝聚而形成數層陰霾的雲層，那些也可能被視為出現在天王星上的雲帶。然而，碳氫化合物集中在在天王星平流層陰霾之上的高度比其他類木行星的高度要低是值得注意的。

天王星大氣層的最外層是增溫層或暈，有著均勻一致的溫度，大約在800至850 K。目前仍不了解是何種熱源支撐著如此的高溫，雖然低效率的冷卻作用和平流層上層的碳氫化合物也能貢獻一些能源，但即使是太陽的遠紫外線和超紫外線輻射，或是極光活動都不足以提供所需的能量。除此之外，氫分子和增溫層與暈擁有大比例的自由氫原子，她們的低分子量和高溫可以解釋為何暈可以從行星擴展至50,000公里，天王星半徑的倆倍遠。這個延伸的暈是天王星的一個獨特的特點。他的作用包括阻尼環繞天王星的小顆粒，導致一些天王星環中塵粒的耗損。天王星的增溫層和平流層的上層對應著天王星的電離層。觀測顯示電離層佔據2,000 至10,000 公里的高度。天王星電離層的密度比土星或海王星高，這可能肇因於碳氫化合物在平流層低處的集中。電離層是承受太陽紫外線幅射的主要區域，它的密度也依據太陽活動而改變。極光活動不如木星和土星的明顯和重大。


行星環

天王星有一個暗淡的行星環系統，由直徑約十米的黑暗粒狀物組成。他是繼土星環之後，在太陽系內發現的第二個環系統。目前已知天王星環有13個圓環，其中最明亮的是ε環。天王星環被認為是相當年輕的，在圓環周圍的空隙和不透明部份的區別，暗示她們不是與天王星同時形成的，環中的物質可能來自被高速撞擊或潮汐力粉碎的衛星。

威廉·赫歇耳聲稱他曾經在1789年看見天王星環（詳見下文 )，然而這是值得懷疑的，因為在隨後的兩個世紀沒有一個觀測者曾經注意到環的存在。環確實的發現日期是1977年3月10日，在James L. Elliot、Edward W. Dunham、和Douglas J. Mink使用柯伊伯機載天文台觀測時。這個發現是很意外的，他們原本的計畫是觀測天王星掩蔽SAO 158687以研究天王星的大氣層。然而，當他們分析觀測的資料時，他們發現在行星掩蔽的前後，這顆恆星都曾經短暫的消失了五次。他們認為，必須有個環系統圍繞著行星才能解釋。航海家2號在1986年飛掠過天王星時，直接看見了這些環。航海家2號也發現了兩圈新的光環，使環的數量增加到7圈。

在2005年12月，哈柏太空望遠鏡偵測到一對早先未曾發現的藍色圓環。最外圍的一圈與天王星的距離比早先知道的環遠了兩倍，因此新發現的環被稱為環系統的外環，使天王星環的數量增加到13圈。哈柏同時也發現了兩顆新的小衛星，其中的Mab還與最外面的環共享軌道。在2006年4月，凱克天文台 公佈的新環影像中，外環的一圈是藍色的，另一圈則是紅色的。

關於外環顏色是藍色的一個假說是，它由來自Mab的細小冰微粒組成，因此能散射足夠多的藍光。天王星的內環看起來是呈灰色的。

認為威廉·赫歇耳在18世紀就觀察到天王星環，首先來自於他的觀測記錄，詳述在1789年2月22日對天王星的觀測，包括以下的段落： "覺得有一個環"。赫歇耳在一張小圖上畫出了圓環，並且註明"有一點傾向於紅色"，夏威夷的凱克望遠鏡則證實了這樣的描述是真實的。赫歇耳的筆記在1797年被皇家學會印製出版，但是在1797至1977年將近二個世紀的時間，天王星環很少，甚至根本未曾被提及。這不得不很嚴肅的懷疑赫歇耳究竟看見了什麼，而之後其他的數百位天文學家卻什麼都沒有看見？平心而論，即使赫歇耳給了天王星環與天王星大小的正確關係，天王星在太陽附近的移動也可能改變了環和他的顏色。


磁場

在航海家2號抵達之前，天王星的磁層從未被測量過，因此很自然的還保持著神秘。在1986年之前，因為天王星的自轉軸就躺在黃道上，天文學家盼望能根據太陽風測量到天王星的磁場。

航海家的觀測顯示天王星的磁場是奇特的，一則是他不在行星的幾何中心，再者他相對於自轉軸傾斜59°。事實上，磁極從行星的中心偏離往南極達到行星半徑的三分之一。這異常的幾何關係導致一個非常不對稱的磁層，在南半球的表面，磁場的強度低於0.1 高斯，而在北半球的強度高達1.1 高斯；在表面的平均強度是0.23 高斯。與地球的磁場比較，兩極的磁場強度大約是相等的，並且"磁赤道"大致上也與物理上的赤道平行，天王星的偶極矩是地球的50倍。海王星也有一個相似的偏移和傾斜的磁場，因此有人認為這是冰巨星的共同特點。一種假說認為，不同於類地行星和氣體巨星的磁場是由核心內部引發的，冰巨星的磁場是由相對於表面下某一深度的運動引起的，例如水–氨的海洋。

儘管有這樣奇特的準線，天王星的磁層在其他方面與一般的行星相似：在他的前方，位於23個天王星半徑之處有弓形震波，磁層頂在18個天王星半徑處，充分發展完整的磁尾和輻射帶。綜上所論，天王星的磁層結構不同於木星的，而比較像土星的。天王星的磁尾在天王星的後方延伸至太空中遠達數百萬公里，並且因為行星的自轉被扭曲而斜向一側，像是拔瓶塞的長螺旋桿。

天王星的磁層包含帶電粒子：質子和電子，還有少量的H2+離子，未曾偵測到重離子。許多的這些微粒可能來自大氣層熱的暈內。離子和電子的能量分別可以高達4和1.2百萬電子伏特。在磁層內側的低能量（低於100 電子伏特）離子的密度大約是2 公分-3。微粒的分佈受到天王星衛星強烈的影響，在衛星經過之後，磁層內會留下值得注意的空隙。微粒流量的強度在100,000年的天文學時間尺度下，足以造成衛星表面變暗或是太空風暴。這或許就是造成衛星表面和環均勻一致暗淡的原因。在天王星的兩個磁極附近，有相對算是高度發達的極光，在磁極的附近形成明亮的弧。但是，不同於木星的是，天王星的極光對增溫層的能量平衡似乎是無足輕重的。


氣候

與其他的氣體巨星，甚至是與相似的海王星比較，天王星的大氣層是非常平靜的。當 航海家2號在1986年飛掠過天王星時，總共觀察到了10個橫跨過整個行星的雲帶特徵。有人提出解釋認為這種特徵是天王星的內熱低於其他巨大行星的結果。在天王星記錄到的最低溫度是49 K，比海王星還要冷，使天王星成為太陽系溫度最低的行星。


帶狀結構、風和雲

在1986年，航海家2號發現可見的天王星南半球可以被細分成兩個區域：明亮的極區和暗淡的赤道帶狀區（參考右圖）。兩這區的分界大約在緯度−45°的附近。一條跨越在−45°至−50°之間的狹窄帶狀物是在行星表面上能夠看見的最亮的大特徵，被稱為南半球的"衣領"。極冠和衣領被認為是甲烷雲密集的區域，位置在大氣壓力1.3至2 帕的高度。（參考下文）很不幸的是，航海家2號抵達時正是盛夏，而且觀察不到北半球的部份。不過，從21世紀開始之際，北半球的"衣領"和極區就可以被哈柏太空望遠鏡和凱克望遠鏡觀測到。結果，天王星看起來是不對稱的：靠近南極是明亮的，從南半球的"衣領"以北都是一樣的黑暗。稍後可能出現在天王星上的季節變化，將會被詳細的討論。天王星可以觀察到的緯度結構和木星與土星是不同的，他們展現出許多條狹窄但色彩豐富的帶狀結構。

除了大規模的帶狀結構，航海家2號觀察到了10朵小塊的亮雲，多數都躺在"衣領"的北方數度。在1986年看到的天王星，在其他的區域都像是毫無生氣的死寂行星。但是，在1990年代的觀測，亮雲彩特徵的數量有著明顯的增長，他們多數都出現在北半球開始成為可以看見的區域。一般的解釋認為是明亮的雲彩在行星黑暗的部份比較容易被分辨出來，而在南半球則被明亮的"衣領"掩蓋掉了。 然而，兩個半球的雲彩是有區別的，北半球的雲彩較小、較尖銳和較明亮。他們看上去都躺在較高的高度，直到2004年南極區使用2.2 [微米]觀測之前這些都是事實。這是對甲烷吸收帶敏感的波段，而北半球的雲彩都是用這種光譜的波段來觀測的。雲彩的生命期有這極大的差異，一些小的只有4小時，而南半球至少有一個從航海家飛掠過後仍一直存在著。最近的觀察也發現，雖然天王星的氣候較為平靜，但天王星的雲彩有許多特性與海王星相同。但有一種特殊的影像，在海王星上很普通的大暗斑，在2006年之前從未在天王星上觀測到。

追蹤這些有特徵的雲彩，可以測量出天王星對流層上方的風是如何在極區咆哮。在赤道的風是退行的，意味著他們吹的方向與自轉的方向相反，他們的速度從−100至 −50 米/杪。風速隨著遠離赤道的距離而增加，大約在緯度±20°靜止不動，這兒也是對流層溫度最低之處。再往極區移動，風向也轉成與行星自轉的方向一致，風速則持續增加，在緯度±60°處達到最大值，然後下降至極區減弱為0。在緯度−40°附近，風速從150到200 米/杪，因為"衣領"蓋過了所有平行的雲彩，無法測量從哪兒到南極之間的風速。與北半球對照，風速在緯度+50°達到最大值，速度高達240 米/杪。這些速度會導致錯誤的認定北半球的風速比較快，事實上，在天王星北半球的風速是隨著緯度一度一度的在緩緩遞減，特別是在中緯度的±20°至 ±40°的緯度上。目前還無法認定從1986年迄今，天王星的風速是否發生了改變，而且對較慢的子午圈風依然是一無所知。


季節變化

在2004年秋天的短暫時期，天王星上出現了與海王星相似的一大片雲塊，觀察到229米/秒（824公里/時）的破表風速，和被稱為"7月4日煙火"的大風暴。[90]在2006年8月23日，太空科學學院的研究員（Boulder, CO）和威斯康辛大學觀察到天王星表面有一個大黑斑，讓天文學家對天王星大氣層的活動有更多的了解。雖然還不是完全了解為什麼會突然發生活動的高潮，但是它呈現了天王星極度傾斜的自轉軸所帶來的季節性的氣候變化。要確認這種季節變化的本質是很困難的，因為對天王星大氣層的觀察數據仍少於84年，也就是一個完整的天王星年。雖然已經有了一定數量的發現，光度學的觀測已經累積了半個天王星年（從1950年代起算），在兩個光譜帶上的光度變化已經呈現了規律性的變化，最大值出現在至點，最小值出現在晝夜平分點。從1960年開始的微波觀測，深入對流層的內部，也得到相似的週期變化，最大值也在至點。從1970年代開始對平流層進行的溫度測量也顯示最大值出現在1986年的至日附近。多數的變化相信與可觀察到的幾何變化相關，天王星是一個扁圓球體，造成從地理上的極點方向可以看見的區域變得較大，這可以解釋在至日的時候亮度較亮的原因。天王星的反照率在子午圈的附近也比較強（見上述）。例如，天王星南半球的極區比赤道的帶明亮。另一方面，微波的光譜觀測顯示，也證明兩極地區比較明亮，同時也知道平流層在極區的溫度比赤道低。所以，季節性的變化可能是這樣發生的：極區，在可見光和微波的光譜下都是明亮的，而在至點接近時看起來更加明亮；黑暗的赤道區，主要是在晝夜平分點附近的時期，看起來更為黑暗。另外，在至點的掩星觀測，得到赤道的平流層溫度較高。有相同的理由相天王星信物理性的季節變化也在發生。當南極區域變得明亮時，北極相對的呈現黑暗，這與上述概要性的季節變化模型是不符合的。在1944年抵達北半球的至點之前，天王星出現升高的亮度，顯示北極不是永遠黑暗的。這個現象暗示可以看見的極區在至日之前開始變亮，並且在晝夜平分點之後開始變暗。詳細的分析可見光和微波的資料，顯示亮度的變化週期在至點的附近不是完全的對稱，這也顯示出在子午圈上反照率變化的模式。另外，一些微波的數據也顯示在1986年至日之後，極區和赤道的對比增強了。最後，在1990年代，在天王星離開至點的時期，哈柏太空望遠鏡和地基的望遠鏡顯示南極冠出現可以察覺的變暗（南半球的"衣領"除外，他依然明亮），同時，北半球的活動也證實是增強了，例如雲彩的形成和更強的風，支持期望的亮度增加應該很快就會開始。異常的極和南半球−45°明亮的"衣領"，被期望在行星的北半球出現。

物理變化的機制還不是很清楚，在接近夏天和冬天的至點，天王星的一個半球沐浴在陽光之下，另一個半球則對向幽暗的深空。照亮半球的陽光，被認為會造成對流層局部的增厚，結果是形成數層的甲烷雲和陰霾。在緯度−45°的明亮"衣領"也與甲烷雲有所關聯。在南半球極區的其他變化，也可以用低層雲的變化來解釋。來自天王星微波發射譜線上的變化，或許是在對流層深處的循環變化造成的，因為厚實的極區雲彩和陰霾可能會阻礙對流。現在，天王星春天和秋天的晝夜平分點即將來臨，動力學上的改變和對流可能會再發生。


形成

有些論點認為氣體巨星和冰巨星在形成地時候就有差異存在，太陽系的誕生應該開始於一個氣體和塵土構成的巨大轉動的球體，也就是前太陽星雲。當他凝聚時，他逐漸形成盤狀，在中心的崩塌形成了太陽。多數的星雲氣體，主要是氫和氦，形成了太陽；同時，顆粒的塵土集合形成了第一顆原行星。在行星成長的過程中，有些累積到足夠的質量，能夠凝聚星雲中殘餘的氣體。聚集越多的氣體，使他們變得越大；他們變得越大，就越能聚集氣體，直到達到一個關鍵的點，使他們開始以指數的增長。冰巨星，氣體只有幾個地球的質量，未能達到這個臨界點。目前的太陽系形成理論遭遇了困難，在計算天王星和海王星如此遠離木星和土星後，他們是太大了，以至於不能在那個距離上取得足夠的材料來形成。相反的，有些科學家認為是在離太陽較近的位置形成之後，才被木星驅趕到外面的。然而，最近的摹擬，將行星漂移計算在內，似乎已能在他們現存的位置上形成天王星和海王星。


衛星

目前已知天王星有27顆天然的衛星，這些衛星的名稱都出自莎士比亞和蒲伯的歌劇中。五顆主要衛星的名稱是米蘭達、艾瑞爾、烏姆柏里厄爾、泰坦尼亞和歐貝隆。第一顆和第二顆(泰坦尼亞和歐貝隆)是威廉·赫歇耳在1787年3月13日發現的，另外兩顆艾瑞爾和烏姆柏里厄爾是在1851年被威廉·拉索爾發現的。在1852年，威廉·赫歇耳的兒子約翰·赫歇耳才為這四顆衛星命名。到了1948年傑勒德 P. 庫普爾發現第五顆衛星米蘭達。

天王星衛星系統的質量是氣體巨星中最少的，的確，五顆主要衛星的總質量還不到崔頓的一半。最大的衛星，泰坦尼亞，半徑788.9 公里，還不到月球的一半，但是比土星第二大的衛星Rhea稍大些。這些衛星的反照率相對也較低，烏姆柏里厄爾約為0.2，艾瑞爾約為0.35（在綠光）。這些衛星由冰和岩石組成，大約是50%的冰和50%的岩石，冰也許包含氨和二氧化碳。

在這些衛星中，艾瑞爾有著最年輕的表面，上面只有少許的隕石坑；烏姆柏里厄爾看起來是最老的。米蘭達擁有深達20 公里的斷層峽谷，梯田狀的層次和混亂的變化，形成令人混淆的表面年齡和特徵。有種假說認為米蘭達在過去可能遭遇過巨型的撞擊而被完全的分解，然後又偶然的重組起來。

1986年1月，航海家2號太空船飛越過天王星，在稍後研究照片時，發現了Perdita和10顆小衛星。後來使用地面的望遠鏡也証實了這些衛星的存在。


探測

在1986年，NASA的航海家2號拜訪了天王星。這次的拜訪是唯一的依次近距離的探測，並且目前也還沒有新的探測計畫。航海家2號在1977年發射，在繼續前往海王星的旅程之前，於1986年1月24日最接近天王星，距離近達81,500公里。航海家2號研究了天王星大氣層的結構和化學組成，發現了10顆新衛星，還研究了天王星因為自轉軸傾斜97.77°所造成的獨特氣候，並觀察了天王星的環系統。他也研究了天王星的磁場：不規則的結構、傾斜的磁軸、和如同拔塞螺絲般扭曲並斜向一側的磁尾。他對最大的五顆衛星做了首度的詳細調查，並研究當時已知的九圈光環，也新發現了兩道光環。