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Title: 天王星 (Uranus)
Section: abstract

天王星（英語：Uranus）是一顆在太陽系中離太陽第七近的青色行星，其體積在太陽系中排名第三、質量排名第四。天王星的英文名稱Uranus來自古希臘神話的天空之神烏拉諾斯（Οὐρανός），是克洛諾斯的父親、宙斯的祖父。在西方文化中，天王星是太陽系中唯一以希臘神祇命名的行星，其他行星都依照羅馬神祇命名。与在古代就为人们所知的五顆行星（水星、金星、火星、木星、土星）相比，天王星的亮度也是肉眼可見的，但由於較為黯淡以及緩慢的繞行速度而未被古代的觀測者认定为一颗行星。直到1781年3月13日，威廉·赫歇耳爵士宣布發現天王星，从而在太陽系的現代史上首度擴展已知的界限，也是第一顆使用望遠鏡發現的行星。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，天文學家設立不同的「冰巨行星」分類來安置它們。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、甲烷等結成的「冰」，與可以探测到的碳氫化合物。天王星是太陽系內大气层最冷的行星，最低溫度只有49K（−224℃）。其外部的大气层具有複杂的雲層結構，水在最低的雲層內，而甲烷組成最高處的雲層。相比较而言，天王星的内部则是由冰和岩石所构成。如同其他的巨行星，天王星也有環系統、磁層和許多衛星。天王星的環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（雖然在2007年與2008年該環看來近乎水平）。在1986年，來自太空探测器航海家2號的影像资料顯示天王星實際上是一顆平平無奇的行星，在其可見光的影像中沒有出现像在其他巨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，地球上的觀測者发现天王星有季節變化的迹象和漸增的天氣活動。天王星上的風速可以達到每秒250公尺。
Title: 天王星 (Uranus)
Section: 發現

天王星在被確認為行星之前，已經被觀測了很多次，但人們都把它當作恆星看待。最早的紀錄可以追溯至1690年，約翰·弗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。法國天文學家皮埃尔·夏尔·勒莫尼耶在1750至1769年也至少觀測了12次，包括一次連續四夜的觀測。1781年3月13日，英國的德裔天文学家威廉·赫歇爾在他位於英格蘭索美塞特郡巴斯城新國王街19號（現在是赫歇尔天文博物馆）自宅的庭院中觀察到這顆行星，但在1781年4月26日最早的報告中他稱之為「彗星」。赫歇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”。當赫歇爾將發現提交給皇家學會時，他繼續假設他發現了一顆彗星，然而卻含蓄的把它跟行星比較：赫歇爾將他的發現通知皇家天文學家內維爾·馬斯基林（Nevil Maskelyne），並在4月23日收到馬斯基林語無倫次的回覆說：“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。俄国天文學家安德斯·约翰·莱克塞尔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·波得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”。波得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，法国科学家拉普拉斯证实赫歇爾发现的是一颗行星。赫歇爾本人也向皇家天文學會的主席约瑟夫·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，我很荣耀地在1781年3月指認出的，是太陽系內主要的行星之一。”为此，威廉·赫歇爾被英国皇家学会授予科普利獎章。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。
Title: 天王星 (Uranus)
Section: 發現
Subsection: 命名

馬斯基林曾這樣的問赫歇爾：“幫天文學世界一個忙”，“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國王喬治三世。他在給約瑟夫·班克斯的信中解釋這個決定：赫歇爾建議的名稱在英國外並不受歡迎，並且替代案很快就被提出。天文學家熱羅姆·拉朗德建議將這顆行星稱為“赫歇爾”以尊崇她的發現者。但是，波得贊成用希臘神話的烏拉諾斯（Uranus），譯成拉丁文的意思是“天空之神”。波得的論點是農神（土星的英文命名由来）是宙斯（木星的英文命名由来）的父親，新的行星則應該取名為農神的父親。波得的建議被使用的十分普遍，並當最後的壁壘英國航海星曆局於1850年換下“喬治三世”後，Uranus便成為普遍接受的名字。天文學家間偏好的Uranus發音是，重音在第一音節（ūrŭnŭs）；這是標準英文文學上的發音，相比之下大眾口語發音，重音在第二音節而且還有個「長音a」（ūrānŭs）。在英文的行星名称，天王星的名稱是唯一取自希臘神話而非羅馬神話的，Uranus被鈾的發現者馬丁·克拉普羅特用來命名在1789年新發現的元素铀，Uranium。天王星的天文符號是，是火星和太陽符號的結合，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。天王星在占星學上的符號，是拉朗德在1784年建議的。在給赫歇爾的一封信中，拉朗德描述它是“un globe surmonté par la première lettre de votre nom”（圆球的上方放置着您名字的首字母）。由于Uranus是希腊神话中的天神，在中国、日本、韓國、朝鮮和越南這些漢字文化圈國家，人们就将这个星名译做“天王星”。
Title: 天王星 (Uranus)
Section: 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，行星上陽光的強度只有地球的1/400。它的軌道参数在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年约翰·柯西·亚当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引力作用的结果。在1845年，勒威耶開始獨立地進行天王星軌道的研究；1846年9月23日，伽勒在勒威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，但和所有巨行星一樣，其上部的大氣層朝自轉的方向可以产生非常強的風。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，靠近南極地區的風速高達720公里/小時，只要14個小時就能完整的环绕行星一週。
Title: 天王星 (Uranus)
Section: 軌道和自轉
Subsection: 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97.77275°，這使它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，天王星的轉動則像球的傾倒滚动。當天王星在至點附近時，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年的极昼，而在另外42年則处于极夜。在接近分點時，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，天王星經過了晝夜平分點。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。
Title: 天王星 (Uranus)
Section: 軌道和自轉
Subsection: 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，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。
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Section: 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。
Title: 天王星 (Uranus)
Section: 物理性质
Subsection: 內部結構

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。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。
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Section: 物理性质
Subsection: 內部結構

=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。
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Section: 物理性质
Subsection: 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）。
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Section: 物理性质
Subsection: 大氣層

=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）, 甲基乙炔（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。
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Section: 物理性质
Subsection: 大氣層

=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。
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Section: 物理性质
Subsection: 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。
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Section: 物理性质
Subsection: 行星環

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。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。
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Section: 物理性质
Subsection: 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。
Title: 天王星 (Uranus)
Section: 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）。
Title: 天王星 (Uranus)
Section: 氣候
Subsection: 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）。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。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。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。
Title: 天王星 (Uranus)
Section: 氣候
Subsection: 季節變化

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。
Title: 天王星 (Uranus)
Section: 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。
Title: 天王星 (Uranus)
Section: 衛星

目前已知天王星有28顆天然的衛星，這些衛星的名稱都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。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。
Title: 天王星 (Uranus)
Section: 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。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: abstract

穀神星（Ceres，/ˈsɪəriːz/; 小行星序號：1 Ceres; 符號：）是火星和木星軌道之間的主小行星帶中最亮的天體。它的直徑大約是945公里（587英里），是海王星軌道以內最大的小行星。在太陽系天體大小列表排名第35，是在海王星軌道內唯一標示為矮行星的天體。穀神星由岩石和冰組成，估計它的質量佔整個主小行星帶的三分之一。穀神星也是主小行星帶已知唯一自身達到流體靜力平衡的天體。穀神星因其体积较小较为黯淡，視星等範圍在+6.7至+9.3之間，在近地点取得最大值，但若无极度昏暗的夜晚条件下，地球上也很难通过肉眼观察到谷神星。1801年1月1日，意大利人朱塞普·皮亞齊在巴勒莫首先發現了穀神星，最初將穀神星當成行星，但之後在相似的軌道上發現越來越多小天體，使其在1850年代重新归类為小行星。引力数据顯示谷神星内部存在區分，分别为岩石、核和冰的地函，冰層之下可能存在液態水的內部海洋。表面可能是水冰和不同的水合物礦物，像是黏土和碳酸鹽的混合物。2014年1月，在穀神星的幾個地區都檢測到排放出的水蒸氣。然而一般只有彗星才会发出水蒸气，在主小行星帶的大天體床通常不會發出水蒸氣，因此这项发现出人意料。美國國家航空航天局的空间探测器曙光號在2015年3月6日進入繞行穀神星的軌道。從2015年1月，曙光號就以前所未見的高解析度傳回影像，顯示表面有著坑坑窪窪。兩個獨特的亮點（或高反照率特徵）出現在撞擊坑內（不同於早些時候哈伯太空望遠鏡在一個撞擊坑中觀測到的影像）；出現於2015年2月19日的影像，導致考慮可能有冰火山或釋氣的發想。2015年3月3日，NASA的一位發言人說，這些點符合含冰或鹽的反光物質，但不太可能是冰。2015年5月11日，NASA釋放出高解析的影像，顯示不是一個或兩個點，實際上在高解析的影像上有好幾個。2015年12月9日，NASA的科學家報導，穀神星的亮斑可能是一種類型的鹽類，特別是“鹵水”，包括硫酸鎂等硫酸盐矿物（MgSO4·6H2O）；也發現這些斑點與富含氨的黏土相關聯。2015年10月，NASA釋出了由曙光號拍攝的真實色彩穀神星影像。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 历史
Subsection: 發現

約翰·波德在1772年率先提出在火星和木星軌道之間可能有顆尚未發現的行星。而在1596年，克卜勒就已經注意到在火星和木星之間的差距；波德的想法源自提丟斯-波德定律，由约翰·丹尼尔·提丢斯在1766提出、現在已經喪失名譽的假說：觀察到當時已知行星軌道的半長軸，由於火星軌道和木星軌道的巨大差距，而沒有可遵循的規律模式。這個模式預測在軌道半長軸2.8天文單位之處應該有一顆行星存在。 赫歇爾在1781年發現的天王星位置靠近提丟斯-波德定律預測在土星之外的行星位置，增加了當時人們對這條定律的信心。在1800年，由《每月通訊》（Monatliche Correspondenz）的編輯弗朗兹·克薩韋爾·馮·扎克為首的一個團體，發送了要求24位資深的天文學家，結合他們的努力，開始有系統搜尋預期的天體（稱為「天空巡警」）。然而，他們沒有發現穀神星，但稍後他們發現了幾顆較大的小行星。在西西里巴勒莫學院的天文學家朱塞普·皮亞齊，在接受這項邀請之前，就選擇了這項搜尋工作。他在1801年1月1日發現了穀神星。他在尋找尼可拉·路易·拉卡伊的黃道星表的第87顆星時，發現他看見的是另一顆不在星表上的星星。皮亞齊發現這是顆會移動的星，他首先想到的是彗星。皮亞齊總共觀測這顆星24次，最後一次是在1801年2月11日，因為生病中斷了他的觀測。他在1801年1月24日在信中宣布了他的發現，但是只給了兩位天文學家：他在米蘭的同胞巴尔纳巴·奧里亞尼和在柏林的約翰·波德。他報告說它像一顆彗星，“但是它的運動速度太慢，而且較為均勻。他曾經多次認為它可能是比彗星更好的東西”。在4月，皮亞齊送出了完整的報告給奧里亞尼、波德和在巴黎的傑羅姆·拉朗德。這分資料刊登在1801年9月的每月通訊。不久之後，穀神星的位置改變了（主要是由於地球的軌道運動），因為太靠近太陽而隱沒在眩光中，使得其他天文學家難以觀測與確認皮亞齊的發現。到當年底應該可以再次見到穀神星，可是經過這麼長的時間已經難以預測它確切的位置。為了再發現穀神星，年僅24歲的高斯發展出了軌道測定的有效方法高斯法。他將完整的三次觀測資料（時間、赤經和赤緯），代入他自己暫定的克卜勒定律。在數學上，這意味著一個在空間中確定的圓錐曲線，將太陽當作圓錐曲線的一個焦點，和二次圓錐曲線上的三個交點（從地球視線的直線與本身運動的橢圓軌道交點），可以由經歷的時間測量行星在弧線上的移動（弧長可以依據克卜勒第二定律計算）。這個問題會導出一個至八個解的方程式，但其中的一個解，地球的軌道是已經知道的。而利用物理學的條件可以排除其餘的六個解，得到解決的方案。在這項工作中，高斯使用了他為此目地而創建的全面近似法。只花了幾個星期，他就將預測穀神星路徑的結果發送給馮·扎克。在1801年12月31日，馮·扎克和歐伯斯就在靠近預測的位置附近重新找回了穀神星。早期的觀測者只能夠推算出穀神星大小的數量級。1802年，赫歇爾低估了它的直徑為260公里，而施羅特在1811年高估為2613公里。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 历史
Subsection: 命名

皮亞齊最初建議將它以農業女神刻瑞斯（被認為起源於義大利西西里，當地有最古老的神殿）和西西里的费迪南多國王的名字結合，命名為刻瑞斯·費迪南多。但其它的國家不接受「費迪南多」，因而捨棄。另外，希臘稱它為狄蜜特，與羅馬的穀神有著相應的關係。德國曾稱它為赫拉，但為時不長。至於其它語言的國家有些使用Ceres/Cerere的變體：蘇聯Церера、波斯سرس‎、日本ケレス，中國則是使用穀神星。而狄蜜特在英文是小行星1108的名字。穀神星固有的天文學符號是一把鐮刀（），與金星符號相似（），但是圓圈是斷裂的。它有時會變為⟨  ⟩，源自「Ceres」首字母「C」。這些小行星符號後來都以編號序列取代⟨①⟩。在1803年發現的稀土元素鈰，是以穀神星命名的。同年發現的另一元素最初也以穀神星命名，但在命名鈰後，發現者改以第二顆小行星智神星（2 Pallas）命名為鈀（palladium）。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 历史
Subsection: 分類

穀神星的分類已經變更過不止一次，但還是有不同的意見。約翰·波德相信穀神星是在於火星和木星之間，距離太陽4億1900萬公里（2.8天文單位）“失落的行星”。穀神星獲賦予行星符號，並且曾經在天文書籍和表中歸類為行星（還有2 智神星、3 婚神星和4 灶神星）達半世紀。穀神星附近陸續發現其它天體代表它屬新一類天體。1802年發現2 智神星，威廉·赫歇爾為這種天體創造名詞“小行星”（“asteroid”，意為“像星狀”），寫到：“它們像是小星星，即使用很好的望遠鏡也難以區別”。作為第一顆發現的這種天體，穀神星在現代的小行星序號系統獲賦予第1號。儘管1860年代沒有對行星精確定義或明確規範，但也普遍接受穀神星等小行星和行星間的基本差異。2006年圍繞著冥王星是否能列入行星的辯論重新考慮穀神星是否要改列為行星。之前提交給國際天文學聯合會的行星定義是這樣界定行星的：（a）有足夠質量，其自身重力可以克服鋼性力，而達到流體靜力平衡（接近球體）的形狀；而且（b）在繞行一顆恆星的軌道上，既不是恆星，也不是行星的衛星。這項提議如果通過，穀神星就會是從太陽算過來的第五顆行星。然而，這並沒有發生，在2006年8月24日通過的是修正案，要成為行星，還額外要求“清除圍繞在軌道附近的小天體”。根據這定義，穀神星不能支配其軌道，而與其它成千上萬顆小行星共用主小行星帶，並且只擁有帶中約三分之一的質量，故此不是行星。符合原始議案，但不符合修正案的天體，像是穀神星，重分類為矮行星。穀神星是主小行星帶中最大的天體。有時它被假設已經被重分類為矮行星，因此不再被認為是一顆小行星。例如，在space.com新上傳的資料就稱智神星是最大的小行星，穀神星以前是一顆小行星。有鑑於國際天文學聯合會的問題與回答公告狀態：“穀神星（或許我們現在說它是）是最大的小行星”，然後它說“其它小行星”會穿越穀神星的路徑，這隱含著穀神星依然被認為是顆小行星。小行星中心注意到這個天體可能有雙重名稱。國際天文學聯合會在2006年將穀神星列為矮行星，但從未解決它是不是小行星的問題。事實上，在2006年之前國際天文學聯合會從未在任何場合定義“小行星”這個名詞，而在2006年之後寧可使用“太陽系小天體”和“矮行星”這兩個名詞。Lang在2011年評論：“國際天文學聯合會添加新的名詞給穀神星，把它列為一顆矮行星。……依據它的定義，鬩神星、妊神星、鳥神星和冥王星，以及最大的小行星，穀神星，都是矮行星”，並且在其它介紹它是“矮行星，第一號小行星穀神星”。NASA繼續指稱穀神星是一顆小行星，並置入各種學術教科書。天文學裏也存在著小行星帶彗星這種雙重身份的天體，因此也不排除一顆矮行星可以有其它的名稱。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 軌道

穀神星的軌道在火星和木星之間的主小行星帶內，其週期為4.6地球年。軌道有著適度的傾斜（i = 10.6°，相較於水星的7°和冥王星的17°）和適度的離心率（e = 0.08，相較之下火星是0.09）。圖說是穀神星的軌道（藍色）和幾顆行星的軌道（白色和灰色）。在黃道下方的軌道用較暗的顏色繪製，橙色的加號標示的是太陽的位置。最上面左側的圖是從天球北極上方的鳥瞰圖，顯示穀神星在火星和木星之間位置的差距。右上角是一個特寫，顯示火星和穀神星的近日點（q）和遠日點（Q）。在這張圖中（但一般不會這樣）火星的近日點和穀神星等幾顆較大的小行星，包括2智神星與10健神星，分列在太陽的兩側。底下的圖是側視圖，顯示穀神星相對於火星的軌道傾角。穀神星曾被認為是小行星家族的成員之一。這個小行星家族共享相似的固有軌道要素，這表示它們可能有著共同的起源，在過去的某一時間碰撞而形成。後來發現穀神星的光譜性質與家族的其他成員不同，現在這個家族已經依據序號最小的1272 吉菲昂（1272 Gefion）重新命名為吉菲昂族。穀神星似乎只是這個家族的闖入者巧合的有著相似的軌道要素，但沒有共同的起源。穀神星的自轉週期是（穀神星日）9小時4分鐘。穀神星與智神星有著近乎1:1的軌道共振（固有的軌道週期相差只有0.2%）。然而，因為它們的質量太小，相隔的距離又很遙遠，兩者不太可能有真正的共振，這類小行星之間的關係是非常罕見的。不過，穀神星還是能夠暫時捕捉到一些有著1:1共振的其它小行星（時間達200萬年或更長）；已經證實有50顆這種的小行星。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 軌道
Subsection: 特洛伊

已知穀神星有幾顆臨時的特洛伊小行星。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 軌道
Subsection: 穀神星的行星凌日

穀神星有優越的地位，可以看見水星、金星、地球和火星從太陽前方經過，也就是凌日的現象。最常發生的是水星凌日，通常每隔幾年就有一次，最近的是在2006年和2010年。最近的金星凌日發生在1953年，下一次會在2051年；地球凌日的相應日期是1814年和2081年；火星則是767年和2684年。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 地質

曙光號太空船測量穀神星的質量為9.39×1020 kg，相較於主小行星帶的總質量3.0 ± 0.2×1021公斤，穀神星的質量約佔了三分之一，換言之，這大約是月球質量的4%。穀神星的質量大到可以達到流體靜力平衡，足夠形成近似球體的形狀。在太陽系的天體中，穀神星的尺度介於較小的灶神星和較大的特提斯之間，其表面積近似於印度或是阿根廷的陸地。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 地質
Subsection: 表面

穀神星表面的化學組成大致上與C-型小行星相同，也存在著一些差異。穀神星的紅外線光譜顯示出水合的材料無所不在，表明其內部存在大量的水。表面可能的其它成分包括富鐵黏土礦物（黑鐵蛇紋石）和碳酸鹽礦物（白雲石和菱鐵礦），都是碳質球粒隕石中常見的礦物。碳酸鹽岩和黏土礦物的光譜特徵通常在其它C型小行星中是所欠缺的。有時，穀神星會被歸類為G-型小行星一類。穀神星的表面是相對溫暖的。1991年5月5日，測定其日下點的最高溫度大約是235K（大約是− 38 ° C 或− 36 ° F）。在這樣的溫度下，冰是不穩定的。在表面的冰昇華後所留下的材料，可以解釋穀神星何以會比外太陽系其它的冰衛星黑暗。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 地質
Subsection: 表面

=在曙光號探測之前，已經清楚地檢測到穀神星表面的幾個特徵。1995年，哈伯太空望遠鏡拍攝的高解析紫外線影像顯示表面有黑暗的斑點，並已被暱稱為皮亞齊以尊崇其發現者，這被認為是一個坑穴。稍後，凱克望遠鏡使用調適光學在近紅外波段的高解析觀測完整的自轉移動，顯示穀神星的表面有幾個黑暗的明亮的斑點。兩個圓形的黑暗特徵被推定為坑穴，其中一個被觀測到中央有著明亮的區域，而另一個就是皮亞齊。哈伯太空望遠鏡在2003年和2004年以可見光觀測自轉的完整影像，揭露出11個可以辨認的表面特徵，其中有些性質仍待測定，而其中一個特徵對應於之前所指認出的皮亞齊。最後的觀測顯示穀神星的北極指向赤經19h24m（291°）、赤緯 +59°，也就是星座中的天龍座，其結果是穀神星只有大約3°的轉軸傾角。曙光號之後的測量確認北極軸實際是指向赤經19h24m40.3s（291.418°）、赤緯 +66°45’50”（距離天廚一，天龍座δ1.5°左右），這意味著轉軸傾角有4°。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 地質
Subsection: 表面

=曙光號觀測到大量的坑穴與不明顯的突起，顯示這些坑穴可能躺在較柔軟的表面，可能是水冰之上。其中一個直徑270 km（170 mi）的坑穴，只有著極低的突起，讓人想起特提斯和伊阿珀托斯大而平的坑穴。意外的是大量穀神星的坑穴有中央的凹陷，而許多有著中央峰。曙光號觀測到幾個亮斑，最亮的斑（「5號斑」）位於直徑80-公里（50-英里），被稱為歐卡托坑的中央。於2015年5月4日拍攝的穀神星影像顯示，第二亮的斑點實際上是一群可能多達10個分散亮點的集團。這些明亮特徵的反照率大約是40%，這是表面的一種物質，可能是反射太陽光的冰或鹽類。最有名的亮斑，"5號斑"會週期星的出現陰霾，支持這是某種釋氣或冰的昇華形成的亮斑。在2016年3月，曙光號在Oxo坑發現穀神星表面有水分子的決定性證據。噴射推進實驗室興奮的說：「這些水可以被束縛在礦物，或者是冰的形式。」2015年12月9日，NASA的科學家報告說，穀神星的亮斑可能涉及某些鹽類，特別是表列出來的滷水，包括硫酸鎂、六水瀉鹽（Mg4·6H2）；這些斑點也發現與富含氨的黏土有所關聯。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 地質
Subsection: 內部的結構

康奈爾大學的彼得·湯馬斯提出穀神星有分異的內部，因為對一顆未分異的天體來說它的扁率是太低了。這表示它他有一個被含冰的地函包覆的岩石核心。厚約100公里的地函（佔穀神星23-28%的質量，和約50%的體積）)包含2億立方公里的冰，這比地球上的淡水總量還要多，此一結果得到凱克望遠鏡在2002的觀測和演化模型的支持。同樣的，在它的表面上也留下了一些歷史的痕跡（距離太陽是如此的遠，削弱了太陽輻射的影響力，使其在形成的過程中納入了一些低熔點的成分），穀神星的內部可能有揮發性物質。另一方面，穀神星的形狀和大小或許可以解釋它內部的多孔性和只有部分的分異或是完全未分異。只有一層冰存在於岩石的基礎上，在重力上是不穩定的。如果有任何的岩石礦床陷入一層分異的冰中，將形成鹽類的沉積，而這些岩類是檢測不出來的。因此穀神星可能沒有一個很大的冰殼，取而代之的是多水的成分和低密度的小行星。放射性同位素的衰變也許不足以造成分異。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 地質
Subsection: 大氣層

有跡象顯示穀神星有著微弱的大氣層。在距離太陽5AU之內，天体表面的水冰是不穩定的，所以當直接暴露在太陽輻射下時，它可以昇華。水冰可以從穀神星的深層遷移到表面，但是會在很短的時間逃逸。結果是，很難檢測到水氣的蒸發。在1990年代的初期，有可能觀測到水從穀神星的極地洩漏出來，不过没有办法證明。也可能在新撞擊火山口或是裂縫中檢測到逃逸出來的水蒸氣。國際紫外線探測衛星的紫外線觀測显示在穀神星的北極檢測到在統計上有意義的氫氧化物，是由太陽輻射的紫外線分解水蒸氣的產物。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 起源和演化

穀神星可能是尚存的原行星（萌芽期的行星），於45.7億年前在小行星帶中形成。雖然大多數內太陽系的原行星（包括所有月球-火星大小的天體）不是和其他的原行星合併成為類地行星，就是被木星彈射到太陽系外，穀神星相信是留存下來較為完整的（另一顆可能是原行星的是灶神星，它的體積更小，並在固化後曾遭受重大的撞擊，損失它自身~1%的質量），一個替代的理論則認為穀神星形成於古柏帶，稍後才遷移到小行星帶。穀神星的地質演化取決於形成期間和之後可用的熱源：來自微行星吸積的摩擦力、各種不同放射性元素的可能包括短半衰期的元素（像是26Al）。這些被認為已足以使穀神星在形成後不久分異為岩石的核心和冰的地函。這種過程可能導製表面被水火山和地質構造重塑，消除了古老的地質容貌。由於它比較小，穀神星會比較快的冷卻而有效的阻止導致早期地質結構重整的過程。任何在表面上的冰都會逐漸昇華，留下各種的水合礦物，像是黏土和碳酸鹽。如今穀神星似乎是一顆地質處於非活躍狀態的天體，表面可能只受到撞擊的影響。大量的水冰存在於其組成內，使得穀神星內部可能有一層液態水的存在，這個假設的層或許可以稱為海洋。如果有一層液態水存在，相信他會藉於古體的核心和冰地函之間，就像在理論上存在於歐羅巴的海洋一樣。海洋的存在更有可能將溶質（即鹽、氨、硫酸或其它的防凍劑等成分）溶解在其水。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 觀測

當穀神星在近日點附近衝時，它的視星等可以達到+6.7等，一般認為對裸眼來說這樣的光度還是太暗而難以見到，但視力特別銳利的觀測者可能可以看見這顆矮行星。穀神星在2012年12月18日的視星等可以達到+6.73等。亮度可以達到這種程度的小行星還有灶神星、智神星（在罕見的近日點衝）和虹神星。穀神星在合的時候光度是+9.3等，相當於使用10X50的雙筒望遠鏡可以看見的最暗天體。因此，當他在地平線上的任何時刻，只要天空夠黑暗，都可以用雙筒望遠鏡看見它。觀察穀神星的一些值得關注的里程碑包括：1984年11月13日，在墨西哥、佛羅里達和加勒比海之間，觀測到穀神星的恆星掩星。1995年6月25日，哈伯太空望遠鏡的紫外線觀測得到解析度達到50公里的影像。2002年，凱克望遠鏡使用調適光學得到解析度30公里的紅外線影像。2003年和2004年，使用哈伯太空望遠鏡觀測得到解析度30公里的可見光影像（最好的資料）。
Title: 穀神星 (Ceres (dwarf planet))
Section: 探測

從在火星表面和軌道上環繞的太空船所發送的無線電訊號，觀察火星受到穀神星的運動所誘導的攝動，曾經被用來估計穀神星的質量。曙光號太空船被NASA在2007年9月27日發射，已經從2011年7月15日至2012年9月5日探測灶神星，然後它繼續前往穀神星。它在2015年3月6日到達穀神星，比新視野號太空船在到達冥王星之前早4個月。因此曙光號是第一個在近距離研究矮行星的探測任務。按照曙光號太空船的任務計畫，它會從一系列高度逐漸降低的圓形極軌道研究穀神星。2015年4月23日，它進入第一個高度13,500公里的觀測軌道（"RC3"軌道），停留大約一圈（15日）。之後，太空船下降至高度4,400公里軌道（調查軌道），停留三星期 。然後又在高度1,470公里軌道（"HAMO"軌道）停留兩個月。最後，在高度375公里軌道("LAMO"軌道)停留最少三個月。這艘太空船攜帶的儀器包括框架相機、可見光和紅外分光儀、伽瑪射線和中子偵測儀。這些儀器被用來審視這顆矮行星的形狀和元素豐度。
Title: 土卫六 (Titan (moon))
Section: abstract

土卫六又稱為「泰坦」（Titan），是环绕土星运行的一颗卫星，是土星卫星中最大的一个，也是太陽系第二大的衛星。荷兰物理学家、天文学家和数学家克里斯蒂安·惠更斯在1655年3月25日发现它，也是在太阳系内继木星伽利略卫星後发现的第一颗卫星。由於它是太陽系第一颗被发现擁有濃厚大氣層的衞星，因此被高度懷疑有生命體的存在，科學家也推測大氣中的甲烷可能是生命體的基礎。土衛六可以被視為一個時光機器，有助我們了解地球最初期的情況，揭開地球生物如何誕生之謎。
Title: 土卫六 (Titan (moon))
Section: 名称

惠更斯简单的把这颗他发现的卫星称为「Saturni Luna」（土星的月球）。之後，乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼为了表达对法國国王路易十四的敬意将发现的四颗卫星：土卫三（忒堤斯），土卫四（狄俄涅），土卫五（瑞亚），以及土卫八（伊阿珀托斯）命名为「路易之星」（Sidera Lodoicea）。天文学家依据习惯把这五颗卫星以数字加以编号，其他的卫星则被称为「惠更斯卫星」或「土星的第四颗卫星」（以当时已知的各卫星距离土星的距離，由近至遠排列）。至於土卫一（弥玛斯）和土卫二（恩克拉多斯）則是在1789年被发现。土卫六的英文名称「泰坦」和其他另外七颗当时已知的土星卫星的名称，都是由約翰·赫歇爾爵士命名的（约翰·赫歇爾是威廉·赫歇爾爵士之子，而威廉·赫歇爾是土卫一和土卫二的發現者）。约翰·赫歇爾在1847年出版的《在好望角天文观测的结果》（Results of Astronomical Observations Made at the Cape of Good Hope）一书中把这颗新卫星命名为「泰坦」，提坦在神话中是克罗诺斯（他的罗马神话的对应者萨图尔努斯(或稱薩坦)为土星神）和他的兄弟姊妹们的统称。
Title: 土卫六 (Titan (moon))
Section: 物理特性

土卫六是土星最大的卫星，也是太阳系第二大卫星，其体积甚至比行星水星還大（虽然质量没有水星大），在太阳系的卫星中它的大小仅次于木星最大的卫星木卫三。但最近的观测也显示其浓密的大气可能使人高估了它的直径。土卫六平均半径2575公里，质量1.345×1023千克，平均密度1.880×103千克/立方米。土卫六环绕土星公转的轨道半长径为1,221,850公里，偏心率0.0292，轨道平面与土星赤道面的交角为0.33°，公转周期15天22时41分24秒。土卫六被土星潮汐鎖定，其自转周期与公转周期相同。土卫六有浓密的大气，主要成分是氮，表面大气压力1.5×105帕斯卡，表面温度-178°C。土卫六质量与木卫三、木卫四、海卫一與冥王星大致类似。土卫六一半是冰一半是固体材料。在多个不同结晶状冰层下方有直徑約3,400公里的固体核心，其内部应该因重力之故仍保持著炽热狀態。虽然土卫五以及其他的土星卫星也有类似的固體核心，但由於土衛六的体积巨大造成更強烈的重力压缩，而使得其核心密度較其他衛星高出許多。
Title: 土卫六 (Titan (moon))
Section: 大气层

土卫六是已知唯一拥有突出大气层的卫星，也是太阳系中除地球外唯一富含氮气的稠密大气层。卡西尼号在2004年对其进行的观测表明，土卫六是一个“超级旋转体”，就像金星一样，其大气层旋转速度远快于表面。旅行者号太空探测器的观测表明，土卫六大气层比地球的密度大，表面约为1.45个标准大气压，其质量大约是地球大气总质量的1.19倍，或者说是每表面面积质量的7.3倍。不透明的薄雾层阻挡了大部分来自太阳和其他光源的可见光，并模糊了土卫六的表面特征。土卫六较低的重力意味着它的大气层比地球大气层向外延伸得更宽深。土卫六大气层在许多波长上都不透明，因此，从轨道上无法获取完整的表面反射光谱，直到2004年卡西尼-惠更斯号飞船抵达，才获得了第一张土卫六表面的直接图像。土卫六的大气成分由氮（97%）、甲烷（2.7±0.1%）、氢（0.1–0.2%）和其他微量气体组成，还有微量的其他碳氢化合物，如乙烷、丁二炔、丙炔、乙炔和丙烷以及氰基乙炔、氰化氢、二氧化碳、一氧化碳，氰化物、氩气和氦气等。这些碳氢化合物被认为形成于土卫六高层大气中，是甲烷被太阳紫外线分解所产生的反应，并产生了厚厚的橙色烟雾。土卫六95%的时间都处在土星磁层内，这可能有助于保护它免受太阳风的影响。来自太阳的能量应能在5000万年内将土卫六大气中所有微量甲烷都转化为更复杂的碳氢化合物，这与太阳系年龄相比是很短暂的时间。这也表明甲烷必须由土卫六本身或其内部的储层来补充。大气层中甲烷的最终来源可能是它内部，通过冰火山喷发释放出来的。2013年4月3日，美国宇航局根据对土卫六大气层的模拟研究，报告称土卫六上可能会出现复杂的有机化学物质，统称为托林。2013年6月6日，安达卢西亚天体物理研究所（IAA-CSIC）的科学家报告在土卫六高层大气中检测到多环芳香烃。2013年9月30日，美国宇航局的卡西尼号探测器使用复合红外光谱仪（CIRS）在土卫六大气层中检测到了丙烯，这是首次在地球以外的卫星或行星上发现的丙烯，也是红外光谱仪发现的第一种化学物质。丙烯的探测填补了一个神秘的观测空白，这一空白可以追溯到1980年美国宇航局旅行者1号飞船第一次近距离飞越土卫六，期间发现构成土卫六棕色薄雾的许多气体是碳氢化合物，理论上形成于太阳紫外线光解甲烷所产生的自由基重组。2014年10月24日，在土卫六的极地云中发现了甲烷。