Päikessüsteemi neli hiidplaneeti võib jagada 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 koosnevat gaasi. 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.

Jupiter 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. 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, nn Galilei kuud, saab väikese teleskoobiga näha ka Maalt. 

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. Kõige levinum gaas on $H_2$ ($85\%$ aatomitest), seejärel $He$ ($14\%$). Leitud on ka vähesel määral metaani, ammoniaaki ja veeauru. 

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. Piki vööd võib tuule kiirus ulatuda $300$–$500km/h$. Vööndite olemasolu on analoogne Maa atmosfääri tsüklonite-antitsüklonitega, ent Jupiteri kiire pöörlemise tõttu on nende struktuur ümber planeedi keerdunud. 

Pilvede värvused on tingitud keerulistest keemilistest protsessidest planeedi ülemises atmosfääris. Kui vaatleme Jupiteri värve, siis näeme tegelikult selle atmosfääri erinevaid sügavusi. 

Jupiteri atmosfääri efektseimaks fenomeniks on nn Suur punane laik (SPL), mis avastati juba 17. sajandi keskel ning on seega eksisteerinud üle $300$ aasta. See laik on keeris - umbes nagu Maa atmosfääris taifuunid - 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.

 Jupiteri siseehituse mudeli alusel 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 $15$-$20$ Maa massi. 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 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 hõõrdumist, mis tekitab soojust, hoides pinnakihi all olevat ainet sulanuna). Io pind on vulkaanilise aktiivsuse tõttu küllalt noor (alla miljardi aasta).

Europa 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 vanus ei saa olla üle mõne miljoni aasta. Seega on Europa kaetud vedela vee ookeaniga, mille pind on külmunud jääks. Praod on tingitud Jupiteri ja teiste kaaslaste gravitatsioonilisest mõjust. Jää paksus on mõni kilomeeter ning jää all asub kuni $100km$ paksune veekiht. Europa keskel on küllalt suur ränist tuum. Päikesesüsteemis on peale Europa veel vaid Maal nii suures koguses vedelat vett. Seetõttu 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 on päikesesüsteemi suurim kaaslane (raadius $2600km$) - suurem kui Merkuur. Pool Ganymedesest moodustab vesi või $H_{2}O$ jää, pool 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 tumedad alad (sarnanevad Kuu „meredele”) on nooremad (nagu Kuulgi). Mudelite kohaselt peaks Ganymedes omama metallist tuuma raadiusega $400$–$1000km$, mida ümbritseb ränist vahevöö ja seda omakorda $800km$ paksune jääkiht.

Callisto 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 Ganymedesega.

Jupiteril on ka õrn rõngas. Rõngas paikneb $50000km$ pilvede ülaserva kohal ja seespool lähima kaaslase orbiiti. Rõngas on õhuke ja kitsas, laiusega mõnituhat kilomeetrit ja paksusega mõnikümmend kilomeetrit.

Saturn 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 ribad. Häiritusi (pööriseid) on ribades aga vähem kui Jupiteril. Selle põhjuseks on arvatavasti suurem kaugus Päikesest. Ribade 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. 

Saturni siseehituse mudel sarnaneb samuti Jupiteri omaga: kõige sisemuses asub arvatavasti $Fe$-$Si$ tuum massiga umbes $20$ 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 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. 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. 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 Saturni puhul ükski kaaslane säilida tervena $144000km$ kauguseni planeedi tsentrist. Näeme, et rõngad asuvad tõesti Roche'i piiri sees.

Suurim tühimik rõngaste vahel ei ole siiski täiesti tühi, ehkki keskmine tihedus on seal palju väiksem kui rõngastes. Tühimiku põhjuseks on resonants tühimiku osakeste ja Saturni kaaslase Mimase vahel. Tühimikus liikuvate osakeste tiirlemisperiood on täpselt pool Mimase tiirlemisperioodist, st $2:1$ resonants. 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).

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 $5150km$. 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 atmosfääri koostiseks on $90\%$ $N_2$, $9\%$ $Ar$ ning selle rõhk on $1,5atm$, st tihedam kui Maal. Tihedusest tuleneb, et põhiliselt on $H_{2}O$ jää ja mineraalide vahekord 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 metaanammoniaagist koosneva atmosfääri. Päikesevalgus lagundas ammoniaagi, ent metaan, mis oli raskemini lagundatav, säilis. Koos argooniga, mis vabanes Titani sisemusest, moodustavadki need atmosfääri põhikomponendid.

Uraani avastas 1781. aastal inglise astronoom William Herschel. Kuna tegemist oli esimese uue planeedi avastamisega viimase $2000$ 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 - täpselt 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. Vastavalt praegusele planeetide tekke teooriale on põhjuseks mingi tugev gravitatsiooniline häiritus planeetide kujunemise viimases etapis.

Tugevate metaani neeldumisjoonte tõttu infrapunases piirkonnas näib Uraan rohekas. Selle 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 (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 $42\circ$.

Teoreetiliste mudelite kohaselt on Uraanil kivimiline tuum suurusega $10$ Maa massi või vähem), seejärel vee (jää) kiht ja kõige peal kõige paksem molekulaarse vesiniku ja heeliumi vahevöö. Suure rõhu tõttu on vee molekulid veekihis ioonideks dissotseerunud (või sisaldab ammoniaagi lisandeid) mistõttu veekiht juhib elektrit ja tekitab Uraani magnetvälja. 

Hiidplaneetidest omab Neptuun suurimat tihedust. Umbes $1/3$ selle raadiusest moodustab silikaatidest koosnev tuum, mida ümbritseb vee ja vedela metaani kiht (samuti $1/3$), välimine $1/3$ on $N_2$. 

Uraanil on vähemalt $17$ 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 $1600km$-st kuni $480km$-ni. 

Neptuunil on vähemalt $8$ kaaslast. Suurim kaaslane, Triton, on raadiusega $1360km$ ja omab ringikujulist vastusuunalist orbiiti $14,3$ planeedi raadiuse kaugusel ning on ekvatoriaaltasandi suhtes ${20}^{\circ }$ võrra kallutatud. Tegu on ainsa suure, vastusuunalise tiirlemisega satelliidiga päikesesüsteemis. 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.

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.