Päikessüsteemi neli hiidplaneeti jagatakse sageli kahte rühma - gaasihiiud (Jupiter ja Saturn) ning jää hiiud (Uraan ja Neptuun). Ehkki ka Uraan ja Neptuun on suures osas gaasilised planeedid, on seda eristamist hakatud kasutama, et rõhutada Uraani ja Neptuuni teatud eripära. Uraani ja Neptuuni koostises on olulises koguses ka vesinikust ja heeliumist raskematest elementidest (süsinik, lämmastik) koosnevaid molekule. Planeetide formeerumisel oli see gaas kas jää kujul või oli seotud tavalise vee jää terakestega. Lisaks, nende planeetide siseosad on kivimite ja jääde segu ning küllaltki suured, nii et mõnikord on seda siseosa isegi nimetatud planeedi pinnaks, ehkki selle peal võib olla ka mingi vedel kiht. Sageli on joonistel, kus on kujutatud näiteks temperatuuri või rõhu sõltuvus kõrgusest, nullpunktiks võetud troposfääri ülaosa. Kuid siinkohal on oluline meenutada joonist 172, millelt näeme, et sõltuvalt rõhust ja temperatuurist esineb vesinik neid väga erinevates faasides.

Jupiter (joonis 291) pöörleb perioodiga veidi alla $10$ tunni ehk väga kiiresti. See on magnetvälja pöörlemisperiood ehk magnetvälja poolt tekitatava piirkonna pöörlemisperiood. Pindmised kihid (pilved) pöörlevad erineva kiirusega, poolustel veidi ($5$ minuti võrra) aeglasemalt kui ekvaatoril. Ehk siis tegemist on diferentsiaalse pöörlemisega nagu Päikese puhulgi, kuid Jupiteri puhul on nurkkiiruste erinevused tunduvalt väiksemad. Kiire pöörlemise tõttu on Jupiter märgatavalt lapik (lapikus $1/15$). Paokiirus Jupiteril on tervelt $60km/s$, nii et isegi vesiniku aatomid ei suuda seda ületada. Nii ongi Jupiteri ürgne koostis säilinud.

Jupiteril on palju erinevate mõõtmetega ja omadustega kaaslasi, millest nelja suuremat (joonis 292), nn Galilei kuud, saab suurema binokliga näha ka Maalt. 

Kõige levinum gaas Jupiteril on $H_2$ ($85\%$ aatomitest), seejärel $He$ ($14\%$). Leitud on ka vähesel määral metaani, ammoniaaki ja veeauru. Visuaalselt domineerib Jupiteril kaks nähtust: mitmed paralleelselt ekvaatoriga paiknevad pruunikad atmosfääriribad ning ovaalne moodustis, mida nimetatakse Suureks punaseks laiguks. Detailsemal vaatlusel on atmosfääriribad on üsna erivärvilised – helekollased, helesinised, tumepruunid, erepunased jt (joonis 293a). Need värvused on tingitud keerulistest keemilistest protsessidest atmosfääri erinevates kihtides. Madalamal on tavalise vee jääkristallide kiht, mis annab sellele kihile sinaka värvuse, seejärel tuleb kollaka/punaka/pruunika tooniga ammooniumhüdrosulfiidide jää pilve kiht ja kõige kõrgemal on valge tooniga ammoniaagi jää pilvede kiht. Kuid täpsem värvigamma on keerukam.

Jupiteri vöödilise väljanägemise põhjustavad tumedamad ja madalamad piirkonnad selle pilvkattes, kus külmem gaas laskub allapoole ning heledamad ja kõrgemad piirkonnad, kus kuumem gaas tõuseb üles (joonis 293b). Vastavalt sellele, millist värvi kihtidega liikumisega on tegemist, kujunevad ka vöödilise struktuuri värvid. Piki vööd võib tuule kiirus ulatuda $300–500km/h$. Vööndite olemasolu on analoogne Maa atmosfääris toimuvate konvektiivsete liikumistega (Hadley tsirkulatsioonid), ent Jupiteri kiire pöörlemise tõttu on nende struktuur ümber planeedi keerdunud. 

Joonis 293a. Jupiteri atmosfääri struktuur. Troposfääris on värvilised pilvekihid, mis annavad Jupiterile ilusa väljanägemise.	Joonis 293b. Jupiteri vöödilise väljanägemise põhjustavad tõusvad ja langevad erinevat värvi pilvekihtide liikumised.

Jupiteri atmosfääri efektseimaks fenomeniks on nn Suur punane laik (SPL), mis võimalik, et avastati juba 1664. või 1665. aastal ning on seega eksisteerinud üle $300$ aasta. Kuid see ei ole siiski kindel. Laigu mõõtmed on umbes kolm Maa läbimõõtu. See laik on keeris – umbes nagu Maa atmosfääris taifuunid, kuid kõrgrõhkkond – perioodiga $6$ päeva. SPL pöörleb ümber Jupiteri ligikaudu sama kiirusega millega planeedi sisemuski, mis viidates sellele, et keerise allikas asub sügaval atmosfääri sisemuses. SPL-i päritolu ning energiaallikad pole aga teada. Punasest laigust väiksemad tormid on Jupiteril üsna sagedased – on mitmeid väiksemaid laike, mis paistavad samuti keeristormid olevat. 

Jupiter kiirgab energiat umbes $2$ korda rohkem kui see Päikeselt saab, sest gravitatsiooniline energia vabaneb aeglaselt – Jupiter tõmbub endiselt veel tasapisi kokku.

 Jupiteri siseehituse mudeli alusel (joonis 294) läheb mõnetuhande kilomeetri sügavusel gaas vedelasse olekusse üle. Edasi, $20000km$ sügavusel, on rõhk juba nii suur, et toimub teine muutus, seekord „metallilisse” olekusse, mille omadused on sarnased vedelate metallidega. Jupiteri vaadeldava lapikuse mudel nõuab, et planeedi keskel asuks tihe tuum massiga* umbes $6-25$ Maa massi. Nagu näete, hinnangud varieeruvad tugevalt. Tuum on oma koostiselt kivimiline ($Fe$-$Si$). Tsentris on rõhk umbes $50$ miljonit atmosfääri ehk $10$ korda suurem kui Maa keskel, tihedus umbes $25000kg/m^3$ ning temperatuur $40000K$.

Jupiteri magnetväli on umbes $30$ miljoni $km$ ulatusega. Nagu Maa magnetväligi, on selle päikesepoolne osa kokkusurutud ja vastaspool tugevalt välja venitatud. Magnetvälja saba ulatub Saturni orbiidini (joonis). Magnettelg ei lange mitte pöörlemisteljega ühte vaid on umbes ${10}^{\circ }$ võrra kallutatud. Jupiteri magnetmoment on Maa magnetväljast umbes $20000$ korda tugevam. See on kooskõlas Jupiteri siseehituse mudeliga – juhtiva metallilise vesiniku tsoon on väga suur ja pöörleb kiirelt.

Jupiteril on palju kaaslasi, neist neli on suuremad - vaatamegi veidi lähemalt vaid neid nelja. Neli kaaslast erinevad keskmiste tiheduste poolest: Io – $3500kg/m^3,$ Europa – $3000kg/m^3,$ Ganymedes – $1900kg/m^3,$ Callisto – $1800kg/m^3.$ Et loetelu on ühtlasi ka järjestus vastavalt kauguse suurenemise Jupiterist, siis on kohe näha tendents: kauguse suurenedes tihedus väheneb. 

Io (joonis 296) on geoloogiliselt kõige aktiivsem objekt kogu päikesesüsteemis. Io on Kuust veidi suurem ning keskmise tiheduse alusel peaks selle koostises olema küllalt palju kivimilist ainet. Io pind paistab punakas-kollakas-pruunikana ning see omab õhukest atmosfääri (rõhk on ${10}^{-10}atm$), mis koosneb põhiliselt $S{O}_2$. Leitud on tegutsevaid vulkaane – vulkaaniline tegevus on palju aktiivsem kui Maal. Selle põhjuseks on arvatavasti Jupiteri ja kolme ülejäänud suurema kaaslase põhjustatud tugevad loodelised jõud. Loodelised jõud tekitavad ainekihtide vahel hõõrdumist, mis tekitab soojust, hoides pinnakihi all olevat ainet sulanuna. Io tiirlemise periood on pool Europa tiirlemise perioodist, mistõttu Io tunneb oma orbiidil täiendavat perioodilist gravitatsioonilist tõmmet Europa poolt ning Io orbiidi kuju kogu aeg muutub. Selle tõttu ka loodeliste jõudude tugevus on muutuv. Kõik need mõjud koos tekitavad oluliselt sisemist soojust. Io pind on vulkaanilise aktiivsuse tõttu küllalt noor (valdavalt suurusjärgus mõni miljonit aastat, kohati vähemgi).

Joonis 296. Jupiteri kaaslane Io.	Joonis 297. Jupiteri kaaslane Europa.

Europa (joonis 297) pind on kaetud määrdunud $H_{2}O$ jääga, mistõttu selle albeedo on $0,6$. Lisaks on Europa pind väga sile, ilma kraatriteta, kuid see on kaetud arvukate ja väga madalate pragudega. Kuna kraatreid ei ole näha, peab pind pidevalt sisemusest tuleva vee arvel uuenema. Europa pinna vanus on samuti kuni mõni miljonit aastat. Sisuliselt on seega Europa kaetud vedela vee ookeaniga, mille pind on külmunud jääks. Praod on tingitud Jupiteri ja teiste kaaslaste poolt põhjustatud loodelistest jõududest. Jää paksus on mõni kilomeeter ning jää all asub kuni $100km$ paksune veekiht. Europa keskel on küllalt suur raud-nikkel tuum. Suure koguse vedela vee tõttu on mõned teadlased oletanud, et Europal võib esineda mingis vormis elu. Europa pinnatemperatuur on vaid $130K$ ning atmosfääri rõhk vaid miljardik Maa atmosfääri rõhust.

Ganymedes (joonis 298) on päikesesüsteemi suurim kaaslane (raadius $2600km$) – suurem kui Merkuur. Peaaegu pool Ganymedesest moodustab vesi või $H_{2}O$ jää, ülejäänu on silikaadid. Pind koosneb valdavalt jääst ning näha on kraatrid, aga mitte kõikjal – seega leidub eri vanusega piirkondi. Kraatritega kaetud pinna vanus hinnatakse olevat $4$ miljardit aastat. Ganymedese heledamad alad (sarnanevad Kuu „meredele”) on nooremad (nagu Kuulgi). Mudelite kohaselt peaks Ganymedes omama metallist tuuma raadiusega $400–1000km,$ mida ümbritseb räniühenditest vahevöö ja seda omakorda $800km$ paksune jää ja soolavee kihid.

Joonis 298. Jupiteri kaaslane Ganymedes.	Joonis 299. Jupiteri kaaslane Callisto.

Callisto (joonis 299) on tume (albeedo alla $0,2$), selle pinnal on rohkemgi kraatreid kui Ganymedesel, kuid geoloogilise aktiivsuse jäljed puuduvad. Kuna pind koosneb suures osas jääst, on see küllalt plastiline ja kraatrid on suures osas tasandunud. Koostiselt sarnaneb Callisto Ganymedese vahevöö kivimitega, mis on tõsi küll, segatud jääga.

Jupiteril on ka õrnad rõngad. Rõngad on õhukesed, algavad $20000km$ pilvede ülaserva kohalt ja ulatuvad kuni $100000$ kilomeetrini. Paksus on kuni $12000$ kilomeetrit. Mõned kuud asuvad rõngaste süsteemi sees.

Saturn (joonis 301) on massilt Jupiterist kolm korda väiksem ning selle keskmine tihedus on vaid $690kg/m^3.$ Kiire pöörlemise tõttu on selle lapikus isegi suurem kui Jupiteril. Ka Saturnil peab olema mingi kivimiline tuum.

Atmosfääri struktuurilt sarnaneb Saturn Jupiterile: kiirest pöörlemisest tingitud ekvaatoriga paralleelsed vöödid. Häiritusi (pööriseid) on vöötides aga vähem kui Jupiteril. Selle põhjuseks on arvatavasti suurem kaugus Päikesest. Vöötide liikumiskiirused ulatuvad ekvaatoril kuni $1500km/h$ – suurimad kiirused päikesesüsteemis. Koostiselt on Saturni atmosfäär samuti Jupiterile sarnane: $H_2$ ($92\%$), $He$ ($7\%$), vähemas koguses metaani, ammoniaaki, etaani. Siiski pole Saturnil leitud Jupiteri Suure punase laigu sarnast stabiilset keerist. 

Värvilised pilvekihid on Saturni nõrgema gravitatsiooni tõttu umbes kaks korda paksemad kui Jupiteril. Kuid Saturn ei paista meile nii värviline kui Jupiter, kuna Saturni ülakihtides on paksem ammoniaagi jää kristallide kiht, mis hajutab seespoolsete värviliste pilvede valgust. Ka keemilised reaktsioonid alumistes pilvekihtides on siiski veidi erinevad võrreldes Jupiteriga.

Saturni siseehituse mudel sarnaneb samuti Jupiteri omaga: kõige sisemuses asub arvatavasti $Fe$-$Si$ tuum massiga umbes $15-18$ Maa massi; seejärel tuleb metallilise vesiniku kiht. Kuna Saturni mass on väiksem, on ka metallilise vesiniku kiht väiksem. Pealpool asub jällegi paks $H_2$ kiht. Saturni elektriliselt juhtiv sisemus ja kiire pöörlemine tekitavad magnetvälja ja ulatusliku magnetosfääri. Väiksema massi tõttu moodustab Saturni magnetväli Jupiteri magnetväljast $1/20$. Saturni magnetväli langeb selle pöörlemisteljega üsna täpselt kokku. 

Saturni iseloomulikum joon on selle rõngaste süsteem, mis koosneb tavalisest $H_{2}O$ jääst. Osakeste suurus muutub mõnest mikronist kuni kümne meetrini, jäädes enamasti küll sentimeetri ja meetri vahele. Rõngas on üsna lai ($60000km$) ent väga-väga õhuke – kohati ainult mõni meeter, igal juhul aga alla $100m$. 

Kuidas võis see rõngaste süsteem tekkida? Et vastata, vaatame väikese satelliidi arengut suure planeedi läheduses. Satelliiti hoiab koos selle enda gravitatsioon, väiksemate kehade puhul aine sisemised jõud. Kui viime oma hüpoteetilise satelliidi suurele planeedile lähemale, siis loodelised jõud suurenevad ja püüavad satelliiti planeedi suunas välja venitada. Loodelised jõud kasvavad kauguse vähenedes kiiresti. Mingil kaugusel ületavad loodelised jõud satelliidi enda gravitatsiooni: satelliit puruneb tükkideks ning tükid liiguvad omaenda orbiite pidi planeedi ümber, moodustades rõnga. Iga antud planeedi ja satelliidi jaoks nimetatakse seda kriitilist kaugust, millest seespool satelliit puruneb, Roche'i piiriks (joonis 302, vt ka p. 3.4.1). Purunemise piir sõltub loomulikult ka satelliidi aine omadustest. Kui satelliiti hoiab koos selle enda gravitatsioon ning selle keskmine tihedus on sama mis planeedil (hea lähendus Saturni puhul), siis on Roche'i piir umbes $2,4$ planeedi raadiust. Seega ei saa antud eeldustel ükski vaid enesegravitatsiooniga koos hoitud kaaslane säilida tervena $144000km$ kauguseni planeedi tsentrist. Näeme, et valdavas osa asuvad rõngad tõesti Roche'i piiri sees. Rõhutame aga sõnu "antud eeldustel". Saturnil on kaaslasi, mis asuvad toodud piiri sees. Nende puhul on oluline, et "purunemise piir sõltub loomulikult ka satelliidi aine omadustest".

Suurim tühimik rõngaste vahel ei ole siiski täiesti tühi, ehkki keskmine tihedus on seal palju väiksem kui rõngastes. Seda tühimikku nimetatakse Cassini piluks. Tühimiku põhjuseks on resonants tühimiku osakeste ja Saturni kaaslase Mimase vahel. Tühimikus liikuvate osakeste tiirlemisperiood on täpselt pool Mimase tiirlemisperioodist, st $2:1$ resonants. Selgitasime resonantside ja tühimike seost juba asteroidide vöö puhul (p. 8.1.6). Selle resonantsi tõttu tunnevad tühimiku osakesed Mimase gravitatsioonilist mõju oma orbiidil alati täpselt samas kohas. Järjestikused mõjud tugevdavad üksteist ja algselt ringorbiidid muutuvad elliptilisteks. Oma uutel orbiitidel põrkuvad need teiste osakestega ja liiguvad uuele ringorbiidile. Tulemusena ongi tühimikus nii vähe osakesi. („Mitteresonantsetel” orbiitidel liikuvad osakesed tunnevad samuti Mimase gravitatsioonilist mõju, kuid need mõjutused on erinevatel aegadel erinevatele orbiidi kohtadele hajutatud ja kompenseerivad üksteist.) Ka teised resonantsid mõjutavad rõngaste kuju. Näiteks on rõnga A terav välisserv tekkinud resonantsist $3:2$ Mimasega (kolm rõnga orbiiti kahe Mimase perioodi jooksul). Kuid kui arvestada ka võimalikke suuremate täisarvudega resonantse, siis on võimalik, et pilu põhjuseks on mõni teine resonants.

Saturni rõngaste päritolu seletamiseks on kaks peamist teooriat. Hinnatakse, et rõngaste aine kogumass on võrdne umbes $250km$ läbimõõduga kaaslase massiga. Kui selline kaaslane oleks liikunud Roche'i piiri sees või oleks purunenud selle piiri lähedal, oleks tekkinud rõngas. Teise teooria kohaselt tekkis rõngas Saturni tekkimisest ülejäänud ainest $4,6$ miljardit aastat tagasi. Saturni gravitatsiooniline mõju oleks takistanud sellel kaugusel kaaslase teket. Saturni rõngaste dünaamiline aktiivsus viitab rõnga noorusele – umbes $50$ miljonit aastat. Seega on tegemist tõenäoliselt mingi kaaslase purunemisega.

Saturnil on palju kaaslasi, mis jagunevad kolme rühma. Esimesse kuuluvad „väikesed” jääkamakad mõõtmetega alla $300km.$ Teise kuuluvad kuus „keskmise suurusega” kaaslast  läbimõõtudega $400-1500km.$ Lõpuks on Saturni ainus „suur” kaaslane Titan, läbimõõduga $5150km$ ehk siis vaid veidi väiksem Maast. Enamik neist koosnevad jääst ning mõningatest mineraal-lisanditest, omades keskmist tihedust $1200-1900kg/m^3.$ Mitmete kaaslaste pinnad on täis kraatreid, st nende pind on küllalt vana.

Titani (joonis 303) atmosfääri koostiseks on $95\%$ $N_2$, $5\%$ ${CH}_4$ ning selle rõhk on $1,5atm,$ st tihedam kui Maal. Toodud koostis vastab troposfäärile. Titani tihedusest tuleneb, et koostiseks on põhiliselt $H_{2}O$ jää ja mineraalid vahekorras umbes $1:1$ ning siseehitus sarnaneb Jupiteri kaaslaste Ganymedese ja Callisto ehitusega. Titani atmosfääri ülaosas asub tihe tolmukiht, mistõttu jõuab Titani pinnani vaid väike osa Päikese kiirgusest ning pinnatemperatuur on vaid $94K$. Arvatakse, et atmosfääris võivad toimuda väga keerulised keemilised protsessid ning keerulised molekulid võivad atmosfäärist alla planeedi pinnale langeda. 

Miks on Titani atmosfäär paks, samas kui sellele sarnaneval Jupiteri kaaslasel Ganymedesel ei ole?  Selle põhjuseks on Titani suurem kaugus Päikesest. Saturni kaaslased moodustusid oluliselt madalamatel temperatuuridel, kus $H_{2}O$ jää väljakondenseerumine oli soodsam ja see moodustaski suure osa Titani ainest. $H_{2}O$ jää oli hea metaani ja ammoniaagi neelaja, mida algaegadel oli hulgaliselt. Titani sisemise radioaktiivse soojuse mõjul vabanesid jääst sinna suletud gaasid ja moodustasid paksu metaanist ja ammoniaagist koosneva atmosfääri. Päikesevalgus lagundas ammoniaagi, ent metaan, mis oli raskemini lagundatav, säilis. Koos lämmastikuga moodustabki metaan atmosfääri põhikomponendid.

Uraani avastas 1781. aastal inglise astronoom William Herschel. Kuna tegemist oli esimese uue planeedi avastamisega viimase mitmetuhande aasta jooksul, leidis see laia kõlapinda. Uraani avastamise järel hakkasid astronoomid määrama selle orbiiti ja leidsid varsti väikesed vastuolud selle tegeliku ja teoreetilise orbiidi vahel. Loogiline järeldus oli, et mingi tundmatu keha gravitatsiooni jõud häirib planeedi orbiiti. Selle probleemi lahendasid 1840ndatel aastatel sõltumatult kaks matemaatikut ning peatselt leitigi uus planeet Neptuun – enam-vähem sealt, kus see teoreetiliste ennustuste kohaselt asuma pidi.

Need kaks planeeti on oma omadustelt üsna sarnased: nende tihedused viitavad faktile, et kivimiline tuum moodustab planeedi massist veidi suurema osa kui Jupiteril ja Saturnil. Nagu teisedki Jupiteri-sarnased planeedid pöörlevad ka Uraan ja Neptuun üsna kiirelt ja diferentsiaalselt. Uraani pöörlemistelg on orbiidi tasandi normaali suhtes ${98}^{\circ }$ võrra kallutatud, mis on suuresti omapärane, ning selle tulemusena veedavad planeedi poolused kümneid aastaid kas pimeduses või päikesevalguses – ehk siis Uraanil on väga pikad polaarööd ja polaarpäevad. Vastavalt praegusele planeetide tekke teooriale on põhjuseks mingi tugev gravitatsiooniline häiritus planeetide kujunemise viimases etapis.

Kui vaadata metaani koguseid hiidplaneetidel, siis võime täheldada, et mida kaugemal planeet Päikesest asub, seda rohkem on seal metaani (vt pisut allpool). Meenutame päikesesüsteemi tekkimise teooriat – metaan kondenseerub üsna madalatel temperatuuridel. Metaan neelab hästi pikemalainelist punast valgust, nii et nende planeetide atmosfääridelt peegeldunud Päikese valguses on seda tooni vähem ning nii Uraan kui Neptuun paistavad veidi sinakad. Kuna Uraanil on metaani vähem kui Neptuunil, siis paistab Uraan rohekas-sinakas (joonis 304), kuid Neptuun juba üsna sinakas (joonis 305).

Uraani atmosfäär näib üsna struktuuritu, sest kõige peal paikneb tolmupilvede kiht. Atmosfäärikihtide liikumiskiirus paralleelselt ekvaatoriga on umbes $200-500km/h.$ Pilvede struktuur Neptuunil on komplitseeritum kui Uraanil, sest näha on tumedaid keeriseid nii nagu Jupiterilgi. Tuulte kiirus ulatub kuni $400km/h.$ 

Uraani ja Neptuuni tihedatelt pilvedelt peegeldunud valguse spektroskoopilisest uurimisest selgub, et nende välised atmosfäärid sarnanevad Jupiteri ja Saturni omadega. Levinuimateks elementideks on $H_2$ ($84\%$), $He$ ( $14\%$) ja metaan (Jupiteril $0,3\%,$, Saturnil $0,45\%,$ Uraanil $2\%$ ja Neptuunil $3\%$). 

Uraanil ja Neptuunil on samuti üsna tugevad magnetväljad – umbes $100$ korda tugevamad kui Maal. Uraani magnetväli on pöörlemistelje suhtes ${60}^{\circ }$ võrra kallutatud (suurim kalle planeetide seas). Lisaks läheb selle magnetvälja telg tsentrist ka tervelt $1/3$ planeedi raadiuse võrra mööda. Ka Neptuuni magnetvälja telg on tsentrist kõrvale nihkunud ja selle nurk pöörlemisteljega on ${42}^{\circ }.$ Vaadake magnetväljade võrdlevaid jooniseid p. 8.1.5.

Teoreetiliste mudelite kohaselt võib Uraanil olla kivimiline tuum, mille mass on Maa massi suurusjärgus. Olulisim aga on vee (jää) paks kiht ja kõige peal kõige paksem molekulaarse vesiniku ja heeliumi vahevöö. Suure rõhu tõttu on vee molekulid veekihis ioonideks dissotsieerunud (või sisaldab ammoniaagi lisandeid) mistõttu veekiht juhib elektrit ja tekitab Uraani magnetvälja (vt ka p. 8.1.5). 

Hiidplaneetidest omab Neptuun suurimat tihedust. Ka Neptuunil võib olla kivimiline tuum, mille mass on Maa massi suurusjärgus. Umbes $2/3$ Neptuuni raadiusest on moodustab jääst ja silikaatidest koosnev kiht, mida ümbritseb õhem vee ja vedela metaani kiht, ning seejärel $H_2,$ $He$, metaani ja jää kiht. 

Uraanil on vähemalt $28$ kaaslast, millest viis suurimat kaaslast sarnanevad mitmes mõttes Saturni kuue keskmise suurusega kaaslastega. Nende tihedused jäävad vahemikku $1100-1700kg/m^3,$ viidates jää ja kivimite segule. Läbimõõdud on $20km$-st kuni $1600km$-ni. 

Neptuunil on vähemalt $16$ kaaslast. Suurim kaaslane, Triton, on raadiusega $1360km$ ja omab ringikujulist vastusuunalist orbiiti $14,3$ planeedi raadiuse kaugusel ning on ekvatoriaaltasandi suhtes ${23}^{\circ }$ võrra kallutatud. Tegu on ainsa suure, päikesesüsteemi üldise pöörlemisesuuna suhtes vastusuunas tiirleva satelliidiga. Suuruselt kolmas, Nereid, liigub päripidi, ent väga tugevalt elliptilisel orbiidil. Ei ole üheselt teada sündmus või sündmused, mis Tritoni vastusuunalise liikumise või Nereidi tugevalt elliptilise orbiidi põhjustasid. Võimalik, et tegemist on nendele orbiitidele haaratud Kuiperi vöö objektidega.

Uraani ja Neptuuni ümber on nõrgad rõngaste süsteemid. Need rõngad avastati, kui vaadeldi planeedi möödumist kauge heleda tähe eest. Enamik rõngaid on tumedad ja väga kitsad. Kõik rõngad paiknevad Roche'i piiri sees.