天王星の大気
1950年、ジェラルド・カイパーは、827nmの別の薄い暗い帯の存在に気付いたが、同定はできなかった。1952年、ゲルハルト・ヘルツブルクは、この帯が水素分子の弱い四極子の吸収線であることを示し、これが天王星で検出された2つ目の物質となった。1986年まで、メタンと水素の2つだけが天王星の大気の既知の気体であった。1967年から始まった遠赤外線スペクトル観測は、天王星の大気が継続的に太陽から受けたのとおおよそ同量の放射をしており、観測される温度を説明するのに内部の熱源は必要ないことが示している 。1986年のボイジャー2号による観測までは、特に顕著な特徴は観測されなかった。
1986年1月、ボイジャー2号が天王星から最接近時で10万7,100kmの地点を通過し、大気の最初の接近画像とスペクトルを提供した。これにより、天王星の大気は、主に水素とヘリウム、約2%のメタンから構成されていることが確認された。大気の透明度は高く、成層圏及び対流圏にもやはなく、限られた数の雲だけが観測された。
1990年代と2000年代には、ハッブル宇宙望遠鏡や補償光学を備える地上の望遠鏡(W・M・ケック天文台やNASA赤外線望遠鏡施設)が地球から天王星の雲を観測することを初めて可能とした。天王星の雲の追跡により、ボイジャー2号の観測データしかなかった天王星の風速の再測定が可能となり、天王星の大気のダイナミクスの研究も可能となった。