Uranus' atmosfære

Uranus' atmosfære er den ytterste kappen av gass som er tilgjengelig for fjernmåling. Kapasiteten på fjernmålingen strekker seg ned til ca. 300 km under nivået for 1 bar (100 kPa), med et tilsvarende trykk på ca. 100 bar (10 MPa) og temperaturer på 320 K. Den tynne koronaen i atmosfæren strekker seg bemerkelsesverdig over to planetraider fra den nominelle overflaten ved 1 bar trykk.
Atmosfæren kan deles inn i tre lag: troposfæren – mellom høyder på -300 og 50 km og trykk fra 100–0,1 bar (10 MPa–10 kPa); stratosfæren – som strekker seg over høyder mellom 50 og 4 000 km og trykk mellom 0,1 og 10⁻¹⁰ bar (10 kPa–10 µPa); og termosfæren/korona – som strekker seg fra 4 000 km og helt opp til 50 000 km fra overflaten. Det finnes ingen mesosfære.

Sammensetning

Sammensetningen av atmosfæren er ulik fra resten av planeten ved at den hovedsakelig av molekylært hydrogen og helium. Molekylfraksjonen for helium, det vil si antall heliumatomer per gassmolekyl, er 0,15 ± 0,03 i den øvre troposfæren, noe som tilsvarer en massefraksjon på 0,26 ± 0,05. Denne verien ligger svært nær den protosolare heliummassefraksjonen på 0.275 ± 0.01, og indikerer at helium ikke har slått seg ned i sentrum av planeten slik det har i gasskjempene. Den tredje vanligste bestanddelen av Uranus' atmosfære er metan (CH₄). Metanet har prominente absorpsjonsband i det synlige og nær-infrarøde (IR) og gjør at Uranus fremstår som cyan i fargen. Etter molfraksjon utgjør metanmolekylene 2,3 % av atmosfæren under skydekket av metan, der hvor trykknivået er 1,3 bar (130 kPa). Dette representerer omtrent 20–30 % av karbonforekomsten funnet på solen.
Blandingsforholdet er mye lavere i den øvre atmosfæren på grunn av den ekstermt lave temperaturen. Temperaturen senker metningsnivået og gjør at overflødig metan fryses ut. Mengden av mindre volatile forbindelser som ammoniakk, vann og hydrogensulfid i den dype atmosfæren er lite kjent. De er sannsynligvis også høyere enn verdiene for solen. Sammen med metan finnes det også spormengder av ulike hydrokarboner i statosfæren til URanus. Disse antas å bli produsert gjennom fotolyse av metan, idusert av solens ultrafiolette stråling. Hydrokarbonene inkluderer etan (C₂H₆), acetylen (C₂H₂), metylacetylen (CH₃C₂) og diacetylen (C₂HC₂). Spektroskopi har også avdekket spor av vanndamp, karbonmonoksid og karbondioksid i den øvre atmosfæren. Dette kan bare komme fra en eksten kilde som innfallende støv eller kometer.

Troposfære

Troposfæren er den laveste og tetteste delene av atmosfæren og karakteriseres av en ønkning i temperaturen med høyden. Temperaturen faller fra ca. 320 K ved bunn av den nominale troposfæren ved ca. -300 km til 53 K ved ca. 50 km. Temperaturen i den kaldeste øvre regionen av troposfæren (tropopausen) varierer faktisk mellom 49–57 K avhengig av breddegrader på planeten. Regionen med tropopausen står for det meste av planetens termiske infrarøde utstråling, til dermed fastsette den effektive temperaturen på 59,1 ± 0,3 K.
Troposfæren anats å inneha et svært komplekst skymønster. Skyer av vann antas å ligge i trykkområdet 50–100 bar (5–10 MPa), ammoniumhydrosulfidskyer i området 20–40 bar (2–4 MPa), ammoniakk eller hydrogensulfidskyer mellom 3–10 bar (0,3–1 MPa) og også direkte oppdagede tynne metanskyer i området 1–2 bar (0,1–0,2 MPa). Troposfæren er en svært dynamisk del av atmosfæren med sterke vinder, lyse skyer og sesongmessige endringer som omtales under.

Øvre atmosfære

Det midterste laget i Uranus' atmosfære er stratosfæren, hvor temperaturen generelt øker med høyden fra 53 K i tropopausen til mellom 800 og 850 K ved bunn av termosfæren. Oppvarmingen av statosfæren er forårsaket av absorpsjon av ultrafiolett og infrarød stråling av metan og andre hydrokarboner, som dannes i denne delen av atmosfæren som et resultat av fotolyse av metan. Varme overføres også fra den varme termosfæren.
Hydrokarbonene okkuperer et relativt smalt lag på høyder mellom 100 og 300 km, noe som tilsvarer et trykkområde på 10–0,1 mbar (1000–10 kPa) og temperaturer mellom 75 og 170 K. Det mest vanlige hydrokarbonene er metan, acetylen og etan med et blandingsforhold på ca. 10⁻⁷ i forhold til hydrogen. Blandingsforholdet til karbonmonoksid er lignende i disse høydene. Tyngre hydrokarboner og karbondioksid har blandingsforhold tre størrelsesklasser lavere. Mengdeforholdet til vann er ca. 7×10⁻⁹. Etan og acetlyen kondenserer i den kaldere nedre delen av stratosfæren og tropopausen (under nivået for 100 mBar) og danne lag av dis som kan være delvis ansvarlig Uranus' levende utseende. Konsentrasjonen av hydrokarboner i stratosfæren over disen er betydelig lavere enn i stratosfæren til de andre kjempeplanetene.
Det ytterste laget av Uranus' atmosfære er thermosfæren og koronaen, som har en jevnt temperatur rundt 800–850 K. Varmekilden som kreves for å opprettholde en slik høy verdi er ikke godt forstått, siden hverken fjern eller ekstrem ultrafiolett stråling fra solen eller auroraaktivitet kan gi den nødvendige energien. Den svake kjøleeffekten på grunn av mangelen på hydrokarboner i stratosfæren over 0,1 mBars trykknivå kan også bidra til dette. I tillegg til molekylært hydrogen inneholder thermosfære-koronaen mange frie hydrogenatomer. Hydrogenatomenes lille masse kombinert med den høye temperaturen forklarer hvorfor koronaen strekker seg så langt som 50 000 km – eller to ganger radien til Uranus – ut fra planeten.
Den utvidede koronaen er en unik egenskap for Uranus. Denne effekten fører til en luftmotstand for små partikler i bane rundt planetene, som i gjen fører til en generell reduksjon av støv i ringene. Sammen med den øvre delen av stratosfæren går thermosfæren over i ionosfæren på Uranus. Observasjoner viser at ionosfæren okkuperer høyder fra 2 000–10 000 km. Ionosfæren på Uranus er tettere enn både Saturns og Neptuns, som kan oppstå fra den lave konsentrasjonen av hydrokarboner i stratosfæren. Ionosfæren er består hovedsakelig ultrafiolett stråling fra solen og avhenger av solens aktivitet. Polarlysaktiviteten er ubetydelig sammenlignet med Jupiter og Saturn.