天王星

轨道和自转

天王星每84个地球年环绕太阳公转一周，与太阳的平均距离大约30亿公里，行星上阳光的强度只有地球的1/400。它的轨道参数在1783年首度被拉普拉斯计算出来，但随着时间，预测和观测的位置开始出现误差。在1841年约翰·柯西·亚当斯首先提出误差也许可以归结于一颗尚未被看见的行星的引力作用的结果。在1845年，勒维耶开始独立地进行天王星轨道的研究；1846年9月23日，迦雷在勒维耶预测位置的附近发现了一颗新行星，稍后被命名为海王星。
天王星内部的自转周期是17小时又14分，但和所有巨行星一样，其上部的大气层朝自转的方向可以产生非常强的风。实际上，在有些纬度，像是从赤道到南极的2/3路径上，可以看见移动得非常迅速的大气，靠近南极地区的风速高达720公里/小时，只要14个小时就能完整的环绕行星一周。

可见性

从1995至2006年，天王星的视星等在＋5.6至＋5.9等之间，勉强在肉眼可见的＋6.0等之上，它的角直径在3.4至3.7弧秒；比较土星是16至20弧秒，木星则是32至45弧秒。在冲的时候，天王星可以用肉眼在黑暗、无光污染的天空直接看见，即使在城市中也能轻易的使用双筒望远镜看见。使用物镜的口径在15至25公分的大型业余天文望远镜，天王星将呈现苍白的深蓝色盘状与明显的周边昏暗；口径25公分或更大的，云的型态和一些大的卫星，像是天卫三和天卫四，都有可能看见。

物理性质

天王星主要是由岩石与各种成分不同的水冰物质所组成，其组成主要元素为氢（83%），其次为氦（15%）。在许多方面天王星（海王星也是）与大部分都是气态氢组成的木星与土星不同，其性质比较接近木星与土星的地核部分，而没有类木行星包围在外的巨大液态气体表面（主要是由金属氢化合物气体受重力液化形成）。天王星并没有土星与木星那样的岩石内核，它的质量平均分布在整个星球。直接以肉眼观察，天王星的表面呈现蓝绿色，这是因为它的甲烷大气吸收了大部分的红色光谱所导致。

内部结构

天王星的质量大约是地球的14.5倍，是类木行星中质量最小的，它的密度是1.29公克/公分³只比土星高一些。直径虽然与海王星相似（大约是地球的4倍），但质量较低。这些数值显示它主要由各种各样挥发性物质，例如水、氨和甲烷组成。天王星内部冰的总含量还无法精确的知道，根据选择模型的不同而有不同的结果，但是总是在地球质量的9.3至13.5倍之间。氢和氦在全体中只占很小的部分，大约在0.5至1.5地球质量。剩余的质量（0.5至3.7地球质量）才是岩石物质。
天王星的标准模型结构包括三个层面：在中心是岩石的核，中间是冰的地幔，最外面是氢与氦组成的外壳。相较之下核非常的小，只有0.55地球质量，半径不到天王星的20%；地幔则是个庞然大物，质量大约是地球的13.4倍；而最外层的大气层则相对不明确，大约占有剩余20%的半径，但质量大约只有地球的0.5倍。天王星核的密度大约是9公克/公分³，在核和地幔交界处的压力是8百万巴和大约5,000K的温度。冰的地幔实际上并不是由一般意义上所谓的冰组成，而是由水、氨和其他挥发性物质组成的热且稠密的流体。这些流体有高导电性，有时被称为水-氨的海洋。天王星和海王星的大块结构与木星和土星相当的不同，冰的成分超越气体，因此有理由将它们分开另成一类为冰巨行星。
上面所考虑的模型或多或少都是标准的，但不是唯一的，其他的模型也能满足观测的结果。例如，如果大量的氢和岩石混合在地幔中，则冰的总量就会减少，并且相对的岩石和氢的总量就会提高；目前可利用的数据还不足以让人们确认哪一种模型才是正确的。天王星内部的流体结构意味着没有固体表面，气体的大气层是逐渐转变成内部的液体层内。为方便起见，我们可将大气压力达到1巴（100千帕）之处定为行星的表面。这个表面形成旋转的扁球体，其半长轴和半短轴分别是25,559±4和24,973±20公里。
这样的表面将做为这篇文章中高度的零点。

内热

天王星的内热看上去明显的比其他的类木行星为低，在天文的项目中，它是低热流量。目前仍不了解天王星内部的温度为何会如此低，大小和成分与天王星像是双胞胎的海王星，放出至太空中的热量是得自太阳的2.61倍；相反的，天王星几乎没有多出来的热量被放出。天王星在远红外线（也就是热辐射）的部分释出的总能量是大气层吸收自太阳能量的1.06±0.08倍。事实上，天王星的热流量只有0.042±0.047瓦/米²，远低于地球内的热流量0.075瓦/米²。天王星对流层顶的温度最低温度纪录只有49K，使天王星成为太阳系温度最低的行星，比海王星还要冷。
在天王星被超重质量的星体撞击而造成转轴极度倾斜的撞击假说中，也包含了内热的流失，因此留给天王星一个内热被耗尽的核心温度。另一种假说认为在天王星的内部上层有阻止内热传达到表面的障碍层存在，例如，对流也许仅发生在一组不同的结构之间，也许禁止热能向上传递。

大气层

虽然在天王星的内部没有明确的固体表面，天王星最外面的气体包壳，也就是被称为大气层的部分，却很容易以遥感测量。遥感测量的能力可以从1巴（100千帕）之处为起点向下深入至300公里，相当于100 巴（10百万帕）的大气压力和320K的温度。稀薄的晕从大气压力1巴的表面向外延伸扩展至半径两倍之处，天王星的大气层可以分为三层：对流层，从高度-300至50公里，大气压100巴至0.1巴；（10百万帕到10千帕）平流层（同温层），高度50至4000公里，大气压力0.1帕至10⁻¹⁰巴（10千帕到10 µ帕）；和增温层/晕，从4000公里向上延伸至距离表面50,000公里处。没有中气层（散逸层）。

成分（组织）

天王星大气层的成分和天王星整体的成分不同，主要是氢和氦。氦的摩尔分数，例如每摩尔中所含有的氦原子数量，在对流层的上层是0.15±0.03，相当于0.26±0.05质量百分比。这个数值很接近0.275±0.01的原恒星质量百分比。显示在气体的巨星中，氦在行星中是不稳定的。在天王星的大气层中，含量占第三位的是甲烷（CH₄）。甲烷在可见和近红外的吸收带为天王星制造了明显的蓝绿或青色的颜色。在大气压力1.3巴（130千帕）的甲烷云顶之下，甲烷在大气层中的摩尔分数是2.3%，这个量大约是太阳的20至30倍。混合的比率在大气层的上层由于极端的低温，降低了饱合的水准并且造成多余的甲烷结冰。对低挥发性物质的丰富度，像是氨、水和硫化氢，在大气层深处的含量所知有限，但是大概也会高于太阳内的含量。除甲烷之外，在天王星的上层大气层中可以追踪到各种各样微量的碳氢化合物，被认为是太阳的紫外线辐射导致甲烷光解产生的。包括乙烷（C₂H₆）, 乙炔（C₂H₂）, 甲基乙炔（CH₃C₂H）, 联乙炔（C₂HC₂H）。光谱研究也揭露了水蒸汽的踪影，一氧化碳和二氧化碳在大气层的上层，但可能只是来自于彗星和其他外部天体的落尘。

对流层

对流层是大气层最低和密度最高的部分，温度随着高度增加而降低，
温度从有名无实的底部大约320K，−300公里，降低至53K，高度50公里。在对流层顶实际的最低温度在49至57K，依在行星上的高度来决定。对流层顶是行星的上升暖气流辐射远红外线最主要的区域，由此处测量到的有效温度是59.1±0.3K。
对流层应该还有高度复杂的云系结构，水云被假设在大气压力50至100巴（5到10百万帕），氨氢硫化物云在20至40巴（2到4百万帕）的压力范围内，氨或氢硫化物云在3和10巴（0.3到1百万帕），最后是直接侦测到的甲烷云在1至2巴（0.1到0.2百万帕）。对流层是大气层内非常生气蓬勃的部分，展现出强风、明亮的云彩和季节性的变化，将会在下面讨论。

上层大气层

天王星大气层的中层是平流层，此处的温度逐渐增加，从对流层顶的53K上升至增温层底的800至850K。平流层的加热来自于甲烷和其他碳氢化合物吸收的太阳紫外线和红外线辐射，甲烷光解的结果形成这部分的大气层。热也来自增温层的传导。碳氢化合物相对来说只是很窄的一层，高度在100至280公里，相对于气压是10至0.1毫巴（1000到10千帕），温度在75K和170K之间。含量最多的碳氢化合物是乙炔、乙烷、与甲烷，相对于氢的混合比率是×10⁻⁷。一氧化碳在这个高度上的混合比率相似。更重的碳氢化合物、二氧化碳和水蒸气，在混合的比率上还要低三个数量级。水的丰度7×10⁻⁹。乙烷和乙炔在平流层内温度和高度较低处与对流层顶（低于10毫巴）倾向于凝聚而形成数层阴霾的云层，这可能是天王星上的云带出现的部分原因。然而，碳氢化合物集中在天王星平流层阴霾之上的高度比其他类木行星的高度要显著的低。
天王星大气层的最外层是增温层或晕，有着均匀一致的温度，大约在800至850K。目前仍不了解是何种热源支撑著如此的高温，虽然低效率的冷却作用和平流层上层的碳氢化合物也能贡献一些能源，但即使是太阳的远紫外线和超紫外线辐射，或是极光活动都不足以提供所需的能量。在平流层0.1毫巴气压等级以上缺乏碳氢化合物造成微弱的降温效率可能无可否认地对此有所贡献。除此之外，氢分子和增温层与晕拥有大比例的自由氢原子，她们的低分子量和高温可以解释为何晕可以从行星扩展至50,000公里，天王星半径的两倍远。这个延伸的晕是天王星的一个独特的特点。他的作用包括阻尼环绕天王星的小颗粒，导致一些天王星环中尘粒的耗损。天王星的增温层和平流层的上层对应着天王星的电离层。观测显示电离层占据2,000至10,000公里的高度。天王星电离层的密度比土星或海王星高，这可能肇因于碳氢化合物在平流层低处的集中。电离层是承受太阳紫外线辐射的主要区域，它的密度也依据太阳活动而改变。极光活动不如木星和土星的明显。

行星环

天王星有个复杂的行星环系统，它是太阳系中继土星环之后发现第二个环系统。该环由大小毫米到几米的极端黑暗粒状物质组成。目前已知天王星环有13个圆环，其中最明亮的是ε环。所有天王星行星环除两个以外皆极度狭窄–通常只有几公里宽。天王星环大概还相当年轻；动力学分析指出它们不是与天王星同时形成的。环中的物质可能来自被高速撞击或潮汐力粉碎的卫星。而来自这些撞击结果形成的众多碎片中，只有少数几片留存在对应到现今的环的有限数量稳定区域里。
威廉·赫歇耳声称他曾经在1789年看见天王星环，然而这是值得怀疑的，首先该环相当的黯淡，而且随后的两个世纪没有一个观测者曾经注意到环的存在。尽管如此，赫歇耳正确的描述了ε环大小、其相对于地球间的角度、色泽为红、以及它随天王星绕行太阳造成显著变化。环确实的发现日期是1977年3月10日，在詹姆斯·L.·艾略特、爱德华·W.·杜汉、和道格拉斯·J.·明克透过柯伊伯机载天文台观测时意外的发现。他们原本的计划是观测天王星掩蔽SAO 158687以研究天王星的大气层。然而，当他们分析观测的资料时，他们发现在行星掩蔽的前后，这颗恒星都曾经短暂的消失了五次。他们认为，必须有个环系统围绕着行星才能解释。后来他们又侦测到四个额外的环。旅行者2号在1986年飞掠过天王星时，直接拍下了这些环。旅行者2号也发现了两圈新的黯淡光环，使环的数量增加到11圈。
在2005年12月，哈勃空间望远镜侦测到一对早先未曾发现的蓝色圆环。最外围的一圈与天王星的距离比早先知道的环远了两倍，因此新发现的环被称为环系统的外环，使天王星环的数量增加到13圈。哈勃同时也发现了两颗新的小卫星，其中的天卫二十六还与最外面的环共享轨道。在2006年4月，凯克天文台公布的新环影像中，外环的一圈是蓝色的，另一圈则是红色的。
关于外环颜色是蓝色的一个假说是，它由来自天卫二十六的细小冰微粒组成，因此能散射足够多的蓝光。天王星的内环看起来是呈灰色的。

磁场

在旅行者2号抵达之前，天王星的磁层从未被测量过，因此很自然的还保持着神秘。在1986年之前，因为天王星的自转轴就躺在黄道上，天文学家盼望能根据太阳风测量到天王星的磁场。
旅行者的观测显示天王星的磁场是奇特的，一则是他不在行星的几何中心，再者他的磁场轴相对于自转轴倾斜59°。事实上，磁极从行星的中心偏离往南极达到行星半径的三分之一。这异常的几何关系导致一个非常不对称的磁层，在南半球的表面，磁场的强度低于0.1高斯，而在北半球的强度高达1.1高斯；在表面的平均强度是0.23高斯。相较之下，地球两极的磁场强度大约是相等的，并且“磁赤道”大致上也与物理上的赤道平行，天王星的偶极矩是地球的50倍。海王星也有一个相似的偏移和倾斜的磁场，因此有人认为这是冰巨星的共同特点。一种假说认为，不同于类地行星和气体巨星的磁场是由核心内部引发的，冰巨星的磁场是由相对于表面下某一深度的运动引起的，例如水–氨的海洋。
尽管有这样奇特的准线，天王星的磁层在其他方面与一般的行星相似：在他的前方，位于23个天王星半径之处有弓形激波，磁层顶在18个天王星半径处，彻底发展完成的磁尾和辐射带。综上所论，天王星的磁层结构不同于木星的，而比较像土星的。天王星的磁尾在天王星的后方延伸至太空中远达数百万公里，并且因为行星的自转被扭曲而斜向一侧，像是拔瓶塞的长螺旋杆。
天王星的磁层包含带电粒子：质子和电子，还有少量的H₂⁺离子，未曾侦测到重离子。许多的这些微粒可能来自大气层热的晕内。离子和电子的能量分别可以高达4和1.2百万电子伏特。在磁层内侧的低能量（低于100电子伏特）离子的密度大约是2公分⁻³。微粒的分布受到天王星卫星强烈的影响，在卫星经过之后，磁层内会留下值得注意的空隙。微粒流量的强度在100,000年的天文学时间尺度下，足以造成卫星表面变暗或是太空风暴。这或许就是造成卫星表面和环均匀一致暗淡的原因。在天王星的两个磁极附近，有相对算是高度发达的极光，在磁极的附近形成明亮的弧。但是，不同于木星的是，天王星的极光对增温层的能量平衡似乎是无足轻重的。

气候

在紫外线与可见光波段下与其他的气体巨星，甚至是与相似的海王星比较，天王星的大气层是非常平静的。当旅行者2号在1986年飞掠过天王星时，总共观察到了10个横跨过整个行星的云带特征。有人提出解释认为这种特征是天王星的内热低于其他巨大行星的结果。记录到天王星对流层顶的最低温度是49K，比海王星还要冷，使天王星成为太阳系温度最低的行星（原来最低的冥王星已不再是行星）。

带状结构、风和云

在1986年，旅行者2号发现可见的天王星南半球可以被细分成两个区域：明亮的极区和暗淡的赤道带状区（参考右图）。这两区的分界大约在纬度−45°的附近。一条跨越在−45°至−50°之间的狭窄带状物是在行星表面上能够看见的最亮的大特征，被称为南半球的“衣领”。极冠和衣领被认为是甲烷云密集的区域，位置在大气压力1.3至2巴的高度。（见上文）很不幸的是，旅行者2号抵达时正值南半球盛夏，且观察不到北半球的部分。不过，从21世纪开始之际，北半球极区进入视野，哈勃空间望远镜和凯克望远镜观测北半球皆找不到“衣领”和极帽。故天王星看起来是不对称的：靠近南极是明亮的，从南半球的“衣领”以北都是一样的黑暗。除了大规模的带状结构，旅行者2号观察到了10朵小块的亮云，多数都躺在“衣领”的北方数度。在1986年看到的天王星，在其他的区域都像是毫无生气的死寂行星。
然而，在1990年代的观测，拜高分辨率影像技术之赐，亮云彩特征的数量有着明显的增长。他们多数都出现在北半球开始成为可以看见的区域。早期的解释—认为是明亮的云彩在行星黑暗的部分比较容易被分辨出来，而在南半球则被明亮的“衣领”掩盖掉—被证明是错误的，实际上特征数量已确实显著增加。不过，两个半球的云彩是有区别的，北半球的云彩较小、较尖锐和较明亮。他们看上去都躺在较高的高度。云彩的生命期有着极大的差异，一些小的只有几小时，而南半球至少有一个从旅行者飞掠过后仍一直存在着。最近的观察也发现，虽然天王星的气候较为平静，但天王星的云彩有许多特性与海王星相同。例如，在海王星上很普通的大暗斑，在2006年之前从未在天王星上观测到，而在2006年暗斑特征首次被拍到。据推测天王星在春秋分时节变得较像海王星。
追踪这些有特征的云彩，可以测量出天王星对流层上方的风是如何在极区咆哮。在赤道的风是退行的，意味着他们吹的方向与自转的方向相反，他们的速度从−100至−50米/秒。
风速随着远离赤道的距离而增加，大约在纬度±20°静止不动，这儿也是对流层温度最低之处。再往极区移动，风向也转成与行星自转的方向一致，风速则持续增加，在纬度±60°处达到最大值，然后下降至极区减弱为0。在纬度−40°附近，风速从150到200米/秒，因为“衣领”盖过了所有平行的云彩，无法测量从哪儿到南极之间的风速。与北半球对照，风速在纬度+50°达到最大值，速度高达240米/秒。

季节变化

在2004年3月到5月这一短暂期间，很多片大块云彩出现在天王星大气层里，这让天王星有着类似海王星般的外观。观察到229米/秒（824公里/时）的破表风速，和被称为“7月4日烟火”的雷雨风暴。 2006年8月23日，科罗拉多州博尔德市太空科学学院和威斯康辛大学的研究员观察到天王星表面有一个大黑斑，让天文学家对天王星大气层的活动有更多的了解。虽然为何这突如其来活动暴涨的发生原因仍未被研究员所明了，但是它呈现了天王星极度倾斜的自转轴所带来的季节性的气候变化。要确认这种季节变化的本质是很困难的，因为对天王星大气层堪用的观察数据仍少于84年，也就是一个完整的天王星年。虽然已经有了一定数量的发现，光度学的观测已经累积了半个天王星年（从1950年代起算），在两个光谱带上的光度变化已经呈现了规律性的变化，最大值出现在至点，最小值出现在昼夜平分点。从1960年开始的微波观测，深入对流层的内部，也得到相似的周期变化，最大值也在至点。从1970年代开始对平流层进行的温度测量也显示最大值出现在1986年的至日附近。多数的变化相信与可观察到的几何变化相关。
然而，有某些理由相信天王星物理性的季节变化也在发生。当南极区域变得明亮时，北极相对的呈现黑暗，这与上述概要性的季节变化模型是不符合的。在1944年抵达北半球的至点之前，天王星亮度急遽提升，显示北极不是永远黑暗的。这个现象意味着可以看见的极区在至日之前开始变亮，并且在昼夜平分点之后开始变暗。详细的分析可见光和微波的资料，显示亮度的变化周期在至点的附近不是完全的对称，这也显示出在子午圈上反照率变化的模式。最后，在1990年代，在天王星离开至点的时期，哈勃空间望远镜和地基的望远镜显示南极冠出现可以察觉的变暗（南半球的“衣领”除外，它依然明亮），同时，北半球的活动也证实是增强了，例如云彩的形成和更强的风，支持期望的亮度增加应该很快就会开始。
目前对天王星物理变化的机制还不是很清楚，在接近夏天和冬天的至点，天王星的一个半球沐浴在阳光之下，另一个半球则对向幽暗的深空。受光半球的明亮曾被认为是对流层里来自甲烷云与阴霾层局部增厚的结果。在纬度−45°的明亮“衣领”也与甲烷云有所关联。在南半球极区的其他变化，也可以用低层云的变化来解释。来自天王星微波发射谱线上的变化，或许是在对流层深处的循环变化造成的，因为厚实的极区云彩和阴霾可能会阻碍对流。现在，天王星春天和秋天的昼夜平分点即将来临，动力学上的改变和对流可能会再发生。

形成

有些论点认为气体巨星和冰巨星在形成的时候就有差异存在，太阳系的诞生应该开始于一个气体和尘土构成的巨大转动的球体，也就是前太阳星云。当它凝聚时逐渐形成盘状，在中心的崩塌形成了太阳。多数的星云气体，主要是氢和氦，形成了太阳；同时，颗粒的尘土集合形成了第一颗原行星。随着行星的成长，有些行星累积到足够的质量，能够凝聚星云中残余的气体。聚集越多的气体，使他们变得越大；他们变得越大，就越能聚集气体，直到达到一个关键的点，使他们开始以指数的增长。冰巨星所有的星云气体只有几个地球的质量大小，未能达到这个临界点。目前的太阳系形成理论在计算远离木星土星的天王星和海王星上遭遇了困难。他们块头过大，以至于无法在那个距离上取得足够的材料来形成。相反的，某些科学家认为这两颗行星是在离太阳较近的位置形成之后，才被木星驱赶到外面的。然而，近来越来越多将行星漂移计算在内的摹拟，似乎已能在他们现存的位置上形成天王星和海王星。

卫星

目前已知天王星有27颗天然的卫星，这些卫星的名称都出自莎士比亚和蒲柏的歌剧中。五颗主要卫星的名称是“米兰达”（天卫五）、“艾瑞尔”（天卫一）、“乌姆柏里厄尔”（天卫二）、“泰坦尼亚”（天卫三）和“欧贝隆”（天卫四）。第一颗和第二颗（天卫三和天卫四）是威廉·赫歇耳在1787年3月13日发现的，另外两颗天卫一和天卫二是在1851年被威廉·拉索尔发现的。在1852年，威廉·赫歇耳的儿子约翰·赫歇耳才为这四颗卫星命名。到了1948年杰拉德·柯伊伯发现第五颗卫星天卫五。
天王星卫星系统的质量是气体巨星中最少的，的确，五颗主要卫星的总质量还不到海卫一的一半。最大的卫星，天卫三，半径788.9公里，还不到月球的一半，但是比土星第二大的卫星土卫五稍大些。这些卫星的反照率相对也较低，天卫二约为0.2，天卫一约为0.35（在绿光）。这些卫星由冰和岩石组成，大约是50%的冰和50%的岩石，冰也许包含氨和二氧化碳。
在这些卫星中，天卫一有着最年轻的表面，上面只有少许的陨石坑；天卫二看起来是最老的。天卫五拥有深达20公里的断层峡谷，梯田状的层次和混乱的变化，形成令人混淆的表面年龄和特征。天卫五过去的地质活动被认为是在某段时候当其轨道比目前更偏心时受到潮汐加热的影响，偏心的原因大概是跟天卫二轨道共振（过去与现在3:1比例）的结果。与地幔上涌并挤入相关的外部加工很可能是天卫五“赛道”般运河的起源。同样的，天卫一被认为曾经处于与天卫三4:1轨道共振的位置。

探测

在1986年，NASA的旅行者2号拜访了天王星。这次的拜访是唯一的一次近距离的探测，并且目前也还没有新的探测计划。旅行者2号在1977年发射，在继续前往海王星的旅程之前，于1986年1月24日最接近天王星，距离近达81,500公里。旅行者2号研究了天王星大气层的结构和化学组成，发现了10颗新卫星，还研究了天王星因为自转轴倾斜97.77°所造成的独特气候，并观察了天王星的环系统。他也研究了天王星的磁场：不规则的结构、倾斜的磁轴、和如同拔塞螺丝般扭曲并斜向一侧的磁尾。他对最大的五颗卫星做了首度的详细调查，并研究当时已知的九圈光环，也新发现了两道光环。