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天王星：修订间差异

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天王星大氣層的成分和天王星整體的成分不同，主要是[[氫分子]]和[[氦]]。<ref name=Lunine1993/>氦的摩爾分數，這是每摩爾中所含有的氦原子數量，是{{nowrap|0.15&nbsp;±&nbsp;0.03}}；<ref name=Conrath1987>{{cite journal|author=B. Conrath ''et al.''|title=The helium abundance of Uranus from Voyager measurements|journal=Journal of Geophysical Research|volume=92|pages=15003-15010|yar=1987|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9215003C}}</ref>在對流層的上層，相當於{{nowrap|0.26&nbsp;±&nbsp;0.05}}質量百分比。<ref name=Lunine1993/><ref name=Pearl1990/>這個數值很接近{{nowrap|0.275&nbsp;±&nbsp;0.01}}的原恆星質量百分比。<ref name=Lodders2003>{{cite journal|last=Lodders|first= Katharin|title= Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|pages=1220–1247 |year=2003|doi=10.1086/375492|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591.1220L}}</ref>顯示在氣體的巨星中，氦在行星中是不穩定的。<ref name=Lunine1993/>在天王星的大氣層中，含量佔第三位的是[[甲烷]] {{nowrap|(CH<sub>4</sub>)}}。<ref name=Lunine1993/>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[[深藍]]的顏色。<ref name=Lunine1993/>在大氣壓力1.3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。<ref name=Lunine1993/><ref name=Lindal1987/><ref name=1986Tyler/>混合的比率<ref name="mixing ratio">混合比率的定義是每一個氫分子所對應的化合物分子數目。</ref>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。<ref name=Bishop1990>{{cite journal|last=Bishop|first=J.|coauthors=Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P.|title=Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere|journal=Icarus|volume=88|pages=448–463|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90094-P| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1990_Reanalysis.pdf|format=PDF}}</ref>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。<ref name=Lunine1993/><ref name=dePater1989>{{cite journal|last= dePater|first=Imke|coauthors=Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.|title=Uranius Deep Atmosphere Revealed|journal=Icarus|volume=82|issue=12|pages=288–313|year=1989|doi=10.1016/0019-1035(89)90040-7| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Uranus_Deep_Atm.pdf|format=PDF}}</ref>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。<ref name=Summers1989/> 包括[[乙烷]]{{nowrap|(C<sub>2</sub>H<sub>6</sub>)}}, [[乙炔]] {{nowrap|(C<sub>2</sub>H<sub>2</sub>)}}, [[甲基乙炔]] {{nowrap|(CH<sub>3</sub>C<sub>2</sub>H)}}, [[聯乙炔]] {{nowrap|(C<sub>2</sub>HC<sub>2</sub>H)}}。<ref name=Bishop1990/><ref name=Burdorf2006>{{cite journal|last=Burgorf|first=Martin|coauthors=Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et.al.|title=Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy|journal=Icarus|volume=184|year=2006|pages=634–637| doi=10.1016/j.icarus.2006.06.006| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..184..634B}}</ref><ref name=Encrenaz2003/>光譜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。<ref name=Encrenaz2003>{{cite journal|last=Encrenaz |first=Therese|title=ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?|journal=Planet. Space Sci.|volume=51| pages=89–103|year=2003|doi=10.1016/S0032-0633(02)00145-9| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003P%26SS...51...89E}}</ref><ref name=Burdorf2006/><ref name=Encrenaz2004>{{cite journal|last=Encrenaz|first=Th.|coauthors=Lellouch, E.; Drossart, P.|title=First detection of CO in Uranus|journal=Astronomy&Astrophysics|year=2004|volume=413|pages=L5–L9| doi=10.1051/0004-6361:20034637| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2004_First_Detection.pdf|format=PDF|accessdate=2007-08-05}}</ref>
天王星大氣層的成分和天王星整體的成分不同，主要是[[氫分子]]和[[氦]]。<ref name=Lunine1993/>氦的摩爾分數，這是每摩爾中所含有的氦原子數量，是{{nowrap|0.15&nbsp;±&nbsp;0.03}}；<ref name=Conrath1987>{{cite journal|author=B. Conrath ''et al.''|title=The helium abundance of Uranus from Voyager measurements|journal=Journal of Geophysical Research|volume=92|pages=15003-15010|yar=1987|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9215003C}}</ref>在對流層的上層，相當於{{nowrap|0.26&nbsp;±&nbsp;0.05}}質量百分比。<ref name=Lunine1993/><ref name=Pearl1990/>這個數值很接近{{nowrap|0.275&nbsp;±&nbsp;0.01}}的原恆星質量百分比。<ref name=Lodders2003>{{cite journal|last=Lodders|first= Katharin|title= Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|pages=1220–1247 |year=2003|doi=10.1086/375492|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591.1220L}}</ref>顯示在氣體的巨星中，氦在行星中是不穩定的。<ref name=Lunine1993/>在天王星的大氣層中，含量佔第三位的是[[甲烷]] {{nowrap|(CH<sub>4</sub>)}}。<ref name=Lunine1993/>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[[深藍]]的顏色。<ref name=Lunine1993/>在大氣壓力1.3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。<ref name=Lunine1993/><ref name=Lindal1987/><ref name=1986Tyler/>混合的比率<ref name="mixing ratio">混合比率的定義是每一個氫分子所對應的化合物分子數目。</ref>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。<ref name=Bishop1990>{{cite journal|last=Bishop|first=J.|coauthors=Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P.|title=Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere|journal=Icarus|volume=88|pages=448–463|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90094-P| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1990_Reanalysis.pdf|format=PDF}}</ref>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。<ref name=Lunine1993/><ref name=dePater1989>{{cite journal|last= dePater|first=Imke|coauthors=Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K.|title=Uranius Deep Atmosphere Revealed|journal=Icarus|volume=82|issue=12|pages=288–313|year=1989|doi=10.1016/0019-1035(89)90040-7| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Uranus_Deep_Atm.pdf|format=PDF}}</ref>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。<ref name=Summers1989/> 包括[[乙烷]]{{nowrap|(C<sub>2</sub>H<sub>6</sub>)}}, [[乙炔]] {{nowrap|(C<sub>2</sub>H<sub>2</sub>)}}, [[甲基乙炔]] {{nowrap|(CH<sub>3</sub>C<sub>2</sub>H)}}, [[聯乙炔]] {{nowrap|(C<sub>2</sub>HC<sub>2</sub>H)}}。<ref name=Bishop1990/><ref name=Burdorf2006>{{cite journal|last=Burgorf|first=Martin|coauthors=Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et.al.|title=Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy|journal=Icarus|volume=184|year=2006|pages=634–637| doi=10.1016/j.icarus.2006.06.006| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..184..634B}}</ref><ref name=Encrenaz2003/>光譜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。<ref name=Encrenaz2003>{{cite journal|last=Encrenaz |first=Therese|title=ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?|journal=Planet. Space Sci.|volume=51| pages=89–103|year=2003|doi=10.1016/S0032-0633(02)00145-9| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003P%26SS...51...89E}}</ref><ref name=Burdorf2006/><ref name=Encrenaz2004>{{cite journal|last=Encrenaz|first=Th.|coauthors=Lellouch, E.; Drossart, P.|title=First detection of CO in Uranus|journal=Astronomy&Astrophysics|year=2004|volume=413|pages=L5–L9| doi=10.1051/0004-6361:20034637| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2004_First_Detection.pdf|format=PDF|accessdate=2007-08-05}}</ref>

==== 對流層 ====
[[Image:Tropospheric profile Uranus.png|400px|right|thumb|天王星大氣層的對流層漢平流層低層的溫度曲線圖，數層的雲和陰霾也表示在圖中。]]

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，
<ref name=Lunine1993/>溫度從有名無實的底部大約320&nbsp;K，&minus;300&nbsp;公里，降低至53&nbsp;K，高度50&nbsp;公里。<ref name=dePater1991/><ref name=1986Tyler>{{cite journal|last=Tyler|first=J.L.|coauthors=Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et.al. |title=Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites|journal=Science|volume=233|pages=79–84| year=1986| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...79T}}</ref>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。<ref name=Lunine1993/><ref name=1986Hanel>{{cite journal|last=Hanel|first=R.|coauthors=Conrath, B.; Flasar, F.M.; et.al. |title=Infrared Observations of the Uranian System|journal=Science|volume=233|pages=70–74|year=1986| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...70H}}</ref>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&nbsp;±&nbsp;0.3&nbsp;K。<ref name=1986Hanel/><ref name=Pearl1990>{{cite journal|last=Pearl|first=J.C.|coauthors=Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A.|title=The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data|journal=Icarus|volume=84|pages=12-28|year=1990| doi=10.1016/0019-1035(90)90155-3|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...84...12P}}</ref>

對流層應該還有高度複雜的雲系結構，[[雲|水雲]]被假設在大氣壓力{{nowrap|50至100&nbsp;帕}}，[[氨氫硫化物]]雲在{{nowrap|20至40&nbsp;帕}}的壓力範圍內，[[氨]]或[[氫硫化物]]雲在3和10&nbsp;帕，最後是直接偵測到的[[甲烷]]雲在{{nowrap|1 至2&nbsp;帕}}。<ref name=Lunine1993/><ref name=dePater1991/><ref name=Atreya2005>{{cite journal|last=Atreya|first=Sushil K.|coauthors=Wong, Ah-San |title=Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — a Case for Multiprobes |journal= Space Sci. Rev.|volume=116|pages=121–136|year=2005|doi=10.1007/s11214-005-1951-5| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005SSRv..116..121A}}</ref><ref name=Lindal1987>{{cite journal|last=Lindal|first=G.F.|coauthors=Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; et.al.|title=The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2 |journal=J. of Geophys. Res.|volume=92|pages=14,987-15,001|year=1987|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214987L}}</ref>對流層是大氣層內動態非常充分的部份，展現出強風、明亮的雲彩和季節性的變化，將會在下面討論。<ref name=Sromovsky2005>{{cite journal|last=Sromovsky|first=L.A.|coauthors=Fry, P.M.|title=Dynamics of cloud features on Uranus|journal=Icarus|volume=179|pages=459-483|year=2005| doi=10.1016/j.icarus.2005.07.022|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..179..459S}}</ref>

==== 上層大氣層 ====


===成分===
===成分===

2007年10月15日 (一) 06:19的版本

天王星
♅
發現史
發現者 威廉·赫歇耳
發現時間 1781年3月13日
軌道參數
平均半徑 2,870,972,200 公里
偏心率 0.04716771
公轉周期 84.01年
會合周期 369.7天
平均公转速度 6.8352千米/秒
軌道傾角 0.76986°
卫星数量 27
物理特性
赤道直徑 51,118千米
表面積 8,130,000,000 km2
質量 8.686×1025 kg
平均密度 1.29 g/cm3
表面引力 8.69 m/s2
表面重力(地球＝1) 0.887
自轉周期 17小时14分
軸傾角 97.86°
星体反照率 0.51
逃逸速度 21.29千米/秒
云端温度 55 K
表面溫度 最低　一般　最高
59K　68 K 　N/A K
大氣參數
气压 120 千帕
氢 83%
氦 15%
甲烷 1.99%
氨 0.01%
氮 90%
乙烷 0.00025%
乙炔 0.00001%
一氧化碳 微量
硫化氫 微量

天王星（ˈjʊr.ə.nəs, jʊˈreɪ.nəs）是從太陽向外的第七顆行星，在太陽系的體積是第三大（比海王星大），但質量卻是第四的行星（比海王星輕）。他的名稱來自古希臘神話中的天空之神優拉納斯（Οὐρανός），是克洛諾斯（農神）的父親，宙斯（朱比特）的祖父。天王星是第一顆在現代發現的行星，雖然他的光度與五顆傳統行星一樣，亮度是肉眼可見的，但由於較為黯淡而未被古代的觀測者發現。[1]威廉·赫歇耳爵士在1781年3月13日宣布他的發現，在太陽系的現代史上首度擴展了已知的界限。這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，天文學家設立了不同的 冰巨星 分類來安置她們。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、和甲烷結成的"冰"，與可以察覺到的碳氫化合物。他是太陽系內溫度最低的行星，最低的溫度只有49K，還有複合體組成的雲層結構，水在最低的雲層內，而甲烷組成最高處的雲層。 [2]

如同其他的大行星，天王星也有環系統、磁層和許多衛星。天王星的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。[3] 從地球看，天王星的環像是環繞著標靶的圓環，他的衛星則像環繞著鐘的指針。在1986年，來自航海家2號的影像顯示天王星實際上是一顆平凡的行星，在可見光的影像中沒有像在其他巨大行星所擁有的雲彩或風暴。[3]然而，地基的觀測者在天王星接近晝夜平分點的這幾年看見了季節的變化和漸增的天氣活動。天王星的風速可以達到 250 m/s.[4]

發現

天王星在被發現是行星之前，已經被觀測了很多次，但都把它當作恆星看待。最早的紀錄可以追溯至1690年，約翰·佛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Pierre Lemonnier在1750至1769年也至少觀測了12次，[5]包括一次連續四夜的觀測。

威廉·赫協爾在1781年3月13日於他位於索美塞特巴恩鎮新國王街19號自宅的庭院中觀察到這顆行星（現在是赫協爾天文博物館）， [6] but initially reported it (on 26 April 1781) as a "comet".[7]赫協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"[8]。

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"。[9]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"。[10]當他將發現提交給皇家學會時，雖然含蓄的認為比較像行星，但仍然聲稱是發現了彗星：[11]

赫歇耳因為他的發現被通知成為皇家天文學家，並且語無倫次的在4月23日回覆說："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。"[12]

當赫歇耳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。蘇聯天文學家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。[13]柏林天文學家約翰·波德描述赫歇耳的發現像是"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"。[14]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。[15]

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耳发现的是一颗行星。赫歇耳本人也向皇家天文學會的主席約翰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，我很榮譽的在1781年3月指認出的，是太陽系內主要的行星之一。"[16]为此，威廉·赫歇耳被英国皇家学会授予柯普莱勋章。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，給予赫歇耳每年200英鎊的年薪。[17]

命名

馬斯基林曾這樣的問赫歇耳："做為天文學世界的恩寵"（原文如此）"會您的行星取個名字，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。"[18]回應馬基斯林的請求，赫歇耳決定命名為"喬治之星（Georgium Sidus）"或"喬治三世"以紀念他的新贊助人，喬治三世。[19] 他在給約瑟夫貝克的信件中解釋道：[16]

威廉·赫歇耳，天王星的發現者。

天文學家Jérôme Lalande建議將這顆行星稱為赫歇耳以尊崇她的發現者。[20]但是，波德則贊成用希臘神話的優拉納斯，譯成拉丁文的意思是天空之神，中文則稱為天王星。波德的論點是農神（土星）是宙斯（木星）的父親，新的行星則應該取名為農神的父親。[17][21][22]天王星的名稱最早是在赫歇耳過世一年之後的1823年才出現在官方文件中。[23][24]喬治三世或"喬治之星"的名稱在之後仍經常被使用（只在英國使用），直到1850年，HM航海曆才換用天王星的名稱。[21]

天王星的名稱是行星中唯一取自希臘神話而非羅馬神話的，天王星的形容詞（Uranian）被鈾的發現者Martin Klaproth用來命名在1789年新發現的元素。[25]Uranus的重音在第一個音節，因為倒數第二個音a是短音(ūrănŭs)並且是開放的音節。這樣的音節在拉丁文中從未被強調過，[26]因此在傳統上名字的正確發音是來自英語的[ˈjʊ.rə.nəs]。傳統上不正確的發音，. [jʊˈɹeɪ.nəs]，重音落在第二音節並且將a發成長音是很普通的。天王星的天文學符號是Astronomical symbol for Uranus，他是火星和太陽符號的綜合，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。[27] 他在占星學上的符號，是Lalande在1784年建議的。在給赫歇耳的一封信中，Lalande描述他是"您的名字首次戰勝地球的符號" ("a globe surmounted by the first letter of your name").[20]在日本、韓國和越南，也都翻譯成天王星（sky king star）。[28][29]

軌道和自轉

哈柏太空望遠鏡的天王星影像，可以看見雲帶、環和一些衛星。

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，陽光的強度只有地球的1/400。[30]他的軌道元素在1783年首度被拉普拉斯計算出來，[13]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拉扯。在1845年，勒维耶開始獨立的進行天王星軌道的研究，在1846年9月23日迦雷在勒维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。[31]

天王星內部的自轉週期是17 小時又14 分，但是，和所有巨大的行星一樣，他上部的大氣層朝自轉的方向可以體驗到非常強的風。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，只要14個小時就能完整的自轉一週。[32]

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98°，這使他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，天王星的轉動則像傾倒而被輾壓過去的球。當天王星在至日附近時，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；每一個極都會被太陽持續的照射42 年，另外42年則是暗無天日的。[33]在接近晝夜平分點時，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，天王星將經過日夜平分點。 [34]

北半球 年 南半球
冬至 1902, 1986 夏至
春分 1923, 2007 秋分
夏至 1944, 2028 冬至
秋分 1965, 2049 春分

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。[35]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）。[36][37]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。[38]根據後者的座標系，1986年在陽光下的極則是北極。天文學家[[Patrick Moore]對此議題的評論總結是："請自行挑選吧！"[39]

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，[40]他的角直徑在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。[40] 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。[41]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，像是泰坦尼亞和歐貝隆，都有可能看見。[42]

物理性质

內部結構

地球和天王星大小的比較。

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，他的密度是1.29公克/公分³ 只比土星高一些。[43]直徑雖然與海王星相似（大約是地球的4倍），但質量較低。[44]這些數值顯示他主要由各種各樣揮發性物質，例如水、氨和甲烷組成。[45]天王星內部冰的總含量還不能精確的知道，根據選擇的模型不同有不同的含量，但是總在地球質量的9.3 至13.5 倍之間。[45][46]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。[45]剩餘的質量（0.5至3.7 地球質量）才是岩石物質。[45]

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/氦組成的外殼。[45][47]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上是不明確的，大約擴展佔有剩餘20%的半徑，但質量大約只有地球的0.5 倍。[45][47]天王星核的密度大約是9 公克/公分³，在核和地函交界處的壓力是8 百萬 帕和大約5,000 K的溫度。[46][47]冰的地函實際上並不是由一般感覺上所謂的冰組成，而是由水、氨和其他揮發性物質組成的熱且稠密的流體。[45][47]這些流體有高導電性，有時被稱為水–氨的海洋。[48]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，因此有理由將她們分開另成一類為冰巨星。

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我門確認哪一種模型才是正確的。[46]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。[45]但是，為便於扁球體的轉動，在大氣壓力達到1帕之處被定義和考慮為行星的表面時，他的赤道和極的半徑分別是25,559 ± 4和24,973 ± 20 公里。 [44]這樣的表面將做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，他是低熱流量。[49][4]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；[4]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（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。[50][2]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。[50]天王星對流層頂的溫度最低溫度紀錄只有49 K，使天王星成為太陽系溫度最低的行星，比海王星還要冷。[50][2]

在天王星被超重質量的鎚碎機敲擊而造成轉軸極度傾斜的假說中，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，[45]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。[2][50]

大氣層

主条目：天王星的大氣層

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。[2]遙感測量的能力可以從1帕之處為起點向下深入至300公里，相當於100帕的大氣壓力和320K的溫度。[51]稀薄的暈從大氣壓力1帕的表面向外延伸擴展至半徑兩倍之處，[52]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帕至0.1帕；平流層（同溫層），高度50至4000 公里，大氣壓力0.1帕至10–10 帕；和增溫層/暈，從4000 公里向上延伸至距離表面50,000公里處。[2]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，主要是氫分子和氦。[2]氦的摩爾分數，這是每摩爾中所含有的氦原子數量，是0.15 ± 0.03；[53]在對流層的上層，相當於0.26 ± 0.05質量百分比。[2][50]這個數值很接近0.275 ± 0.01的原恆星質量百分比。[54]顯示在氣體的巨星中，氦在行星中是不穩定的。[2]在天王星的大氣層中，含量佔第三位的是甲烷 (CH4)。[2]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深藍的顏色。[2]在大氣壓力1.3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。[2][55][56]混合的比率[57]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。[58]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。[2][59]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。[60] 包括乙烷(C2H6), 乙炔 (C2H2), 甲基乙炔 (CH3C2H), 聯乙炔 (C2HC2H)。[58][61][62]光譜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。[62][61][63]

對流層

天王星大氣層的對流層漢平流層低層的溫度曲線圖，數層的雲和陰霾也表示在圖中。

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， [2]溫度從有名無實的底部大約320 K，−300 公里，降低至53 K，高度50 公里。[51][56]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。[2][49]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 ± 0.3 K。[49][50]

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 帕，氨氫硫化物雲在20至40 帕的壓力範圍內，氨或氫硫化物雲在3和10 帕，最後是直接偵測到的甲烷雲在1 至2 帕。[2][51][64][55]對流層是大氣層內動態非常充分的部份，展現出強風、明亮的雲彩和季節性的變化，將會在下面討論。[4]

上層大氣層

成分

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，而沒有近土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，它的金屬成分是以一種比較平均的狀態分佈在整個地殼之內。直接以肉眼觀察，天王星的表面呈現洋藍色，這是因為它的甲烷大氣吸收了大部分的紅色光譜而導致。

天王星上的海洋

根據航行者2號的探測結果，科學家推測天王星上可能有一個深度達10000公里、溫度高達攝氏6650度，由水、矽、鎂、含氮分子、碳氫化合物及離子化物質組成的液態海洋。由於天王星上巨大而沉重的大氣壓力，令分子緊靠在一起，使得這高溫海洋未能沸騰及蒸發。反過來，正由於海洋的高溫，恰好阻擋了高壓的大氣將海洋壓成固態。海洋從天王星高溫的內核 (高達攝氏6650度)一直延伸到大氣層的底部，覆蓋整個天王星。必須強調的是，這種海洋與我們所理解的、地球上的海洋完全不同。然而，近年卻有觀點認為，天王星上不存在這個海洋。真相如何，恐怕只有待進一步的觀測，或是寄望美國太空總署(NASA)會落實初步構想中的新視野號2號計畫，派出無人探測船再度拜訪天王星。


特色

天王星極軸與黃道面的交角非常大，約98度，這顆行星等於是「躺著」公轉著，與太陽系其他行星相比顯得很不尋常。天文學家推測可能是因為天王星形成初期曾遭巨大小行星偏離中心撞上，以至於極軸被「撞倒」，呈現現在的情形。


光环

天王星也是一颗具有環的行星。它的光環直到1977年3月10日才被發現。

天王星的衛星和環概要圖

這是天王星環的總表.

航海家2號在1986年飛越天王星時，拍攝了天王星的環，2005年又新發現了兩道環。

名稱 與天王星中心的距離(公里) 寬度(公里)
1986 U2R 38,000 2,500?
Ring 6 41,840 1-3
Ring 5 42,230 2-3
Ring 4 42,580 2-3
Alpha Ring 44,720 7-12
Beta Ring 45,670 7-12
Eta Ring 47,190 0-2
Gamma Ring 47,630 1-4
Delta Ring 48,290 3-9
1986 U1R 50,020 1-2
Epsilon Ring 51,140 (shepherded by
Cordelia and Ophelia)		 20-100
R/2003 U 2 ~66,000 (near Portia) ?
R/2003 U 1 97,734 (at Mab) ?

卫星

主条目：天王星的卫星

目前已知天王星有27顆天然的衛星，第一顆和第二顆(泰坦尼亞和歐貝隆)是威廉·赫歇耳在1787年3月13日發現的，另外兩顆艾瑞爾和烏姆柏里厄爾是在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年杰勒德 P. 庫普爾發現第五顆衛星米蘭達

1986年1月，航海家2號太空船飛越過天王星，在稍後研究照片時，發現了Perdita和10顆小衛星。後來使用地面的望遠鏡也証實了這些衛星的存在。

不同於其他行星的衛星，由神話中取名字，所有天王星的衛星都取名自英國詩人莎士比亞和蒲伯的劇作中。

天王星和環的假色影像
外圍最明亮的ε環(頂端)，中間是α～δ環，聚集在一起的是黯淡的4～6環

外部链接


太阳水星金星月球地球火星火卫一和火卫二穀神星小行星主带木星木星的卫星木星环土星土星的卫星土星环天王星天王星的卫星天王星环海王星海王星的卫星海王星环冥王星冥王星的卫星妊神星妊神星的卫星鸟神星柯伊伯带阋神星阋卫一離散盤山形云奥尔特云
太阳
•
太陽圈
行星
矮行星
太阳系
小天体
小行星
（微型行星）
小行星族
另见：小行星列表。
海王星
外天体
古柏带
冥族小天體
傳統古柏帶天體
離散盤
彗星
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