天王星
天王星主要是由岩石與各種成分不同的水冰物質所組成，其組成主要元素為氫(83％)，其次為氦(15％)。在許多方麵天王星(海王星也是)與大部分都是氣態氫組成的木星與土星不同，其性質比較接近木星與土星的地核部份，而沒有類木行星包圍在外的巨大液態氣體表麵(主要是由金屬氫化合物氣體受重力液化形成)。天王星並沒有土星與木星那樣的岩石內核，它的金屬成分是以一種比較平均的狀態分布在整個地殼之內。直接以肉眼觀察，天王星的表麵呈現洋藍色，這是因為它的甲烷大氣吸收了大部分的紅色光譜所導致。
內部結構
天王星的質量大約是地球的14．5倍，是類木行星中質量最小的，它的密度是1．29公克／厘米³；隻比土星高一些。直徑雖然與海王星相似(大約是地球的4倍)，但質量較低。這些數值顯示它主要由各種各樣揮發性物質，例如水、氨和甲烷組成。天王星內部冰的總含量還不能精確的知道，根據選擇的模型不同有不同的含量，但是總在地球質量的9．3～13．5倍之間。氫和氦在全體中隻占很小的部份，大約在O．5～1．5地球質量。剩餘的質量(O．5～3．7地球質量)才是岩石物質。
天王星的標準模型結構包括三個層麵：在中心是岩石的核，中間是冰的地函，最外麵是氫／氦組成的外殼。相較之下核非常的小，隻有0．55地球質量，半徑不到天王星的20％；地函則是個龐然大物，質量大約是地球的13．4倍；而最外層的大氣層則相對上是不明確的，大約擴展占有剩餘20％的半徑，但質量大約隻有地球的O．5倍。天王星核的密度大約是9克／厘米；，在核和地函交界處的壓力是8百萬巴和大約5000K的溫度。冰的地函實際上並不是由一般意義上所謂的冰組成，而是由水、氨和其他揮發性物質組成的熱且稠密的流體。這些流體有高導電性，有時被稱為水一氨的海洋。天王星和海王星的大塊結構與木星和土星相當的不同，冰的成分超越氣體，因此有理由將她們分開另成一類為冰巨星。
上麵所考慮的模型或多或少都是標準的，但不是唯一的，其他的模型也能滿足觀測的結果。例如，如果大量的氫和岩石混合在地函中，則冰的總量就會減少，並且相對的岩石和氫的總量就會提高；目前可利用的數據還不足以讓我門確認哪一種模型才是正確的。天王星內部的流體結構意味著沒有固體表麵，氣體的大氣層是逐漸轉變成內部的**層內。但是，為便於扁球體的轉動，在大氣壓力達到1巴之處被定義和考慮為行星的表麵時，他的赤道和極的半徑分別是25559±4和24973±20千米。這樣的表麵將做為這篇文章中高度的零點。
內熱
天王星的內熱看上去明顯的比其他的類木行星為低，在天文的項目中，他是低熱流量。目前仍不了解天王星內部的溫度為何會如此低，大小和成分與天王星像是雙胞胎的海王星，放出至太空中的熱量是得自太陽的2．6l倍；相反的，天王星幾乎沒有多出來的熱量被放出。天王星在遠紅外(也就是熱輻射)的部份釋出的總能量是大氣層吸收自太陽能量的1．06±O．08倍。事實上，天王星的熱流量隻有0．042±0．047瓦／米。，遠低於地球內的熱流量0．075瓦／米。。天王星對流層頂的溫度最低溫度紀錄隻有49K，使天王星成為太陽係溫度最低的行星，比海王星還要冷。
在天王星被超重質量的錘碎機敲擊而造成轉軸極度傾斜的假說中，也包含了內熱的流失，因此留給天王星一個內熱被耗盡的核心溫度。另一種假說認為在天王星的內部上層有阻止內熱傳達到表麵的障礙層存在，例如，對流也許僅發生在一組不同的結構之間，也許禁止熱能向上傳遞。
海洋
根據旅行者2號的探測結果，科學家推測天王星上可能有一個深度達10000千米、溫度高達攝氏6650度，由水、矽、鎂、含氮分子、碳氫化合物及離子化物質組成的液態海洋。由於天王星上巨大而沉重的大氣壓力，令分子緊靠在一起，使得這高溫海洋未能沸騰及蒸發。反過來，正由於海洋的高溫，．恰好阻擋了高壓的大氣將海洋壓成固態。海洋從天王星高溫的內核(高達攝氏6650度)一直延伸到大氣層的底部，覆蓋整個天王星。必須強調的是，這種海洋與我們所理解的、地球上的海洋完全不同。然而，近年卻有觀點認為，天王星上不存在這個海洋。真相如何，恐怕隻有待進一步的觀測，或是寄望美國國家航空航天局(NASA)會落實初步構想中的新視野號2號計劃，派出無人探測船再度拜訪天王星。
大氣層
雖然在天王星的內部沒有明確的固體表麵，天王星最外麵的氣體包殼，也就是被稱為大氣層的部分，卻很容易以遙傳感量。遙傳感量的能力可以從1帕之處為起點向下深入至300千米，相當於100帕的大氣壓力和320K的溫度。稀薄的暈從大氣壓力1帕的表麵向外延伸擴展至半徑兩倍之處，天王星的大氣層可以分為三層：對流層，從高度?300至50千米，大氣壓’100帕至0．1帕；平流層(同溫層)，高度50至4000千米，大氣壓力0．1帕至10一10帕；和增溫層／暈，從4000千米向上延伸至距離表麵50000千米處。沒有中氣層(散逸層)。
成份
天王星大氣層的成分和天王星整體的成分不同，主要是氫分子和氦。氦的摩爾分數，這是每摩爾中所含有的氦原子數量，是0．15±0．03；在對流層的上層，相當於O．26±O．05質量百分比。這個數值很接近0．275±0．Ol的原恒星質量百分比。顯示在氣體的巨星中，氦在行星中是不穩定的。在天王星的大氣層中，含量占第三位的是甲烷(CH4．)。甲烷在可見和近紅外的吸收帶為天王星製造了明顯的藍綠或深藍的顏色。在大氣壓力1．3帕的甲烷雲頂之下，甲烷在大氣層中的摩爾分數是2．3％，這個量大約是太陽的20至30倍。混合的比率在大氣層的上層由於極端的低溫，降低了飽合的水平並且造成多餘的甲烷結冰。對低揮發性物質的豐富度，像是氨、水和硫化氫，在大氣層深處的含量所知有限，但是大概也會高於太陽內的含量。除甲烷之外，在天王星的上層大氣層中可以追蹤到各種各樣微量的碳氫化合物，被認為是太陽的紫外線輻射導致甲烷光解產生的。包括乙烷(C；2H6)，乙炔(C2H2)，甲基乙炔(CH3C2H)，聯乙炔(c2HC2H)。光譜也揭露了水蒸汽的蹤影，一氧化碳和二氧化碳在大氣層的上層，但可能隻是來自於彗星和其他外部天體的落塵。
對流層
對流層是大氣層最低和密度最高的部份，溫度隨著高度增加而降低，溫度從有名無實的底部大約320K，高度300千米，降低至53K，高度50千米。在對流層頂實際的最低溫度在49至57K，依在行星上的高度來決定。對流層頂是行星的上升暖氣流輻射遠紅外線最主要的區域，由此處測量到的有效溫度是59．1±0．3K。
對流層應該還有高度複雜的雲係結構，水雲被假設在大氣壓力50～100帕，氨氫硫化物雲在20～40帕的壓力範圍內，氨或氫硫化物雲在3～10帕，最後是直接偵測到的甲烷雲在l～2帕。對流層是大氣層內動態非常充分的部份，展現出強風、明亮的雲彩和季節性的變化，將會在下麵討論。
上層大氣層
天王星大氣層的中層是平流層，此處的溫度逐漸增加，從對流層頂的53K上升至增溫層底的800至850K。平流層的加熱來自於甲烷和其他碳氫化合物吸收的太陽紫外線和紅外線輻射，大氣層的這種形式是甲烷的光解造成的。來自增溫層的熱也許也值得注意。碳氫化合物相對來說隻是很窄的一層，高度在100至280千米，相對於氣壓是lO微帕至0．1微帕，溫度在75K和1。70K之間。含量最多的碳氫化合物是乙炔和乙烷，相對於氫的混合比率是×10?7，與甲烷和一氧化碳在這個高度上的混合比率相似。更重的碳氫化合物、二氧化碳和水蒸氣，在混合的比率上還要低三個數量級。乙烷和乙炔在平流層內溫度和高度較低處與對流層頂傾向於凝聚而形成數層陰霾的雲層，那些也可能被視為出現在天王星上的雲帶。然而，碳氫化合物集中在在天王星平流層陰霾之上的高度比其他類木行星的高度要低是值得注意的。
天王星大氣層的最外層是增溫層或暈，有著均勻一致的溫度，大約在800至850K。目前仍不了解是何種熱源支撐著如此的高溫，雖然低效率的冷卻作用和平流層上層的碳氫化合物也能貢獻一些能源，但即使是太陽的遠紫外線和超紫外線輻射，或是極光活動都不足以提供所需的能量。除此之外，氫分子和增溫層與暈擁有大比例的自由氫原子，它們的低分子量和高溫可以解釋為何暈可以從行星擴展至50000千米，天王星半徑的倆倍遠。這個延伸的暈是天王星的一個獨特的特點。它的作用包括阻尼環繞天王星的小顆粒，導致一些天王星環中塵粒的耗損。天王星的增溫層和平流層的上層對應著天王星的電離層。觀測顯示電離層占據2000至10000千米的高度。天王星電離層的密度比土星或海王星高，這可能肇因於碳氫化合物在平流層低處的集中。電離層是承受太陽紫外線輻射的主要區域，它的密度也依據太陽活動而改變。極光活動不如木星和土星的明顯和重大。
行星環
天王星有一個暗淡的行星環係統，由直徑約十米的黑暗粒狀物組成。他是繼土星環之後，在太陽係內發現的第二個環係統。目前已知天王星環有13個圓環，其中最明亮的是8環。天王星環被認為是相當年輕的，在圓環周圍的空隙和不透明部份的區別，暗示她們不是與天王星同時形成的，環中的物質可能來自被高速撞擊或潮汐力粉碎的衛星。
環的發現日期是1977年3月lO日，在。James L Elliot、Edward w．DunMm、和Douglas J．Mink使用柯伊伯機載天文台觀測時。這個發現是很意外的，他們原本的計劃是觀測天王星掩蔽SAO 158687以研究天王星的大氣層。然而，當他們分析觀測的資料時，他們發現在行星掩蔽的前後，這顆恒星都曾經短暫的消失了五次。他們認為，必須有個環係統圍繞著行星才能解釋。旅行者2號在1986年飛掠過天王星時，直接看見了這些環。旅行者2號也發現了兩圈新的光環，使環的數量增加到7圈。
在2005年12月，哈勃太空望遠鏡偵測到一對早先未曾發現的藍色圓環。最外圍的一圈與天王星的距離比早先知道的環遠了兩倍，因此新發現的環被稱為環係統的外環，使天王星環的數量增加到13圈。哈柏同時也發現了兩顆新的小衛星，其中的blab還與最外麵的環共享軌道。在2006年4月，凱克天文台公布的新環影像中，外環的一圈是藍色的，另一圈則是紅色的。
關於外環顏色是藍色的一個假說是，它由來自blab的細小冰微粒組成，因此能散射足夠多的藍光。天王星的內環看起來是呈灰色的。
衛星
目前已知天王星有27顆天然的衛星，這些衛星的名稱都出自莎士比亞和蒲伯的歌劇中。五顆主要衛星的名稱是米蘭達、艾瑞爾、烏姆柏裏厄爾、泰坦尼亞和歐貝隆。第一顆和第二顆(泰坦尼亞和歐貝隆)是威廉·赫歇耳在1。787年3月13日發現的，另外兩顆艾瑞爾和烏姆柏裏厄爾是在1851年被威廉·拉索爾發現的。在1852年，威廉·赫歇耳的兒子約翰·赫歇耳才為這四顆衛星命名。到了1948年傑勒德P．庫普爾發現第五顆衛星米蘭達。
天王星衛星係統的質量是氣體巨星中最少的，的確，五顆主要衛星的總質量還不到崔頓的一半。最大的衛星，泰坦尼亞，半徑788．9千米，還不到月球的一半，但是比土星第二大的衛星Rhea稍大些。這些衛星的反照率相對也較低，烏姆柏裏厄爾約為0．2，艾瑞爾約為0．35(在綠光)。這些衛星由冰和岩石組成，大約是50％的冰和50％的岩石，冰也許包含氨和二氧化碳。
在這些衛星中，艾瑞爾有著最年輕的表麵，上麵隻有少許的隕石坑；烏姆柏裏厄爾看起來是最老的。米蘭達擁有深達20千米的斷層峽穀，梯田狀的層次和混亂的變化，形成令人混淆的表麵年齡和特征。有種假說認為米蘭達在過去可能遭遇過巨型的撞擊而被完全的分解，然後又偶然的重組起來。
1986年1月，旅行者2號太空船飛越過天王星，在稍後研究照片時，發現了Perdita和10顆小衛星。後來使用地麵的望遠鏡也證實了這些衛星的存在。