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天王星 軌道和自轉
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。
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，它的角直徑在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，像是天衛三和天衛四，都有可能看見。
天王星 物理性质
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，它的质量平均分佈在整個星球。直接以肉眼觀察，天王星的表面呈現蓝绿色，這是因為它的甲烷大氣吸收了大部分的紅色光譜所導致。
天王星的質量大約是地球的14.5倍，是已知在太阳系中的冰巨星中（除冥王星）質量最小的，它的平均密度是1.27公克/公分³比起海王星少了点。直徑雖然與海王星相似（大約是地球的4倍），但質量較低。這些數值顯示它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无法精確的知道，根據選擇模型的不同而有不同的结果，但是總是在地球質量的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 物理性质
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，最外面是氫與氦組成的外殼。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不明確，大約佔有剩餘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，在核心和地函交界處的壓力是8百萬巴和大約5,000K的溫度。冰的地函實際上並不是由一般意义上所謂的冰組成，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，因此有理由將它們分開另成一類為冰巨行星。
天王星 物理性质
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人们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。為方便起見，我們可將大氣壓力達到1巴（100千帕）之處定為行星的表面。這個表面形成旋轉的扁球體，其半長軸和半短軸分別是25,559±4和24,973±20公里。
這樣的表面將作為這篇文章中高度的零點。
天王星 物理性质
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，它是低熱流量。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。天王星在遠紅外線（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49K，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星體撞擊而造成轉軸極度傾斜的撞擊假說中，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 物理性质
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巴（100千帕）之處為起點向下深入至300公里，相當於100 巴（10百萬帕）的大氣壓力和320K的溫度。稀薄的暈從大氣壓力1巴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巴至0.1巴；（10百萬帕到10千帕）平流層（同溫層），高度50至4000公里，大氣壓力0.1帕至10−10巴（10千帕到10 µ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）。
天王星 物理性质
天王星大氣層的成分和天王星整體的成分不同，主要是氫和氦。氦的摩爾分數，例如每摩爾中所含有的氦原子數量，在對流層的上層是0.15±0.03，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青色的顏色。在大氣壓力1.3巴（130千帕）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）、丙炔（CH3C2H）、聯乙炔（C2HC2H）。光譜研究也揭露了水蒸汽的蹤影，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。
天王星 物理性质
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320K，−300公里，降低至53K，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±0.3K。
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巴（5到10百萬帕），氨氫硫化物雲在20至40巴（2到4百萬帕）的壓力範圍內，氨或氫硫化物雲在3和10巴（0.3到1百萬帕），最後是直接偵測到的甲烷雲在1至2巴（0.1到0.2百萬帕）。對流層是大氣層內非常生氣蓬勃的部份，展現出強風、明亮的雲彩和季節性的變化，將會在下面討論。
天王星 物理性质
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53K上升至增溫層底的800至850K。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，甲烷光解的結果形成這部分的大氣層。熱也來自增溫層的傳導。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至0.1毫巴（1000到10千帕），溫度在75K和170K之間。含量最多的碳氫化合物是乙炔、乙烷、與甲烷，相對於氫的混合比率是×10−7。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。水的豐度7×10−9。乙烷和乙炔在平流層內溫度和高度較低處與對流層頂（低於10毫巴）傾向於凝聚而形成數層陰霾的雲層，這可能是天王星上的雲帶出現的部分原因。然而，碳氫化合物集中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顯著的低。
天王星 物理性质
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850K。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。在平流層0.1毫巴氣壓等級以上缺乏碳氫化合物造成微弱的降溫效率可能無可否認地對此有所貢獻。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，天王星半徑的兩倍遠。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輻射的主要區域，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。
天王星 物理性质
天王星有個複雜的行星環系統，它是太陽系中繼土星環之後發現第二個環系統。該環由大小毫米到幾米的極端黑暗粒狀物質組成。目前已知天王星環有13個圓環，其中最明亮的是ε環。所有天王星行星環除兩個以外皆極度狹窄–通常只有幾公里寬。天王星環大概還相當年輕；動力學分析指出它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。而來自這些撞擊結果形成的眾多碎片中，只有少數幾片留存在對應到現今的環的有限數量穩定區域裡。
天王星 物理性质
威廉·赫歇耳聲稱他曾經在1789年看見天王星環，然而這是值得懷疑的，首先該環相當的黯淡，而且隨後的兩個世紀沒有一個觀測者曾經注意到環的存在。儘管如此，赫歇耳正確的描述了ε環大小、其相對於地球間的角度、色澤為紅、以及它隨天王星繞行太陽造成顯著變化。環確實的發現日期是1977年3月10日，在詹姆斯·L.·艾略特、愛德華·W.·杜漢、和道格拉斯·J.·明克透過柯伊伯機載天文台觀測時意外的發現。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。後來他們又偵測到四個額外的環。航海家2號在1986年飛掠過天王星時，直接拍下了這些環。航海家2號也發現了兩圈新的黯淡光環，使環的數量增加到11圈。
在2005年12月，哈伯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。哈伯同時也發現了兩顆新的小衛星，其中的天卫二十六還與最外面的環共享軌道。在2006年4月，凱克天文台公布的新環影像中，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，它由來自天卫二十六的細小冰微粒組成，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。
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，再者他的磁場軸相對於自轉軸傾斜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。相較之下，地球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，徹底發展完成的磁尾和輻射帶。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。微粒的分布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。
天王星 氣候
在紫外線與可見光波段下與其他的氣體巨星，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。記錄到天王星對流層頂的最低溫度是49K，比海王星還要冷，使天王星成為太陽系溫度最低的行星（原来最低的冥王星已不再是行星）。
天王星 氣候
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）。這兩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巴的高度。（見上文）很不幸的是，航海家2號抵達時正值南半球盛夏，且觀察不到北半球的部份。不過，從21世紀開始之際，北半球極區進入視野，哈伯太空望遠鏡和凱克望遠鏡觀測北半球皆找不到“衣領”和極帽。故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。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。
天王星 氣候
然而，在1990年代的觀測，拜高解析度影像技術之賜，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。早期的解釋—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—被證明是錯誤的，實際上特徵數量已確實顯著增加。不過，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。雲彩的生命期有著極大的差異，一些小的只有幾小時，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。例如，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，而在2006年暗斑特徵首次被拍到。據推測天王星在春秋分時節變得較像海王星。
天王星 氣候
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/秒。
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/秒，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/秒。
天王星 氣候
在2004年3月到5月這一短暫期間，很多片大塊雲彩出現在天王星大氣層裡，這讓天王星有著類似海王星般的外觀。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”的雷雨風暴。2006年8月23日，科羅拉多州博爾德市太空科學學院和威斯康辛大學的研究員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。雖然為何這突如其來活動暴漲的發生原因仍未被研究員所明瞭，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堪用的觀察數據仍少於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。
然而，有某些理由相信天王星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，天王星亮度急遽提升，顯示北極不是永遠黑暗的。這個現象意味著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。最後，在1990年代，在天王星離開至點的時期，哈伯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，它依然明亮），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。
目前對天王星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。受光半球的明亮曾被認為是對流層裡來自甲烷雲與陰霾層局部增厚的結果。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。
天王星 形成
有些論點認為氣體巨星和冰巨星在形成的時候就有差異存在，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。當它凝聚時逐漸形成盤狀，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。隨著行星的成長，有些行星累積到足夠的質量，能夠凝聚星雲中殘餘的氣體。聚集越多的氣體，使它們變得越大；它們變得越大，就越能聚集氣體，直到達到一個關鍵的點，使它們開始以指數的增長。冰巨星所有的星雲氣體只有幾個地球的質量大小，未能達到這個臨界點。目前的太陽系形成理論在計算遠離木星土星的天王星和海王星上遭遇了困難。他們塊頭過大，以至於無法在那個距離上取得足夠的材料來形成。相反的，某些科學家認為這兩顆行星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，近來越來越多將行星漂移計算在內的摹擬，似乎已能在他們現存的位置上形成天王星和海王星。
天王星 衛星
目前已知天王星有29顆天然的衛星，這些衛星的名稱大部分出自莎士比亞和蒲柏的歌劇中。五顆主要衛星的名稱是“米蘭達”（天衛五）、“艾瑞爾”（天衛一）、“烏姆柏里厄爾”（天衛二）、“泰坦尼亞”（天衛三）和“歐貝隆”（天衛四）。第一顆和第二顆（天衛三和天衛四）是威廉·赫歇耳在1787年3月13日發現的，另外兩顆天衛一和天衛二是在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年杰拉德·柯伊伯發現第五顆衛星天衛五。
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海衛一的一半。最大的衛星，天衛三，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土衛五稍大些。這些衛星的反照率相對也較低，天衛二約為0.2，天衛一約為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。
天王星 衛星
在這些衛星中，天衛一有著最年輕的表面，上面只有少許的隕石坑；天衛二看起來是最老的。天衛五擁有深達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。天衛五過去的地質活動被認為是在某段時候當其軌道比目前更偏心時受到潮汐加熱的影響，偏心的原因大概是跟天衛二軌道共振（過去與現在3:1比例）的結果。與地幔上湧並擠入相關的外部加工很可能是天衛五「賽道」般運河的起源。同樣的，天衛一被認為曾經處於與天衛三4:1軌道共振的位置。
天王星 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一次近距離的探測，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。
日食
日食，又作日蝕、日噬，指的是當月球完全或部分遮擋太陽光時，在地球上部分地區所能見到的天文現象，為食的一種。日食只有在月球運行至太陽和和地球之間、最接近黃道平面時發生。月球完全遮掩太陽的現象稱為日全食，部分遮掩太陽的現象則稱為日偏食或日環食。
科學早已發現日食是一種自然現象，但對於不少古老和現代文化來說，日食卻是一種會帶來厄運的超自然現象。日全食使得天空在大白天下驟然變黑，在一個不了解日食之天文學原理的文化裡是一件駭人之事。
直接注視太陽會對眼睛造成永久性損傷，甚至會致盲，所以在觀測日食時須採用特別的保護方法。只有在日全食的食甚期間才能安全地用肉眼直視太陽。鮮有發生的日全食，特別是只有幾分鐘之長的食甚，往往會吸引世界各地的遊客遠道而來觀賞。
日食 原理
太陽、月亮、地球三者要更準確地對齊，才會發生日全食。
月球必須先抵達黃白交點，也必須和新月的發生時間交匯，不僅如此，月球的軌道呈橢圓形，地月距離時近時遠，所以月球的角直徑時大時小。只有在月球足夠靠近地球時，才有可能完全遮掩太陽，發生日全食。日全食期間，月球落在地球上的本影會掃出一條細長的路徑，只有在此路徑上的地點才能看到食甚，所以日全食對於地球上任何單一地點都是一件極為罕見的現象。
假如月球軌道為正圓形，離地球更近一點，而且軌道平面與黃道平面相同，那麼每次新月（又稱朔）時都會發生日全食。不過，月球的軌道平面與地球的軌道平面的夾角大約在5°以上，所以月球所投下的陰影通常都不會落在地球表面上。要在地球上看到日食，朔時的月球必須正好靠近黃道。月球每27.21天與黃道相交兩次，新月則每隔29.53天發生一次，所以兩者俱全可謂是特殊情況。日食（和月食）只有在食季才會發生，每年至少兩次，最多五次。日全食則每年最多只能發生兩次。
日食 種類
日食共有以下四種：
地球與太陽的距離約是地球與月球距離的四百倍，且太陽的直徑也約是月球直徑的四百倍。由於這兩個比例相當接近，所以我們從地球觀測日月時，兩者的大小大略相等，角直徑約等於0.5°。
廣義地來說，日食還可以指在地球以外看到太陽被其他天體遮掩的現象，如1969年阿波羅12號太空人所拍攝到的地球食日，還有2006年卡西尼-惠更斯號探測器所拍攝到的土星食日。
月球的公轉軌道呈輕微橢圓形，因此從地球上看到的月球大小是會波動變化的。日食期間月球角直徑與太陽角直徑之比，稱為食分。假如日食發生時月球位於近地點附近，月球的大小足以覆蓋太陽光球，就有可能發生日全食。日全食的食分大於或等於一。相反，假如日食發生時月球位於遠地點附近，月球的大小不足以覆蓋整個太陽，就只能發生日環食。日環食的食分小於一。
同理，地球的公轉軌道也呈橢圓形，所以從地球上看到的太陽大小也會在一年內波動變化，但變化幅度不如月球。地球每年1月初抵達近日點，此時更易發生日環食；地球每年7月初抵達遠日點，此時更易發生日全食。
日食 種類
地球為球形，不同地區與月亮之間的距離並不同，月球的角直徑也會不同。如果食分在日食過程的最初和最後小於一，但在中點附近大於一，那麼在中點附近的地區可看到全食，最初和最後的地區則會看到環食。此類日食的全食帶和環食帶又窄又短。2023年4月20日全環食的食甚時長僅僅超過一分鐘。
日全食、日環食和全環食往往會統稱為「中心日食」。不過，這並不完全準確：中心日食指的是月球本影中線與地球表面相交的日食，但也有可能只有本影不包括中線的一部分落在地球表面上。這種情形極為罕見，稱為「非中心日全食」或「非中心日環食」。月球本影中線離地球中心的距離可以用中心距（γ）來表達。上一次非中心日環食發生在2014年4月29日，下一次非中心日全食將會在2043年4月9日發生。
日全食共有以下五個階段：
日食 預測
如右圖所示，月球運行至太陽和地球之間，三者對齊時，就會發生日食。地月之間的深黑色陰影是月球的本影，此範圍內的太陽光被完全阻擋。本影錐尖端與地球表面相交之處正正就是可以看到日全食的範圍。本影以外的淺灰色陰影是月球的半影，此範圍內會看到日偏食。如果地月距離太遠，本影錐未能與地表相交，則在偽本影和地表相交處可以看到日環食。
月球軌道平面和地球軌道平面（黃道平面）之間的夾角在5°以上，所以在新月時，月亮一般會在太陽以北或以南掠過。在新月的同時，月球必須要接近黃道（軌道交點）才會發生日食。
月球繞地球的公轉軌道為橢圓形，地月距離在平均值上下還會波動6%左右，月亮的角直徑也會隨之變化。同理，地球繞太陽的公轉軌道也是橢圓形的，因此太陽的角直徑也會在一年內波動，但幅度比月球角直徑的變化幅度小。日全食只有在月球的角直徑比太陽大時才會發生，反之，日環食只有在月球的角直徑比太陽小時才會發生。平均來說，從地球看的月亮比太陽稍小，所以大部分（約六成）中心日食都是日環食。
日食 預測
相對慣性參考系來說，月球大約每27.3天繞地球公轉一周，這稱為恆星月。另一方面，地球在一個恆星月內還會繞太陽運行一段距離，所以兩個新月之間的時間比恆星月更長，約為29.5天，這稱為朔望月，也就是月亮盈虧週期的長度。
月球的軌道與黃道平面有兩個交點：月球在升交點從南至北越過黃道平面，並在降交點從北至南越過黃道平面。在太陽引力的作用下，這兩個交點會繞地球緩慢逆行，每18.6年為一周。從而，月球兩次經過升交點之間的時長比一個恆星月稍短，這稱為交點月。
最後，月球的近地點也在繞地球順行進動，每8.85年為一周。月球兩次經過近地點之間的時長比一個恆星月稍短，稱為近點月。
月球的兩個軌道交點正好相隔180°，所以在一年內只有相隔約六個月（173.3天）的兩個時段內才有可能發生日食，這稱為食季。每個食季都一定會發生一次日食。一個食季期間可能會有兩個連續的新月，各形成一次日食。如此一來，一年以內最多可發生五次日食。
日食 預測
日食的必要條件是，太陽必須和月球軌道交點相隔不超過15°至18°，中心日食則需要不超過10°至12°度，這就是所謂的食極限。由於日月大小都會波動，所以食極限的數值是以區間表達。在月球兩次經過軌道交點的時間（一個交點月）內，太陽相對於交點會移動29°。從食極限可推算，日食能夠發生的太陽角度區間為36°，中心日食能夠發生的太陽角度則是24°，所以有可能發生相隔一個月的兩次日偏食，或更罕見的一次日偏食和一次中心日食。
在日全食（日環食）的過程中，月球的本影（偽本影）從西至東快速掃過地球表面。地球從西至東自轉，在赤道表面的自轉速度約為每秒470米；月球同樣從西至東繞地球公轉，其軌道速度約為每秒1,000米。因此，本影在地球表面的路徑大體是從西至東，速度為月球的公轉速度與地球表面的自轉速度之差。本影掃過地球兩極地區時會有例外情況，詳見2021年6月10日日食和2021年12月4日日食。
日食 預測
全食帶（或環食帶）的寬度是由太陽和月亮的相對角直徑來決定。如果日全食是在月球處於近地點的時候發生，則全食帶的寬度可高達267公里，食甚可超過7分鐘之長。在全食帶以外有一大片地區可以觀測到日偏食。本影（全食帶）在地球表面的寬度一般在100至160公里間，而相比之下，半影（可看到偏食的地區）的寬度則超過6,400公里。
貝塞爾根數是用於預測在地球各地能看到的日食種類的一組數字。:Chapter 11利用這組數字，可得出月球本影在地表上的確切形狀和大小。不過，陰影落在哪幾條經線上，則和地球的自轉有關。地球的自轉速度並不均勻，整體趨勢是在減慢。天文學家在預測未來日食或推算過去的日食時，會利用一個記作ΔT的數值。地球自轉越慢，ΔT就越高。未來的ΔT值只能粗略估算，所以天文學家只能準確預測未來某日是否會出現日全食，卻不能準確預測能看到日全食的地區。從歷史上人類對日食的記錄可推算出過去的ΔT值，從而得出地球自轉速度的變化歷史。:Equation 11.132
日全食的食甚時長由以下幾項條件所決定（依重要性排列）：
依據以上條件所推算出的最長日全食將發生在2186年7月16日，食甚時長為7分29秒，在圭亞那北部可見。
日食 週期
日全食是一種非常罕見的天文現象。雖然在整個地球上平均每18個月左右就會發生一次日全食，但在某個特定地點要等上平均360至410年才會發生一次日全食。月球本影在地表上移動的速度極快（時速超過1,700公里），所以在任何固定地點所能看到的日全食食甚階段都最多只有幾分鐘之長。目前的食甚時長上限為7分32秒。此數值會隨時間變化，整體有下降的趨勢。等到8千紀（即公元7000年至7999年），屆時的日全食食甚都預計不會超過7分2秒。最近一次食甚超過7分鐘的日全食發生在1973年6月30日（7分3秒）。當時有一架和諧式客機沿著月球本影的路徑高速飛行，機上所觀測到的食甚階段長達74分鐘。下一次食甚超過7分鐘的日全食將會發生在2150年6月25日（7分14秒）。在公元前3000年至公元8000年共1萬1千年間，食甚時間最長的日全食是2186年7月16日（7分29秒）。20世紀期間食甚最長的日全食是1955年6月20日日食（7分8秒），而21世紀則沒有任何食甚超過7分鐘的日全食。
日食 週期
天文學家可以通過交食週期來預測日食，其中以沙羅週期較為準確。一個沙羅週期為6,585.3天（18年有餘），日食發生的規律每過這段時間就會幾乎一模一樣地重複一次。每次重複時的不同之處包括：月球影子在地球上的經度會向西偏移120°（因為週期時長比整數多出0.3天），且在緯度上有少許偏移（奇數週期偏南，偶數週期則偏北）。沙羅系列指的是相隔整整一個沙羅週期發生的一系列日食。同一個沙羅系列裡的日食規律如下：第一個日食是在地球的一極發生的日偏食，接著有若干在地球各地發生的日環食或日全食，最後一個日食是在另一極發生的日偏食。整個沙羅系列每1,226至1,550年重複一次，共含69至87次日食，其中40至60次為中心日食。
每年共有兩個食季，每食季至少會發生一次日食。每公曆年會發生最少兩次、最多五次日食。自從1582年格里曆採用以來，曾發生過五次日食的年份有：1693年、1758年、1805年、1823年、1870年和1935年。下一次有五次日食的年份是2206年。每個世紀內的日食總數約為240次。
日食 週期
以下列出1935年共五次日食的示意圖。每一條淺藍線代表日食最甚時太陽被遮蔽的面積比例，從外至內，第一條線為0%（可以看到日偏食的區域的邊緣），第二條線為20%，第三條線為40%，如此類推。紅線勾畫出的細長區域是環食帶。粉紅線勾畫出的區域是在日出或日落過程中看到日食的區域。
地球上之所以可以發生日全食，是因為在地球上觀測的月球比太陽大。由於潮汐加速的緣故，地月距離每年平均增加約3.8厘米。數百萬年前，月球離地球更近，角直徑從來不會小於太陽，所以不可能出現日環食。同理，數百萬年以後，月球離地球更遠，角直徑不再會大於或等於太陽，所以不可能再出現日全食。最後一次日全食預計將於6.5億年至14億年後發生。
日食 歷史記錄
古代對日食的記載對歷史學家來說有重要的意義，因為通過日食的發生日期，可以準確地確定歷史事件的發生年日以及古代曆法與現代曆法之間的關係。例如，亞述人所記載發生於公元前763年6月15日的一場日食，對古代近東歷史的準確定年起到了重要作用。據劍橋大學學者研究，《約書亞記》10章13節所描述的正是前1207年10月30日發生的日環食。《左傳》等古籍所記載發生於約4千年前夏朝的仲康日食是有歷史記錄的最早日食。由於一些古代大洪水傳說也提到了日全食，所以考古學家布魯斯·馬斯（英語：）猜測，在前2807年5月10日有一顆隕石墜落於印度洋，引發海嘯。
日食 歷史記錄
人類歷史上有不少文化都把日食視為某種徴兆。古希臘史學家希羅多德記載，米利都的泰利斯準確地預測了正好發生在米底和呂底亞戰役期間的一場日食。交戰雙方在日食之下放下武器，當即停戰。雖然學者尚未確定這場日食的確切年日，但最有可能的是在前585年5月28日發生的日食，在位於小亞細亞的克澤爾河附近可見。希羅多德還記載了薛西斯一世出兵征伐希臘前發生了一場日食。歷史學家一般認為該場戰役發生在前480年，而天文學家約翰·羅素·欣德則認為日食是前478年2月17日在薩第斯可見的日環食。另一個可能性是前480年可見於波斯的日偏食。希羅多德也記載了波斯第二次入侵希臘期間在斯巴達發生的一次日食，但此次日食的日期（前477年8月1日）與歷史學家公認的戰役日期並不相符。
日食 歷史記錄
中國自古以來便有詳細的日食記錄。《墨子·非攻下》記載：「昔者三苗大亂，天命殛之，日妖宵出......」這描述了大禹在建立夏朝之前平定三苗作亂期間「夜晚日出」的現象。《尚書》記載：「惟仲康肇位四海......乃季秋月朔，辰弗集於房，瞽奏鼓，嗇夫馳，庶人走。」描述夏朝第四任君主仲康在位期間，日月在房相食。有學者利用這些日食來判定夏朝的確切年代（距今四千多年），為夏商周斷代工程的一部分。這些對日食的記載夾雜在傳說之中，且許多文獻的原本現已失傳，因此具體真實性存疑。在殷墟出土的商朝甲骨文記載了「三焰食日大星」的現象。有學者把「三焰」理解為日全食期間肉眼可見的日冕，有把日期定為前1302年6月5日，也有定為前1250年3月4日。不過，這片甲骨文的文字也可以理解為天氣從陰轉晴，而不是描述日食。到了西周，單在《春秋》就可找到37處有關日食的描述，人們開始連續記錄日食。《竹書紀年》記載：「周昭王十九年，天大曀，雉兔皆震，喪六師於漢。」描述的是前10世紀發生的一次日全食。戰國時期魏國天文學家石申描述如何利用日月運行的位置來預測日食和月食。可惜戰國至秦朝的許多日食記錄今已失傳，但西漢至明朝期間的記錄則十分完整。到了清朝，日食記錄還包括覆蓋程度和確切時間。
日食 歷史記錄
《聖經》描述，耶穌被釘十字架時全天黑暗。有學者將其理解為日食，並以此判斷聖週五的確切年日，但研究尚無定論。聖週五正值逾越節，而逾越節一向是滿月之日，不可能發生日食。除此之外，聖經記載的黑暗一共持續了三個小時，而日全食的食甚階段則不可能超過8分鐘，兩者相差甚遠。公元800年之前在西半球記載的日食寥寥無幾，要待中世紀阿拉伯天文學家和西方修道士觀測天象起才有記錄。開羅天文學家伊本·尤努斯寫道，天文學和伊斯蘭教法有許多相通之處，其中計算日食和月食的時間，能讓教徒知道甚麼時候要行日月食拜。968年在君士坦丁堡發生的一次日食，是人類最早用文字記載看到日冕。
1706年，人們在法國首次利用望遠鏡觀測日全食。九年之後，英國天文學家愛德蒙·哈雷準確預測並觀測了1715年5月3日日食。19世紀中葉，天文學家通過在日全食時觀測日冕，逐漸完善了人類對太陽的了解。1842年7月8日日食後，天文學家終於把日冕歸為太陽大氣的一部分。1851年7月28日日食為首次用攝影（銀版攝影法）觀測的日全食，1868年8月18日日食則是首次利用光譜儀觀測的日全食，天文學家由此得知太陽大氣的成分。
日食 觀測
直視太陽的光球（太陽最亮的圓盤部分），在幾秒鐘之內就會對視網膜造成永久性損傷，導致視覺受損甚至失明。由於視網膜本身並無感痛能力，損傷後的症狀也可能要等幾個小時後才會呈現出來，所以儘管日光在破壞視網膜，也可能渾然不知。
一般情況下，太陽光太刺眼，很難直視。然而在日食期間，大部分日光被遮掩，此時不少人會想直視太陽。無論日食與否，用肉眼直視太陽都是極其危險的；唯一可以直視的時候，是在日全食的食甚，太陽圓盤被完全遮掩的時候（日偏食和日環食都不存在這一階段）。通過望遠鏡、相機的光學取景器等儀器觀看太陽也是十分危險，不到一秒便會造成永久性視力損傷。
觀測日偏食、日環食以及日全食食甚以外的任何階段，都必須佩戴特殊的眼鏡，或利用其他間接的方式，從而避免直視陽光。透過特殊的濾光片阻擋大部分的陽光後，才可用肉眼觀測太陽圓盤。透過普通太陽眼鏡（墨鏡）觀測太陽，仍然是不安全的。許多自製濾光片都是不安全的，包括拆開來的磁碟、光碟、黑色幻燈片、黑玻璃等等。
日食 觀測
間接觀測太陽圓盤，才是最安全的方法。其中一種方法是將太陽的影像用望遠鏡或針孔投影法（紙板上鑽直徑1毫米小孔）投影到一張白紙或卡片上。除了觀測日食以外，此方法還可以用於觀測太陽黑子。觀測期間必須避免直接通過投影器（望遠鏡或針孔）直視陽光。另一種方法是用攝影機或相機對著太陽，並從熒幕上觀測日食，不過相機長時間對著太陽可能會受損壞。攝像機或相機上的光學取景器是一組普通透鏡，因此也不能用於安全觀測太陽。在鏡頭前穩固地附上14號焊工玻璃，能有效保護相機；在望遠鏡或光學取景器前附上焊工玻璃，就能安全地用肉眼觀測太陽，但必須保證安裝尤其牢固。
在偏食期間，天空不會完全變黑，日冕也並不可見。如果太陽圓盤的掩蓋率較高，天空會稍微轉暗。當掩蓋率超過四分之三時，天空的亮度會如陰天般，但地上的陰影卻有著清晰的輪廓。
日全食期間，當太陽光球只剩一線時，就會出現倍里珠的現象。這一串串的光芒是太陽光在月球表面山峰之間透出所形成的。此後只剩最後一道光，又稱「鑽石指環」，食甚隨即開始。
日食 觀測
食甚期間，整個太陽光球被月球遮蔽，因此是唯一能用肉眼直接安全觀看的日食階段。食甚發生的前後階段，都是不能用肉眼直視的。食甚期間，用特殊濾光片是看不見暗淡的太陽的。相對於太陽圓盤暗得多的日冕此時清晰可見，另外還有可能看見紅色的色球、日珥，甚至可能看到耀斑。食甚結束時，以上現象將在月球的另一邊以相反的順序逐一發生。
日食可以用普通的相機拍攝。要清晰拍到日月圓盤和細節，須用高倍率長焦距鏡頭（35毫米相機須用至少200毫米焦距）。要使圓盤充滿整個相框，所需鏡頭更長（500毫米以上）。通過相機的光學取景器觀看太陽，會破壞視網膜。就算不用光學取景器，也應安裝太陽濾光片，因為強烈的太陽光會對數碼感光元件造成損壞。
日食 其他觀測內容
日全食的食甚階段是能看到日冕（太陽大氣外層）的難得機會。由於太陽光球的亮度在一般情況下比日冕高得多，所以日冕通常是不可見的。在太陽週期的不同階段，日冕的形狀會有所不同，有時小而對稱，有時則大而絨絨狀，確切形狀很難提前預測。
日偏食期間，陽光透過樹葉間隙，每個間隙就如針孔相機，會在地上投影出一個個偏食的映像。
當太陽被遮掩到只剩一線時（比如在食甚前後），在地上可看見一條條波動的陰影帶，就如泳池底的波動影子一樣。這種現象的原理是，呈線形的日光是一種各向異性的光源，能夠經折射顯現出大氣的自然波動。
科學家通過觀測1919年5月29日日食，為愛因斯坦的廣義相對論提供了有力的實驗證據。太陽當天正位於金牛座內，食甚期間，太陽附近的恆星開始顯現。亞瑟·愛丁頓就在此時拍攝了金牛座恆星的位置，並與太陽不在時的金牛座恆星位置相對比，兩者之差證實了廣義相對論所預測的引力透鏡現象。愛丁頓受到了當時儀器的限制，所做的測量準確性不高。20世紀下半葉，引力透鏡的真實性終於得到明確的證實。
日食 其他觀測內容
科學家在日食（特別是日全食）期間進行有關引力的實驗，已有幾十年歷史。莫里斯·阿萊分別在1954和1959年表示在日食期間，物體會進行難以解釋的運動，是為阿萊效應。這一現象究竟是否真的存在，目前仍有爭議。1970年，埃爾溫·薩克斯爾和米爾德麗德·艾倫觀測到扭擺在日食期間發生突然的運動，是為薩克斯爾效應。
王謙身等學者在1997年日食期間所做的引力測量似乎暗示著某種引力屏蔽效應，在學術界引起了爭議。王在2002年又和一些學者發表了詳細的數據分析，並指出該現象仍然是個未解之謎。
理論上，日食和行星凌日現象是完全可以同時發生的。然而，這兩種天象本身就十分罕見，而且持續時間短，因此兩者同時發生更是千載難逢。根據計算預測，下一次日食和水星凌日同時發生，將會是6757年7月5日；下一次日食和金星凌日同時發生，將會是15232年4月5日。
日食 其他觀測內容
相對來說更常見的，是行星（特別是水星或金星）和日食相合，即太陽被完全遮蔽時，原本因烈日而不可見的行星這時候出現在日月旁邊。某些科學家曾經因為水星軌道的異常變化而提出猜想，在水星的軌道以內可能還有一顆距離太陽更近的行星，一般名為祝融星。唯一能夠觀測到祝融星的方法，是觀測其凌日，或在日全食期間直接觀測它。人們至今還沒有發現這樣的行星，而且水星軌道的變化已能通過廣義相對論完全解釋，無須額外行星存在。
從地球表面可以看見人造衛星「食日」（凌日）的現象，但這些衛星都不足以遮蔽整個太陽圓盤。比如，衛星要在國際太空站的高度遮掩整個太陽，其直徑至少為3.35公里。衛星凌日並不容易看到，因為可見區域非常狹窄，且凌日時長一般僅僅為一秒鐘左右。和行星凌日的現象一樣，太陽變暗的程度是不可目測的。從地表觀看國際太空站橫跨太陽圓盤的整個直徑，持續時間約為1至8秒，其中以日出或日落期間最長，因為此時衛星離觀測者最遠（見視差）。
日食 其他觀測內容
利用衛星或在航天器上觀看日食，可免受天氣影響。雙子座12號曾於1966年從軌道觀看日全食。1999年8月11日日全食，從和平號太空站可見偏食階段。
1975年7月進行的太陽神-聯盟測試計劃期間，太陽神號被安排運行至聯盟號和太陽之間，形成人造日食，以便宇航員從聯盟號拍攝日冕。
2015年3月20日日食是首場對地面電力系統造成大規模影響的日食，多國推出應對措施。歐洲大陸以及英國的同步電網原預計可生產90千兆瓦太陽能電，但實際產出電量則會因日食而最多下降34千兆瓦。
日食也會導致地表溫度下降3 °C，風速會因此下降0.7米每秒，因此風能發電也有可能會受到影響。
除了亮度和氣溫以外，動物在日食期間也會有異常的行為。例如，飛鳥和松鼠會歸巢，蟋蟀也會蛐蛐鳴叫。
日食 近期及未來的日食
日食和月食一定是在食季發生，此時太陽正位於月球交點附近。每次日食（月食）與下一次日食（月食）之間的時間差一定是一個、五個或六個朔望月。每個食季的中點離下一個食季的中點的時間為173.3天，這也是太陽從一個交點運行至下一個焦點的平均時長。由於進動的原理，月球交點正在持續往回運轉，因此這一週期不足半年。223個朔望月約等於239個進點月，亦約等於242個交點月。因此，相隔223個朔望月的兩次日食（月食）會有近乎相同的屬性（全食或偏食、覆蓋率等），這一週期等於6,585.3天，即18年11.3天，又稱沙羅週期。一個沙羅週期內的日食循以下規律：第一次日食的月球影子會在北極（或南極）附近落在地球上，此後每次日食的月影都會逐漸移向另一極，直到月影不再落在地球表面為止。
天文現象
天文事件是涉及一個或多個天體的天文現象。天文事件的一些例子有：月球週期性的月相變化、日食和月食、凌日和掩星、行星的衝和合、流星雨、彗星的飛越、分點和至點等等。
天文現象 其它
嚴格來說，太空站凌日或凌月，銥閃光等人造衛星的現象等，雖然不是天文現象，但由於可根據其軌道計算出可見地區和時刻，近年來也成為天文愛好者觀測的對象之一。
須要注意的是，暈、彩虹等這些由大氣或相關大氣衍生的現象，不算是天文現象；在1999年以來，每年皆有民眾甚至傳媒把黃昏（日落前後不久）在西方暮光中看到的明亮的飛機尾跡誤當作為異常明亮的彗星。
密码学
密碼學（英語：）可分为古典密码学和现代密码学。在西方語文中，密码学一词源於希臘語“隱藏的”，和“書寫”。古典密码学主要关注信息的保密书写和传递，以及与其相对应的破译方法。而现代密码学不只关注信息保密问题，还同时涉及信息完整性验证（消息验证码）、信息发布的不可抵赖性（数字签名）、以及在分布式计算中产生的来源于内部和外部的攻击的所有信息安全问题。古典密码学与现代密码学的重要区别在于，古典密码学的编码和破译通常依赖于设计者和敌手的创造力与技巧，作为一种实用性艺术存在，并没有对于密码学原件的清晰定义。而现代密码学则起源于20世纪末出现的大量相关理论，这些理论使得现代密码学成为了一种可以系统而严格地学习的科学。
密码学是数学和计算机科学的分支，同时其原理大量涉及信息论。著名的密碼學者罗纳德·李维斯特解釋道：「密碼學是關於如何在敵人存在的環境中通訊」，自工程學的角度，這相當于密碼學與純數學的差异。密碼學的发展促進了计算机科学，特別是在於電腦與網路安全所使用的技術，如存取控制與資訊的機密性。密碼學已被應用在日常生活：包括自动柜员机的晶片卡、電腦使用者存取密碼、電子商務等等。
密码学 術語
直到現代以前，密碼學幾乎專指加密算法：將普通信息（明文）轉換成難以理解的資料（密文）的過程；解密算法則是其相反的過程：由密文轉換回明文；加解密包含了這兩種算法，一般加密即同時指稱加密與解密的技術。
加解密的具体運作由两部分决定：一个是算法，另一个是密钥。密钥是一個用於加解密算法的秘密參數，通常只有通訊者擁有。歷史上，密钥通常未經認證或完整性測試而被直接使用在加解密上。
密码协议是使用密碼技術的通信协议。近代密碼學者多認為除了傳統上的加解密演算法，密码协议也一樣重要，兩者為密碼學研究的兩大課題。在英文中，“”和“”都可代表密碼學，前者又称密碼術。但更嚴謹地说，前者（）指密碼技術的使用，而后者（）指研究密码的學問，包含密碼術與密码分析。密码分析是研究如何破解密碼學的學問。但在实际使用中，通常都称密码学（即），而不具体区分其含义。
編碼：它意指以碼字取代特定的明文。例如，以『蘋果派』（）替換『拂曉攻擊』（）。編碼已經不再被使用在嚴謹的密碼學，它在信息论或通訊原理上有更明確的意義。
密码学 術語
在漢語口語中，電腦系統或網路使用的個人帳戶口令也常被以密碼代稱，雖然口令亦屬密碼學研究的範圍，但學術上口令與密碼學中所稱的密鑰並不相同，即使兩者間常有密切的關連。
對稱金鑰加密是密碼學中的一種加密法，是以轉換其中一個數字、字母或僅字串隨機字母，一個秘密金鑰會以特定的方式變更訊息里面的文字或字母，例如更換字母相对位置（例如變成）。只要寄件者與收件者知道秘密金鑰，他們可以加密和解密並使用這個資料。
公開金鑰加密（也稱為非對稱加密）是密碼學中的一種加密法，非對稱金鑰，是指一對加密金鑰與解密金鑰，某使用者使用加密金鑰加密後所獲得的資料，只能用該使用者的解密金鑰才能夠解密。如果知道了其中一個，並不能計算出另外一個。因此如果公開了其中一個金鑰，並不會危害到另外一個。因此公開的金鑰為公鑰；不公開的密鑰為私鑰。
數位簽章（又稱公鑰數位簽章、電子簽章）是一種類似寫在紙上的簽名，但是使用了公鑰加密領域的技術實現，用於鑒別數位信息的方法。在網路上，我們可以使用“數位簽章”來進行身份確認。數位簽章是一個獨一無二的數值，若公鑰能通過驗證，那我們就能確定對應的公鑰的正確性，數位簽章兼具這兩種雙重屬性："可確認性"及"不可否認性（不需要筆跡專家驗證）"。
密码学 密碼學與密碼分析的歷史
許多物理裝置被用來輔助加密，例如古希臘斯巴達的密碼棒，這是一個協助置換法的圓柱體，可將資訊內字母的次序調動，利用了字條纏繞木棒的方式，把字母進行位移，收信人要使用相同直徑的木棒才能得到還原的資訊。在歐洲中世紀時期，密碼欄用在某類隱寫術上。
多字元加密法出現後，更多樣的輔助工具出現，如阿伯提發明的密碼盤、特里特米烏斯發明的表格法、以及美國總統湯瑪斯·傑佛遜發明的杰弗逊圆盘（巴泽里耶斯約在1900年再次獨立發明改進）。
二十世紀早期，多項加解密機械被發明且被註冊專利，包括最有名的轉輪機，第二次世界大戰德軍所用，別名恩尼格玛密码机，其加密法是在第一次世界大戰後針對當時破密術所做最好的設計。
二十世紀早期的密碼學本質上主要考慮語言學上的模式。從此之後重心轉移，現在密碼學使用大量的數學，包括資訊理論、計算複雜性理論、統計學、組合學、抽象代數以及數論。密碼學同時也是工程學的分支，但卻是與別不同，因為它必須面對有智能且惡意的對手，大部分其他的工程僅需處理無惡意的自然力量。檢視密碼學問題與量子物理間的關連也是目前熱門的研究。
密码学 密碼學與密碼分析的歷史
在近代以前，密碼學只考慮到訊息的機密性：如何將可理解的訊息轉換成難以理解的訊息，並且使得有秘密訊息的人能够逆向回復，但缺乏秘密訊息的攔截者或竊聽者则無法解讀。近數十年來，這個領域已經擴展到涵蓋身分認證（或称鉴权）、訊息完整性檢查、数字签名、互動證明、安全多方計算等各類技術。
古中國周朝兵書《六韬．龍韜》記載了密碼學的運用，其中的《陰符》和《陰書》便記載了周武王問姜子牙關於征戰時與主將通訊的方式：
太公曰：「主與將，有陰符，凡八等。有大勝克敵之符，長一尺。破軍擒將之符，長九寸。降城得邑之符，長八寸。卻敵報遠之符，長七寸。警眾堅守之符，長六寸。請糧益兵之符，長五寸。敗軍亡將之符，長四寸。失利亡士之符，長三寸。諸奉使行符，稽留，若符事聞，泄告者，皆誅之。八符者，主將祕聞，所以陰通言語，不泄中外相知之術。敵雖聖智，莫之能識。」
武王問太公曰：「…符不能明；相去遼遠，言語不通。為之奈何？」
太公曰：「諸有陰事大慮，當用書，不用符。主以書遺將，將以書問主。書皆一合而再離，三發而一知。再離者，分書為三部。三發而一知者，言三人，人操一分，相參而不相知情也。此謂陰書。敵雖聖智，莫之能識。」
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陰符是以八等長度的符來表達不同的消息和指令，可算是密碼學中的替代法，把資訊轉變成敵人看不懂的符號。至於陰書則運用了移位法，把書一分為三，分三人傳遞，要把三份書重新拼合才能獲得還原的資訊。
进入宋朝，有字验的加密方法。
其實在公元前，秘密書信已用於戰爭之中。西洋「史學之父」希羅多德的《歷史》當中記載了一些最早的秘密書信故事。公元前5世紀，希臘城邦為對抗奴役和侵略，與波斯發生多次衝突和戰爭。於西元前480年，波斯秘密結了強大的軍隊，準備對雅典和斯巴達發動一次突襲。希臘人狄馬拉圖斯在波斯的蘇薩城裏看到了這次集結，便利用了一層蠟把木板上的字遮蓋住，送往並告知了希臘人波斯的圖謀。最後，波斯海軍覆沒於雅典附近的。
据说，斯巴达司令派人给前线送一条这样的腰带：
指挥官拿到后，把它缠在一条木棍上，得到明文“”，如下：
即每4位取一个字母。其他字母是干扰的。但此传说并未得到证实，因为故事发生的地点在希腊和波斯，但密文却是英文。
由於古時多數人並不識字，最早的秘密書寫的形式只用到紙筆或等同物品，隨著識字率提高，就開始需要真正的密碼學了。最古典的兩個加密技巧是：
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這兩種單純的方式都不足以提供足夠的機密性。凱撒密码是最經典的替代法，據傳由古羅馬帝國的皇帝凱撒所發明，用在與遠方將領的通訊上，每個字母被往後位移三格字母所取代。
加密旨在確保通訊的秘密性，例如間諜、軍事將領、外交人員間的通訊，同時也有宗教上的應用。舉例來說，早期基督徒使用密碼學模糊他們寫作的部份觀點以避免遭受迫害。666年或部分更早期的手稿上的616年是新約聖經啟示錄所指的野獸的數字，常用來暗指專迫害基督徒的古羅馬皇帝尼祿。史上也有部份希伯來文密碼的記載。古印度慾经中也提及愛侶可利用密碼來通信。隱寫術也出現在古代，希羅多德記載將訊息刺青在奴隸的頭皮上，較近代的隱寫術使用隱形墨水、縮影術或数字水印來隱藏訊息。
除了應用於軍事外，西元四世紀婆羅門學者伐蹉衍那所書的《慾經》4中曾提及到用代替法加密資訊。書中第45項是秘密書信，用以幫助婦女隱瞞她們與愛郞之間的關係。其中一種方法是把字母隨意配對互換，如套用在羅馬字母中，可有得出下表：
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由经典加密法產生的密碼文很容易洩漏關於明文的統計資訊，以現代觀點其實很容易被破解。阿拉伯人津帝便提及到如果要破解加密資訊，可在一篇至少一頁長的文章中數算出每個字母出現的頻率，在加密信件中也數算出每個符號的頻率，然後互相對換，這是頻率分析的前身，此後幾乎所有此類的密碼都馬上被破解。但经典密碼學現在仍未消失，經常出現在謎語之中（見密码图）。這種分析法除了被用在破解密碼法外，也常用於考古學上。在破解古埃及象形文字時便運用了這種解密法。
本質上所有的密碼仍然受到上述的破密法的危害，直到阿伯提約在1467年發明了多字母加密法，阿伯提的創新在於對訊息的不同部分使用不同的代碼，他同時也發明了可能是第一個自動加密器，一個實現他部分想法的轉輪。多字元加密法最典型的例子是維吉尼亞加密法：加密重複使用到一個關鍵字，用哪個字母取代端視輪替到關鍵字的哪個字母而定。儘管如此，多字母加密法仍然受到頻率分析法的部分危害，不過這直到十九世紀中期才被查爾斯·巴貝奇發現。
比較近代的著名的例子可數中世紀蘇格蘭的瑪麗女王、第一次世界大戰德國的齊默爾曼電報和第二次世界大戰的「恩尼格玛」。
密码学 密碼學與密碼分析的歷史
西元1578年，瑪麗女王被伊莉莎白女王軟禁。在1586年1月6日瑪麗收到一批秘密信件，得悉了安東尼·貝平頓（Anthony Babington）的計劃。安東尼和幾個同黨在密謀營救瑪麗，並計劃行刺伊莉莎白女王。他們的信件被轉成密碼，並藏在啤酒桶的木塞以掩人耳目。但卻被英格蘭大臣弗朗西斯·沃尔辛厄姆從中截獲、複製、還信入塞，並由菲力普·馬尼斯（Philip van Marnix）破解信件。信件破解後，華興翰使菲力普摹擬瑪麗的筆跡引誘安東尼行動，把叛逆者一網成擒，審判並處死瑪麗女王。問題在於錯誤地使用脆弱的加密法會製造虛假的安全錯覺：安東尼對他們的通訊方式太過有信心，令他的加密方法過於簡單，輕易被敵人破解。
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1914年8月25日德國的马格德堡号小巡洋舰在芬蘭灣擱淺，俄國搜出多份德國的文件及兩本電碼本，一本被送往英國的「40號房」進行密碼分析。同時，無線電的發明亦使得截獲密信易如反掌。由於德國通往美國的電纜在大戰開始時被剪斷了，德國借用了美國的海底電纜發電報到華盛頓，但電纜經過了英國，1917年1月17日齊默爾曼電報被「40號房間」截獲。同年2月23日，密電內容揭開了，內容指德國將在1917年2月1日開始『無限制潛艇戰』，用潛艇攻擊戰時包括中立國在內的海上商運船。為了阻止美國因此參戰，德國建議墨西哥入侵美國，並承諾幫助墨西哥從美國手中奪回得克薩斯、新墨西哥和亞利桑那三州。德國還要墨西哥說服日本共同進攻美國，德國將提供軍事和資金援助。密電內容揭開後，美國在4月16日向德國宣戰。
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德國汲取了第一次大戰的教訓，發展出以機械代替人手的加密方法。雪畢伍斯（Arthur Scherbius）發明了「恩尼格玛密码机」，用於軍事和商業上。「恩尼格玛」主要由鍵盤、編碼器和燈板組成。三組編碼器合、加上接線器和其他配件，合共提供了一億億種編碼的可能性。1925年，「恩尼格玛」開始有系列生產，在20年間，德國軍方購入了3萬多台「恩尼格玛」，亦難倒了「40號房」，成為德國在二次大戰的重要工具。波蘭位於德國東面，俄國的西面，一直受到威脅，故成立了波蘭密碼局（Biuro Szyfrow）以獲取情報。波蘭從漢斯-提羅·施密德（Hans-Thilo Schmidt）處得到諜報，由年輕的數學家马里安·雷耶夫斯基解譯，用了一年時間編纂目錄，並在1930年代製造了「炸彈」（bomba），漸漸掌握瞭解「恩尼格玛」的技術。
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1938年12月德國加強了「恩尼格玛」的安全性，令波蘭失去了情報。「恩尼格玛」成為了希特勒閃電戰略的核心，每天更改的加密排列維繫了強大快速的攻擊。1939年4月27日德國撤銷與波蘭的互不侵犯條約，波蘭才不得不決定把「炸彈」這個構想與英、法分享，合力破解新的「恩尼格玛」。1939年9月1日，德國侵擊波蘭，大戰爆發。英國得到了波蘭的解密技術後，40號房間除了原有的語言和人文學家，還加入了數學家和科學家，後來更成立了政府代碼暨密碼學校（Government code and Cipher School），5年內人數增至7000人。1940至1942年是加密和解密的拉鋸戰，成功的解碼提供了很多寶貴的情報。例如在1940年得到了德軍進攻丹麥和挪威的作戰圖，以及在不列顛戰役事先獲得了空襲情報，化解了很多危機。但「恩尼格玛」卻並未被完全破解，加上「恩尼格玛」的網絡很多，令德國一直在大西洋戰役中佔上風。最後英國在「順手牽羊」的行動中在德國潛艇上俘獲「恩尼格玛」的密碼簿，破解了「恩尼格玛」。英國以各種虛假手段掩飾這件事，免得德國再次更改密碼，並策劃摧毀了德國的補給線，缩短了大西洋戰役的持续时间。