Atmosféra Kvôli výraznému odklonu rotačnej osi prijímajú polárne oblasti od Slnka oveľa viac energie ako rovníkové oblasti. Napriek tomu je teplota v oblasti rovníka rovnaká ako na póloch. Mechanizmus spôsobujúci tento jav zatiaľ vedci nepoznajú. Vzhľad atmosféry Urána je väčšinu času jednoliaty bez viditeľnej štruktúry ako vo viditeľnom, tak aj ultrafialovom spektre. Jedným z možných vysvetlení je, že Urán nemá takmer žiadne zdroje vnútorného tepla v porovnaní s inými plynnými obrami, a preto je dynamika jeho atmosféry veľmi slabá. Na snímkach sondy Voyager 2 sa zistilo desať nevýrazných svetlých škvŕn, ktoré neskôr pozoroval aj Hubblov teleskop a boli interpretované ako mračná. V novembri 2018 Hubblov teleskop spozoroval nad severným pólom veľkú svetlú búrku. Zloženie Atmosféru Urána tvoria prevažne molekulárny vodík a hélium. Mólový podiel hélia, t. j. podiel počtu atómov hélia voči počtu molekúl všetkých plynov, je 0,15 ±0,03 vo vrchnej troposfére, čo zodpovedá hmotnostnému podielu hélia 0,26 ±0,05. Táto hodnota je veľmi blízka množstvu hélia v protohviezdach (0,275 ±0,01), čo naznačuje, že sa hélium nesústredilo do stredu planéty ako u iných plynných obrov. Tretia najpočetnejšia zložka atmosféry Urána je metán (CH4), ktorý spôsobuje absorpciu viditeľného a infračerveného žiarenia prejavujúcu sa typickou modrastou farbou. Pod metánovou vrstvou mrakov, teda nad hladinou tlaku 1,3 baru (130 kPa), tvoria molekuly metánu 2,3 % molárneho podielu atmosféry. To predstavuje 20-krát až 30-krát väčší podiel uhlíka, ako sa vyskytuje v Slnku. Pomerné zastúpenie je oveľa nižšie vo vrchnej atmosfére kvôli extrémne nízkej teplote, ktorá znižuje mieru nasýtenia a spôsobuje tuhnutie nadbytočného metánu. Zastúpenie ľahkých prchavých látok, ako napríklad čpavku, vody či sulfánu v spodnej atmosfére nie je známe, bude pravdepodobne vyššie ako v Slnku. Okrem metánu sa v stratosfére Urána vyskytujú aj ďalšie uhľovodíky, pri ktorých sa predpokladá, že vznikli ako výsledok chemického rozkladu metánu vyvolaného slnečným ultrafialovým žiarením. Sú to napríklad látky ako etán (C2H6), acetylén (C2H2), metylacetylén (CH3C2H) či diacetylén (C2HC2H). Spektroskopické merania taktiež odhalili stopy vodnej pary, oxidu uhoľnatého a oxidu uhličitého vo vrchnej časti atmosféry, ktoré môžu pochádzať len z externých zdrojov ako sú kométy či medziplanetárny prach. Vertikálna štruktúra Vrchná atmosféra Najvzdialenejšia vrstva atmosféry Urána je tvorená termosférou a korónou, ktorá má jednotnú teplotu medzi 800 až 850 K. Nevieme, čo je príčinou takých vysokých teplôt, keďže ultrafialové ani infračervené žiarenie zo Slnka na to neposkytujú potrebnú energiu. Je možné, že k vysokej teplote prispieva aj slabé vyžarovanie tepla do okolia kvôli prikrývke uhľovodíkov v stratosfére nad hladinou tlaku 0,1 mbar. Okrem molekulárneho vodíka obsahuje termosféra a koróna aj vysoký podiel voľných atómov vodíka. Ich malá hmotnosť spolu s vysokou teplotou sú dôvodom, prečo táto unikátna koróna siaha až do vzdialenosti , čo zodpovedá dvom polomerom planéty. V slnečnej sústave je takýto jav úplne ojedinelý. Koróna odtláča preč malé častice obiehajúce okolo Urána, čo sa prejavuje na prstencoch Urána . Termosféra planéty spolu s vrchnou stratopauzou tvoria ionosféru Urána. Ionosféra sa rozkladá vo výške medzi 2 000 až a je hustejšia ako ionosféra Saturna a Neptúna. Ionosféru vyživuje ultrafialové žiarenie zo Slnka a jej hustotu ovplyvňuje slnečná aktivita. V porovnaní s Jupiterom je polárna žiara vznikajúca týmto spôsobom úplne zanedbateľná. Stratosféra Teplotný profil troposféry a nižšej stratosféry Urána. Sú tu znázornené aj oblasti mračien a zahmlených vrstiev. Prostredná vrstva atmosféry Urána je stratosféra, kde teplota vo všeobecnosti klesá s výškou z 800 až 850 K v spodnej časti termosféry na 53 K v tropopauze. Pokles teploty v stratosfére je spôsobený absorpciou ultrafialového a infračerveného žiarenia metánom a ďalšími uhľovodíkmi, ktoré vznikajú v tejto vrstve ako výsledok fotolýzy. Uhľovodíky sa vyskytujú v pomerne úzkej vrstve vo výške medzi 100 až , kde sa tlak pohybuje medzi 10 až 0,1 mbar (1 000 až 10 kPa) a teplota medzi 75 až 170 K. Najhojnejšie uhľovodíky v tejto oblasti sú metán, acetylén a etán s pomerným zastúpením okolo 10−7 vzhľadom na vodík. V týchto výškach je rovnaké aj pomerné zastúpenie oxidu uhoľnatého. Ťažšie uhľovodíky a oxid uhličitý majú pomerné zastúpenie o tri rády nižšie. Priemerný relatívny výskyt vody je okolo 7 × 10−9. Etán a acetylén kondenzujú v chladnejších častiach stratosféry a tropopauzy (keď dôjde k poklesu tlaku pod 10 mbar), čím vzniká zahmlená vrstva, ktorá je čiastočne zodpovedná za nevýrazný vzhľad Urána. Výskyt uhľovodíkov v stratosfére Urána nad hmlistou vrstvou je významne nižší než výskyt uhľovodíkov v stratosfére iných plynných obrov. Troposféra Troposféra je najnižšia a tiež najhustejšia časť atmosféry, charakteristická nárastom teploty s klesajúcou výškou. Teplota stúpa z približne 53 K vo výške na okolo 320 K v spodnej hranici troposféry (výška ). V najchladnejšej vrchnej oblasti troposféry (tzv. tropopauza) sa teplota v súčasnosti pohybuje v rozmedzí 49 až 57 K v závislosti na planetárnej šírke. Oblasť tropopauzy vyžaruje väčšinu dlhého infračerveného žiarenia, ktoré má efektívnu teplotu 59,1 K ±0,3 K. Predpokladá sa, že v troposfére existujú zložité mračná; vodné mraky sa môžu hypoteticky vyskytovať v oblastiach, kde sa tlak pohybuje medzi 50 až 100 barmi, mračná hydrosulfidu amónneho v rozmedzí 20 až 40 barov, amoniakové či sulfánové mračná medzi 3 až 10 barov a ako posledné boli detegované riedke metánové mračná v oblastiach s tlakom 1 až 2 barov. Troposféra Urána je veľmi dynamická oblasť so silnými vetrami, svetlými mračnami a sezónnymi zmenami. Klíma Zonálne rýchlosti vetra na Uráne. Tieňované oblasti ukazujú južný golier a jeho zodpovedajúci severný náprotivok. Červená línia je symetrická krivka údajov. Atmosféra Urána je menej výrazná než atmosféra Neptúna, inak jej je veľmi podobná. Keď okolo planéty v roku 1986 preletela americká sonda Voyager 2, spozorovala v celej atmosfére iba desať mračien. Pásmové útvary, vietor a mraky V roku 1986 Voyager 2 objavil, že viditeľná južná pologuľa Urána sa dá rozdeliť na dve oblasti: svetlejšia polárna oblasť (tzv. polárna čiapočka) a tmavší rovníkový pás. Hranica medzi týmito dvoma oblasťami je približne na −45. rovnobežke. V úzkom páse medzi −45° a −50° sa potom nachádza najjasnejšia viditeľná oblasť na planéte, ktorá sa nazýva južný „golier“. Čiapočka a golier sú pravdepodobne tvorené hustejšou oblasťou metánových mračien v rozmedzí tlaku 1,3 až 2 bary. Sonda Voyager 2 preletela v blízkosti planéty v čase kulminujúceho leta na južnej pologuli. Z toho dôvodu nemohla sledovať momentálne odvrátenú severnú pologuľu, na ktorej by vedci videli, ako prebieha na planéte zima. Na začiatku 21. storočia však začala byť viditeľná stále väčšia časť severnej pologule, a mohol ju preskúmať aj Hubblov vesmírny ďalekohľad a teleskop Keck. Ani jedno pozorovanie neprinieslo žiadne dôkazy o prítomnosti polárnej čiapočky a goliera na severnej pologuli, čo naznačuje, že Urán je asymetrický: svetlý v oblasti južného pólu a goliera a tmavý severne od goliera. Okrem veľkých útvarov v tvare pásiem pozoroval Voyager 2 desať malých svetlých mračien, z ktorých väčšina ležala severne od goliera. Vo všetkých ďalších ohľadoch sa v roku 1986 Urán javil ako neaktívna planéta. Súbor:TMAV S~1 international.PNG|náhľad|vľavo|Prvá tmavá škvrna objavená na Uráne. Snímku nasnímala kamera ACS Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu v roku 2006. Výrez vpravo má priemer . V 90. rokoch 20. storočia prebehli ďalšie pozorovania svetlých mrakov v atmosfére planéty, ktoré vplyvom rozvoja pozorovacej techniky priniesli vysokokvalitné snímky. Väčšina z mračien bola objavená na severnej pologuli, keď sa naskytla možnosť ich pozorovať. Dávnejšia teória, že svetlejšie mraky je ľahšie objaviť na tmavších severných častiach planéty namiesto svetlejších južných, sa nepotvrdil, keď došlo ku skutočnému nárastu množstva mračien. Existujú však rozdiely medzi mrakmi na oboch pologuliach Urána. Severné mračná sú menšie, ostrejšie a svetlejšie a zrejme ležia vo väčšej výške. Doba životnosti oblakov sa pohybuje v rozmedzí niekoľkých rádov. Niektoré malé mračná zaniknú po niekoľkých hodinách, aj keď jedno sa v oblasti na južnej pologuli vyskytuje už od čias preletu Voyagera. Súčasné pozorovania tiež naznačujú, že mračná na Uráne majú veľa podobných charakteristík s mrakmi na Neptúne. Napríklad tmavé škvrny časté na Neptúne neboli na Uráne pozorované až do roku 2006. Špekuluje sa, že keď sa Urán priblíži k Slnku, začne sa viac podobať Neptúnu. Pozorovanie pohybov rôznych druhov mračien pomohlo identifikovať zonálne prúdenie vo vrchnej časti troposféry Urána. V oblasti rovníka sa vetry pohybujú retrográdne, čiže prúdia proti rotácii planéty. Ich rýchlosť dosahuje 50 až /s. Rýchlosť vetrov rastie so vzdialenosťou od rovníka, nulovú rýchlosť dosahujú v oblasti okolo ±20° výšky, kde je teplota troposféry najmenšia. Bližšie k pólom sa smer vetra mení na prográdny, t. j. rovnaký ako rotácia planéty. Rýchlosť prúdenia tu rastie až na maximálnu hodnotu okolo ±60° zemepisnej šírky a potom klesá na nulu v oblasti pólov. Rýchlosť vetra v oblasti −40° šírky dosahuje 150 až /s. Vzhľadom na to, že golier je rovnobežný s prúdením vetrov pod ním, nedokážeme zmerať rýchlosť prúdenia vetrov medzi týmto golierom a južným pólom. Na druhej strane, na severnej pologuli je prúdenie možné merať. Maximálna rýchlosť vetra /s bola pozorovaná okolo +50° šírky. Sezónne variácie Súbor:Uranus clouds.jpg|náhľad|upright|Urán v roku 2005. Viditeľné sú planetárne prstence, južný golier a svetlejšie mračná na severnej pologuli. V krátkom časovom úseku medzi marcom až májom roku 2004 sa objavilo v atmosfére planéty veľké množstvo mračien, ktoré spôsobili, že sa Urán viac podobal Neptúnu. Počas tejto zmeny boli namerané rýchlosti prúdiacich vetrov dosahujúce až /s (/h) a pozorovali sa mohutné búrky. 23. augusta 2006 sa podarilo výskumníkom zo Space Science Institute (Boulder, štát Colorado) a University of Wisconsin na povrchu Urána pozorovať tmavú škvrnu, čo poskytlo astronómom príležitosť lepšie preskúmať jeho atmosféru. Prečo došlo k tomuto náhlemu vzostupu aktivity v atmosfére, nie je dostatočne vysvetlené, ale zdá sa, že je to výsledok extrémneho axiálneho naklonenia, ktoré spôsobuje sezónne variácie počasia v atmosfére. Je ťažké zistiť presný dôvod týchto sezónnych zmien, pretože vedci zatiaľ nemajú údaje o správaní sa atmosféry planéty počas celého jedného jej obehu okolo Slnka. Fotometria v priebehu polovice Uránovho roka (počnúc 50. rokmi 20. storočia) ukázala pravidelné zmeny v jase v dvoch spektrálnych pásmach s maximami vyskytujúcimi sa v období slnovratu a minimami počas rovnodennosti. Podobné periodické zmeny v čase slnovratu boli zaznamenané aj v oblasti mikrovlnného žiarenia vychádzajúceho zo spodných vrstiev troposféry, ktoré sa meria od 60. rokov 20. storočia. Meranie teploty v stratosfére začalo v 70. rokoch 20. storočia. Maximálna teplota bola zmeraná okolo roku 1986 v období slnovratu. Existuje viacero náznakov, že aj na Uráne dochádza k sezónnym variáciám atmosféry. Je známe, že južná pologuľa je svetlejšia a severná tmavšia, túto skutočnosť však nemožno vysvetliť modelom sezónnych zmien spomínaným vyššie. V priebehu minulého slnovratu v roku 1944 sa Urán javil v niekoľkých stupňoch jasu, čo naznačuje, že severná oblasť nebola vždy taká tmavá, ako je tomu dnes. Zdá sa, že viditeľný pól sa postupne vyvíja od doby slnovratu po rovnodennosť, kedy je od Slnka najviac vzdialený. Podrobný rozbor viditeľného a mikrovlnného žiarenia ukázal, že periodické zmeny jasnosti nie sú úplne symetrické okolo slnovratov. V 90. rokoch 20. storočia, kedy sa Urán nachádzal v čase slnovratu, Hubblov vesmírny ďalekohľad a pozemné observatória pozorovali malý pokles svetlosti južnej čiapočky (okrem goliera, ktorý zostal rovnako jasný), v oblasti severnej pologule naopak aktivita narástla. Zvýšila sa tu prítomnosť mračien a zdvihla sa sila veterného prúdenia. Blízko letného a zimného slnovratu sú pologule Urána striedavo obrátené k Slnku alebo smerom do hlbokého vesmíru. Rozjasnenie privrátenej pologule k Slnku sa vysvetľuje zmenou hmlovej vrstvy v troposfére planéty a hrúbky metánových mračien, s čím je spojená aj existencia svetlého goliera v oblasti −45° šírky. Ďalšie javy prebiehajúce na južnej pologuli sa dajú vysvetliť zmenami v nižších vrstvách mračien. K zmenám v správaní a prúdení môže dochádzať následkom zmien vyžarovania mikrovlnného žiarenia zo stredu planéty, ako aj následkom rovnodennosti.