Uranus
Sementara model yang diperkirakan di atas lebih atau kurang standar, ia tidaklah unik; model-model lain juga sesuai dengan pengamatan. Contohnya, jika jumlah substansial hidrogen dan materi batuan bercampur dalam mantel es, massa es total di interior akan lebih kecil dan begitu pula, massa batuan total akan lebih besar. Data yang ada sekarang tidak memungkinkan sains menentukan model mana
yang benar. Struktur interior fluida Uranus berarti bahwa ia tidak memiliki permukaan padat. Atmosfer gasnya sedikit demi sedikit berganti menjadi lapisan cairan internal. Namun, demi kemudahan, sebuah bola pepat yang berevolusi ditetapkan di titik dimana tekanan sama dengan 1 bar (100 kPa), dibuat secara kondisional sebagai suatu 'permukaan'. Uranus mempunyai jari-jari ekuator dan kutub
masing-masing 25 559  4 dan 24 973  20 km. Permukaan ini akan digunakan di seluruh artikel ini sebagai titik nol untuk ketinggian.
Panas internal Uranus tampak lebih rendah daripada planet raksasa lain; dalam istilah astronomi, fluks panasnya rendah. Penyebab begitu rendahnya suhu internal Uranus masih tidak diketahui secara pasti. Neptunus, yang hampir merupakan kembaran Uranus dalam hal ukuran dan komposisi, meradiasikan sebanyak 2.61 kali energi yang diterimanya dari Matahari ke angkasa. Di sisi
lain, Uranus hampir tidak meradiasikan panas berlebih sama sekali. Daya total yang diradiasikan oleh Uranus dalam bagian inframerah jauh dari spektrum adalah 1.06  0.08 kali energi Matahari yang diserap dalam atmosfernya. Kenyataannya, fluks panas Uranus hanya 0.042  0.047 W/m2, yang lebih rendah daripada panas internal Bumi yang sekitar 0.075 W/m2. Suhu
terendah yang tercatat di tropopause Uranus adalah 49K (224 °C),menjadikan Uranus sebagai planet terdingin dalam Tata Surya.
Hipotesis dari perbedaan ketidaksesuaian ini di antaranya bahwa saat Uranus "dipukul" oleh penabrak yang sangat berat yang menyebabkan kemiringan sumbunya yang ekstrem, peristiwa itu juga menyebabkan keluarnya sebagian besar panas primordialnya, meninggalkannya dengan suhu intinya yang sangat menurun. Hipotesis lain adalah bahwa beberapa bentuk penghalang ada di lapisan atas
Uranus yang mencegah panas inti mencapai di permukaan. Contohnya, konveksi mungkin berlangsung pada sekumpulan lapisan yang komposisinya berbeda, yang menghalangi penghantaran panas ke atas.
Meskipun tidak ada permukaan padat yang terdefinisi dengan jelas dalam interior Uranus, bagian terluar dari selimut gas Uranus yang dapat diakses oleh penginderaan jauh disebut atmosfernya. Kemampuan penginderaan jauh berlanjut ke bawah hingga kira-kira 300 km di bawah level 1 bar (100 kPa), dengan tekanan yang bersesuaian sekitar 100 bar (10 MPa) dan suhu 320K. Korona yang tipis atmosfer
itu meluas jauh hingga lebih dari dua jari-jari planet dari permukaan nominal pada tekanan 1 bar. Atmosfer Uranian dapat dibagi menjadi tiga lapisan: troposfer, antara ketinggian 300 dan 50 km dan tekanan dari 100 sampai 0.1 bar; (10 MPa sampai 10 kPa), Stratosfer, kisaran ketinggiannnya antara 50 dan 4000 km dan tekanan antara 0.1 and 10-10 bar (10 kPa to 10Pa) dan termosfer/korona yang meluas dari 4.000 km hingga setinggi 50.000 km dari permukaan. Mesosfer tidak ada.
Komposisi atmosfer Uranian berbeda dari komposisi Uranus secara keseluruhan, ia terutama terdiri dari hidrogen molekuler dan helium. Fraksi mol helium, yaitu jumlah atom helium per molekul gas, adalah 0.15  0.03 di troposfer atas, yang bersesuaian dengan fraksi massa 0.26  0.05. Nilai ini sangat dekat dekat fraksi massa helium protosolar 0.275  0.01, menandakan bahwa helium tidak
pernah berada di tengah-tengah planet seperti halnya pada raksasa-raksasa gas. Penyusun yang paling melimpah ketiga dari atmosfer Uranian adalah metana (CH4). Metana memiliki pita penyerapan yang kuat pada cahaya tampak dan dekat-inframerah membuat Uranus tampak berwarna hijau-biru atau sian. Molekul metana menempati 2.3% atmosfernya dalam fraksi mol di bawah lapisan awan metana pada level
tekanan 1.3 bar (130 kPa); ini menyatakan kira-kira 20 hingga 30kali limpahan karbon yang ditemukan di Matahari. Rasio pencampuran [e] jauh lebih rendah di atmosfer atas dikarenakan suhunya yang sangat rendah, yang menurunkan level kejenuhan dan menyebabkan metana yang berlebih membeku. Kelimpahan senyawa yang kurang volatil seperti amonia, air dan hidrogen sulfida pada atmosfer yang
dalam tidak begitu diketahui. Namun, mungkin nilainya juga lebih tinggi daripada yang ada di Matahari. Selain metana, sejumlah kecil berbagai hidrokarbon ditemukan di stratosfernya Uranus, yang diperkirakan dihasilkan dari metana oleh fotolisis yang diinduksi oleh radiasi ultraviolet Matahari. Mereka termasuk etana (C2H6), asetilena (C2H2),
metilasetilena (CH3C2H), diasetilena (C2HC2H). Spektroskopi juga mengungkapkan jejak-jejak uap air, karbon monoksida dan karbon dioksida di atmosfer atas, yang hanya dapat berasal dari sumber luar seperti debu yang jatuh dan komet.
Troposfer adalah bagian atmosfer terbawah dan paling rapat dan bercirikan dengan turunnya suhu bersama dengan naiknya ketinggian. Suhu menurun dari sekitar 320K di dasar troposfer nominal pada 300 km hingga 53K pada 50 km. Suhu di daerah atas terdingin dari troposfer (tropopause) sebenarnya bervariasi dalam kisaran antara 49 dan 57K bergantung pada ketinggian di planet. Daerah tropopause
bertanggungjawab bagi kebanyakan pancaran inframerah jauh panas planet itu dan oleh karenanya menentukan suhu efektif 59.1  0.3 K.
Troposfernya dipercaya memiliki struktur awan yang sangat kompleks; awan air dihipotesiskan terletak dalam kisaran tekanan 50 sampai 100 bar (5 sampai 10 MPa), awan amonium hidrosulfida dalam kisaran 20 sampai 40 bar (2 sampai 4 MPa), awan amonia atau hidrogen sulfida antara 3 dan 10 bar (0.3 to 1 MPa) dan terakhir awan metana tipis yang terdeteksi langsung pada 1 sampai 2 bar (0.1
sampai 0.2 MPa). Troposfer Uranus merupakan bagian atmosfernya yang sangat dinamis, menunjukkan angin yang kuat, awan yang cerah dan perubahan musim, yang akan dibahas di bawah.
Lapisan tengah atmosfer Uranian adalah stratosfer, dimana suhu umumnya naik sesuai dengan naiknya ketinggian dari 53K di tropopause sampai antara 800 dan 850K di dasar termosfer. Pemanasan stratosfer disebabkan oleh penyerapan radiasi UV dan inframerah Matahari oleh metana dan hidrokarbon lain, yang terbentuk di bagian atmosfer ini sebagai hasil dari fotolisis metana. Panas juga
dihantarkan dari termosfer yang panas itu. Hidrokarbon menempati lapisan yang relatif sempit pada ketinggian antara 100 dan 280 km yang bersesuaian dengan kisaran tekanan 10 hingga 0.1mbar (1000 hingga 10 kPa) dan suhu antara 75 dan 170K. Hidrokarbon yang paling melimpah adalah metana, asetilena dan etana dengan rasio pencampuran sekitar 107 relatif pada hidrogen. Rasio pencampuran karbon
monoksida sama pada ketinggian-ketinggian ini. Hidrokarbon yang lebih berat dan karbon dioksida rasio pencampurannya sebesar tiga kali lebih rendah. Rasio kelimpahan air adalah sekitar 7109. Etana dan asetilena cenderung berkondensasi bagian bawah stratosfer dan tropopause yang lebih dingin (di bawah level 10mBar) membentuk lapisan kabut, yang mungkin sebagian
bertanggungjawab bagi penampilan Uranus yang biasa. Akan tetapi, konsentrasi hidrokarbon di stratosfer Uranian di atas kabut tersebut rendah sekali dibandingkan dengan konsentrasi pada stratosfer planet raksasa lain.
Lapisan terluar atmosfer Uranian adalah termosfer dan korona, yang suhunya seragam sekitar 800 hingga 850K. Sumber panas yang diperlukan untuk mempertahankan nilai sedemikian tidak dimengerti, karena baik radiasi UV jauh dan UV ekstrem maupun aktivitas aurora tidak dapat memberi energi yang diperlukan. Efisiensi pendinginan yang lemah itu yang diakibatkan kurangnya