Uranus

**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。

與在古代就為人們所知的五顆行星（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認定為一顆行星。直到 1781 年 3 月 13 日，威廉・赫歇耳爵士宣布發現天王星，從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」，與可以探測到的碳氫化合物。天王星是太陽系內大氣層最冷的行星，最低溫度只有 49K（−224℃）。其外部的大氣層具有複雜的雲層結構，水在最低的雲層內，而甲烷組成最高處的雲層。相比較而言，天王星的內部則是由冰和岩石所構成。

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，來自太空探測器航海家 2 號的影像資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現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，地球上的觀測者發現天王星有季節變化的跡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。

## 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。法國天文學家皮埃爾・勒莫尼耶（Pierre Lemonnier）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，英國威廉・赫雪爾在他位於英格蘭索美塞特郡巴斯城新國王街 19 號（現在是赫雪爾天文博物館）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」。赫雪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」。當赫雪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：

赫雪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。」

當赫雪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。俄國天文學家安德烈・約翰・勒克色爾（Anders Johan Lexell）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・波德描述赫雪爾的發現像是「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」。波德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，法國科學家拉普拉斯證實赫雪爾發現的是一顆行星。赫雪爾本人也向皇家天文學會的主席約瑟夫・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，我很榮耀地在 1781 年 3 月指認出的，是太陽系內主要的行星之一。」為此，威廉・赫雪爾被英國皇家學會授予科普利獎章。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，給予赫雪爾每年 200 英鎊的年薪。

### 命名

馬斯基林曾這樣的問赫雪爾：「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，赫雪爾決定命名為「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：

赫雪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「赫雪爾」以尊崇她的發現者。但是，波德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」。波德的論點是農神（土星的英文命名由來）是宙斯（木星的英文命名由來）的父親，新的行星則應該取名為農神的父親。波德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 /ˈjʊərənəs/ ，重音在第一音節（**ūr**ŭnŭs）；這是標準英文文學上的發音，相比之下大眾口語發音 /jʊˈreɪnəs/ ，重音在第二音節而且還有個「長音 a」（ū**rā**nŭs）。

在英文的行星名稱，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 年新發現的元素鈾，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。在給赫雪爾的一封信中，拉朗德描述它是「un globe surmonté par la première lettre de votre nom」（圓球的上方放置著您名字的首字母）。由於 Uranus 是希臘神話中的天神，在中國、日本、韓國、朝鮮和越南這些漢字文化圈國家，人們就將這個星名譯做「天王星」。

## 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。它的軌道參數在 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 年約翰・柯西・亞當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結果。在 1845 年，勒維耶開始獨立地進行天王星軌道的研究；1846 年 9 月 23 日，迦雷在勒維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產生非常強的風。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 個小時就能完整的環繞行星一週。

### 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滾動。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 年的極晝，而在另外 42 年則處於極夜。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。

　
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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。

### 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。

## 物理性質

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，它的質量平均分佈在整個星球。直接以肉眼觀察，天王星的表面呈現藍綠色，這是因為它的甲烷大氣吸收了大部分的紅色光譜所導致。

### 內部結構

天王星的質量大約是地球的 14.5 倍，是類木行星中質量最小的，它的密度是 1.29 公克 / 公分 ³ 只比土星高一些。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無法精確的知道，根據選擇模型的不同而有不同的結果，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義上所謂的冰組成，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們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。

#### 內熱

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。

### 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）。

#### 成份（組織）

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。

#### 對流層

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。

#### 上層大氣層

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。

### 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.・明克透過古柏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，其中的天衛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，它由來自天衛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。

### 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。

## 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（原來最低的冥王星已不再是行星）。

### 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。

### 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。

## 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。

## 衛星

目前已知天王星有 27 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 年傑拉德・古柏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。與地函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。

## 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。

## 參見

* 太陽系探測器列表
* 太陽系探索年表
* 航海家 2 號
* 新視野二號

## 注釋與參考資料

### 注釋

### 參考資料

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## 外部連結

* （英文）NASA 太陽系探索提供的 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* （英文）2005 年發現天王星衛星和環的相關新聞報導：
  * （英文）New Moons and Rings found at Uranus（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, Space.com
  * （英文）Two more rings discovered around Uranus（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, MSNBC
* （英文）Project Shum 提供的天王星資料（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* （英文）噴氣推進實驗室提供的天王星（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）圖集
* （英文）Spring Has Sprung on Uranus（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* （英文）NASA 的天王星圖片集（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）