Obéron est le plus grand et le plus externe des cinq principaux satellites naturels d'Uranus, ainsi que le deuxième par la taille après Titania, dont il est très proche en dimensions. Découvert le 11 janvier 1787 par William Herschel, le même jour que Titania, il fut le deuxième satellite d'Uranus identifié après la découverte de la planète elle-même en 1781. Son nom, comme celui de tous les satellites uraniens, provient de la littérature anglaise plutôt que de la mythologie classique : Obéron est le roi des fées dans Le Songe d'une nuit d'été de Shakespeare, un choix qui fut proposé par John Herschel, fils de William Herschel, lorsque fut établie la convention de nommage des lunes d'Uranus dans les années 1850.

Sur le plan orbital, Obéron évolue à une distance moyenne d'environ 583 500 kilomètres du centre d'Uranus, ce qui en fait le plus éloigné des cinq grands satellites, au-delà de Titania. Sa période orbitale est de 13,46 jours terrestres, et à l'instar des autres satellites majeurs du système, il est en rotation synchrone, présentant ainsi toujours la même face à Uranus. Son orbite est quasiment circulaire et faiblement inclinée par rapport au plan équatorial de la planète, plan qui est lui-même incliné de près de 98 degrés par rapport à l'écliptique, une configuration qui confère au système uranien une géométrie orbitale singulière, avec des cycles saisonniers extrêmes s'étendant sur environ 42 années terrestres pour chaque hémisphère de la planète et, par extension, pour la géométrie d'illumination de ses satellites.

Physiquement, Obéron présente un diamètre moyen d'environ 1523 kilomètres, ce qui en fait le troisième plus grand satellite du système solaire à ne pas être en équilibre gravitationnel parfaitement sphérique selon certains critères stricts, bien qu'il soit en réalité très proche de la sphéricité. Sa masse est estimée à environ 3,08.10²¹ kilogrammes, et sa densité moyenne, de l'ordre de 1,63 g/cm³, indique une composition à parts sensiblement égales de glace d'eau et de matériaux rocheux silicatés, avec probablement une contribution de composés carbonés assombrissant la surface, ainsi que des traces possibles de glaces volatiles telles que l'ammoniac ou le dioxyde de carbone.

La connaissance détaillée de la surface d'Obéron provient presque exclusivement du survol de la sonde Voyager 2 en janvier 1986, seule mission spatiale à avoir exploré le système uranien. En raison de la géométrie de la trajectoire de la sonde et de la distance importante lors de l'approche la plus proche, seule une fraction limitée de la surface, de l'ordre de 40 %, a pu être imagée avec une résolution suffisante pour une analyse géologique, l'hémisphère sud étant privilégié en raison de l'orientation de la planète au moment du survol.

Les images disponibles révèlent une surface fortement cratérisée, la plus ancienne parmi les grands satellites d'Uranus après celle de Titania dans une moindre mesure, ce qui suggère une activité géologique de resurfaçage relativement limitée par rapport à des satellites comme Ariel ou Miranda. Les cratères d'impact observés présentent des diamètres variés, certains dépassant 100 kilomètres, et plusieurs d'entre eux montrent des planchers sombres, recouverts d'un matériau de faible albédo dont l'origine reste débattue : il pourrait s'agir de matériaux issus de l'impact lui-même, remontés depuis des couches sous-jacentes plus sombres, ou de dépôts ultérieurs liés à un processus cryovolcanique localisé ayant rempli partiellement certains cratères après leur formation.

Une caractéristique notable de la surface d'Obéron est la présence de formations linéaires et de structures montagneuses de grande dimension. Voyager 2 a notamment révélé une montagne, parfois désignée informellement comme un mont proéminent, s'élevant à environ 6 kilomètres d'altitude, dont l'origine pourrait être liée à un processus tectonique ou à un vestige de structure d'impact. Des systèmes de failles et de canyons, bien que moins développés et moins étendus que ceux observés sur Ariel ou Titania, sont également visibles sur les portions imagées, indiquant qu'Obéron a connu, à un moment de son histoire géologique, une activité tectonique modeste, probablement associée à des phénomènes d'expansion volumique liés au gel partiel de réservoirs d'eau interne.

Le spectre de réflectance d'Obéron révèle une surface dominée par la glace d'eau cristalline, mais avec une contribution significative de matériaux sombres qui abaissent son albédo géométrique à une valeur d'environ 0,31, la plus faible parmi les grands satellites d'Uranus après Umbriel. Cette coloration sombre est généralement attribuée à la présence de composés organiques carbonés, potentiellement altérés par irradiation depuis la surface au cours de milliards d'années d'exposition aux rayonnements cosmiques et aux particules chargées piégées dans la magnétosphère uranienne, un processus qui tend à produire des matériaux riches en carbone de couleur rougeâtre à grisâtre, parfois désignés sous le terme général de tholins.

Concernant sa structure interne, les modèles suggèrent qu'Obéron pourrait présenter une différenciation partielle, avec un noyau silicaté entouré d'un manteau de glace, bien qu'en l'absence de données gravimétriques précises issues d'un survol rapproché avec instrumentation dédiée, cette hypothèse repose principalement sur des considérations de densité globale et sur des modèles thermiques d'évolution à long terme. La possibilité d'un océan interne résiduel, maintenu par la présence d'antigel comme l'ammoniac, est évoquée dans certaines études, bien que les indices géologiques de surface soutenant une telle hypothèse soient moins probants que pour Ariel.

Obéron demeure une cible d'intérêt pour les futures missions vers le système uranien, actuellement à l'étude dans le cadre des recommandations des rapports décennaux de planétologie américains, qui identifient une mission orbitale vers Uranus comme une priorité scientifique majeure pour la prochaine décennie, en particulier pour clarifier les questions relatives à l'histoire géologique ancienne du satellite, à la nature exacte des dépôts sombres observés dans ses cratères, et à sa structure interne.