Geologi

Berdasarkan pengamatan orbit dan pemeriksaan terhadap kumpulan meteorit Mars, permukaan Mars terdiri dari basalt. Beberapa bukti menunjukkan bahwa sebagian permukaan Mars mempunyai silika yang lebih kaya daripada basalt biasa, dan mungkin mirip dengan batu-batu andesit di Bumi. Sebagian besar permukaan Mars dilapisi oleh debu besi(III) oksida yang memberinya kenampakan merah.
Saat ini Mars tidak memunyai medan magnet global, namun hasil pengamatan menunjukkan bahwa sebagian kerak planet termagnetisasi, dan medan magnet global pernah ada pada masa lalu. Salah satu teori yang diumumkan pada tahun 1999 dan diperiksa ulang pada Oktober 2005 (dengan bantuan Mars Global Surveyor) menunjukkan bahwa empat miliar tahun yang lalu, dinamo Mars berhenti berfungsi dan mengakibatkan medan magnetnya menghilang. Ada pula teori bahwa asteroid yang sangat besar pernah menghantam Mars dan mematikan medan magnetnya.
Inti Mars, yang jari-jarinya diperkirakan sebesar 1.480 km, terdiri dari besi dan 14-17% sulfur. Inti besi sulfida ini cair. Lapisan di atas inti Mars adalah mantel silikat yang membentuk banyak objek tektonik dan vulkanik di Mars, tetapi saat ini mantel tersebut sudah tidak aktif. Di atas lapisan mantel adalah kerak, yang ketebalan rata-ratanya sekitar 50 km, dan ketebalan maksimumnya 125 km.
Saat pembentukan Tata Surya, Mars terbentuk dari cakram protoplanet yang mengelilingi Matahari Matahari. Planet ini punya ciri kimia yang berbeda karena letaknya di Tata Surya. Unsur dengan titik didih yang rendah seperti klorin, fosfor, dan sulfur ada dalam jumlah yang lebih besar daripada di Bumi. Unsur-unsur tersebut kemungkinan dihalau dari daerah yang dekat dengan Matahari oleh angin surya muda yang kuat.
Setelah terbentuk, planet-planet melewati masa "Pengeboman Berat Akhir". Bekas tubrukan dari masa tersebut dapat dilihat di 60% permukaan Mars. 40% permukaan Mars adalah bagian dari cekungan yang diakibatkan oleh tubrukan objek sebesar Pluto empat miliar tahun yang lalu. Cekungan di belahan utara Mars yang membentang sejauh 10.600 km ini kini dikenal dengan nama cekungan Borealis.
Sejarah geologi Mars dapat dibagi menjadi beberapa masa, tetapi berikut adalah tiga masa utama:

• Masa Noachis (dinamai dari Noachis Terra): Pembentukan permukaan tertua Mars, antara 4,5 miliar hingga 3,5 miliar tahun yang lalu. Permukaan dari masa Noachis dipenuhi kawah tubrukan yang besar. Tonjolan Tharsis, dataran tinggi vulkanik, diduga terbentuk pada masa ini. Pada akhir masa ini banjir besar juga terjadi.
• Masa Hesperia (dinamai dari Hesperia Planum): 3,5 miliar tahun yang lalu hingga 2,9–3,3 miliar tahun yang lalu. Masa ini ditandai dengan pembentukan dataran lava.
• Masa Amazonis (dinamai dari Amazonis Planitia): 2,9–3,3 miliar tahun yang lalu hingga sekarang. Olympus Mons terbentuk pada periode ini, dan begitu pula aliran lava lain.

Aktivitas geologi masih berlangsung di Mars. Athabasca Valles merupakan tempat mengalirnya lava sejak 200 juta tahun yang lalu. Aliran air di graben Cerberus Fossae muncul sekitar 20 juta tahun yang lalu, yang merupakan tanda-tanda terjadinya intrusi vulkanik. Pada 19 Februari 2008, citra yang diabadikan oleh Mars Reconnaissance Orbiter menunjukkan bukti terjadinya longsor di tebing setinggi 700 m.

Hidrologi

Air tidak dapat bertahan di permukaan Mars karena tekanan atmosfernya yang rendah. Di ketinggian terendah, air masih dapat bertahan dalam waktu yang singkat. Dua tudung es di Mars diduga terdiri dari air. Jika dicairkan, volume air di tudung es kutub selatan mampu melapisi seluruh permukaan planet dengan kedalaman 11 meter. Lapisan permafrost terbentang dari kutub hingga lintang 60°.
Es air dalam jumlah besar diduga terperangkap di bawah lapisan kriosfer Mars. Data dari Mars Express dan Mars Reconnaissance Orbiter menunjukkan keberadaan es air yang besar di kedua kutub (Juli 2005) dan lintang tengah (November 2008). Wahana Phoenix secara langsung mengambil sampel es air di Mars pada 31 Juli 2008.
Dari kenampakan permukaan Mars dapat dilihat bahwa air pernah mengalir di permukaan planet tersebut. Saluran banjir besar yang disebut outflow channeldapat ditemui di 25 tempat, dan diduga merupakan tanda-tanda terjadinya erosi pada masa lepasnya air dari akuifer di bawah tanah, meskipun struktur tersebut juga diduga diakibatkan oleh glasier atau lava. Saluran termuda diduga terbentuk sekitar beberapa juta tahun yang lalu. Di tempat lain, terutama di wilayah tertua permukaan Mars, jaringan lembah yang bercabang menyebar di sepanjang bentang alam. Ciri dan persebaran lembah tersebut menunjukkan bahwa lembah tersebut dibentuk oleh limpasan permukaan yang diakibatkan oleh hujan atau salju pada awal sejarah Mars. Aliran di bawah permukaan dan proses pengikisan tanah dari lereng oleh air tanah yang ada di tepi sungai atau lereng bukit mungkin memainkan peran tambahan di beberapa jaringan, namun hujan kemungkinan merupakan penyebab utama.
Di Mars juga ada ribuan kenampakan di kawah dan dinding lembah yang mirip dengan parit. Parit tersebut biasanya ada di dataran tinggi belahan selatan. Sejumlah penulis menyatakan bahwa proses pembentukannya memerlukan air, kemungkinan dari es yang mencair, namun ada pula yang meyakini bahwa es karbon dioksida dan pergerakan debu kering-lah yang membentuknya. Parit-parit tersebut sangat muda, bahkan mungkin masih aktif hingga sekarang.
Ciri geologis lain, seperti delta dan kipas alluvial, digunakan sebagai dasar untuk mendukung gagasan bahwa Mars pada awalnya lebih hangat dan basah. Keadaan semacam itu memerlukan keberadaan banyak danau di permukaan, dan untuk itu ada bukti-bukti mineralogis, sedimentalogis, dan geomorfologis. Beberapa penulis bahkan menyatakan bahwa pada masa lalu sebagian besar dataran rendah di utara merupakan samudra, meskipun hal ini masih diperdebatkan.
Bukti lebih lanjut bahwa air pernah ada di permukaan Mars muncul dari penemuan beberapa mineral tertentu seperti hematit dan goetit, yang kadang-kadang terbentuk saat air ada. Beberapa bukti yang sebelumnya diyakini menunjukkan keberadaan cekungan dan aliran air kuno telah ditampik oleh penilikan beresolusi tinggi oleh Mars Reconnaissance Orbiter. Pada tahun 2004, Opportunity menemukan mineral jarosit. Mineral ini hanya terbentuk jika ada air berasam, yang menunjukkan bahwa air pernah ada di Mars.
Mars kehilangan magnetosfernya 4 miliar tahun yang lalu, sehingga angin surya bisa berhubungan langsung dengan ionosfer, yang mengakibatkan penurunan kepadatan atmosfer dengan mengupas atom-atom dari lapisan luar. Dibandingkan dengan Bumi, atmosfer di Mars cukup tipis. Tekanan atmosfer di permukaan berkisar dari 30 Pa di Olympus Mons hingga lebih dari 1.155 Pa di Hellas Planitia, dengan rata-rata tekanan di permukaan 600 Pa. Tekanan permukaan di Mars pada saat terkuatnya sama dengan tekanan yang dapat ditemui di ketinggian 35 km di atas permukaan Bumi. Ketinggian skala atmosfer Mars diperkirakan sekitar 10.8 km, yang lebih tinggi dari Bumi (6 km) karena gravitasi permukaan Mars hanya 38% persen-nya Bumi.
Atmosfer Mars terdiri dari 95% karbon dioksida, 3% nitrogen, 1,6% argon, serta mengandung jejak oksigen dan air. Atmosfernya relatif berdebu dan mengandung partikulat berdiameter 1,5 µm yang memberikan kenampakan kuning kecoklatan di langit Mars saat dilihat dari permukaan.
Metana telah ditemukan di atmosfer Mars dengan fraksi mol sekitar 30 ppb. Hidrokarbon tersebut muncul dalam plume luas, dan dilepas di wilayah yang berlainan. Di utara pada pertengahan musim panas, plume utama mengandung 19.000 metrik ton metana, dengan kekuatan sumber sekitar 0,6 kilogram per detik. Kemungkinan terdapat dua sumber lokal: yang pertama terpusat di dekat 30° U, 260° B, dan yang kedua di dekat 0°, 310° B. Diperkirakan Mars menghasilkan 270 ton metana per tahun.
Rentang waktu kehancuran metana diperkirakan paling lama empat tahun Bumi dan paling pendek 0,6 tahun Bumi. Pergantian cepat ini merupakan tanda-tanda adanya sumber gas aktif di Mars. Aktivitas vulkanik, tubrukan komet, dan keberadaan bentuk kehidupan mikrobial metanogenik diduga merupakan penyebabnya. Metana dapat pula dihasilkan oleh proses non-biologis yang disebut serpentinisasi yang melibatkan air, karbon dioksida, dan mineral olivin.
Mars kehilangan magnetosfernya 4 miliar tahun yang lalu, sehingga angin surya bisa berhubungan langsung dengan ionosfer, yang mengakibatkan penurunan kepadatan atmosfer dengan mengupas atom-atom dari lapisan luar. Dibandingkan dengan Bumi, atmosfer di Mars cukup tipis. Tekanan atmosfer di permukaan berkisar dari 30 Pa di Olympus Mons hingga lebih dari 1.155 Pa di Hellas Planitia, dengan rata-rata tekanan di permukaan 600 Pa. Tekanan permukaan di Mars pada saat terkuatnya sama dengan tekanan yang dapat ditemui di ketinggian 35 km di atas permukaan Bumi. Ketinggian skala atmosfer Mars diperkirakan sekitar 10.8 km, yang lebih tinggi dari Bumi (6 km) karena gravitasi permukaan Mars hanya 38% persen-nya Bumi.
Atmosfer Mars terdiri dari 95% karbon dioksida, 3% nitrogen, 1,6% argon, serta mengandung jejak oksigen dan air. Atmosfernya relatif berdebu dan mengandung partikulat berdiameter 1,5 µm yang memberikan kenampakan kuning kecoklatan di langit Mars saat dilihat dari permukaan.
Metana telah ditemukan di atmosfer Mars dengan fraksi mol sekitar 30 ppb. Hidrokarbon tersebut muncul dalam plume luas, dan dilepas di wilayah yang berlainan. Di utara pada pertengahan musim panas, plume utama mengandung 19.000 metrik ton metana, dengan kekuatan sumber sekitar 0,6 kilogram per detik. Kemungkinan terdapat dua sumber lokal: yang pertama terpusat di dekat 30° U, 260° B, dan yang kedua di dekat 0°, 310° B. Diperkirakan Mars menghasilkan 270 ton metana per tahun.
Rentang waktu kehancuran metana diperkirakan paling lama empat tahun Bumi dan paling pendek 0,6 tahun Bumi. Pergantian cepat ini merupakan tanda-tanda adanya sumber gas aktif di Mars. Aktivitas vulkanik, tubrukan komet, dan keberadaan bentuk kehidupan mikrobial metanogenik diduga merupakan penyebabnya. Metana dapat pula dihasilkan oleh proses non-biologis yang disebut serpentinisasi yang melibatkan air, karbon dioksida, dan mineral olivin.
Di antara semua planet di Tata Surya, Mars adalah planet yang musimnya paling mirip dengan Bumi. Hal ini diakibatkan oleh miripnya kemiringan sumbu kedua planet. Panjang musim di Mars itu sekitar dua kalinya Bumi karena jarak Mars yang lebih jauh dari Matahari, sehingga tahun di Mars lebih panjang (dua kalinya Bumi). Suhu permukaan Mars berkisar antara −87 °C (−125 °F) pada musim dingin di kutub hingga −5 °C (23 °F) pada musim panas. Luasnya rentang suhu ini diakibatkan oleh ketidakmampuan atmosfer yang tipis untuk menyimpan panas Matahari, tekanan atmosfer yang rendah, dan inersia termal tanah Mars yang rendah.
Jika Mars punya orbit yang seperti Bumi, musimnya akan mirip dengan Bumi karena sumbu rotasinya mirip dengan Bumi. Eksentrisitas orbit Mars yang relatif besar memberikan pengaruh yang besar. Mars berada di dekat perihelion saat musim panas di belahan selatan dan dingin di utara, dan di dekat aphelion saat musim dingin di belahan selatan adn musim panas di utara. Akibatnya, musim di belahan selatan lebih ekstrem dan musim di utara lebih ringan. Suhu musim panas di selatan lebih hangat 30 °C (54.0 °F) daripada suhu musim panas di utara.
Di Mars juga terdapat badai debu terbesar di Tata Surya. Badai-badai tersebut dapat bervariasi, dari badai di wilayah kecil, hingga badai raksasa yang berkecamuk di seluruh planet. Badai tersebut biasanya terjadi saat Mars berada dekat dengan Matahari. Badai debu ini juga meningkatkan suhu global.
Mars punya dua satelit alami yang relatif kecil, yaitu Phobos dan Deimos. Penangkapan asteroid merupakan hipotesis yang didukung, namun asal usul satelit-satelit tersebut masih belum pasti. Kedua satelit ditemukan pada tahun 1877 oleh Asaph Hall, dan dinamai dari tokoh Phobos (panik/ketakutan) dan Deimos (teror) yang, dalam mitologi Yunani, menemani ayah mereka Ares dalam pertempuran. Ares juga dikenal sebagai Mars oleh orang Romawi.
Dari permukaan Mars, pergerakan Phobos dan Deimos tampak sangat berbeda dari Bulan di Bumi. Phobos terbit di barat, tenggelam di timur, dan terbit lagi dalam waktu 11 jam. Deimos, yang berada di luar orbit sinkron-yang membuat periode orbitalnya sama dengan periode rotasi planet-terbit di timur namun sangat pelan. Meskipun periode orbital Deimos itu 30 jam, satelit tersebut butuh 2,7 hari untuk tenggelam di Barat.
Orbit Phobos berada di bawah ketinggian sinkron, sehingga gaya pasang surut dari planet Mars secara bertahap merendahkan orbitnya. Dalam waktu 50 juta tahun satelit tersebut akan menabrak permukaan Mars atau pecah menjadi struktir cincin yang mengitari planet.
Asal usul kedua satelit tersebut tidak banyak diketahui. Albedo yang rendah dan komposisi kondrit karbon di kedua satelit tersebut dianggap mirip dengan asteroid, sehingga mendukung hipotesis penangkapan. Orbit Phobos yang tidak stabil menunjukkan penangkapan yang baru saja terjadi. Akan tetapi keduanya memunyai orbit bundar dan sangat dekat dengan khatulistiwa; hal-hal tersebut tidak biasa untuk objek yang ditangkap dan dinamika penangkapan yang diperlukan untuk itu kompleks. Pertumbuhan pada awal sejarah Mars juga mungkin, namun hipotesis tersebut tidak menjelaskan komposisi yang lebih mirip dengan asteroid daripada Mars sendiri.
Kemungkinan ketiga adalah keterlibatan objek ketiga atau semacam tubrukan. Bukti terbaru menunjukkan Phobos memunyai bagian dalam yang berpori. Selain itu, komposisinya terdiri dari filosilikat dan mineral lain yang diketahui berasal dari Mars. Bukti-bukti ini mendukung hipotesis bahwa Phobos terbentuk dari materi yang berasal dari tubrukan di Mars, yang mirip dengan hipotesis mengenai asal usul Bulan. Meski spektra VNIR satelit-satelit Mars mirip dengan asteroid, spektra inframerah termal Phobos dilaporkan tidak konsisten dengan kondrit dari kelompok manapun.

Kehidupan

 planet-planet yang punya air di permukaan merupakan planet yang layak huni. Untuk mencapai hal tersebut, orbit suatu planet harus berada di dalam zona layak huni. Di Tata Surya, zona tersebut terbentang dari setelah Venus hingga poros semi-mayor Mars. Selama perihelion Mars masuk ke wilayah ini, namun atmosfer tipisnya mencegah air bertahan untuk waktu yang lama. Bekas aliran air pada masa lalu menunjukkan potensi keterhunian Mars. Beberapa bukti terbaru memunculkan gagasan bahwa air di permukaan Mars akan terlalu berasam dan bergaram, sehingga sulit mendukung kehidupan.
Kurangnya magnetosfer dan tipisnya atmosfer Mars merupakan tantangan. Di permukaan planet ini tidak banyak terjadi pemindahan panas. Penyekatan terhadap angin surya rendah, sementara tekanan atmosfer Mars tidak cukup untuk mempertahankan air dalam bentuk cair. Planet ini juga hampir, atau bahkan sepenuhnya, mati secara geologis; berakhirnya kegiatan vulkanik menyebabkan berhentinya pendaurulangan bahan kimia dan mineral antara permukaan dengan bagian dalam planet.
Bukti menunjukkan bahwa planet ini dahulu lebih layak huni daripada sekarang, namun masih belum diketahui apakah organisme hidup pernah ada atau tidak. Wahana Viking pada pertengahan tahun 1970an membawa percobaan yang dirancang untuk menemukan mikroorganisme di tanah Mars. Percobaan tersebut membuahkan hasil yang positif, termasuk peningkatan sementara CO₂ pada saat pemaparan dengan air dan nutrien.
Tanda-tanda kehidupan masih dipertentangkan oleh beberapa ilmuwan. Ilmuwan NASA Gilbert Levin menegaskan bahwa Viking telah menemukan kehidupan. Analisis ulang data Viking telah menunjukkan bahwa percobaan Viking tidak cukup mutakhir untuk menemukan kehidupan. Percobaan tersebut bahkan bisa membunuh kehidupan. Percobaan yang dilakukan oleh wahana Phoenix menunjukkan bahwa tanah Mars punya pH yang sangat basa, serta mengandung magnesium, sodium, potasium, dan klorida. Nutrien tanah bisa mendukung kehidupan, namun kehidupan masih harus dilindungi dari sinar ultraviolet.
Di laboratorium Johnson Space Center, bentuk-bentuk yang luar biasa telah ditemukan di meteorit Mars ALH84001. Beberapa ilmuwan mengusulkan bahwa bentuk geometrik tersebut mungkin merupakan mikroba Mars yang telah terfosilisasi sebelum meteorit itu terlempar ke angkasa akibat tubrukan meteor 15 juta tahun yang lalu. Asal usul anorganik bentuk-bentuk tersebut juga telah diusulkan.
Metana dan formaldehida yang baru saja ditemukan oleh pengorbit Mars diklaim sebagai tanda-tanda kehidupan, karena senyawa kimia tersebut akan segera hilang di atmosfer Mars. Ada kemungkinan bahwa senyawa tersebut dihasilkan oleh aktivitas vulkanis dan geologis, seperti serpentinisasi.

Komponen terakhir dari cincin Jupiter adalah cincin Gossamer yang redup dan terbagi atas dua bagian yakni Cincin Almathea (yang dekat ke Jupiter) dan Cincin Thebe. Cincin Almathea dimulai dari satelit Almathea ke bagian dalam Jupiter pada jarak 181000 km dan memiliki kecerlangan seragam. Sedangkan cincin Thebe yang berada di bagian terluar sampai dengan cincin Almathea berada pada jarak 222000 km dari Jupiter. Cincin ini lebih redup namun juga lebih tebal dibanding Cincin Almathea, namun jika dilihat dari citra resolusi tinggi yang diambil oleh Galileo, tepi atas dan bawah cincin Thebe akan terlihat lebih terang dibanding bagian pusatnya.
Cincin Jupiter memang redup jika dibandingkan dengan cincin Saturnus dan ia terbentuk dari materi yang gelap kemerah-merahan. Artinya, materi pembentuk cincin bukanlah es seperti di Saturnus melainkan batuan dan pecahan-pecahan debu. Citra yang diambil Voyager 2 menunjukan partikel pembentuk cincin sangatlah kecil dengan diameter hanya sekitar 10 mikrometer atau kurang dari itu. Bisa dikatakan partikel-partikel dalam cincin itu tak lebih besar dari partikel asap rokok atau debu rumah. Di bagian atas dan bawah cincin, terbentang awan partikel, medan elektrostatis yang terdorong keluar dari cincin oleh medan magnet Jupiter.
Jika dilihat dari letaknya, cincin Jupiter berada dalam batas Roche, sangat dekat dengan planet itu sendiri. Pada area ini satelit yang ada akan hancur akibat gaya gravitasi planet. Ini mengindikasikan kalau cincin Jupiter terbentuk dari satelit yang gagal. Selain itu, hasil pengamatan pesawat ruang angkasa Galileo juga menunjukan debu yang membentuk cincin berasal meteor yang menghantam permukaan satelit Jupiter. Selama 7 tahun perjalanannya, Galileo berhasil mendata ribuan tabrakan partikel dalam cincin Jupiter dari tahun 2002-2003.



Saturnus adalah sebuah planet di tata surya yang dikenal juga sebagai planet bercincin, dan merupakan planet terbesar kedua di tata surya setelah Jupiter. Jarak Saturnus sangat jauh dari Matahari, karena itulah Saturnus tampak tidak terlalu jelas dari Bumi. Saturnus berevolusi dalam waktu 29,46 tahun. Setiap 378 hari, Bumi, Saturnus dan Matahari akan berada dalam satu garis lurus. Selain berevolusi, Saturnus juga berotasi dalam waktu yang sangat singkat, yaitu 10 jam 40 menit 24 detik.
Saturnus memiliki kerapatan yang rendah karena sebagian besar zat penyusunnya berupa gas dan cairan. Inti Saturnus diperkirakan terdiri dari batuan padat dengan atmosfer tersusun atas gas amonia dan metana, hal ini tidak memungkinkan adanya kehidupan di Saturnus.
Cincin Saturnus sangat unik, terdiri beribu-ribu cincin yang mengelilingi planet ini. Bahan pembentuk cincin ini masih belum diketahui. Para ilmuwan berpendapat, cincin itu tidak mungkin terbuat dari lempengan padat karena akan hancur oleh gaya sentrifugal. Namun, tidak mungkin juga terbuat dari zat cair karena gaya sentrifugal akan mengakibatkan timbulnya gelombang. Jadi, sejauh ini, diperkirakan yang paling mungkin membentuk cincin-cincin itu adalah bongkahan-bongkahan es meteorit. Cincin ini terentang dari 6.630 km - 120.700 km di atas atmosfer Saturnus.
Hingga 2006, Saturnus diketahui memiliki 56 buah satelit alami. Tujuh di antaranya cukup masif untuk dapat runtuh berbentuk bola di bawah gaya gravitasinya sendiri. Mereka adalah Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan (Satelit terbesar dengan ukuran lebih besar dari planet Merkurius) dan Iapetus.

Bentuk fisik

Saturnus memiliki bentuk yang diratakan di kutub dan dibengkakkan keluar disekitar khatulistiwa. Diameter khatulistiwa Saturnus sebesar 120.536 km (74.867 mil) dimana diameter dari Kutub Utara ke Kutub Selatan sebesar 108.728 km (67.535 mil), berbeda sebesar 9%. Bentuk yang diratakan ini disebabkan oleh rotasinya yang sangat cepat, merotasi setiap 10 jam 14 menit waktu Bumi. Saturnus adalah satu-satunya Planet di tata surya yang massa jenisnya lebih sedikit daripada air. Walaupun inti Saturnus memiliki massa jenis yang lebih besar daripada air, planet ini memiliki atmosfer yang mengandung gas, sehingga massa jenis relatif planet ini sebesar is 0.69 g/cm³ (lebih sedikit daripada air), sebagai hasilnya, jika Saturnus diletakan di atas kolam yang penuh air, Saturnus akan mengapung.

Atmosfer

Komposisi

Bagian luar atmosfer Saturnus terbuat dari 96.7% hidrogen dan 3% helium, 0.2% metana dan 0.02% amonia. Pada atmosfer Saturnus juga terdapat sedikit kandungan asetilena, etana dan fosfin.

Awan

Awan Saturnus, seperti halnya planet Yupiter, berotasi dengan kecepatan yang berbeda-beda bergantung dari posisi lintangnya. Tidak seperti Yupiter, awan Saturnus lebih redup dan awan Saturnus lebih lebar di khatulistiwa. Awan terendah Saturnus dibuat oleh air es dan dengan ketebalan sekitar 10 kilometer. Temperatur Saturnus cukup rendah, dengan suhu 250 K (-10°F, -23°C). Awan di atasnya, memiliki ketebalan 50 kilometer, terbuat dari es amonium hidrogensulfida (simbol kimia: NH₄HS) dan di atas awan tersebut terdapat awan es amonia dengan ketebalan 80 kilometer. Bagian teratas dibuat dari gas hidrogen dan helium, dimana tebalnya sekitar 200 dan 270 kilometer. Aurora juga diketahui terbentuk di mesosfer Saturnus. Temperatur di awan bagian atas Saturnus sangat rendah, yaitu sebesar 98 K (-283 °F, -175 °C). Temperatur di awan bagian dalam Saturnus lebih besar daripada yang diluar karena panas yang diproduksi di bagian dalam Saturn. Angin Saturnus merupakan salah satu dari angin terkencang di Tata Surya, mencapai kecepatan 500 m/s (1.800 km/h, 1.118 mph), yang jauh lebih cepat daripada angin yang ada di Bumi.
Pada Atmosfer Saturnus juga terdapat awan berbentuk lonjong yang mirip dengan awan berbentuk lonjong yang lebih jelas yang ada di Yupiter. Titik lonjong ini adalah badai besar, mirip dengan angin taufan yang ada di Bumi. Pada tahun 1990, Teleskop Hubble mendeteksi awan putih didekat khatulistiwa Saturnus. Badai seperti tahun 1990 diketahui dengan nama Bintik Putih Raksasa, badai unik Saturnus yang hanya ada dalam waktu yang pendek dan muncul setiap 30 tahun waktu Bumi. Bintik Putih Raksasa juga ditemukan tahun 1876, 1903, 1933 dan tahun 1960. Jika lingkaran konstan ini berlanjut, diprediksi bahwa pada tahun 2020 bintik putih besar akan terbentuk kembali.
Pesawat angkasa Voyager 1 mendeteksi awan heksagonal didekat kutub utara Saturnus sekitar bujur 78° utara. Cassini-Huygens nantinya mengkonfirmasi hal ini tahun 2006. Tidak seperti kutub utara, kutub selatan tidak menunjukan bentuk awan heksagonal dan yang menarik, Cassini menemukan badai mirip dengan siklon tropis terkunci di kutub selatan dengan dinding mata yang jelas. Penemuan ini mendapat catatan karena tidak ada planet lain kecuali Bumi di tata surya yang memiliki dinding mata.

 

Inti Planet

Inti Planet Saturnus mirip dengan Yupiter. Planet ini memiliki inti planet di pusatnya dan sangat panas, temperaturnya mencapai 15.000 K (26.540 °F, 14.730 °C). Inti Planet Saturnus sangat panas dan inti planet ini meradiasi sekitar 2^1/₂ kali lebih panas daripada jumlah energi yang diterima Saturnus dari Matahari. Inti Planet Saturnus sama besarnya dengan Bumi, namun jumlah massa jenisnya lebih besar. Diatas inti Saturnus terdapat bagian yang lebih tipis yang merupakan hidrogen metalik, sekitar 30.000 km (18.600 mil). Diatas bagian tersebut terdapat daerah liquid hidrogen dan helium. Inti planet Saturnus berat, dengan massa sekitar 9 sampai 22 kali lebih dari massa inti Bumi.

Medan gaya

Saturnus memiliki medan gaya alami yang lebih lemah dari Yupiter. Medan gaya Saturnus unik karena porosnya simetrikal, tidak seperti planet lainnya. Saturnus menghasilkan gelombang radio, namun mereka terlalu lemah untuk dideteksi dari Bumi. satelit dari Saturnus, Titan mengorbit di bagian luar medan gaya Saturnus dan memberikan keluar plasma terhadap daerah dari partikel dari atmosfer Titan yang yang diionisasi.

Cincin Saturnus

Saturnus terkenal karena cincin di planetnya, yang menjadikannya sebagai salah satu obyek dapat dilihat yang paling menakjubkan dalam sistem tata surya.

Sejarah

Cincin itu pertama sekali dilihat oleh Galileo Galilei pada tahun 1610 dengan teleskopnya, tetapi dia tidak dapat memastikannya. Dia kemudian menulis kepada adipati Toscana bahwa "Saturnus tidak sendirian, tetapi terdiri dari tiga yang hampir bersentuhan dan tidak bergerak. Cincin itu tersusun dalam garis sejajar dengan zodiak dan yang di tengah (Saturnus) adalah tiga kali besar yang lurus (penjuru cincin)". Dia juga mengira bahwa Saturnus memiliki "telinga." Pada tahun 1612 sudut cincin menghadap tepat pada bumi dan cincin tersebut akhirnya hilang dan kemudian pada tahun 1613 cincin itu muncul kembali, yang membuat Galileo bingung.
Persoalan cincin itu tidak dapat diselesaikan sehingga 1655 oleh Christian Huygens, yang menggunakan teleskop yang lebih kuat daripada teleskop yang digunakan Galileo.
Pada tahun 1675 Giovanni Domenico Cassini menentukan bahwa cincin Saturnus sebenarnya terdiri dari berbagai cincin yang lebih kecil dengan ruang antara mereka, bagian terbesar dinamakan Divisi Cassini.
Pada tahun 1859, James Clerk Maxwell menunjukan bahwa cincin tersebut tidak padat, namun terbuat dari partikel-partikel kecil, yang mengorbit Saturnus sendiri-sendiri dan jika tidak, cincin itu akan tidak stabil atau terpisah.^[18] James Keeler mempelajari cincin itu menggunakan spektrometer tahun 1895 yang membuktikan bahwa teori Maxwell benar.

Bentuk fisik cincin Saturnus

Cincin Saturnus tersebut dapat dilihat dengan menggunakan teleskop modern berkekuatan sederhana atau dengan teropong berkekuatan tinggi. Cincin ini menjulur 6.630 km hingga 120.700 km atas khatulistiwa Saturnus dan terdiri daripada bebatuan silikon dioksida, oksida besi dan partikel es dan batu. Terdapat dua teori mengenai asal cincin Saturnus. Teori pertama diusulkan oleh Édouard Roche pada abad ke-19, yang menyatakan bahwa cincin tersebut merupakan bekas satelit Saturnus yang orbitnya datang cukup dekat dengan Saturnus sehingga pecah akibat kekuatan pasang surut. Variasi teori ini adalah satelit tersebut pecah akibat hantaman dari komet atau asteroid. Teori kedua adalah cincin tersebut bukanlah dari satelit Saturnus, tetapi ditinggalkan dari nebula asal yang membentuk Saturnus. Teori ini tidak diterima masa kini disebabkan cincin Saturnus dianggap tidak stabil melewati periode selama jutaan tahun dan dengan itu dianggap baru terbentuk.
Sementara ruang terluas di cincin, seperti Divisi Cassini dan Divisi Encke, dapat dilihat dari Bumi, Voyagers mendapati cincin tersebut mempunyai struktur seni yang terdiri dari ribuan bagian kecil dan cincin kecil. Struktur ini dipercayai terbentuk akibat tarikan graviti satelit-satelit Saturnus melalui berbagai cara. Sebagian bagian dihasilkan akibat satelit kecil yang lewat seperti Pan dan banyak lagi bagian yang belum ditemukan, sementara sebagian cincin kecil ditahan oleh medan gravitas satelit penggembala kecil seperti Prometheus dan Pandora. Bagian lain terbentuk akibat resonansi antara periode orbit dari partikel di beberapa bagian dan bahwa satelit yang lebih besar yang terletak lebih jauh, pada Mimas terdapat divisi Cassini melalui cara ini, justru lebih berstruktur dalam cincin sebenarnya terdiri dari gelombang berputar yang dihasilkan oleh gangguan gravitas satelit secara berkala.

Jari-jari

Voyager menemukan suatu bentuk seperti ikan pari di cincin Saturnus yang disebut jari-jari. Jari-jari tersebut terlihat saat gelap ketika disinari sinar Matahari dan terlihat terang ketika ada dalam sisi yang tidak diterangi sinar Matahari. Diperkirakan bahwa jari-jari tersebut adalah debu yang sangat kecil sekali yang naik keatas cincin. Debu itu merotasi dalam waktu yang sama dengan magnetosfer planet tersebut dan diperkirakan bahwa debu itu memiliki koneksi dengan elektromagnetisme. Namun, alasan utama mengapa jari-jari itu ada masih tidak diketahui.
Cassini menemukan jari-jari tersebut 25 tahun kemudian. Jari-jari tersebut muncul dalam fenomena musiman, menghilang selama titik balik Matahari.

Satelit alami

Saturnus memiliki 59 satelit alami, 48 di antaranya memiliki nama. Banyak satelit Saturnus yang sangat kecil, dimana 33 dari 50 satelit memiliki diameter lebih kecil dari 10 kilometer dan 13 satelit lainnya memiliki diameter lebih kecil dari 50 km.^[19] 7 satelit lainnya cukup besar untuk, dimana satelit tersebut adalah Titan, Rhea, Iapetus, Dione, Tethys, Enceladus dan Mimas. Titan adalah satelit terbesar, lebih besar dari planet Merkurius dan satu-satunya satelit di atmosfer yang memiliki atmosfer yang tebal. Hyperion dan Phoebe adalah satelit terbesar lainnya, dengan diameter lebih besar dari 200 km.
Di Titan, satelit terbesar Saturnus, satelit Desember tahun 2004 dan satelit Januari tahun 2005 banyak foto Titan diambil oleh Cassini-Huygens. 1 bagian dari satelit ini, yaitu Huygens mendarat di Titan.

Uranus adalah planet ketujuh dari Matahari dan planet yang terbesar ketiga dan terberat keempat dalam Tata Surya. Ia dinamai dari nama dewa langit Yunani kuno Uranus (Οὐρανός) ayah dari Kronos (Saturnus) dan kakek dari Zeus (Jupiter). Meskipun Uranus terlihat dengan mata telanjang seperti lima planet klasik, ia tidak pernah dikenali sebagai planet oleh pengamat dahulu kala karena redupnya dan orbitnya yang lambat.^[14] Sir William Herschel mengumumkan penemuannya pada tanggal 13 Maret 1781, menambah batas yang diketahui dari Tata Surya untuk pertama kalinya dalam sejarah modern. Uranus juga merupakan planet pertama yang ditemukan dengan menggunakan teleskop.
Uranus komposisinya sama dengan Neptunus dan keduanya mempunyai komposisi yang berbeda dari raksasa gas yang lebih besar, Jupiter dan Saturn. Karenanya, para astronom kadang-kadang menempatkannya dalam kategori yang berbeda, "raksasa es". Atmosfer Uranus, yang sama dengan Jupiter dan Saturnus karena terutama terdiri dari hidrogen dan helium, mengandung banyak "es" seperti air, amonia dan metana, bersama dengan jejak hidrokarbon. Atmosfernya itu adalah atmofer yang terdingin dalam Tata Surya, dengan suhu terendah 49 K (−224 °C). Atmosfer planet itu punya struktur awan berlapis-lapis dan kompleks dan dianggap bahwa awan terendah terdiri atas air dan lapisan awan teratas diperkirakan terdiri dari metana. Kontras dengan itu, interior Uranus terutama terdiri atas es dan bebatuan.
Seperti planet raksasa lain, Uranus mempunyai sistem cincin, magnetosfer serta banyak satelit alami. Sistem Uranian konfigurasinya unik di antara planet-planet karena sumbu rotasi miring ke sampingnya, hampir pada bidang revolusinya mengelilingi Matahari. Sehingga, kutub utara dan selatannya terletak pada tempat yang pada banyak planet lain merupakan ekuator mereka. Dilihat dari Bumi, cincin Uranus kadang nampak melingkari planet itu seperti sasaran panah dan satelit-satelitnya mengelilinginya seperti jarum-jarum jam, meskipun pada tahun 2007 dan 2008 cincin itu terlihat dari tepi. Tahun 1986, gambar dari Voyager 2 menunjukkan Uranus sebagai planet yang nampak tidak berfitur pada cahaya tampak tanpa pita awan atau badai yang diasosiasikan dengan raksasa lain. Akan tetapi, pengamat di Bumi melihat tanda-tanda perubahan musim dan aktivitas cuaca yang meningkat pada tahun-tahun belakangan bersamaan dengan Uranus mendekati ekuinoksnya. Kecepatan angin di planet Uranus dapat mencapai 250 meter per detik (900 km/jam, 560 mil per jam)
Uranus mengitari Matahari sekali dalam 84 tahun. Jarak rata-ratanya dari Matahari kira-kira 3 milyar km (sekitar 20 SA). Intensitas sinar Matahari di Uranus sekitar 1/400 yang ada di Bumi. Elemen orbitnya dihitung pertama kali tahun 1783 oleh Pierre-Simon Laplace. Dengan berjalannya waktu, perbedaan mulai terlihat antara orbit yang diprediksikan dan yang diamati dan pada tahun 1841, John Couch Adams pertama kali mengajukan bahwa perbedaan itu mungkin disebabkan sentakan gravitasi oleh sebuah planet yang tidak terlihat. Pada tahun 1845, Urbain Le Verrier mulai riset mandirinya sendiri tentang orbit Uranus. Pada 23 September 1846, Johann Gottfried Galle menemukan lokasi satu planet baru, yang kemudian diberinama Neptunus, hampir pada posisi yang diprediksikan oleh Le Verrier.
Periode rotasi interior Uranus adalah 17 jam, 14 menit. Akan tetapi, seperti semua raksasa gas lainnya, atmosfer atasnya mengalami angin badai yang sangat kuat pada arah rotasi. Akibatnya, pada beberapa garis lintang, seperti dua per tiga lintang dari khatulistiwa ke kutub selatan, fitur-fitur atmosfer itu yang nampak bergerak jauh lebih cepat, menjadikan rotasi penuhnya sekecil 14 jam.

Kemiringan sumbu

Sumbu rotasi Uranus terletak pada sisinya dipandang dari bidang Tata Surya, dengan kemiringan sumbu 97,77°. Ini memberinya perubahan musim yang sama sekali tidak seperti planet utama lain. Planet-planet lain dapat dibayangkan sebagai gasing yang berputar termiring-miring relatif terhadap bidang tata surya, sementara Uranus berotasi lebih seperti bola yang menggelinding termiring-miring. Berdekatan dengan waktu solstis Uranian, satu kutubnya menghadap Matahari terus-menerus sedangkan kutub lainnya menghadap ke arah sebaliknya. Hanya segaris daerah sempit di sekitar ekuator yang mengalami pergantian siang-malam dengan cepat, namun dengan Matahari sangat rendah dari kaki langit seperti di daerah kutub di Bumi. Pada sisi orbit Uranus yang lain orientasi kutub-kutubnya terhadap Matahari adalah sebaliknya. Tiap kutub terus-menerus disinari Matahari sekitar 42 tahun, diikuti dengan 42 tahun yang gelap. Dekat waktu ekuinoks, Matahari menghadap ekuator Uranus memberi periode pergantian siang-malam sama seperti yang terlihat pada kebanyakan planet lain. Uranus mencapai ekuinoks terkininya pada tanggal 7 December 2007.

Belahan Utara	Tahun	Belahan Selatan
Solstis Musim Dingin	1902, 1986	Solstis Musim Panas
Ekuinoks Musim Semi	1923, 2007	Ekuinoks Musim Gugur
Solstis Musim Panas	1944, 2028	Solstis Musim Dingin
Ekuinoks Musim Gugur	1965, 2049	Ekuinoks Musim Semi

Salah satu akibat orientasi sumbu rotasi ini adalah bahwa, rata-rata dalam satu tahun, daerah kutub menerima masukan energi yang lebih besar dari Matahari daripada daerah ekuatornya. Namun demikian, Uranus lebih panas ekuatornya daripada kutubnya. Mekanisme yang mendasari yang menyebabkan hal ini tidak diketahui. Alasan tidak biasanya kemiringan sumbu Uranus juga tidak diketahui pasti, namun perkiraan umum adalah bahwa selama pembentukan Tata Surya, protoplanet seukuran Bumi bertubrukan dengan Uranus, menyebabkan orientasinya yang miring tersebut. Kutub selatan Uranus menunjuk hampir kepada Matahari saat terbang dekat Voyager 2 tahun 1986. Penyebutan kutub ini sebagai "selatan" menggunakan definisi yang sekarang disetujui oleh Persatuan Astronomi Internasional, yaitu bahwa kutub utara suatu planet atau satelit adalah kutub yang menunjuk ke atas bidang invariabel Tata Surya, kemanapun arah planet itu berputar.  Akan tetapi, perjanjian yang berbeda kadang digunakan, di mana kutub utara dan selatan suatu benda didefinisikan menurut aturan tangan kanan sehubungan dengan arah rotasi. Menurut sistem koordinat yang belakangan ini, kutub utara Uranus adalah yang disinari Matahari pada tahun 1986.

Kecemerlangan

Dari tahun 1995 sampai 2006, magnitudo tampak Uranus berfluktuasi antara +5,6 dan +5,9; menempatkannya hampir pada batas daya lihat mata telanjang pada +6.5. Diameter angularnya antara 3,4 dan 3,7 detik busur, dibandingkan dengan 16 hingga 20 detik busur untuk Saturnus dan 32 sampai 45 detik busur untuk Jupiter. Saat oposisi, Uranus terlihat dengan mata telanjang dalam langit yang gelap dan tidak terpolusi cahaya dan menjadi sasaran yang mudah bahkan dalam kondisi perkotaan dengan teropong. Dalam teleskop amatir yang lebih besar dengan diameter lensa objektif antara 15 dan 23 cm, planet itu nampak sebagai piringan biru pucat dengan penggelapan tepi yang khas. Dengan teleskop besar yang ukurannya 25 cm atau lebih lebar, pola-pola awan, begitu pula beberapa satelit yang lebih besar, seperti Titania dan Oberon, mungkin juga kelihatan.
Struktur internal
Secara kasar Uranus massanya 14,5 kali massa Bumi, menjadikannya planet yang paling ringan di antara planet-planet raksasa, sementara itu kerapatannya 1,27 g/cm³ membuatnya planet paling tidak padat kedua setelah Saturnus. Meskipun bergaristengah sedikit lebih besar daripada Neptunus (kira-kira garis tengah Bumi), Uranus lebih ringan. Nilai ini menandakan bahwa ia terutama terdiri dari beragam es, seperti air, amonia dan metana. Massa total es di bagian dalam Uranus tidak diketahui secara tepat, dengan munculnya gambaran-gambaran berbeda tergantung dari model yang dipilih; namun pasti antara 9,3 dan 13,5 massa Bumi. Hidrogen dan helium hanya menyusun sebagian kecil dari keseluruhan, sebesar antara 0,5 dan 1,5 massa Bumi. Massa sisanya (0,5 hingga 3,7 massa Bumi) diperhitungkan untuk massa material batuan.
Model standar struktur Uranus adalah ia terdiri dari tiga lapisan: inti di bagian tengah, mantel ber-es di lapisan tengah dan selubung hidrogen/helium gas. Intinya relatif kecil, dengan massa hanya 0,55 massa Bumi dan jari-jari kurang dari 20 persen jari-jari Uranus; mantelnya merupakan bagian terbesar planet tersebut, dengan sekitar 13,4 massa Bumi, sementara itu atmosfer atas relatif kecil, dengan berat sekitar 0,5 massa Bumi dan meluas sampai 20 persen terakhir jari-jari Uranus. Inti Uranus kerapatannya sekitar 9 g/cm³, dengan tekanan di tengahnya 8 juta bar (800 GPa) dan suhu sekitar 5000 K. Mantel esnya nyatanya tidak terdiri dari es dalam pengertian pada umumnya, tetapi dari fluida panas dan rapat yang terdiri atas air, amonia dan volatil lain. Fluida ini, yang berdaya hantar listrik tinggi, kadang-kadang disebut lautan air–amonia. Komposisi terbesar Uranus dan Neptunus sangat berbeda dari Jupiter dan Saturnus, dengan es mendominasi atas gas, oleh karenanya memberi alasan klasifikasi mereka yang terpisah sebagai raksasa es.
Sementara model yang diperkirakan di atas lebih atau kurang standar, ia tidaklah unik; model-model lain juga sesuai dengan pengamatan. Contohnya, jika jumlah substansial hidrogen dan materi batuan bercampur dalam mantel es, massa es total di interior akan lebih kecil dan begitu pula, massa batuan total akan lebih besar. Data yang ada sekarang tidak memungkinkan sains menentukan model mana yang benar. Struktur interior fluida Uranus berarti bahwa ia tidak memiliki permukaan padat. Atmosfer gasnya sedikit demi sedikit berganti menjadi lapisan cairan internal. Namun, demi kemudahan, sebuah bola pepat yang berevolusi ditetapkan di titik dimana tekanan sama dengan 1 bar (100 kPa), dibuat secara kondisional sebagai suatu ‘permukaan’. Uranus mempunyai jari-jari ekuator dan kutub masing-masing 25 559 ± 4 dan 24 973 ± 20 km. Permukaan ini akan digunakan di seluruh artikel ini sebagai titik nol untuk ketinggian.

Panas internal

Panas internal Uranus jelas nampak lebih rendah daripada planet raksasa lain; dalam istilah astronomi, fluks panasnya rendah. Penyebab begitu rendahnya suhu internal Uranus masih tidak dimengerti. Neptunus, yang hampir merupakan kembaran Uranus dalam hal ukuran dan komposisi, meradiasikan sebanyak 2,61 kali energi yang diterimanya dari Matahari ke angkasa. Kontrasnya, Uranus, hampir tidak meradiasikan panas berlebih sama sekali. Daya total yang diradiasikan oleh Uranus dalam bagian inframerah jauh dari spektrum adalah 1,06 ± 0,08 kali energi Matahari yang diserap dalam atmosfernya. Kenyataannya, fluks panas Uranus hanya 0,042 ± 0,047 W/m², yang lebih rendah daripada panas internal Bumi yang sekitar 0,075 W/m². Suhu terendah yang tercatat di tropopause Uranus adalah 49 K (−224 °C),menjadikan Uranus sebagai planet terdingin dalam Tata Surya.
Hipotesis dari perbedaan ketidaksesuaian ini di antaranya bahwa saat Uranus "dipukul" oleh penabrak yang sangat berat yang menyebabkan kemiringan sumbunya yang ekstrem, peristiwa itu juga menyebabkan keluarnya sebagian besar panas primordialnya, meninggalkannya dengan suhu intinya yang sangat menurun. Hipotesis lain adalah bahwa beberapa bentuk penghalang ada di lapisan atas Uranus yang mencegah panas inti mencapai di permukaan. Contohnya, konveksi mungkin berlangsung pada sekumpulan lapisan yang komposisinya berbeda, yang menghalangi penghantaran panas ke atas.

Atmosfer

Meskipun tidak ada permukaan padat yang terdefinisi dengan jelas dalam interior Uranus, bagian terluar dari selimut gas Uranus yang dapat diakses oleh penginderaan jauh disebut atmosfernya. Kemampuan penginderaan jauh berlanjut ke bawah hingga kira-kira 300 km di bawah level 1 bar (100 kPa), dengan tekanan yang bersesuaian sekitar 100 bar (10 MPa) dan suhu 320 K. Korona yang tipis atmosfer itu meluas jauh hingga lebih dari dua jari-jari planet dari permukaan nominal pada tekanan 1 bar. Atmosfer Uranian dapat dibagi menjadi tiga lapisan: troposfer, antara ketinggian −300 dan 50 km dan tekanan dari 100 sampai 0,1 bar; (10 MPa sampai 10 kPa), Stratosfer, kisaran ketinggiannnya antara 50 dan 4000 km dan tekanan antara 0,1 and 10^–10 bar (10 kPa to 10 µPa) dan termosfer/korona yang meluas dari 4.000 km hingga setinggi 50.000 km dari permukaan. Mesosfer tidak ada.

Komposisi

Komposisi atmosfer Uranian berbeda dari komposisi Uranus secara keseluruhan, ia terutama terdiri dari hidrogen molekuler dan helium. Fraksi mol helium, yaitu jumlah atom helium per molekul gas, adalah 0,15 ± 0,03 di troposfer atas, yang bersesuaian dengan fraksi massa 0,26 ± 0,05. Nilai ini sangat dekat dekat fraksi massa helium protosolar 0,275 ± 0,01, menandakan bahwa helium tidak pernah berada di tengah-tengah planet seperti halnya pada raksasa-raksasa gas. Penyusun yang paling melimpah ketiga dari atmosfer Uranian adalah metana (CH₄). Metana memiliki pita penyerapan yang kuat pada cahaya tampak dan dekat-inframerah membuat Uranus nampak berwarna hijau-biru atau sian. Molekul metana menempati 2,3% atmosfernya dalam fraksi mol di bawah lapisan awan metana pada level tekanan 1,3 bar (130 kPa); ini menyatakan kira-kira 20 hingga 30 kali limpahan karbon yang ditemukan di Matahari. Rasio pencampuran  jauh lebih rendah di atmosfer atas dikarenakan suhunya yang sangat rendah, yang menurunkan level kejenuhan dan menyebabkan metana yang berlebih membeku. Kelimpahan senyawa yang kurang volatil seperti amonia, air dan hidrogen sulfida pada atmosfer yang dalam tidak begitu diketahui. Namun, mungkin nilainya juga lebih tinggi daripada yang ada di Matahari. Selain metana, sejumlah kecil berbagai hidrokarbon ditemukan di stratosfernya Uranus, yang diperkirakan dihasilkan dari metana oleh fotolisis yang diinduksi oleh radiasi ultraviolet Matahari. Mereka termasuk etana (C₂H₆), asetilena (C₂H₂), metilasetilena (CH₃C₂H), diasetilena (C₂HC₂H). Spektroskopi juga mengungkapkan jejak-jejak uap air, karbon monoksida dan karbon dioksida di atmosfer atas, yang hanya dapat berasal dari sumber luar seperti debu yang jatuh dan komet.
Cincin planet
Uranus mempunyai sistem cincin planet yang rumit, yang merupakan sistem demikian yang kedua yang ditemukan di Tata Surya setelah cincin Saturnus. Cincin-cincin tersebut tersusun dari partikel yang sangat gelap, yang beragam ukurannya dari mikrometer hingga sepersekian meter. Tiga belas cincin yang berbeda saat ini diketahui, yang paling terang adalah cincin ε (epsilon). Semua cincin Uranus (kecuali dua) sangat sempit—umumnya mereka lebarnya beberapa kilometer. Cincin tersebut mungkin cukup muda; pertimbangan dinamis menandakan bahwa mereka tidak terbentuk bersamaan dengan pembentukan Uranus. Materi di cincin-cincin itu mungkin dulu adalah bagian dari satu (atau beberapa) satelit yang terpecah oleh tubrukan berkecepatan tinggi. Dari banyak pecahan-pecahan yang terbentuk sebagai hasil dari tabrakan itu hanya beberapa partikel yang bertahan dalam jumlah terbatas zona stabil yang bersesuaian dengan cincin yang ada sekarang.
William Herschel mendeskripsikan cincin yang mungkin ada di sekitar Uranus pada 1789. Penampakan ini umumnya dianggap meragukan, karena cincin-cincin itu cukup redup dan pada dua abad berikutnya tak satupun yang diketahui oleh pengamat lain. Namun Herschel masih membuat deskripsi akurat tentang ukuran cincin epsilon, sudut relatifnya terhadap Bumi, warna merahnya dan perubahannya yang nampak bersamaan dengan Uranus mengitari Matahari. Sistem cincin itu benar-benar ditemukan pada 10 Maret 1977 oleh James L. Elliot, Edward W. Dunham dan Douglas J. Mink menggunakan Kuiper Airborne Observatory. Penemuan itu merupakan keberuntungan; mereka berencana menggunakan okultasi bintang SAO 158687 oleh Uranus untuk mempelajari atmosfer planet itu. Akan tetapi, saat pengamatan mereka dianalisis, mereka menemukan bahwa bintang itu telah menghilang sebentar dari pandangan lima kali sebelum dan sesudah ia tidak nampak di balik planet itu. Mereka menyimpulkan bahwa pasti ada suatu sistem cincin di sekitar planet tersebut. Kemudian mereka mendeteksi empat cincin tambahan. Cincin-cincin itu langsung dicitrakan saat Voyager 2 lewat dekat Uranus pada 1986. Voyager 2 juga menemukan dua cincin tambahan yang nampak redup sehingga total jumlahnya menjadi sebelas.
Pada Desember 2005, Teleskop angkasa Hubble mendeteksi sepasang cincin yang sebelumnya tidak diketahui. Yang terbesar terletak pada dua kali jarak cincin yang telah diketahui dari planet itu. Cincin-cincin baru ini begitu jauh dari planet tersebut hingga mereka disebut sistem cincin "luar". Hubble juga melihat dua satelit kecil yang salah satunya, Mab, berbagi orbit dengan cincin terluar yang baru ditemukan. Cincin-cincin baru ini membuat jumlah keseluruhan cincin Uranian menjadi 13. Pada April 2006, gambar cincin baru tersebut dengan Observatorium Keck menghasilkan warna cincin-cincin luar: yang terluar biru dan yang lainnya merah. Satu hipotesis mengenai warna biru cincin luar tersebut adalah bahwa ia terdiri atas partikel kecil air es dari permukaan Mab yang cukup kecil untuk menghamburkan cahaya biru. Kontras dengan itu, cincin-cincin dalam planet itu nampak abu-abu.
Medan magnet
Sebelum kedatangan Voyager 2, tidak ada pengukuran magnetosfer Uranian yang dilakukan, sehingga sifatnya tetap jadi misteri. Sebelum tahun 1986, para astronom telah memperkirakan medan magnet Uranus segaris dengan angin surya , maka karenanya ia akan segaris dengan kutub planet itu yang terletak di ekliptika.
Pengamatan Voyager' mengungkapkan bahwa medan magnet Uranus aneh, baik karena ia tak berasal dari pusat geometrik planet tersebut dan karena ia miring 59° dari poros rotasi. Faktanya dwikutub magnetiknya bergeser dari tengah planet itu ke kutub rotasi selatan sejauh sepertiga radius planet itu. Geometri yang tidak biasa ini menyebabkan magnetosfer yang sangat tidak simetris, dimana kuat medan magnet pada permukaan di belahan selatan dapat serendah 0,1 gauss (10 µT), sedangkan di belahan utara kuatnya dapat setinggi 1,1 gauss (110 µT). Medan rata-rata di permukaan adalah 0,23 gauss (23 µT). Sebagai perbandingan, medan magnet Bumi kuatnya kira-kira sama pada kedua kutub dan "ekuator magnetik"nya kira-kira sejajar dengan ekuator geografisnya. Momen dipol Uranus 50 kali momen dipol Bumi. Neptunus juga punya medan magnetik yang bergeser dan miring, menyarankan bahwa ini mungkin fitur umum raksasa es. Satu hipotesis ialah bahwa, tidak seperti medan magnet planet kebumian dan raksasa gas, yang dibangkitkan dalam inti mereka, medan magnet raksasa es dibangkitkan oleh gerakan pada kedalaman yang relatif dangkal, contohnya, di lautan air–amonia.
Meskipun penjajarannya mengundang keingintahuan, dalam segi lain magnetosfer Uranian mirip seperti planet lain: ia memiliki kejutan busur yang berlokasi 23 radius Uranian darinya, magnetopause pada 18 jari-jari Uranian, ekor magnetofer yang terbentuk penuh, serta sabuk radiasi. Secara keseluruhan, struktur magnetosfer Uranus berbeda dari Jupiter dan lebih mirip dengan Saturnus. Ekor magnetosfer Uranus memanjang di balik planet itu ke luar angkasa sejauh jutaan kilometer dan terpuntir oleh rotasi menyamping planet itu menjadi seperti pembuka tutup botol yang panjang.
Di magnetosfer Uranus terdapat partikel bermuatan: proton dan elektron dengan sejumlah kecil ion H₂⁺. Tidak ada ion yang lebih berat yang terdeteksi. Banyak partikel ini mungkin berasal dari korona atmosfernya yang panas. Energi ion dan elektron masing-masing bisa setinggi 4 dan 1,2 megaelektronvolt. Kerapatan ion berenergi rendah (di bawah 1 kiloelektronvolt) di magnetosfer dalam adalah sekitar 2 cm⁻³. Populasi partikel ini sangat dipengaruhi oleh satelit-satelit Uranus yang melalui magnetosfer itu meninggalkan celah-celah yang dapat diketahui. Fluks partikelnya cukup tinggi untuk menyebabkan penggelapan atau pencuacaan angkasa dari permukaan satelit dalam skala waktu yang secara astronomis cepat 100.000 tahun. Ini mungkin penyebab dari warna satelit-satelit dan cincin-cincinnya yang gelap seragam. Uranus mempunyai aurora yang terbentuk dengan baik, yang terlihat sebagai busur yang terang di sekitar kedua kutub magnetik. Namun, tidak seperti pada Jupiter, Uranus auroranya nampak tidak penting bagi keseimbangan energi termosfer planetnya.
Iklim
Pada panjang gelombang ultraviolet dan cahaya nampak, atmosfer Uranus nampak biasa sekali dibandingkan dengan raksasa gas lain, bahkan dengan Neptunus, yang sangat mirip dengannya dari segi lain. Saat Voyager 2 terbang mendekati Uranus pada 1986, ia mengamati total 10 fitur awan di seluruh bagian planet itu. Satu penjelasan yang diajukan atas kurangnya fitur ini adalah bahwa panas internal Uranus nampak jelas lebih rendah daripada panas internal planet-planet raksasa lain. Suhu terendah yang tercatat di tropopause Uranus adalah 49 K, menjadikan Uranus planet terdingin dalam Tata Surya, lebih dingin daripada Neptunus.

Struktur berpita, angin dan awan

Pada 1986 Voyager 2 menemukan bahwa belahan selatan Uranus yang terlihat dapat dibagi menjadi dua daerah: kap kutub yang terang dan pita ekuator yang gelap (lihat gambar di kanan). Perbatasan mereka terletak pada sekitar −45° garis lintang. Suatu pita sempit yang menempati kisaran garis lintang dari −45 sampai −50° merupakan fitur besar paling terang pada permukaan kentara planet Uranus. Ia disebut "kerah" selatan. Kap dan kerah tersebut diduga sebagai daerah yang rapat dari awan metana yang terletak dalam kisaran tekanan 1,3 sampai 2 bar (lihat atas). Namun sayang Voyager 2 tiba selama tinggi musim panas planet itu dan tidak bisa mengamati belahan utara. Akan tetapi, pada permulaan abad kedua puluh satu, saat daerah kutub utara terlihat, Teleskop angkasa Hubble dan Keck tidak mengamati ada kerah maupun kap di belahan utara. Jadi Uranus kelihatannya asimetris: terang dekat kutub selatan dan gelap seragam di daerah di utara kerah selatan. Selain struktur berpita skala besar, Voyager 2 mengamati sepuluh awan terang kecil, kebanyakan letaknya beberapa derajat ke utara dari kerah itu. Dalam semua segi lain Uranus terlihat seperti planet yang mati dinamis pada tahun 1986.
Namun pada tahun 1990-an, jumlah fitur awan terang yang teramati meningkat pesat sebagian karena teknik pencitraan resolusi tinggi yang baru menjadi tersedia. Mayoritas mereka ditemukan di belahan utara Uranus saat ia mulai kelihatan. Penjelasan mula-mula—bahwa awan-awan terang itu lebih mudah diidentifikasi di bagian gelap planet tersebut, sedangkan di belahan selatan kerah terangnya menutupi mereka—ditunjukkan tidak benar: banyak sebenarnya fitur-fitur itu memang meningkat pesat. Namun demikian, ada perbedaan antara awan-awan di tiap belahan planet itu. Awan-awan di utara lebih kecil, lebih tajam dan lebih terang. Nampaknya mereka terletak pada tempat yang lebih tinggi. Awan-awan itu masa hidupnya beragam. Beberapa awan kecil bertahan beberapa jam, sementara sedikitnya satu awan selatan mungkin telah ada sejak terbang dekatnya Voyager. Pengamatan terbaru juga menemukan bahwa fitur awan di Uranus punya banyak persamaan dengan yang ada di Neptunus. Sebagai contoh, bintik-bintik gelap yang umum terdapat di Neptunus tidak pernah diamati di Uranus sebelum tahun 2006, saat fitur demikian yang pertama dicitrakan. Diperkirakan bahwa Uranus menjadi lebih mirip Neptunus selama musim ekuinoksnya.
Pelacakan banyak fitur-fitur awan memungkinkan penentuan angin zona yang berhembus di troposfer atas Uranus. Di ekuator arah angin adalah retrograd, yang artinya bahwa mereka berhembus ke arah sebaliknya dari rotasi planet itu. Kecepatan mereka dari −100 hingga −50 m/s. Kecepatan angin meningkat dengan jarak dari ekuator, mencapai nilai nol pada garis lintang dekat ±20°, dimana suhu troposfer minimum berada. Dekat kutub-kutubnya, angin berganti arahnya menjadi prograd, mengalir searah dengan rotasi planetnya. Kecepatan angin terus meningkat mencapai nilai maksimanya pada garis lintang ±60° sebelum jatuh ke nol di kutub. Kecepatan angin pada garis lintang −40° berkisar dari 150 hingga 200 m/s. Karena kerah di situ mengaburkan semua awan di bawah paralel itu, kecepatan yang ada di antaranya dan kutub selatan tidak mungkin diukur. Kontras dengan itu, di belahan utaranya kecepatan angin maksimum setinggi 240 m/s diamati dekat garis lintang +50°.
Variasi musim
Untuk periode singkat dari Maret hingga Mei 2004, sejumlah awan besar muncul di atmosfer Uranian, memberinya penampilan yang mirip Neptunus. Pengamatan-pengamatan termasuk kecepatan angin pemecah rekor 229 m/s (824 km/jam) badai petir yang bertahan lama yang disebut sebagai "Fourth of July fireworks" ("kembang api empat Juli") . Pada tanggal 23 Augustus, 2006, peneliti-peneliti di Space Science Institute (Boulder, CO) dan University of Wisconsin mengamati sebuah bintik gelap di permukaan Uranus, memberi para astromon pengetahuan lebih terhadap aktivitas atmosfer planet tersebut. Sebab kenaikan aktivitas secara tiba-tiba ini mesti terjadi tidak sepenuhnya diketahui, tetapi nampak bahwa kemiringan sumbu Uranus yang ekstrem menyebabkan variasi musim yang ekstrem pada cuacanya. Menentukan sifat variasi musim ini adalah sulit karena data yang baik tentang atmosfer ini telah ada kurang dari 84 tahun, atau satu tahun Uranian penuh. Sejumlah penemuan telah dibuat. Fotometri selama masa setengah tahun Uranian (mulai pada tahun 1950-an) menunjukkan variasi yang beraturan dalam kecerahan pada dua pita spektrum, dengan nilai maksimal terjadi saat soltis dan nilai minimal saat ekuinoks. Variasi periodik yang mirip, dengan nilai maksimal saat soltis, telah diketahui dalam pengukuran gelombang mikro dari troposfer dalam yang dimulai tahun 1960-an. Pengukuran suhu stratosfer yang dimulai tahun 1970-an juga menunjukkan nilai minimum dekat soltis 1986. Mayoritas variabilitas ini dipercaya terjadi karena perubahan dalam geometri pengamatan.
Akan tetapi ada beberapa alasan untuk dipercaya bahwa perubahan-perubahan musim fisik terjadi di Uranus. Sementara planet tersebut diketahui memiliki daerah kutub selatan yang terang, kutub utaranya cukup redup, yang tidak cocok dengan model perubahan iklim yang diuraikan di atas. Selama solstis utara sebelumnya tahun 1944, Uranus menampilkan kenaikan tingkat kecemerlangan, yang menyarankan bahwa kutub utara tidaklah selalu gelap sekali. Informasi ini menandakan bahwa kutub yang terlihat menjadi terang pada suatu waktu sebelum solstis dan mejadi gelap setelah ekuinoks. Analisis terperinci data cahaya tampak dan gelombang mikro mengungkapkan bahwa perubahan terang yang berkala itu tidak sepenuhnya simetris di sekitar waktu solstis, yang juga menandakan suatu perubahan pada pola-pola albedo meridional. Akhirnya pada 1990-an, bersamaan dengan Uranus meninggalkan solstisnya, Teleskop Hubble dan teleskop permukaan Bumi mengungkapkan bahwa kap kutub selatan menjadi gelap dengan jelas (kecuali kerah selatan, yang tetap terang), sementara belahan utaranya menunjukkan aktivitas yang meningkat, seperti pembentukan awan dan angin yang lebih kencang, menguatkan perkiraan bahwa ia akan segera menjadi terang.
Mekanisme perubahan-perubahan fisik itu masih tidak jelas. Berdekatan dengan solstis musim panas dan musim dingin, belahan-belahan Uranus terletak secara bergantian pada penyinaran penuh Matahari atau menghadap angkasa jauh. Menjadi terangnya belahan yang disinari Matahari itu dipekirakan hasil dari penebalan lokal awan dan kabut metana yang terletak troposfer. Kerah yang terang pada garis lintang −45° juga berhubungan dengan awan-awan metana. Perubahan-perubahan lain di daerah kutub selatan dapat dijelaskan oleh perubahan-perubahan pada lapisan awan rendah. Variasi pancaran gelombang mikro dari planet itu mungkin disebabkan oleh suatu perubahan pada sirkulasi troposfer dalam, karena awan dan kabut yang tebal mungkin menghambat konveksi. Sekarang dengan sedang tibanya ekuinoks musim semi

Satelit

Uranus memiliki 27 satelit alam yang telah diketahui. Nama bagi satelit-satelit ini dipilih dari karakter karya Shakespeare dan Alexander Pope. Lima satelit utamanya adalah Miranda, Ariel, Umbriel, Titania dan Oberon. Sistem satelit Uranian adalah yang paling kurang masif di antara raksasa gas; memang, massa gabungan kelima satelit utamanya itupun hanya kurang dari setengah massa Triton. Satelit yang terbesar, Titania, radiusnya hanya 788,9 km, atau kurang dari setengah jari-jari Bulan, tetapi sedikit lebih besar daripada Rhea, satelit kedua terbesar Saturnus, menjadikan Titania satelit berukuran terbesar kedelapan dalam Tata Surya. Satelit itu memiliki albedo yang relatif rendah; berkisar dari 0,20 untuk Umbriel hingga 0,35 untuk Ariel (dalam cahaya hijau). Satelit itu merupakan kumpulan es-batu yang kira-kira terdiri lima puluh persen es dan lima puluh persen batu. Es itu mungkin termasuk amonia dan karbon dioksida.
Di antara satelit-satelit itu, Ariel nampak memiliki pemukaan termuda dengan kawah tabrakan paling sedikit, sedangkan Umbriel nampaknya yang tertua. Miranda memiliki ngarai patahan sedalam 20 kilometer, lapisan-lapisan berpetak dan variasi yang kacau dalam umur dan fitur permukaan. Aktivitas geologis Miranda pada masa lalu dipercaya didorong oleh pemanasan pasang-surut pada suatu ketika saat orbitnya lebih eksentrik daripada sekarang, mungkin hasil dari resonansi orbital dengan Umbriel yang dulu ada. Proses perenggangan yang diasosiasikan dengan diapir yang naik mungkin merupakan asal dari korona-korona yang mirip 'lintasan balap' di satelit itu. Sama dengan itu, Ariel dipercaya pernah berada dalam resonansi 4:1 dengan Titania.

Neptunus merupakan planet terjauh (kedelapan) jika ditinjau dari Matahari. Planet ini dinamai dari dewa lautan Romawi. Neptunus merupakan planet terbesar keempat berdasarkan diameter (49.530 km) dan terbesar ketiga berdasarkan massa. Massa Neptunus tercatat 17 kali lebih besar daripada Bumi, dan sedikit lebih besar daripada Uranus. Neptunus mengorbit Matahari pada jarak 30,1 SA atau sekitar 4.450 juta km. Periode rotasi planet ini adalah 16,1 jam, sedangkan periode revolusinya adalah 164,8 tahun. Simbol astronomisnya adalah ♆, yang merupakan trident dewa Neptunus.
Neptunus ditemukan pada tanggal 23 September 1846. Planet ini merupakan planet pertama yang ditemukan melalui prediksi matematika. Perubahan yang tak terduga di orbit Uranus membuat Alexis Bouvard menyimpulkan bahwa hal tersebut diakibatkan oleh gangguan gravitasi dari planet yang tak dikenal. Neptunus selanjutnya diamati oleh Johann Galle dalam posisi yang diprediksikan oleh Urbain Le Verrier. Satelit alam terbesarnya, Triton, ditemukan segera sesudahnya, sementara 12 satelit alam lainnya baru ditemukan lewat teleskop pada abad ke-20. Neptunus telah dikunjungi oleh satu wahana angkasa, yaitu Voyager 2, yang terbang melewati planet tersebut pada tanggal 25 Agustus 1989.
Komposisi penyusun planet ini mirip dengan Uranus, dan komposisi keduanya berbeda dari raksasa gas Yupiter dan Saturnus. Atmosfer Neptunus mengandung hidrogen, helium, hidrokarbon, kemungkinan nitrogen, dan kandungan "es" yang besar seperti es air, amonia, dan metana. Astronom kadang-kadang mengategorikan Uranus dan Neptunus sebagai "raksasa es" untuk menekankan perbedaannya. Seperti Uranus, interior Neptunus terdiri dari es dan batu. Metana di wilayah terluar planet merupakan salah satu penyebab kenampakan kebiruan Neptunus.
Sementara atmosfer Uranus relatif tidak berciri, atmosfer Neptunus bersifat aktif dan menunjukkan pola cuaca. Contohnya, pada saat Voyager 2 terbang melewatinya pada tahun 1989, di belahan selatan planet terdapat Titik Gelap Besar yang mirip dengan Titik Merah Besar di Yupiter. Pola cuaca tersebut diakibatkan oleh angin yang sangat kencang, dengan kecepatan hingga 2.100 km/jam. Karena jaraknya yang jauh dari Matahari, atmosfer luar Neptunus merupakan salah satu tempat terdingin di Tata Surya, dengan suhu terdingin −218 °C (55 K). Suhu di inti planet diperkirakan sebesar 5.400 K (5.000 °C). Neptunus memiliki sistem cincin yang tipis. Sistem cincin tersebut baru dilacaktemu pada tahun 1960-an dan dipastikan keberadaannya oleh Voyager 2 pada tahun 1989.

Struktur internal

Struktur internal Neptunus mirip dengan Uranus. Atmosfer Neptunus membentuk sekitar lima hingga sepuluh persen massanya, dan kira-kira meliputi 10 hingga 20 persen struktur planet tersebut. Tekanan di atmosfer dapat mencapai 10 GPa. Metana, amonia, dan air dapat ditemui di daerah bawah atmosfer.
Suhu di daerah mantel dapat mencapai 2.000 K hingga 5.000 K. Massa mantel tersebut sama dengan 10 hingga 15 kali massa Bumi, serta kaya akan air, amonia, dan metana. Seperti kebiasaan dalam ilmu keplanetan, campuran ini dijuluki ber-es, meskipun "es" tersebut merupakan fluida superkritikal. Fluida ini, dengan konduktivitas elektrik yang tinggi, kadang-kadang disebut samudra air-amonia. Di kedalaman 7.000 km, metana dapat terurai menjadi kristal intan yang lalu berpresipitasi ke inti. Mantel terdiri dari lapisan air ionik, yaitu tempat molekul air pecah menjadi sup ion hidrogen dan oksigen. Di lapisan mantel yang lebih dalam, terdapat air superionik, yaitu tempat oksigen mengristal, namun ion hidrogen mengapung dengan bebas di oksigen.
Inti Neptunus terdiri dari besi, nikel, dan silikat, dengan massa 1,2 kali Bumi. Tekanan di inti diperkirakan sebesar 7 Mbar (700 GPa), jutaan kali lebih besar daripada tekanan di permukaan Bumi. Sementara itu, suhu di inti dapat mencapai 5.400 K.
Di ketinggian tinggi, atmosfer Neptunus terdiri dari 80% hidrogen dan 19% helium. Jejak-jejak metana juga ada di Neptunus. Pita penyerap metana terbentuk di rentang gelombang di atas 600 nm, di bagian merah dan inframerah spektrum. Seperti Uranus, penyerapan cahaya merah oleh metana atmosfer adalah bagian yang memberikan Neptunus warna biru, meski warna azure cerah Neptunus berbeda daripada warna cyan sejuk Uranus. Karena zat metana atmosfer Neptunus sama seperti Uranus, sejumlah konstituen atmosfer yang tidak dikenal diduga turut berkontribusi pada warna Neptunus.

Atmosfer
Atmosfer Neptunus terbagi lagi menjadi dua wilayah utama; troposfer bawah, tempat suhu terus menurun seiring ketinggiannya, dan stratosfer, tempat suhu terus meningkat seiring ketinggiannya. Batas di antara keduanya, yaitu tropopause, ada pada tekanan 01 bar (100 kPa). Stratosfer kemudian dilanjutkan oleh termosfer pada tekanan kurang dari 10⁻⁵ hingga 10⁻⁴ mikrobar (1 hingga 10 Pa). Termosfer secara bertahap berubah menjadi eksosfer.
Model menunjukkan bahwa troposfer Neptunus dilapisi oleh awan dengan berbagai komposisi tergantung ketinggiannya. Awan tingkat atas muncul pada tekanan kurang dari satu bar, yang suhunya cocok bagi metana untuk mengembun. Untuk tekanan antara satu dan lima bar (100 dan 500 kPa), awan amonia dan hidrogen sulfida diyakini terbentuk. Di atas tekanan lima bar, awan Neptunus terdiri dari amonia, amonium sulfida, hidrogen sulfida dan air. Awan es air yang lebih dalam ditemukan pada tekanan sekitar 50 bar (5.0 MPa), yang suhunya mencapai 0 °C. Di bawahnya, awan amonia dan hidrogen sulfida terbentuk.
Awan tinggi di Neptunus telah diamati menghasilkan bayangan pada lapisan awan opak di bawahnya. Ada pula pita awan tinggi yang menyelimuti planet ini pada garis lintang yang sama. Pita melingkar ini selebar 50–150 km dan berada 50–110 km di atas lapisan awan.
Spektrum Neptunus menunjukkan bahwa stratosfer bawahnya berkabut akibat pengembunan produk fotolisis ultraviolet metana, seperti etana dan asetilena. Stratosfer juga merupakan tempat bagi jejak-jejak karbon monoksida dan hidrogen sianida. Stratosfer Neptunus lebih hangat daripada Uranus karena konsentrasi hidrokarbon yang tinggi.
Termosfer planet ini memiliki suhu yang tidak normal sebesar 750 K dengan alasan yang masih belum jelas. Planet ini terlalu jauh dari Matahari untuk menghasilkan suhu sepanas ini yang diakibatkan oleh radiasi ultraviolet. Satu dugaan mekanisme pemanasan ini ialah adanya interaksi atmosfer di medan magnet planet ini. Dugaan lain adalah adanya gelombang gravitasi dari dalam planet yang menghilang di atmosfer. Termosfer Neptunus terdiri dari jejak-jejak karbon dioksida dan air yang diduga terkumpul dari sumber-sumber luar seperti meteorit dan debu.

Magnetosfer

Neptune juga memiliki magnetosfer yang mirip Uranus, dengan medan magnet yang sangat miring relatif terhadap sumbu rotasinya pada 47° dan berimbang pada 0,55 radii, atau sekitar 13500 km dari pusat fisik planet ini. Sebelum Voyager tiba di Neptunus, diduga bahwa magnetosfer miring Uranus mengakibatkan rotasi Neptunus yang menyamping. Dengan membandingkan medan magnet dua planet, para ilmuwan sekarang berpikir bahwa orientasi ekstrem merupakan karakteristik aliran di bagian dalam planet. Medan ini mungkin dibentuk oleh gerakan cairan konvektif dalam kulit bola tipis pada cairan konduktor listrik (diduga berupa gabungan amonia, metana dan air) yang menghasilkan gerakan dinamo.
Komponen dipol medan magnet di khatulistiwa magnetik Neptunus sekitar 14 mikrotesla (0,14 G). Momentum magnetik dipol Neptunus sekitar 2,2 × 10¹⁷ T·m³ (14 μT·R_N³; R_N adalah radius Neptunus). Medan magnet Neptunus memiliki geometri rumit yang mencakup kontribusi relatif besar dari komponen non-dipolar, termasuk momentum kuadrupol kuat yang kekuatannya mungkin melebihi momentum dipol. Bumi, Yupiter, dan Saturnus memiliki momentum kuadrupol yang relatif kecil, dan medannya sedikit miring dari sumbu kutubnya. Momentum kuadrupol Neptunus yang besar bisa jadi merupakan hasil dari keseimbangan pusat planet dan masalah geometri penggerak dinamo medan magnet4.
Kejutan busur Neptunus, tempat magnetosfer mulai memperlambat angin surya, terbentuk pada jarak 34,9 kali radius planet ini. Magnetopause, tempat tekanan magnetosfer mengimbangi angin surya, terbentuk pada jarak 23–26,5 kali radius Neptunus. Ekor magnetosfer memanjang hingga 72 kali radius Neptunus, dan bisa jadi lebih panjang lagi.
Cincin planet
Neptunus memiliki sebuah sistem cincin planet, meski kurang kokoh daripada Saturnus. Cincin-cincin tersebut terdiri dari partikel es yang diselubungi bahan berdasar silikat atau karbon yang memberi warna merah pada cincin. Tiga cincin utamanya adalah Cincin Adams yang sempit, 63000 km dari pusat Neptunus, Cincin Le Verrier pada ketinggian 53000 km, dan Cincin Galle yang luas dan lemah pada ketinggian 42000 km. Perpanjangan lemah ke luar hingga Cincin Le Verier diberi nama Lassell; perpanjangan ini dibatasi oleh Cincin Arago di pinggiran luarnya pada ketinggian 57.000 km.
Cincin planet pertama ditemukan tahun 1968 oleh tim yang dipimpin Edward Guinan,^[14][56] namun akhirnya disimpulkan cincin ini belum lengkap. Bukti bahwa cincin-cincin tersebut memiliki celah pertama muncul pada okultasi bintang tahun 1984 ketika cincin tersebut mengaburkan sebuah bintang ketika tenggelam, bukan ketika muncul. Gambar yang diambil Voyager 2 tahun 1989 menyelesaikan masalah ini dengan memperlihatkan beberapa cincin lemah. Cincin ini memiliki struktur menggumpal, akibatnya belum diketahui namun bisa jadi karena interaksi gravitasi dengan satelit kecil di orbit dekat cincin.
Cincin terluar, Adams, terdiri dari lima busur utama yang diberi nama Courage, Liberté, Egalité 1, Egalité 2 dan Fraternité (Keberanian, Kebebasan, Kesetaraan dan Persaudaraan).^[61] Keberadaan busur-busur ini sulit dijelaskan karena hukum gerakan akan memprediksikan bahwa busur tersebut tersebar menjadi cincin seragam dalam kurun waktu yang sangat singkat. Para astronom sekarang yakin bahwa busur-busur tersebut mengitari Neptunus sesuai bentuknya sekarang akibat dampak gravitasi Galatea, sebuah satelit yang dekat dengan cincin ini.
Pengamatan dari Bumi pada tahun 2005 menunjukkan bahwa cincin Neptunus lebih tidak stabil daripada dugaan sebelumnya. Gambar yang diambil dari W. M. Keck Observatory tahun 2002 dan 2003 memperlihatkan kerusakan pada cincin jika dibandingkan dengan gambar dari Voyager 2. Karena itu, sepertinya busur Liberté akan menghilang selambat-lambatnya satu abad berikutnya.

 Iklim

Salah satu perbedaan antara Neptunus dan Uranus adalah tingkat aktivitas meteorologinya. Ketika Voyager 2 terbang melewati Uranus pada tahun 1986, planet ini terlihat lemah. Sebenarnya,Neptunus memiliki fenomena cuaca luar biasa ketika Voyager 2 melintasinya pada tahun 1989.
Cuaca Neptunus dapat dikenali dari sistem badai dinamisnya yang ekstrem, dengan angin mencapai kecepatan 600 m/detik—hampir menyamai aliran supersonik. Selain itu, dengan melacak gerakan awan tetap, kecepatan angin juga ditunjukkan beragam mulai dari 20 m/detik ke timur hingga 325 m/detik ke barat. Di puncak awan, angin kuat memiliki kecepatan yang berkisar antara 400 m/detik di sepanjang khatulistiwa hingga 250 m/detik di kutub. Kebanyakan angin di Neptunus berembus dengan arah melawan rotasi planet. Pola angin yang umum menunjukkan adanya rotasi searah di lintang tinggi vs. rotasi menghulu di lintang bawah. Perbedaan arah aliran diduga merupakan "efek kulit" dan bukan karena proses atmosfer dalam apapun. Di lintang 70° S, angin jet berkecepatan tinggi berembus dengan kecepatan 300 m/detik.
Limpahan metana, etana dan etina di khatulistiwa Neptunus 10–100 kali lebih besar daripada di kutubnya. Ini ditafsirkan sebagai bukti adanya pembalikan massa air di khatulistiwa dan penyurutan di kutub.
Pada tahun 2007 ditemukan bahwa troposfer atas kutub selatan Neptunus 10 °C lebih panas daripada keseluruhan Neptunus, yang suhu rata-ratanya sekitar −200 °C (70 K). Perbedaan panas ini cukup untuk membiarkan metana, di manapun membeku di atmosfer atas Neptunus, mencair sebagai gas melintasi kutub selatan dan ke luar angkasa. "Titik panas" relatif ini dikarenakan kemiringan sumbu Neptunus, yang memaparkan kutub selatan ke Matahari selama seperempat terakhir tahun Neptunus, atau 40 tahun Bumi. Ketika Neptunus perlahan bergerak menuju sisi lain Matahari, kutub selatan akan gelap dan kutub utara terang, mengakibatkan pelepasan metana berpindah ke kutub utara.
Akibat perubahan musim, pengamatan di pita awan belahan selatan Neptunus menunjukkan adanya peningkatan ukuran dan albedo. Peristiwa ini pertama kali terlihat tahun 1980 dan diperkirakan akan terus berlangsung hingga 2020. Periode orbit Neptunus yang panjang menghasilkan musim-musim yang berlangsung selama 40 tahun.
Orbit dan rotasinya
Jarak rata-rata antara Neptunus dan Matahari adalah 4,50 miliar km (sekitar 30,1 AU), dan menyelesaikan orbitnya setiap 164,79 tahun dengan variabilitas sekitar ±0,1 tahun.
Pada 11 Juli 2011, Neptunus menyelesaikan orbit barisentris pertamanya sejak ditemukan tahun 1846, meski tidak muncul pada posisi penemuannya di langit karena Bumi berada pada lokasi berbeda dalam orbitnya selama 365,25 hari. Akibat gerakan Matahari terhadap barisenter Tata Surya, pada 11 Juli Neptunus juga tidak berada pada posisi penemuannya terhadap Matahari; jika sistem koordinat heliosentris digunakan, garis bujur penemuannya tercapai pada 12 Juli 2011.
Orbit elips Neptunus berinklinasi 1,77° jika dibandingkan dengan Bumi. Akibat eksentrisitas sebesar 0,011, jarak antara Neptunus dan Matahari mencapai 101 juta km antara perihelion dan aphelion, titik terdekat dan terjauh planet dari Matahari di sepanjang jalur orbitnya.
Kemiringan sumbu Neptunus adalah 28,32°, sama seperti kemiringan Bumi (23°) dan Mars (25°). Akibatnya, planet ini mengalami perubahan musim yang sama seperti Bumi. Periode orbit Neptunus yang lama berarti musim-musim tersebut berlangsung selama 40 tahun Bumi. Periode rotasi siderealnya (hari) secara kasar yaitu 11,611 jam. Karena kemiringan sumbunya sama seperti Bumi, variasi panjang hari sepanjang tahunnya tidak terlalu ekstrem.
Karena Neptunus bukan benda padat, atmosfernya mengalami rotasi diferensial. Zona khatulistiwa yang lebar berotasi selama 18 jam, lebih lambat daripada rotasi medan magnetnya selama 16,1 jam. Rotasi terbalik terjadi di kawasan kutub yang berlangsung selama 12 jam. Rotasi diferensial planet ini paling menarik daripada planet-planet lain di Tata Surya, dan mengakibatkan adanya hembusan angin lintang yang kuat.
Satelit
Neptunus diketahui memiliki 13 satelit. Satelit terbesar terdiri dari 99,5 persen massa di orbit sekitar Neptunus dan satu-satunya yang berbentuk sferoid adalah Triton, ditemukan oleh William Lassell 17 hari setelah penemuan Neptunus. Tidak seperti satelit planet besar lain di Tata Surya, Triton memiliki orbit menghulu, yang menandakan bahwa Triton terjebak oleh gravitasi Neptunus, bukannya terbentuk di tempat; Triton diduga pernah menjadi planet kerdil di sabuk Kuiper. Triton sangat dekat dengan Neptunus sehingga terjebak dalam rotasi sinkronisnya, dan secara perlahan bergerak spiral ke dalam akibat akselerasi pasang dan akan terbelah dalam kurun 3,6 miliar tahun ketika Triton mencapai batas Roche. Pada tahun 1989, Triton merupakan benda terdingin yang pernah diukur di tata surya, dengan perkiraan suhu sekitar −235 °C (38 K).
Satelit kedua Neptunus (menurut urutan penemuannya), yaitu satelit ireguler Nereid, memiliki salah satu orbit paling eksentrik di antara semua satelit di tata surya. Eksentrisitas sebesar 0,7512 memberikannya apoapsis tujuh kali lebih panjang daripada periapsisnya dari Neptuus.
Sejak Juli hingga September 1989, Voyager 2 menemukan enam satelit Neptunus baru. Dari enam satelit tersebut, Proteus yang berbentuk ireguler terkenal sebagai benda padat besar yang tidak tertarik menjadi bentuk sferoid akibat gravitasinya sendiri. Meski merupakan satelit terbesar kedua Neptunus, massa Proteus hanya 0,25% dari massa Triton. Orbit empat satelit terdalam Neptunus—Naiad, Thalassa, Despina dan Galatea—sangat dekat dengan cincin Neptunus. Satelit terjauh selanjutnya, Larissa, ditemukan pada 1981 ketika satelit ini mengokultasi sebuah bintang. Okultasi ini terjadi pada busur cincin, namun ketika Voyager 2 mengamati Neptunus pada tahun 1989, okultasi ini dinyatakan terjadi akibat satelitnya. Lima satelit ireguler baru yang ditemukan antara tahun 2002 dan 2003 diumumkan pada tahun 2004. Karena Neptunus adalah dewa laut Romawi, satelit-satelit Planet ini diberi nama sesuai nama dewa-dewa laut selanjutnya.