天王星

天王星（英语：）是一颗在太阳系中离太阳第七近的青色行星，其体积在太阳系中排名第三、质量排名第四。

天王星 ⛢♅
航海家2号于1986年拍摄的天王星(颜色校准)
发现
发现者威廉·赫歇耳
发现日期1781年3月13日
编号
形容词Uranian
轨道参数[1][注 1]
历元 J2000
远日点3,004,419,704km
20.08330526 AU
近日点2,748,938,461km
18.37551863 AU
半长轴2,876,679,082km
19.22941195 AU
离心率0.044405586
轨道周期30,799.095 日
84.323326 年
会合周期369.66日[2]
平均轨道速度6.81km/s[2]
平近点角142.955717°
轨道倾角0.772556°
6.48°对太阳的赤道
升交点黄经73.989821°
近日点参数96.541318°
已知卫星27
物理特征
赤道半径25,559 ± 4km
4.007地球[3][注 2]
极半径24,973 ± 20km
3.929地球[3]
表面积8.1156×109km²[4]
15.91个地球表面积
体积6.833×1013km³[2]
63.086个地球体积
质量8.6810±0.0013×1025公斤
GM=5,793,939±13公里³/秒²
14.536个地球[5]
平均密度1.290g/cm³[5]
表面重力8.69m/s²[2]
0.886 g
21.3km/s[2]
恒星周期−0.71833地球日
17时14分24秒[3]
赤道自转速度2.59km/s
9,320km/h
转轴倾角97.77°[3]
北极赤经17 h 9 min 15 s
257.311°[3]
北极赤纬−15.175°[3]
反照率0.300（bond）
0.51（geom.）[2]
表面温度 最低 平均 最高
1 帕level 76 K[6]（−197.2 °C）
0.1 bar
（对流层顶）		 49 K[7] 53 K[7] 57 K[7]
视星等5.9[8] to 5.32 [2]
角直径3.3"—4.1" [2]
大气特征[7][9][10][注 3]
大气标高27.7公里[2]
成分（1.3巴气压下）
83±3% 氢气（H2）
15±3% 氦 (He)
2.3% 甲烷（CH4）
0.009%[注 4] 重氢（HD）[11]

冰:

    天王星的英文名称来自古希腊神话的天空之神乌拉诺斯（Οὐρανός），是克洛诺斯的父亲、宙斯的祖父。在西方文化中，天王星是太阳系中唯一以希腊神祇命名的行星，其他行星都依照罗马神祇命名。

    与在古代就为人们所知的五颗行星（水星、金星、火星、木星、土星）相比，天王星的亮度也是肉眼可见的，但由于较为黯淡以及缓慢的绕行速度而未被古代的观测者认定为一颗行星。[12]直到1781年3月13日，威廉·赫歇耳爵士宣布发现天王星，从而在太阳系的现代史上首度扩展已知的界限，也是第一颗使用望远镜发现的行星。

    天王星和海王星的内部和大气构成不同于更巨大的气体巨星－木星和土星。同样的，天文学家设立不同的「冰巨行星」分类来安置它们。天王星大气的主要成分是氢和氦，还包含较高比例的由水、氨、甲烷等结成的「冰」，与可以探测到的碳氢化合物。天王星是太阳系内大气层最冷的行星，最低温度只有49K（−224℃）。其外部的大气层具有复杂的云层结构，水在最低的云层内，而甲烷组成最高处的云层。[7]相比较而言，天王星的内部则是由冰和岩石所构成。[6]

    如同其他的巨行星，天王星也有环系统、磁层和许多卫星。天王星的环系统在行星中非常独特，因为它的自转轴斜向一边，几乎就躺在公转太阳的轨道平面上，因而南极和北极也躺在其他行星的赤道位置上。[13]从地球看，天王星的环像是环绕着标靶的圆环，它的卫星则像环绕着钟的指针（虽然在2007年与2008年该环看来近乎水平）。在1986年，来自太空探测器航海家2号的影像资料显示天王星实际上是一颗平平无奇的行星，在其可见光的影像中没有出现像在其他巨行星所拥有的云彩或风暴。[13]然而，近年内，随着天王星接近昼夜平分点，地球上的观测者发现天王星有季节变化的迹象和渐增的天气活动。天王星上的风速可以达到每秒250公尺。[14]

    发现

    天王星在被确认为行星之前，已经被观测了很多次，但人们都把它当作恒星看待。最早的纪录可以追溯至1690年，约翰·弗兰斯蒂德在星表中将他编为「金牛座34」，并且至少观测了6次。法国天文学家皮埃尔·勒莫尼耶（Pierre Lemonnier）在1750至1769年也至少观测了12次，[15]包括一次连续四夜的观测。

    1781年3月13日，英国威廉·赫歇尔在他位于英格兰索美塞特郡巴斯城新国王街19号（现在是赫歇尔天文博物馆）自宅的庭院中观察到这颗行星，[16]但在1781年4月26日最早的报告中他称之为「彗星」。[17]赫歇尔用他自己设计的望远镜“对这颗恒星做了一系列视差的观察”[18]。

    他在他的学报上的纪录着：“在与金牛座ζ成90°的位置……有一个星云样的星或者是一颗彗星”。[19]在3月17日，他注记着：“我找到一颗彗星或星云状的星，并且由他的位置变化发现是一颗彗星”。[20]当赫歇尔将发现提交给皇家学会时，他继续假设他发现了一颗彗星，然而却含蓄的把它跟行星比较：[21]

    赫歇尔将他的发现通知皇家天文学家内维尔·马斯基林（Nevil Maskelyne），并在4月23日收到马斯基林语无伦次的回复说：“我不知该如何称呼她，他在接近圆形的轨道上移动很像一颗行星，而彗星是在很扁的椭圆轨道上移动。我也没有看见彗发或彗尾。”[22]

    当赫歇尔继续谨慎的以彗星描述他的新对象，其他的天文学家已经开始做不同的怀疑。俄国天文学家安德烈·约翰·勒克色尔（Anders Johan Lexell）估计他至太阳的距离是地球至太阳的18倍，而没有彗星曾在近日点四倍于地球至太阳距离之外被观测到。[23]柏林天文学家约翰·波得描述赫歇尔的发现像是“在土星轨道之外的圆形轨道上移动的恒星，可以被视为迄今仍未知的像行星的天体”。[24]波得断定这个以圆轨道运行的天体比彗星更像是一颗行星。[25]

    这个天体很快便被接受是一颗行星。在1783年，法国科学家拉普拉斯证实赫歇尔发现的是一颗行星。赫歇尔本人也向皇家天文学会的主席约瑟夫·班克斯承认这个事实：“经由欧洲最杰出的天文学家观察，显示这颗新的星星，我很荣耀地在1781年3月指认出的，是太阳系内主要的行星之一。”[26]为此，威廉·赫歇尔被英国皇家学会授予科普利奖章。乔治三世依据他的成就，并在他移居至温莎王室，让皇室的家族有机会使用他的望远镜观星的前提下，给予赫歇尔每年200英镑的年薪。[27]

    命名

    马斯基林曾这样的问赫歇尔：“帮天文学世界一个忙”[注 5]，“为您的行星取个名字，这也完全是为了您所爱的，并且也是我们迫切期望您为您的发现所做的。”[28]回应马基斯林的请求，赫歇尔决定命名为“乔治之星”（Georgium Sidus）或“乔治三世”以纪念他的新赞助人国王乔治三世。[29]他在给约瑟夫·班克斯的信中解释这个决定：[26]

    威廉·赫歇尔，天王星的发现者。

    赫歇尔建议的名称在英国外并不受欢迎，并且替代案很快就被提出。天文学家热罗姆·拉朗德建议将这颗行星称为“赫歇尔”以尊崇她的发现者。[30]但是，波得赞成用希腊神话的乌拉诺斯（Uranus），译成拉丁文的意思是“天空之神”。波得的论点是农神（土星的英文命名由来）是宙斯（木星的英文命名由来）的父亲，新的行星则应该取名为农神的父亲。[27][31][32]波得的建议被使用的十分普遍，并当最后的壁垒英国航海星历局于1850年换下“乔治三世”后，Uranus便成为普遍接受的名字。[31]

    天文学家间偏好的Uranus发音是/ˈjʊərənəs/ ，重音在第一音节（ūrŭnŭs）；[33]这是标准英文文学上的发音，相比之下大众口语发音/jʊˈreɪnəs/ ，重音在第二音节而且还有个「长音a」（ūrānŭs）。[34]

    在英文的行星名称，天王星的名称是唯一取自希腊神话而非罗马神话的，Uranus被铀的发现者马丁·克拉普罗特用来命名在1789年新发现的元素铀，Uranium。[35]

    天王星的天文符号是Astronomical symbol for Uranus，是火星和太阳符号的结合，因为天王星是希腊神话的天空之神，被认为是由太阳和火星联合的力量所控制的。[36]天王星在占星学上的符号，是拉朗德在1784年建议的。在给赫歇尔的一封信中，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）[30]。由于Uranus是希腊神话中的天神，在中国、日本、韩国、朝鲜和越南这些汉字文化圈国家，人们就将这个星名译做“天王星”。[37][38]

    轨道和自转
    哈伯太空望远镜的天王星影像，可以看见云带、环和一些卫星。

    天王星每84个地球年环绕太阳公转一周，与太阳的平均距离大约30亿公里，行星上阳光的强度只有地球的1/400。[39]它的轨道参数在1783年首度被拉普拉斯计算出来，[23]但随着时间，预测和观测的位置开始出现误差。在1841年约翰·柯西·亚当斯首先提出误差也许可以归结于一颗尚未被看见的行星的引力作用的结果。在1845年，勒维耶开始独立地进行天王星轨道的研究；1846年9月23日，迦雷在勒维耶预测位置的附近发现了一颗新行星，稍后被命名为海王星。[40]

    天王星内部的自转周期是17小时又14分，但和所有巨行星一样，其上部的大气层朝自转的方向可以产生非常强的风。实际上，在有些纬度，像是从赤道到南极的2/3路径上，可以看见移动得非常迅速的大气，靠近南极地区的风速高达720公里/小时，只要14个小时就能完整的环绕行星一周。[41]

    转轴倾斜

    天王星的自转轴可以说是躺在轨道平面上的，倾斜的角度高达97.77275°，这使它的季节变化完全不同于其他的行星。其它行星的自转轴相对于太阳系的轨道平面都是朝上的，天王星的转动则像球的倾倒滚动。当天王星在至点附近时，一个极点会持续的指向太阳，另一个极点则背向太阳。只有在赤道附近狭窄的区域内可以体会到迅速的日夜交替，但太阳的位置非常的低，有如在地球的极区。运行到轨道的另一侧时，换成轴的另一极指向太阳；每一个极都会有被太阳持续的照射42年的极昼，而在另外42年则处于极夜。[42]在接近分点时，太阳正对着天王星的赤道，天王星的日夜交替会和其他的行星相似。在2007年12月7日，天王星经过了昼夜平分点。[43]

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

    这种轴的指向带来的一个结果是，在一年之中，天王星的极区得到来自于太阳的能量多于赤道，不过，天王星的赤道依然比极区热。导致这种结果的机制仍然未知；天王星异常的转轴倾斜原因也不知道，但是通常的猜想是在太阳系形成的时候，一颗地球大小的原行星撞击到天王星，造成的指向的歪斜。[44]在1986年，航海家2号飞掠时，天王星的南极几乎正对着太阳。标记这个极是南极是基于国际天文联合会的定义：行星或卫星的北极，是指向太阳系不变平面的上方（不是由自转的方向来决定）。[45][46]但是，仍然有不同的协定被使用着：一个天体依据右手定则所定义的自转方向来决定北极和南极。[47]根据后者的座标系，1986年在阳光下的极则是北极。

    可见性

    从1995至2006年，天王星的视星等在＋5.6至＋5.9等之间，勉强在肉眼可见的＋6.0等之上，[8]它的角直径在3.4至3.7弧秒；比较土星是16至20弧秒，木星则是32至45弧秒。[8]在冲的时候，天王星可以用肉眼在黑暗、无光污染的天空直接看见，即使在城市中也能轻易的使用双筒望远镜看见。[2]使用物镜的口径在15至25公分的大型业余天文望远镜，天王星将呈现苍白的深蓝色盘状与明显的周边昏暗；口径25公分或更大的，云的型态和一些大的卫星，像是天卫三和天卫四，都有可能看见。[48]

    物理性质

    天王星主要是由岩石与各种成分不同的水冰物质所组成，其组成主要元素为氢（83%），其次为氦（15%）。在许多方面天王星（海王星也是）与大部分都是气态氢组成的木星与土星不同，其性质比较接近木星与土星的地核部份，而没有类木行星包围在外的巨大液态气体表面（主要是由金属氢化合物气体受重力液化形成）。天王星并没有土星与木星那样的岩石内核，它的质量平均分布在整个星球。直接以肉眼观察，天王星的表面呈现蓝绿色，这是因为它的甲烷大气吸收了大部分的红色光谱所导致。[49][50]

    内部结构
    地球和天王星大小的比较。

    天王星的质量大约是地球的14.5倍，是已知在太阳系中的冰巨星中（除冥王星）质量最小的，它的平均密度是1.27公克/公分³比起海王星少了点。[5]直径虽然与海王星相似（大约是地球的4倍），但质量较低。[3]这些数值显示它主要由各种各样挥发性物质，例如水、氨和甲烷组成。[6]天王星内部冰的总含量还无法精确的知道，根据选择模型的不同而有不同的结果，但是总是在地球质量的9.3至13.5倍之间。[6][51]氢和氦在全体中只占很小的部份，大约在0.5至1.5地球质量。[6]剩余的质量（0.5至3.7地球质量）才是岩石物质。[6]

    天王星的标准模型结构包括三个层面：在中心是岩石的核，中间是冰的地函，最外面是氢与氦组成的外壳。[6][52]相较之下核非常的小，只有0.55地球质量，半径不到天王星的20%；地函则是个庞然大物，质量大约是地球的13.4倍；而最外层的大气层则相对不明确，大约占有剩余20%的半径，但质量大约只有地球的0.5倍。[6][52]天王星核的密度大约是9公克/公分³，在内核和地函交界处的压力是8百万巴和大约5,000K的温度。[51][52]冰的地函实际上并不是由一般意义上所谓的冰组成，而是由水、氨和其他挥发性物质组成的热且稠密的流体。[6][52]这些流体有高导电性，有时被称为水-氨的海洋。[53]天王星和海王星的大块结构与木星和土星相当的不同，冰的成分超越气体，因此有理由将它们分开另成一类为冰巨行星。[54]

    上面所考虑的模型或多或少都是标准的，但不是唯一的，其他的模型也能满足观测的结果。例如，如果大量的氢和岩石混合在地函中，则冰的总量就会减少，并且相对的岩石和氢的总量就会提高；目前可利用的数据还不足以让人们确认哪一种模型才是正确的。[51]天王星内部的流体结构意味着没有固体表面，气体的大气层是逐渐转变成内部的液体层内。[6]为方便起见，我们可将大气压力达到1巴（100千帕）之处定为行星的表面。这个表面形成旋转的扁球体，其半长轴和半短轴分别是25,559±4和24,973±20公里。 [3]这样的表面将作为这篇文章中高度的零点。

    内热

    天王星的内热看上去明显的比其他的类木行星为低，在天文的项目中，它是低热流量。[14][55]目前仍不了解天王星内部的温度为何会如此低，大小和成分与天王星像是双胞胎的海王星，放出至太空中的热量是得自太阳的2.61倍；[14]相反的，天王星几乎没有多出来的热量被放出。天王星在远红外线（也就是热辐射）的部份发布的总能量是大气层吸收自太阳能量的1.06±0.08倍。[7][56]事实上，天王星的热流量只有0.042±0.047瓦/米2，远低于地球内的热流量0.075瓦/米2。[56]天王星对流层顶的温度最低温度纪录只有49K，使天王星成为太阳系温度最低的行星，比海王星还要冷。[7][56]

    在天王星被超重质量的星体撞击而造成转轴极度倾斜的撞击假说中，也包含了内热的流失，因此留给天王星一个内热被耗尽的内核温度。另一种假说认为在天王星的内部上层有阻止内热传达到表面的障碍层存在，[6]例如，对流也许仅发生在一组不同的结构之间，也许禁止热能向上传递。[7][56]

    大气层
    条目：天王星大气层

    虽然在天王星的内部没有明确的固体表面，天王星最外面的气体包壳，也就是被称为大气层的部分，却很容易以遥传感量。[7]遥传感量的能力可以从1巴（100千帕）之处为起点向下深入至300公里，相当于100 巴（10百万帕）的大气压力和320K的温度。[57]稀薄的晕从大气压力1巴的表面向外延伸扩展至半径两倍之处，[58]天王星的大气层可以分为三层：对流层，从高度-300至50公里，大气压100巴至0.1巴；（10百万帕到10千帕）平流层（同温层），高度50至4000公里，大气压力0.1帕至10−10巴（10千帕到10 µ帕）；和增温层/晕，从4000公里向上延伸至距离表面50,000公里处。[7]没有中气层（散逸层）。

    成份（组织）

    天王星大气层的成分和天王星整体的成分不同，主要是氢和氦。[7]氦的摩尔分数，例如每摩尔中所含有的氦原子数量，在对流层的上层是0.15±0.03[10]，相当于0.26±0.05质量百分比。[7][56]这个数值很接近0.275±0.01的原恒星质量百分比。[59]显示在气体的巨星中，氦在行星中是不稳定的。[7]在天王星的大气层中，含量占第三位的是甲烷（CH4）。[7]甲烷在可见和近红外的吸收带为天王星制造了明显的蓝绿或青色的颜色。[7]在大气压力1.3巴（130千帕）的甲烷云顶之下，甲烷在大气层中的摩尔分数是2.3%，这个量大约是太阳的20至30倍。[7][9][60]混合的比率[注 6]在大气层的上层由于极端的低温，降低了饱合的水准并且造成多余的甲烷结冰。[61]对低挥发性物质的丰富度，像是氨、水和硫化氢，在大气层深处的含量所知有限，但是大概也会高于太阳内的含量。[7][62]除甲烷之外，在天王星的上层大气层中可以追踪到各种各样微量的碳氢化合物，被认为是太阳的紫外线辐射导致甲烷光解产生的。[63]包括乙烷（C2H6）, 乙炔（C2H2）, 甲基乙炔（CH3C2H）, 联乙炔（C2HC2H）。[61][64][65]光谱研究也揭露了水蒸汽的踪影，一氧化碳和二氧化碳在大气层的上层，但可能只是来自于彗星和其他外部天体的落尘。[64][65][66]

    对流层
    天王星大气层的对流层和平流层低层的温度曲线图，数层的云和霾也表示在图中。

    对流层是大气层最低和密度最高的部份，温度随着高度增加而降低， [7]温度从有名无实的底部大约320K，−300公里，降低至53K，高度50公里。[57][60]在对流层顶实际的最低温度在49至57K，依在行星上的高度来决定。[7][55]对流层顶是行星的上升暖气流辐射远红外线最主要的区域，由此处测量到的有效温度是59.1±0.3K。[55][56]

    对流层应该还有高度复杂的云系结构，水云被假设在大气压力50至100巴（5到10百万帕），氨氢硫化物云在20至40巴（2到4百万帕）的压力范围内，氨或氢硫化物云在3和10巴（0.3到1百万帕），最后是直接侦测到的甲烷云在1至2巴（0.1到0.2百万帕）。[7][9][57][67]对流层是大气层内非常生气蓬勃的部份，展现出强风、明亮的云彩和季节性的变化，将会在下面讨论。[14]

    上层大气层

    天王星大气层的中层是平流层，此处的温度逐渐增加，从对流层顶的53K上升至增温层底的800至850K。[58]平流层的加热来自于甲烷和其他碳氢化合物吸收的太阳紫外线和红外线辐射，甲烷光解的结果形成这部分的大气层。[61][63]热也来自增温层的传导。[68][69]碳氢化合物相对来说只是很窄的一层，高度在100至280公里，相对于气压是10至0.1毫巴（1000到10千帕），温度在75K和170K之间。[61]含量最多的碳氢化合物是乙炔、乙烷、与甲烷，相对于氢的混合比率是×10−7。一氧化碳在这个高度上的混合比率相似。[61][64][66]更重的碳氢化合物、二氧化碳和水蒸气，在混合的比率上还要低三个数量级。[64]水的丰度7×10−9。[65]乙烷和乙炔在平流层内温度和高度较低处与对流层顶（低于10毫巴）倾向于凝聚而形成数层阴霾的云层，[63]这可能是天王星上的云带出现的部分原因。然而，碳氢化合物集中在天王星平流层阴霾之上的高度比其他类木行星的高度要显著的低。[61][68]

    天王星大气层的最外层是增温层或晕，有着均匀一致的温度，大约在800至850K。[7][68]目前仍不了解是何种热源支撑着如此的高温，虽然低效率的冷却作用和平流层上层的碳氢化合物也能贡献一些能源，但即使是太阳的远紫外线和超紫外线辐射，或是极光活动都不足以提供所需的能量。在平流层0.1毫巴气压等级以上缺乏碳氢化合物造成微弱的降温效率可能无可否认地对此有所贡献。[58][68]除此之外，氢分子和增温层与晕拥有大比例的自由氢原子，她们的低分子量和高温可以解释为何晕可以从行星扩展至50,000公里，天王星半径的两倍远。[58][68]这个延伸的晕是天王星的一个独特的特点。[68]他的作用包括阻尼环绕天王星的小颗粒，导致一些天王星环中尘粒的耗损。[58]天王星的增温层和平流层的上层对应着天王星的电离层。[60]观测显示电离层占据2,000至10,000公里的高度。[60]天王星电离层的密度比土星或海王星高，这可能肇因于碳氢化合物在平流层低处的集中。[68][70]电离层是承受太阳紫外线辐射的主要区域，它的密度也依据太阳活动而改变。[71]极光活动不如木星和土星的明显。[68][72]

    行星环
    天王星的环。最外层是明亮的ε环，还可以看见另外的9个环。
    天王星环系统。
    条目：天王星环

    天王星有个复杂的行星环系统，它是太阳系中继土星环之后发现第二个环系统。[73]该环由大小毫米到几米的极端黑暗粒状物质组成。[13]目前已知天王星环有13个圆环，其中最明亮的是ε环。所有天王星行星环除两个以外皆极度狭窄–通常只有几公里宽。天王星环大概还相当年轻；动力学分析指出它们不是与天王星同时形成的。环中的物质可能来自被高速撞击或潮汐力粉碎的卫星。而来自这些撞击结果形成的众多碎片中，只有少数几片留存在对应到现今的环的有限数量稳定区域里。[73][74]

    威廉·赫歇耳声称他曾经在1789年看见天王星环，然而这是值得怀疑的，首先该环相当的黯淡，而且随后的两个世纪没有一个观测者曾经注意到环的存在。尽管如此，赫歇耳正确的描述了ε环大小、其相对于地球间的角度、色泽为红、以及它随天王星绕行太阳造成显著变化。[75][76]环确实的发现日期是1977年3月10日，在詹姆斯·L.·艾略特、爱德华·W.·杜汉、和道格拉斯·J.·明克通过柯伊伯机载天文台观测时意外的发现。他们原本的计划是观测天王星掩蔽SAO 158687以研究天王星的大气层。然而，当他们分析观测的数据时，他们发现在行星掩蔽的前后，这颗恒星都曾经短暂的消失了五次。他们认为，必须有个环系统围绕着行星才能解释。[77]后来他们又侦测到四个额外的环。[77]航海家2号在1986年飞掠过天王星时，直接拍下了这些环。[13]航海家2号也发现了两圈新的黯淡光环，使环的数量增加到11圈。[13]

    在2005年12月，哈伯太空望远镜侦测到一对早先未曾发现的蓝色圆环。最外围的一圈与天王星的距离比早先知道的环远了两倍，因此新发现的环被称为环系统的外环，使天王星环的数量增加到13圈。哈伯同时也发现了两颗新的小卫星，其中的天卫二十六还与最外面的环共享轨道。[78]在2006年4月，凯克天文台公布的新环影像中，外环的一圈是蓝色的，另一圈则是红色的。[79][80]

    关于外环颜色是蓝色的一个假说是，它由来自天卫二十六的细小冰微粒组成，因此能散射足够多的蓝光。[79][81]天王星的内环看起来是呈灰色的。[79]

    磁场
    航海家2号在1986年观察到的天王星磁场。

    在航海家2号抵达之前，天王星的磁层从未被测量过，因此很自然的还保持着神秘。在1986年之前，因为天王星的自转轴就躺在黄道上，天文学家盼望能根据太阳风测量到天王星的磁场。[82]

    航海家的观测显示天王星的磁场是奇特的，一则是他不在行星的几何中心，再者他的磁场轴相对于自转轴倾斜59°。[82][83]事实上，磁极从行星的中心偏离往南极达到行星半径的三分之一。[82]这异常的几何关系导致一个非常不对称的磁层，在南半球的表面，磁场的强度低于0.1高斯，而在北半球的强度高达1.1高斯；[82]在表面的平均强度是0.23高斯。[82]相较之下，地球两极的磁场强度大约是相等的，并且“磁赤道”大致上也与物理上的赤道平行，[83]天王星的偶极矩是地球的50倍。[82][83]海王星也有一个相似的偏移和倾斜的磁场，因此有人认为这是冰巨星的共同特点。[83]一种假说认为，不同于类地行星和气体巨星的磁场是由内核内部引发的，冰巨星的磁场是由相对于表面下某一深度的运动引起的，例如水–氨的海洋。[53][84]

    尽管有这样奇特的准线，天王星的磁层在其他方面与一般的行星相似：在他的前方，位于23个天王星半径之处有弓形震波，磁层顶在18个天王星半径处，彻底发展完成的磁尾和辐射带。[82][83][85]综上所论，天王星的磁层结构不同于木星的，而比较像土星的。[82][83]天王星的磁尾在天王星的后方延伸至太空中远达数百万公里，并且因为行星的自转被扭曲而斜向一侧，像是拔瓶塞的长螺旋杆。[82][86]

    天王星的磁层包含带电粒子：质子和电子，还有少量的H2+离子，[83][85]未曾侦测到重离子。许多的这些微粒可能来自大气层热的晕内。[85]离子和电子的能量分别可以高达4和1.2百万电子伏特。[85]在磁层内侧的低能量（低于100电子伏特）离子的密度大约是2公分−3。[87]微粒的分布受到天王星卫星强烈的影响，在卫星经过之后，磁层内会留下值得注意的空隙。[85]微粒流量的强度在100,000年的天文学时间尺度下，足以造成卫星表面变暗或是太空风暴。[85]这或许就是造成卫星表面和环均匀一致暗淡的原因。[74]在天王星的两个磁极附近，有相对算是高度发达的极光，在磁极的附近形成明亮的弧。[68]但是，不同于木星的是，天王星的极光对增温层的能量平衡似乎是无足轻重的。[72]

    气候
    近乎天然颜色（左）和在长波下（右）的天王星南半球，显示出航海家2号在大气层中看见的微弱云带和羽冠。
    条目：天王星的气候

    在紫外线与可见光波段下与其他的气体巨星，甚至是与相似的海王星比较，天王星的大气层是非常平静的。[14]当航海家2号在1986年飞掠过天王星时，总共观察到了10个横跨过整个行星的云带特征。[13][88]有人提出解释认为这种特征是天王星的内热低于其他巨大行星的结果。记录到天王星对流层顶的最低温度是49K，比海王星还要冷，使天王星成为太阳系温度最低的行星（原来最低的冥王星已不再是行星）。[7][56]

    带状结构、风和云
    天王星带状风的速度。阴影区显示南半球的“衣领”区和在北半球的对照区。红色的曲线是对称且与数据吻合。
    2005年的天王星。可以看见环、南半球的“衣领”和北半球明亮的云彩。
    在天王星观测到的第一个大暗斑。影像是哈伯太空望远镜的先进巡天照相机在2006年拍摄的。

    在1986年，航海家2号发现可见的天王星南半球可以被细分成两个区域：明亮的极区和暗淡的赤道带状区（参考右图）。[13]这两区的分界大约在纬度−45°的附近。一条跨越在−45°至−50°之间的狭窄带状物是在行星表面上能够看见的最亮的大特征，[13][89]被称为南半球的“衣领”。极冠和衣领被认为是甲烷云密集的区域，位置在大气压力1.3至2巴的高度。（见上文）[90]很不幸的是，航海家2号抵达时正值南半球盛夏，且观察不到北半球的部份。不过，从21世纪开始之际，北半球极区进入视野，哈伯太空望远镜和凯克望远镜观测北半球皆找不到“衣领”和极帽。[89]故天王星看起来是不对称的：靠近南极是明亮的，从南半球的“衣领”以北都是一样的黑暗。[89]除了大规模的带状结构，航海家2号观察到了10朵小块的亮云，多数都躺在“衣领”的北方数度。[13]在1986年看到的天王星，在其他的区域都像是毫无生气的死寂行星。

    然而，在1990年代的观测，拜高分辨率影像技术之赐，亮云彩特征的数量有着明显的增长。[14]他们多数都出现在北半球开始成为可以看见的区域。[14]早期的解释—认为是明亮的云彩在行星黑暗的部份比较容易被分辨出来，而在南半球则被明亮的“衣领”掩盖掉—被证明是错误的，实际上特征数量已确实显著增加。[91][92]不过，两个半球的云彩是有区别的，北半球的云彩较小、较尖锐和较明亮。[92]他们看上去都躺在较高的高度。[92]云彩的生命期有着极大的差异，一些小的只有几小时，而南半球至少有一个从航海家飞掠过后仍一直存在着。[14][88]最近的观察也发现，虽然天王星的气候较为平静，但天王星的云彩有许多特性与海王星相同。[14]例如，在海王星上很普通的大暗斑，在2006年之前从未在天王星上观测到，而在2006年暗斑特征首次被拍到。[93]据推测天王星在春秋分时节变得较像海王星。[94]

    追踪这些有特征的云彩，可以测量出天王星对流层上方的风是如何在极区咆哮。[14]在赤道的风是退行的，意味着他们吹的方向与自转的方向相反，他们的速度从−100至−50米/秒。[14][89] 风速随着远离赤道的距离而增加，大约在纬度±20°静止不动，这儿也是对流层温度最低之处。[14][55]再往极区移动，风向也转成与行星自转的方向一致，风速则持续增加，在纬度±60°处达到最大值，然后下降至极区减弱为0。[14]在纬度−40°附近，风速从150到200米/秒，因为“衣领”盖过了所有平行的云彩，无法测量从哪儿到南极之间的风速。[14]与北半球对照，风速在纬度+50°达到最大值，速度高达240米/秒。[14][89][95]

    季节变化

    在2004年3月到5月这一短暂期间，很多片大块云彩出现在天王星大气层里，这让天王星有着类似海王星般的外观。[92][96]观察到229米/秒（824公里/时）的破表风速，和被称为“7月4日烟火”的雷雨风暴。[88] 2006年8月23日，科罗拉多州博尔德市太空科学学院和威斯康辛大学的研究员观察到天王星表面有一个大黑斑，让天文学家对天王星大气层的活动有更多的了解。[93]虽然为何这突如其来活动暴涨的发生原因仍未被研究员所明了，但是它呈现了天王星极度倾斜的自转轴所带来的季节性的气候变化。[43][94]要确认这种季节变化的本质是很困难的，因为对天王星大气层堪用的观察数据仍少于84年，也就是一个完整的天王星年。虽然已经有了一定数量的发现，光度学的观测已经累积了半个天王星年（从1950年代起算），在两个光谱带上的光度变化已经呈现了规律性的变化，最大值出现在至点，最小值出现在昼夜平分点。[97]从1960年开始的微波观测，深入对流层的内部，也得到相似的周期变化，最大值也在至点。[98]从1970年代开始对平流层进行的温度测量也显示最大值出现在1986年的至日附近。[69]多数的变化相信与可观察到的几何变化相关。[91]

    然而，有某些理由相信天王星物理性的季节变化也在发生。当南极区域变得明亮时，北极相对的呈现黑暗，这与上述概要性的季节变化模型是不符合的。[94]在1944年抵达北半球的至点之前，天王星亮度急遽提升，显示北极不是永远黑暗的。[97]这个现象意味着可以看见的极区在至日之前开始变亮，并且在昼夜平分点之后开始变暗。[94]详细的分析可见光和微波的数据，显示亮度的变化周期在至点的附近不是完全的对称，这也显示出在子午圈上反照率变化的模式。[94]最后，在1990年代，在天王星离开至点的时期，哈伯太空望远镜和地基的望远镜显示南极冠出现可以察觉的变暗（南半球的“衣领”除外，它依然明亮），[90]同时，北半球的活动也证实是增强了，[88]例如云彩的形成和更强的风，支持期望的亮度增加应该很快就会开始。[92]

    目前对天王星物理变化的机制还不是很清楚，[94]在接近夏天和冬天的至点，天王星的一个半球沐浴在阳光之下，另一个半球则对向幽暗的深空。受光半球的明亮曾被认为是对流层里来自甲烷云与阴霾层局部增厚的结果。[90]在纬度−45°的明亮“衣领”也与甲烷云有所关联。[90]在南半球极区的其他变化，也可以用低层云的变化来解释。[90]来自天王星微波发射谱线上的变化，或许是在对流层深处的循环变化造成的，因为厚实的极区云彩和阴霾可能会阻碍对流。[99]现在，天王星春天和秋天的昼夜平分点即将来临，动力学上的改变和对流可能会再发生。[88][99]

    形成
    参见：太阳星云

    有些论点认为气体巨星和冰巨星在形成的时候就有差异存在，[100][101]太阳系的诞生应该开始于一个气体和尘土构成的巨大转动的球体，也就是前太阳星云。当它凝聚时逐渐形成盘状，在中心的崩塌形成了太阳。[100][101]多数的星云气体，主要是氢和氦，形成了太阳；同时，颗粒的尘土集合形成了第一颗原行星。随着行星的成长，有些行星累积到足够的质量，能够凝聚星云中残余的气体。[100][101]聚集越多的气体，使它们变得越大；它们变得越大，就越能聚集气体，直到达到一个关键的点，使它们开始以指数的增长。冰巨星所有的星云气体只有几个地球的质量大小，未能达到这个临界点。[100][101][102]目前的太阳系形成理论在计算远离木星土星的天王星和海王星上遭遇了困难。他们块头过大，以至于无法在那个距离上取得足够的材料来形成。相反的，某些科学家认为这两颗行星是在离太阳较近的位置形成之后，才被木星驱赶到外面的。[100]然而，近来越来越多将行星漂移计算在内的摹拟，似乎已能在他们现存的位置上形成天王星和海王星。[101]

    卫星
    条目：天王星的卫星

    目前已知天王星有27颗天然的卫星，[102]这些卫星的名称都出自莎士比亚和蒲柏的歌剧中。[52][103]五颗主要卫星的名称是“米兰达”（天卫五）、“艾瑞尔”（天卫一）、“乌姆柏里厄尔”（天卫二）、“泰坦尼亚”（天卫三）和“欧贝隆”（天卫四）。[52]第一颗和第二颗（天卫三和天卫四）是威廉·赫歇耳在1787年3月13日发现的，另外两颗天卫一和天卫二是在1851年被威廉·拉索尔发现的。在1852年，威廉·赫歇耳的儿子约翰·赫歇耳才为这四颗卫星命名。到了1948年杰拉德·柯伊伯发现第五颗卫星天卫五。

    天王星卫星系统的质量是气体巨星中最少的，的确，五颗主要卫星的总质量还不到海卫一的一半。[5]最大的卫星，天卫三，半径788.9公里，还不到月球的一半，但是比土星第二大的卫星土卫五稍大些。这些卫星的反照率相对也较低，天卫二约为0.2，天卫一约为0.35（在绿光）。[13]这些卫星由冰和岩石组成，大约是50%的冰和50%的岩石，冰也许包含氨和二氧化碳。[74][104]

    在这些卫星中，天卫一有着最年轻的表面，上面只有少许的陨石坑；天卫二看起来是最老的。[13][74]天卫五拥有深达20公里的断层峡谷，梯田状的层次和混乱的变化，形成令人混淆的表面年龄和特征。[13]天卫五过去的地质活动被认为是在某段时候当其轨道比目前更偏心时受到潮汐加热的影响，偏心的原因大概是跟天卫二轨道共振（过去与现在3:1比例）的结果。[105]与地幔上涌并挤入相关的外部加工很可能是天卫五「赛道」般运河的起源。[106][107]同样的，天卫一被认为曾经处于与天卫三4:1轨道共振的位置。[108]

    探测
    航海家2号航向海王星时拍摄的天王星。
    条目：天王星探测

    在1986年，NASA的航海家2号拜访了天王星。这次的拜访是唯一的一次近距离的探测，并且目前也还没有新的探测计划。航海家2号在1977年发射，在继续前往海王星的旅程之前，于1986年1月24日最接近天王星，距离近达81,500公里。航海家2号研究了天王星大气层的结构和化学组成，发现了10颗新卫星，还研究了天王星因为自转轴倾斜97.77°所造成的独特气候，并观察了天王星的环系统。[13][109]他也研究了天王星的磁场：不规则的结构、倾斜的磁轴、和如同拔塞螺丝般扭曲并斜向一侧的磁尾。[82]他对最大的五颗卫星做了首度的详细调查，并研究当时已知的九圈光环，也新发现了两道光环。[13][74]

    参见

    注释与参考数据

    注释
    1. 这里的轨道参数是以天王星及其卫星的重心为基准，并且是J2000.0历元的即时数值。这里之所以以重心数值为基准，是因为其并不会像行星中心那样因卫星的运动而每天发生明显变动。
    2. 这里都是指大气压为1巴的水平表面的半径
    3. 氦气、氢气以及甲烷的摩尔比是在对流层顶测得的数值。甲烷在氢气中以2.3%的比例混合。氦气与氢气比例为15:85。
    4. 0.007–0.015%
    5. 译按：favor原文拼写错误为faver。
    6. 其定义为每一个氢分子所对应的化合物分子数目。

    参考资料
    1. Yeomans, Donald K. . NASA JPL. 2006-07-13 [2007-08-08]. （原始内容存档于2016-03-20）.具体查询方式：请先访问“web interface”，选择“Ephemeris Type: ELEMENTS”、“Target Body: Uranus Barycenter”以及“Center: Sun”。
    2. Williams, Dr. David R. . NASA. 2005-01-31 [2007-08-10]. （原始内容存档于2013-06-21）.
    3. Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A'hearn, M. F.; et.al. . Celestial Mech. Dyn. Astr. 2007, 90: 155–180 [2007-10-14]. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. （原始内容存档于2019-05-19）.
    4. Munsell, Kirk. . NASA. 2007-05-14 [2007-08-13]. （原始内容存档于2015-11-09）.
    5. Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P. . The Astronomical Journal. 1992, 103 (6): 2068–2078 [2007-10-14]. doi:10.1086/116211. （原始内容存档于2007-10-11）.
    6. Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. . Planet. Space Sci. 1995, 43 (12): 1517–1522 [2007-10-14]. （原始内容存档于2007-10-11）.
    7. Lunine, Jonathan. I. . Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1993, 31: 217–263 [2007-10-15]. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. （原始内容存档于2007-10-11）.
    8. Fred Espenak. . NASA. 2005 [2007-06-14]. （原始内容存档于2011-08-17）.
    9. Lindal, G.F.; Lyons, J.R.; Sweetnam, D.N.; et.al. . J. of Geophys. Res. 1987, 92: 14,987–15,001 [2007-10-15]. （原始内容存档于2007-10-11）.
    10. B. Conrath; et al. . Journal of Geophysical Research. 1987, 92: 15003–15010 [2007-10-15]. （原始内容存档于2007-10-11）.
    11. Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Bézard, B.; Encrenaz, Th.; de Graauw, Th.; Davis, G. R. . Astronomy and Astrophysics. 1999, 341: L17–L21. Bibcode:1999A&A...341L..17F.
    12. . Monterey Institute for Research in Astronomy. [2007-08-27]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    13. Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et.al. . Science. 1986, 233: 97–102 [2007-10-16]. （原始内容存档于2007-10-11）.
    14. Sromovsky, L.A.; Fry, P.M. . Icarus. 2005, 179: 459–483 [2007-10-15]. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022. （原始内容存档于2007-10-11）.
    15. Dunkerson, Duane. . thespaceguy.com. [2007-04-17]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    16. . [2007-09-29]. （原始内容存档于2018-09-29）.
    17. William Herschel. . Philosophical Transactions of the Royal Society of London: 492–501. [2007-10-12]. （原始内容存档于2007-10-11）.
    18. Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, quoted in Ellis D. Miner, Uranus: The Planet, Rings and Satellites, New York, John Wiley and Sons, 1998 p. 8
    19. Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23; quoted in Miner p. 8
    20. RAS MSS Herschel W.2/1.2, 24, quoted in Miner p. 8
    21. Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30; quoted in Miner p. 8
    22. RAS MSS Herschel W1/13.M, 14 quoted in Miner p. 8
    23. George Forbes. . 1909 [2007-08-07]. （原始内容存档于2015-11-07）.
    24. Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781, quoted in Miner p. 11
    25. Miner p. 11
    26. J. L. E. Dreyer. 1. Royal Society and Royal Astronomical Society. 1912: 100.
    27. Miner p. 12
    28. RAS MSS Herschel W.1/12.M, 20, quoted in Miner p. 12
    29. . NASA JPL. 1986, 7 (85): 400–268 [2007-10-13]. （原始内容存档于2006-02-10）.
    30. Francesca Herschel. . The Observatory. 1917 [2007-08-05]. （原始内容存档于2007-10-11）.
    31. Littmann, Mark. . Courier Dover Publications. 2004: pp. 10–11. ISBN 978-0-486-43602-9.
    32. Daugherty, Brian. . Brian Daugherty. [2007-05-24]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    33. . Daily Mail. 2006 [2007-12-13]. （原始内容存档于2012-10-18）.
    34. . Second edition. 1989.
    35. Mark D Bowles. (PDF). NASA History Series. 2006 [2007-08-04]. （原始内容存档 (PDF)于2007-08-07）.
    36. . NASA Solar System exploration. [2007-08-04]. （原始内容存档于2015-12-09）.
    37. . The Sailor Senshi Page. [2006-03-05]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    38. . Hamilton Amateur Astronomers. October 1997, 4 (11) [2007-08-05]. （原始内容存档于2012-10-18）.
    39. . 1986 [2007-06-09]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    40. J J O'Connor and E F Robertson. . 1996 [2007-06-13]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    41. Peter J. Gierasch and Philip D. Nicholson. . NASA World Book. 2004 [2007-06-09]. （原始内容存档于2008-01-26）.
    42. Lawrence Sromovsky. . University of Wisconsin Madison. 2006 [2007-06-09]. （原始内容存档于2008-03-08）.
    43. . Science Daily. [2007-04-16]. （原始内容存档于2011-06-29）.
    44. Jay T.Bergstralh, Ellis Miner, Mildred Matthews. . 1991: 485–486.
    45. . IAU. 2000 [2007-06-13]. （原始内容存档于2011-08-10）.
    46. (PDF). NASA. [2007-06-13]. （原始内容 (PDF)存档于2011-08-11）.
    47. . 2003 [2007-06-13]. （原始内容存档于2004-12-04）.
    48. Gary T. Nowak. . 2006 [2007-06-14]. （原始内容存档于2008-03-02）.
    49. . Space.com. 2012-11-30 [2017-02-12]. （原始内容存档于2017-02-13）.
    50. . National Oceanic and Atmospheric Administration. [2017-02-12]. （原始内容存档于2016-12-20）.
    51. Podolak, M.; Podolak, J.I.; Marley, M.S. . Planet. Space Sci. 2000, 48: 143–151 [2007-10-14]. （原始内容存档于2007-10-11）.
    52. Faure, Gunter; Mensing, , Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (编), , Springer Netherlands, 2007
    53. Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (pdf). Geophysical Research Abstracts. 2006, 8: 05179 [2007-10-14]. （原始内容存档 (PDF)于2019-09-18）.
    54. Thompson, Mark. . Space.com. 2016-01-11 [2017-02-12]. （原始内容存档于2017-02-13）.
    55. Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F.M.; et.al. . Science. 1986, 233: 70–74 [2007-10-15]. （原始内容存档于2007-10-11）.
    56. Pearl, J.C.; Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A. . Icarus. 1990, 84: 12–28 [2007-10-15]. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3. （原始内容存档于2007-10-11）.
    57. dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (PDF). Icarus. 1991, 91: 220–233 [2007-10-15]. doi:10.1016/0019-1035(91)90020-T. （原始内容存档 (PDF)于2011-06-06）.
    58. Herbert, Floyd; Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et.al. (PDF). J. of Geophys. Res. 1987, 92: 15,093–15,109 [2007-10-15]. （原始内容存档 (PDF)于2011-06-06）.
    59. Lodders, Katharin. . The Astrophysical Journal. 2003, 591: 1220–1247 [2007-10-15]. doi:10.1086/375492. （原始内容存档于2007-10-11）.
    60. Tyler, J.L.; Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; et.al. . Science. 1986, 233: 79–84 [2007-10-15]. （原始内容存档于2007-10-11）.
    61. Bishop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P. (PDF). Icarus. 1990, 88: 448–463 [2007-10-15]. doi:10.1016/0019-1035(90)90094-P. （原始内容存档 (PDF)于2019-09-18）.
    62. dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (PDF). Icarus. 1989, 82 (12): 288–313 [2007-10-15]. doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7. （原始内容存档 (PDF)于2011-06-06）.
    63. Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F. . The Astrophysical Journal. 1989, 346: 495–508 [2007-10-15]. doi:10.1086/168031. （原始内容存档于2007-10-11）.
    64. Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et.al. . Icarus. 2006, 184: 634–637 [2007-10-15]. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.006. （原始内容存档于2007-10-11）.
    65. Encrenaz, Therese. . Planet. Space Sci. 2003, 51: 89–103 [2007-10-15]. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. （原始内容存档于2008-02-21）.
    66. Encrenaz, Th.; Lellouch, E.; Drossart, P. (PDF). Astronomy&Astrophysics. 2004, 413: L5–L9 [2007-08-05]. doi:10.1051/0004-6361:20034637. （原始内容存档 (PDF)于2011-09-23）.
    67. Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San. . Space Sci. Rev. 2005, 116: 121–136 [2007-10-15]. doi:10.1007/s11214-005-1951-5. （原始内容存档于2007-10-11）.
    68. Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. . Planet. Space Sci. 1999, 47: 1119–1139 [2007-10-15]. （原始内容存档于2008-02-21）.
    69. Young, Leslie A.; Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et.al. (PDF). Icarus. 2001, 153: 236–247 [2015-09-04]. doi:10.1006/icar.2001.6698. （原始内容存档 (PDF)于2019-10-10）.
    70. Trafton, L.M.; Miller, S.; Geballe, T.R.; et.al. . The Astrophysical Journal. 1999, 524: 1059–1023 [2007-10-15]. doi:10.1086/307838. （原始内容存档于2007-10-11）.
    71. Encrenaz, Th.; Drossart, P.; Orton, G.; et.al. (PDF). Planetary and Space Sciences. 2003, 51: 1013–1016 [2007-10-15]. doi:10.1016/S0032-0633(03)00132-6. （原始内容存档 (PDF)于2015-10-29）.
    72. Lam, Hoanh An; Miller, Steven; Joseph, Robert D.; et.al. . The Astrophysical Journal. 1997, 474: L73–L76 [2007-10-15]. doi:10.1086/310424. （原始内容存档于2007-10-11）.
    73. Esposito, L.W. (pdf). Reports on Progress in Physics. 2002, 65: 1741–1783. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201.
    74. . NASA/JPL. 1988 [2007-06-09]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    75. . BBC News. 2007-04-19 [2007-04-19]. （原始内容存档于2012-03-15）.
    76. . Physorg.com. 2007 [2007-06-20]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    77. J. L. Elliot, E. Dunham & D. Mink. . Cornell University. 1977 [2007-06-09]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    78. . Hubblesite. 2005 [2007-06-09]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    79. dePater, Imke; Hammel, Heidi B.; Gibbard, Seran G.; Showalter Mark R. . Science. 2006, 312: 92–94 [2007-10-15]. doi:10.1126/science.1125110. （原始内容存档于2007-10-11）.
    80. Sanders, Robert. . UC Berkeley News. 2006-04-06 [2006-10-03]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    81. Stephen Battersby. . NewScientistSpace. 2006 [2017-02-12]. （原始内容存档于2012-03-15）.
    82. Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et.al. . Science. 1986, 233: 85–89 [2007-10-15]. （原始内容存档于2007-10-11）.
    83. Russell, C.T. (pdf). Rep. Prog. Phys. 1993, 56: 687–732.
    84. Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy. . Letters to Nature. 2004, 428: 151–153. PMID 15014493. doi:10.1038/nature02376.
    85. Krimigis, S.M.; Armstrong, T.P.; Axford, W.I.; et.al. . Science. 1986, 233: 97–102 [2007-10-15]. （原始内容存档于2007-10-11）.
    86. . NASA. 2003 [2007-06-13]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    87. Bridge, H.S.; Belcher, J.W.; Coppi, B.; et.al. . Science. 1986, 233: 89–93 [2007-10-15]. （原始内容存档于2007-10-11）.
    88. Emily Lakdawalla. . The Planetary Society. 2004 [2007-06-13]. （原始内容存档于2008-03-02）.
    89. Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.; et.al. (PDF). Icarus. 2005, 175: 534–545 [2007-10-15]. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.012. （原始内容 (pdf)存档于2007-10-25）.
    90. Rages, K.A.; Hammel, H.B.; Friedson, A.J. . Icarus. 2004, 172: 548–554 [2007-10-16]. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.009. （原始内容存档于2007-10-11）.
    91. Karkoschka, Erich. . Icarus. 2001, 151: 84–92 [2007-10-16]. doi:10.1006/icar.2001.6599. （原始内容存档于2007-10-11）.
    92. Hammel, H.B.; de Pater, I.; Gibbard, S.G.; et.al. (PDF). Icarus. 2005, 175: 284–288 [2007-10-16]. doi:10.1016/j.icarus.2004.11.016. （原始内容 (pdf)存档于2007-11-27）.
    93. Sromovsky, L.; Fry, P.;Hammel, H.;Rages, K. (pdf). physorg.com. [2007-08-22]. （原始内容存档 (PDF)于2011-08-11）.
    94. Hammel, H.B.; Lockwood, G.W. . Icarus. 2007, 186: 291–301 [2007-10-16]. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.027. （原始内容存档于2007-10-11）.
    95. Hammel, H.B.; Rages, K.; Lockwood, G.W.; et.al. . Icarus. 2001, 153: 229–235 [2007-10-16]. doi:10.1006/icar.2001.6689. （原始内容存档于2007-10-11）.
    96. Devitt, Terry. . University of Wisconsin-Madison. 2004 [2017-02-12]. （原始内容存档于2017-02-11）.
    97. Lockwood, G.W.; Jerzykiewicz, Mikołaj. . Icarus. 2006, 180: 442–452 [2007-10-16]. doi:10.1016/j.icarus.2005.09.009. （原始内容存档于2007-10-11）.
    98. Klein, M.J.; Hofstadter, M.D. . Icarus. 2006, 184: 170–180 [2007-10-16]. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.012. （原始内容存档于2007-10-11）.
    99. Hofstadter, Mark D.; and Butler, Bryan J. . Icarus. 2003, 165: 168–180 [2007-10-16]. doi:10.1016/S0019-1035(03)00174-X. （原始内容存档于2007-10-11）.
    100. Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (pdf). Nature. 1999, 402: 635–638 [2007-10-16]. doi:10.1038/45185. （原始内容存档 (PDF)于2019-05-21）.
    101. Brunini, Adrian; Fernandez, Julio A. . Plan. Space Sci. 1999, 47: 591–605 [2007-10-16]. doi:10.1016/S0032-0633(98)00140-8. （原始内容存档于2007-10-11）.
    102. Sheppard, Scott S.; Jewitt, David; Kleyna, Jan. (PDF). The Astronomical Journal. 2006, 129: 518–525 [2007-10-16]. doi:10.1086/426329. （原始内容存档 (PDF)于2018-12-12）.
    103. . nineplanets.org. [2007-07-03]. （原始内容存档于2011-08-11）.
    104. Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. . Icarus. 2006, 185: 258–273 [2007-10-16]. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. （原始内容存档于2007-10-11）.
    105. Tittemore, W. C.; Wisdom, J. . Icarus (Elsevier Science). June 1990, 85 (2): 394–443 [2017-02-12]. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S. （原始内容存档于2017-09-02）.
    106. Pappalardo, R. T.; Reynolds, S. J., Greeley, R. . Journal of Geophysical Research (Elsevier Science). 1997-06-25, 102 (E6): 13,369–13,380 [2017-02-12]. doi:10.1029/97JE00802. （原始内容存档于2017-02-13）.
    107. Chaikin, Andrew. . Space.Com. ImaginovaCorp. 2001-10-16 [2007-12-07]. （原始内容存档于2008-07-09）.
    108. Tittemore, W.C. . Icarus. 1990, 87: 110–139 [2008-12-05]. doi:10.1016/0019-1035(90)90024-4. （原始内容存档于2008-01-15）.
    109. . JPL. 2004 [2007-06-09]. （原始内容存档于2011-08-11）.

    外部链接
    维基共享资源中相关的多媒体资源：天王星

    This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.