궤도와 회전
천왕성은 태양 주위를 84 지구년에 한 바퀴 돕니다. 태양에서의 평균 거리는 3십억 km(약 20 AU)입니다.
천왕성은 84년 주기로 태양을 30억 km ( 약 20 천문단위 ) 거리에서 한 바퀴 돕니다. 천왕성에서 태양을 본다면 지구에서보다 400배 희미하게 보일 것입니다. 궤도 요소들은 피에르-시몽 라플라스에 의해 1783년 처음으로 계산되었습니다. 이후 1841년 존 카우치 애덤스는 처음으로 천왕성의 중력적 영향에 의한 새로운 행성 예견을 하였으며, 1845년에 르 비에르는 천왕성의 궤도에 대한 독자적인 연구를 시작했습니다. 1846년 9월 23일, 요한 갓필드 갈레는 새 행성을 찾았으며, 이후 이름을 "해왕성"이라 지었습니다. 그것은 르 비에르가 예견했던 곳과 매우 비슷한 곳에서 발견된 것입니다.
천왕성의 자전 주기는 17시간 14분 정도입니다. 그러나, 모든 거대 가스 행성들의 상부 대기는 자전의 방향으로 심한 바람을 받습니다. 결국, 실제 보이는 천왕성의 대기는 실제 자전 주기보다 빠르게 움직이며 한번 전체적인 대기가 자전하는 데는 14시간도 채 걸리지 않습니다.
자전축 기울기
천왕성의 자전축은 태양계 평면에 거의 누워있다시피 하며, 기울기는 약 98도입니다. 이렇게 큰 자전축의 기울기는 천왕성에서의 계절을 다른 행성과 완전히 차이나게 합니다. 태양계의 다른 행성들은 기울어진 팽이를 상상하지만 천왕성은 기울어진 구르는 공에 더 가깝습니다. 천왕성의 지점 부근에서는 극 한쪽 면이 계속 태양을 향하고, 반대쪽 극은 태양을 볼 수 없습니다. 한쪽의 극은 42년 동안 태양 빛을 받고, 42년 동안 어둠에 놓이게 됩니다. 결국 이러한 천왕성의 이상한 자전 때문에, 한쪽 극 부분은 적도 부분보다 더 많은 태양의 에너지를 받게 됩니다. 그럼에도 불구하고, 천왕성의 적도가 오히려 에너지를 더 많이 받는 극보다 따뜻합니다. 이러한 이상한 현상은 아무래도 대기의 질량과 그 속에 열을 저장할 수 있는 양이 워낙 크기 때문에 40년 주기의 태양빛/암흑의 반복이 큰 영향을 못 주는 것으로 예상됩니다. 이 심한 기울기의 원인은 지금까지도 확실히 밝혀지지 않았으며, 태양계 초기에 천왕성이 지구만 한 원시행성과 충돌함에 따라 이런 기울어짐이 생겼다고 추정되고 있습니다. 그러나 이 추정의 경우 지구만 한 원시 행성의 충돌 시에 잔존 물질들이 모여 위성을 형성될 가능성이 높으나 천왕성의 주요 위성들이 해왕성의 큰 위성인 트리톤보다 훨씬 작기 때문에 지구만 한 천체 충돌의 증거로 부족합니다. 따라서 다른 행성들 토성과 해왕성들의 중력의 영향으로 궤도와 기울기에 영향을 줄 가능성도 있습니다. 1986년 보이저 2호가 지나갈 즈음에는 천왕성의 남극 쪽은 태양을 거의 직접 향하고 있었습니다.
가시성
천왕성의 실시 등급은 1995년에서 2006년까지 +5.6과 +5.9 사이에서 변동했으며, 육안 관측 한계인 +6.5 등급보다 밝기 때문에 맨눈으로도 볼 수 있습니다. 각지름은 3.4 ~ 3.7 각초이며, 16 ~ 20 각초인 토성 및 32 ~ 45 각초인 목성보다는 작습니다. 천왕성은 깜깜한 하늘에서 육안으로 볼 수 있으며, 쌍안경이 있다면 도시 지역에서도 쉽게 관측할 수 있습니다. 대물렌즈 구경이 15 ~ 23 cm인 대형 아마추어 망원경으로는 희미한 청록색 원반 모양과 주연감광을 확인할 수 있습니다. 대물렌즈가 25 cm보다 큰 대형 망원경으로는 구름 모양과 티타니아, 오베론과 같은 큰 위성도 볼 수 있습니다.
천왕성의 구조
천왕성의 질량은 지구의 약 14.5배로 가스 행성들 중에서 가장 가볍고 밀도 또한 1.27 g/cm³으로 토성 다음으로 낮습니다. 천왕성의 반지름은 해왕성보다 조금 더 크나(지구의 4배가 약간 넘음), 밀도가 낮기 때문에 질량은 해왕성보다 작습니다. 밀도가 낮은 것으로부터 천왕성 내부는 물, 암모니아, 메테인 등 여러 종류의 물질이 섞인 상태에 있음을 추측할 수 있습니다. 천왕성 내부 얼음 물질의 총질량은 정확히 알려져 있지 않으며 선택된 모형에 따라 다른 값이 도출됩니다. 그러나 여러 모형에 근거할 때 얼음 물질의 질량은 지구의 9.3 ~ 13.5배 정도일 것입니다. 수소와 헬륨이 천왕성 전체 질량에서 차지하는 비율은 매우 작은데, 그 질량은 지구의 0.5 ~ 1.5배에 불과합니다. 얼음 물질과 가벼운 기체 물질을 제외한 나머지 질량(지구 질량의 0.5 ~ 3.7배)은 암석 물질일 것으로 생각됩니다.
천왕성 내부는 표준 모형에 따르면 세 부분으로 나뉩니다. 중심부에는 암석 물질의 핵이 있고 그 위로 얼음 혼합물로 구성된 맨틀이 있으며 가장 바깥 층은 수소와 헬륨으로 이루어진 기체층입니다. 천왕성의 중심핵 질량은 지구의 0.55배이며 반지름은 천왕성 크기의 20퍼센트 정도로 전체에 비해 상대적으로 크기가 작습니다. 맨틀이 천왕성 부피의 대부분을 차지하며 그 질량은 지구의 13.4배 정도입니다. 최상층의 가벼운 원소로 이루어진 대기층 질량은 지구의 0.5배에 두께는 천왕성 반지름의 20퍼센트 정도입니다. 천왕성 핵의 밀도는 약 9g/cm³로, 여기에는 800만 바(800 기가파스칼)에 이르는 압력이 가해지고 있으며 온도는 5000 켈빈입니다. ‘얼음’ 맨틀층은 우리가 생각하는 상식적인 차가운 얼음으로 이루어진 것이 아니라, 압력으로 뜨겁게 가열된 물, 암모니아, 기타 휘발성 물질들이 농밀하게 흐르고 있는 상태입니다. 이 유체를 물-암모니아 바다로 부를 때도 있습니다. 천왕성과 해왕성 내부는 목성 및 토성 내부와 매우 다른데, 전자 둘은 가스층 아래 얼음 맨틀이 부피 대부분을 차지하나 후자 둘은 가스가 대부분을 구성하고 있습니다.
위에 설명한 가설 모형 외에도 다른 내부구조 가설들이 있으나 이들의 주장 또한 그리 천왕성의 물리적 수치에 모순되지 않습니다. 예를 들어 만약 상당량의 수소와 암석 물질이 얼음 맨틀에 섞여 있을 경우 맨틀 내 얼음 질량은 표준 모형이 주장하는 바에 비해 줄어들 것이며 얼음이 줄어든 만큼 기체 및 암석 물질의 질량이 많다고 해석이 가능합니다. 현재 천왕성의 물리적 측정치만으로는 어떤 모형이 정확한지를 판별할 수 없습니다. 천왕성 내부가 유체 형태라는 사실로부터 딱딱한 표면이 없을 것임을 추측할 수 있습니다. 기체로 이루어진 대기 밑으로 점차 하강할수록 구성 물질들은 액체에 가까워질 것입니다. 편의상 대기압이 1 바(100킬로 파스칼)인 지점을 회전 타원체의 ‘표면’이라고 정의하고 있습니다. 이 정의에 따르면 천왕성의 적도 반지름과 극반지름은 각각 25,559 ± 4 km, 24,973 ± 20 km가 됩니다. 본 문서의 고도 관련 내용은 위 정의에 따라 계산한 것입니다. 네이처 피직스’ 최근호에 실린 미국 로렌스 리버모어 국립 연구소의 존 에거트 박사의 논문에 따르면 해왕성과 천왕성의 바다는 다이아몬드 바다일 가능성이 있습니다. 그 액체 다이아몬드 바다 위에는 다이아몬드 덩어리들이 떠다닐 것이라고 합니다.