天王星 (第4/5页)
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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。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shè，大气层的这种形式是甲烷的光解造成的。来自增温层的热也许也值得注意。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微帕至0.1微帕，温度在75K和170K之间。含量最多的碳氢化合物是乙炔和乙烷，相对于氢的混合比率是×10#8722;7，与甲烷和一氧化碳在这个高度上的混合比率相似。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。乙烷和乙炔在平流层内温度和高度较低处与对流层顶倾向于凝聚而形成数层yīn霾的云层，那些也可能被视为出现在天王星上的云带。然而，碳氢化合物集中在在天王星平流层yīn霾之上的高度比其他类木行星的高度要低是值得注意的。
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。目前仍不了解是何种热源支撑著如此的高温，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shè，或是极光活动都不足以提供所需的能量。除此之外，氢分子和增温层与晕拥有大比例的zì yóu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，天王星半径的俩倍远。这个延伸的晕是天王星的一个独特的特点。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。天王星的增温层和平流层的上层对应着天王星的电离层。观测显示电离层占据2,000至10,000公里的高度。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。电离层是承受太阳紫外线辐shè的主要区域，它的密度也依据太阳活动而改变。极光活动不如木星和土星的明显和重大。
行星环
天王星有一个暗淡的行星环系统，由直径约十米的黑暗粒状物组成。他是继土星环之后，在太阳系内发现的第二个环系统。目前已知天王星环有13个圆环，其中最明亮的是ε环。天王星环被认为是相当年轻的，在圆环周围的空隙和不透明部份的区别，暗示她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cháo汐力粉碎的卫星。
环的发现rì期是1977年3月10rì，在JamesL.Elliot、EdwardW.DunhasJ.Mink使用柯伊伯机载天文台观测时。这个发现是很意外的，他们原本的计划是观测天王星掩蔽SAO158687以研究天王星的大气层。然而，当他们分析观测的资料时，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。旅行者2号在1986年飞掠过天王星时，直接看见了这些环。旅行者2号也发现了两圈新的光环，使环的数量增加到7圈。
在2005年12月，哈勃太空望远镜侦测到一对早先未曾发现的蓝sè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。哈柏同时也发现了两颗新的小卫星，其中的Mab还与最外面的环共享轨道。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sè的，另一圈则是红sè的。
关于外环颜sè是蓝sè的一个假说是，它由来自Mab的细小冰微粒组成，因此能散shè足够多的蓝光。天王星的内环看起来是呈灰sè的。
天王星的卫星和环概要图
这是天王星环的总表：
名称与天王星中心的距离(公里)宽度(公里)
1986U2R38,0002,500?
Ring641,8401－3
Ring542,2302－3
Ring442,5802－3
AlphaRing44,7207－12
BetaRing45,6707－12
EtaRing47,1900－2
GammaRing47,6301－4
DeltaRing48,2903－9
1986U1R50,0201－2
EpsilonRing51,14020－100
R/2003U266,000?
R/2003U197,734?
磁场
在旅行者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。
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，再者他相对于自转轴倾斜59°。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。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；在表面的平均强度是0.23高斯。与地球的磁场比较，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，天王星的偶极矩是地球的50倍。[84][85]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。一种假说认为，不同于类地行星和气体巨星的磁场是由核心内部引发的，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。
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，充分发展完整的磁尾和辐shè带。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。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。
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，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。离子和电子的能量分别可以高达4和1.2百万电子伏特。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厘米－3。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。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。这或许就是造成卫星表面和环均匀一致暗淡的原因。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。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。
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气候
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。当旅行者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。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。在天王星记录到的最低温度是49K，比海王星还要冷，使天王星成为太阳系温度最低的行星。
带状结构、风和云
在1986年，旅行者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。两这区的分界大约在纬度#8722;45°的附近。一条跨越在#8722;45°至#8722;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，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帕的高度。很不幸的是，旅行者2号抵达时正是盛夏，而且观察不到北半球的部份。不过，从21世纪开始之际，北半球的"衣领"和极区就可以被哈勃太空望远镜和凯克望远镜观测到。结果，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。稍后可能出现在天王星上的季节变化，将会被详细的讨论。天王星可以观察到的纬度结构和木星与土星是不同的，他们展现出许多条狭窄但sè彩丰富的带状结构。
除了大规模的带状结构，旅行者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。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。但是，在1990年代的观测，亮云彩特征的数量有着明显的增长，他们多数都出现在北半球开始成为可以看见的区域。一般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"掩盖掉了。然而，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。他们看上去都躺在较高的高度，直到2004年南极区使用2.2um观测之前这些都是事实。这是对甲烷吸收带敏感的波段，而北半球的云彩都是用这种光谱的波段来观测的。云彩的生命期有这极大的差异，一些小的只有4小时，而南半球至少有一个从旅行者2号飞掠过后仍一直存在着。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xìng与海王星相同。但有一种特殊的影像，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。
天王星内核图
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。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#8722;100至#8722;50米/杪。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。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。在纬度#8722;40°附近，风速从150到200米/杪，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。与北半球对照，风速在纬度+50°达到最大值，速度高达240米/杪。这些速度会导致错误的认定北半球的风速比较快，事实上，在天王星北半球的风速是随着纬度一度一度的在缓缓递减，特别是在中纬度的±20°至±40°的纬度上。目前还无法认定从1986年迄今，天王星的风速是否发生了改变，而且对较慢的子午圈风依然是一无所知。
