ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডল

ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডল প্রধানত হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম দিয়ে গঠিত। গভীরে এতে উদ্বায়ী পদার্থ (যাকে "বরফ" বলা হয়) যেমন পানি, অ্যামোনিয়া এবং মিথেন উল্লেখযোগ্য পরিমাণে সমৃদ্ধ। উল্টোদিকে, উপরের বায়ুমণ্ডলে হাইড্রোজেন ও হিলিয়ামের চেয়ে ভারী গ্যাস খুব কম থাকে এর নিম্ন তাপমাত্রার কারণে। ইউরেনাস-এর বায়ুমণ্ডল সৌরজগতের সব গ্রহের মধ্যে সবচেয়ে ঠান্ডা, যেখানে তাপমাত্রা ৪৯ কে পর্যন্ত নেমে যেতে পারে।

ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলকে তিনটি প্রধান স্তরে ভাগ করা যায়: ট্রপোস্ফিয়ার, যা −৩০০ থেকে ৫০ কিমি উচ্চতা এবং ১০০ থেকে ০.১ বার চাপের মধ্যে; স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার, যা ৫০ থেকে ৪০০০ কিমি উচ্চতা এবং  চাপের মধ্যে; এবং গরম থার্মোস্ফিয়ার (এবং এক্সোস্ফিয়ার) যা ৪,০০০ কিমি উচ্চতা থেকে ১ বার চাপের নামমাত্র পৃষ্ঠ থেকে কয়েকটি ইউরেনাস ব্যাসার্ধ পর্যন্ত বিস্তৃত। পৃথিবীর মতো ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলে কোনো মেসোস্ফিয়ার নেই।

ট্রপোস্ফিয়ারে চারটি মেঘ স্তর রয়েছে: প্রায় ১.২ বার উচ্চতায় মিথেন মেঘ, ৩–১০ বারে হাইড্রোজেন সালফাইড ও অ্যামোনিয়া মেঘ, ২০–৪০ বারে অ্যামোনিয়াম হাইড্রোসালফাইড মেঘ এবং ৫০ বারের নিচে পানির মেঘ। শুধু উপরের দুটি মেঘ স্তর সরাসরি পর্যবেক্ষণ করা গেছে—গভীরতর মেঘগুলো এখনও অনুমানভিত্তিক। মেঘের উপরে ফটোকেমিক্যাল হেজের কয়েকটি পাতলা স্তর রয়েছে। ইউরেনাসে স্বতন্ত্র উজ্জ্বল ট্রপোস্ফিয়ার মেঘ খুব কম দেখা যায়, সম্ভবত গ্রহের অভ্যন্তরে ধীর কনভেকশন-এর কারণে। তবুও এ ধরনের মেঘ পর্যবেক্ষণ করে গ্রহের জোনাল বায়ু গতি পরিমাপ করা হয়েছে, যা অসাধারণভাবে দ্রুত—২৪০ মি/সে পর্যন্ত।

ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডল সম্পর্কে খুব কমই জানা যায়। এ পর্যন্ত শুধু একটি মহাকাশযান, ভয়েজার ২, ১৯৮৬ সালে গ্রহের পাশ দিয়ে যাওয়ার সময় কিছু মূল্যবান গঠনগত তথ্য সংগ্রহ করেছে। ইউরেনাস অরবিটার অ্যান্ড প্রোব ২০৩১ সালে উৎক্ষেপণের জন্য নির্ধারিত, যা ২০৪৪ সালে ইউরেনাসে পৌঁছাবে। এর প্রধান বৈজ্ঞানিক উদ্দেশ্যের মধ্যে রয়েছে ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলের বিস্তারিত অধ্যয়ন।

 পর্যবেক্ষণ ও অনুসন্ধান 


ইউরেনাসের অভ্যন্তরে কোনো সুনির্দিষ্ট কঠিন পৃষ্ঠ না থাকলেও, গ্রহের গ্যাসীয় আবরণের বাইরের অংশ (যে অঞ্চল দূরবর্তী সেন্সিং-এর আওতায় আসে) তার বায়ুমণ্ডল নামে পরিচিত। দূরবর্তী সেন্সিং ক্ষমতা ১ বার স্তরের নিচে প্রায় ৩০০ কিমি পর্যন্ত পৌঁছায়, যার সংশ্লিষ্ট চাপ প্রায় ১০০ বার এবং তাপমাত্রা ৩২০ কে।

ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলের পর্যবেক্ষণ ইতিহাস দীর্ঘ এবং ভুল ও হতাশায় ভরা। ইউরেনাস তুলনামূলকভাবে ম্লান বস্তু এবং এর দৃশ্যমান কৌণিক ব্যাস ৫″-এর কম। ১৮৬৯ ও ১৮৭১ সালে আঞ্জেলো সেক্কি এবং উইলিয়াম হাগিন্স প্রিজমের মাধ্যমে ইউরেনাসের প্রথম স্পেকট্রা পর্যবেক্ষণ করেন এবং বেশ কয়েকটি প্রশস্ত অন্ধকার ব্যান্ড দেখেন, যা তারা চিহ্নিত করতে পারেননি। তারা সৌর ফ্রাউনহোফার রেখাও শনাক্ত করতে ব্যর্থ হন—যা পরে নরম্যান লকিয়ার ব্যাখ্যা করেন যে ইউরেনাস সূর্যের আলো প্রতিফলিত না করে নিজের আলো নির্গত করে। ১৮৮৯ সালে অবশ্য জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা গ্রহের ফটোগ্রাফিক অতিবেগুনি স্পেকট্রায় সৌর ফ্রাউনহোফার রেখা দেখেন, যা চূড়ান্তভাবে প্রমাণ করে যে ইউরেনাস প্রতিফলিত আলো দিয়ে উজ্জ্বল হয়। দৃশ্যমান স্পেকট্রামের প্রশস্ত অন্ধকার ব্যান্ডগুলোর প্রকৃতি বিংশ শতাব্দীর চতুর্থ দশক পর্যন্ত অজানা ছিল।

যদিও বর্তমানে ইউরেনাস মোটামুটি ফাঁকা দেখায়, ঐতিহাসিকভাবে এতে মাঝে মাঝে বৈশিষ্ট্য দেখা গেছে, যেমন ১৮৮৪ সালের মার্চ ও এপ্রিলে, যখন জ্যোতির্বিজ্ঞানী হেনরি জোসেফ পেরোতাঁ, নরম্যান লকিয়ার এবং শার্ল ট্রেপিয়ে গ্রহের নিরক্ষরেখায় একটি উজ্জ্বল, লম্বা দাগ (সম্ভবত ঝড়) পর্যবেক্ষণ করেন।


ইউরেনাসের স্পেকট্রাম বোঝার চাবিকাঠি ১৯৩০-এর দশকে রুপার্ট ওয়াইল্ডট এবং ভেস্তো স্লাইফার খুঁজে পান, যারা দেখান যে ৫৪৩, ৬১৯, ৯২৫, ৮৬৫ এবং ৮৯০ ন্যানোমিটারে অন্ধকার ব্যান্ডগুলো গ্যাসীয় মিথেন-এর। এগুলো আগে কখনো পর্যবেক্ষণ করা যায়নি কারণ এগুলো খুব দুর্বল এবং শনাক্ত করতে দীর্ঘ পথের প্রয়োজন। এর অর্থ হলো ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডল অন্যান্য বৃহৎ গ্রহের তুলনায় অনেক গভীর পর্যন্ত স্বচ্ছ। ১৯৫০ সালে জেরার্ড কুইপার ইউরেনাসের স্পেকট্রামে ৮২৭ ন্যানোমিটারে আরেকটি বিস্তৃত অন্ধকার ব্যান্ড লক্ষ্য করেন, যা তিনি চিহ্নিত করতে পারেননি। ১৯৫২ সালে গেরহার্ড হার্জবার্গ, ভবিষ্যতের নোবেল পুরস্কার বিজয়ী, দেখান যে এই ব্যান্ড আণবিক হাইড্রোজেন-এর দুর্বল কোয়াড্রুপোল শোষণের কারণে, যা ইউরেনাসে শনাক্ত হওয়া দ্বিতীয় যৌগ। ১৯৮৬ সাল পর্যন্ত ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলে শুধু দুটি গ্যাস—মিথেন ও হাইড্রোজেন—জানা ছিল। ১৯৬৭ সাল থেকে শুরু হওয়া ফার-ইনফ্রারেড স্পেকট্রোস্কোপিক পর্যবেক্ষণ ধারাবাহিকভাবে দেখিয়েছে যে ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডল আগত সৌর বিকিরণের সাথে আনুমানিক তাপীয় ভারসাম্যে রয়েছে (অর্থাৎ এটি সূর্য থেকে যত তাপ পায় ততটাই বিকিরণ করে), এবং পর্যবেক্ষিত তাপমাত্রা ব্যাখ্যার জন্য কোনো অভ্যন্তরীণ তাপ উৎসের প্রয়োজন নেই। ভয়েজার ২-এর ১৯৮৬ সালের সফরের আগে ইউরেনাসে কোনো স্বতন্ত্র বৈশিষ্ট্য পর্যবেক্ষণ করা যায়নি।

১৯৯০-এর দশক ও ২০০০-এর দশকে হাবল স্পেস টেলিস্কোপ এবং অ্যাডাপটিভ অপটিক্স সিস্টেমযুক্ত ভূমিভিত্তিক টেলিস্কোপ (যেমন কেক টেলিস্কোপ এবং নাসা ইনফ্রারেড টেলিস্কোপ ফ্যাসিলিটি)-এর পর্যবেক্ষণ প্রথমবারের মতো পৃথিবী থেকে স্বতন্ত্র মেঘ বৈশিষ্ট্য পর্যবেক্ষণ সম্ভব করে। এগুলো ট্র্যাক করে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ইউরেনাসের বায়ু গতি পুনরায় পরিমাপ করতে পারেন, যা আগে শুধু ভয়েজার ২ পর্যবেক্ষণ থেকে জানা ছিল, এবং ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলের গতিবিদ্যা অধ্যয়ন করতে পারেন।


২০২৫ সালের মার্চে নাসার গবেষণা দল হাবলের ২০০২ থেকে ২০২২ সাল পর্যন্ত দুই দশকের (পৃথিবীতে দুই দশক ইউরেনাসে প্রায় এক ঋতু, যা ২১ পৃথিবী বছর স্থায়ী) পর্যবেক্ষণের ফলাফল প্রকাশ করে, যখন ইউরেনাসের দক্ষিণ মেরু অন্ধকারের দিকে যেতে শুরু করে এবং উত্তর মেরু সূর্যের দিকে মুখ করতে শুরু করে। এটি প্রথমবার যখন জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা হাবলের স্পেস টেলিস্কোপ ইমেজিং স্পেকট্রোগ্রাফ (STIS) ২০০২ সালে প্রথমবার ইউরেনাসের দিকে নির্দেশ করার সময় অ্যারোসল এবং মিথেন ঘনত্ব সঠিকভাবে আলাদা করতে পারেন।

অধ্যয়ন দেখিয়েছে যে ইউরেনাসের স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের প্রান্ত প্রায় সম্পূর্ণ মিথেনশূন্য। মধ্য ও নিম্ন অক্ষাংশে অ্যারোসল স্তর এবং মিথেন হ্রাসের নিজস্ব অক্ষাংশগত কাঠামো রয়েছে এবং দুই দশক ধরে এগুলো খুব একটা পরিবর্তিত হয়নি। তবে মেরু অঞ্চলে অ্যারোসল এবং মিথেন হ্রাস খুব ভিন্নভাবে আচরণ করে।

উত্তর মেরুর কাছে অ্যারোসল স্তর নাটকীয়ভাবে বৃদ্ধি পায়, উত্তর বসন্তের প্রথম দিকে খুব অন্ধকার দেখায় এবং সাম্প্রতিক বছরগুলোতে অ্যারোসল ঘনত্ব খুব বেশি হয়েছে। সৌর বিকিরণের মাত্রা গ্রহের অক্ষের পরিবর্তনশীল অভিমুখের কারণে কমে যাওয়ায় বাম প্রান্তে অ্যারোসলও অদৃশ্য হয়ে যায় বলে মনে হয়। এটি দীর্ঘমেয়াদী প্রমাণ যে সৌর বিকিরণ ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলে অ্যারোসল ও হেজ স্তর পরিবর্তন করতে পারে। অন্যদিকে, পর্যবেক্ষণের সময়কাল জুড়ে উভয় মেরু অঞ্চলে মিথেন হ্রাস উচ্চই ছিল।

 গঠন 

ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলের গঠন গ্রহের সামগ্রিক গঠন থেকে ভিন্ন, যা মূলত আণবিক হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম দিয়ে গঠিত। হিলিয়ামের মোলার ভগ্নাংশ, অর্থাৎ হাইড্রোজেন/হিলিয়াম অণু প্রতি হিলিয়াম পরমাণু-র সংখ্যা, ভয়েজার ২-এর ফার ইনফ্রারেড এবং রেডিও অকালটেশন পর্যবেক্ষণ বিশ্লেষণ থেকে নির্ধারিত হয়েছে। বর্তমানে গৃহীত মান উপরের ট্রপোস্ফিয়ারে , যা ভর ভগ্নাংশ । এই মান প্রোটোসৌর হিলিয়াম ভর ভগ্নাংশ -এর খুব কাছাকাছি, যা নির্দেশ করে যে হিলিয়াম গ্যাসীয় দানবগুলোর মতো গ্রহের কেন্দ্রের দিকে স্থির হয়নি।

ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলের তৃতীয় সর্বাধিক প্রচুর উপাদান হলো মিথেন ,NASA NSSDC, ইউরেনাস ফ্যাক্ট শিট  (পুনরুদ্ধার ৭ অক্টোবর ২০১৫) যার উপস্থিতি ভূমিভিত্তিক স্পেকট্রোস্কোপিক পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে অনেক আগে থেকেই জানা ছিল। মিথেনের দৃশ্যমান এবং নিয়ার-ইনফ্রারেড অংশে উল্লেখযোগ্য শোষণ ব্যান্ড রয়েছে, যা ইউরেনাসকে অ্যাকোয়ামেরিন বা সায়ান রঙ দেয়। মিথেন মেঘ স্তরের নিচে ১.৩ বার উচ্চতায় মিথেন অণু বায়ুমণ্ডলের মোলার ভগ্নাংশের প্রায় ২.৩%—সূর্যে পাওয়া পরিমাণের প্রায় ১০ থেকে ৩০ গুণ। মিথেনের মিশ্রণ অনুপাত উপরের বায়ুমণ্ডলে অনেক কম কারণ ট্রপোপজ-এর অত্যন্ত নিম্ন তাপমাত্রা স্যাচুরেশন স্তর কমিয়ে দেয় এবং অতিরিক্ত মিথেন জমে বরফ হয়ে যায়। মিথেন মেঘের উপরের ট্রপোস্ফিয়ার-এ আন্ডারস্যাচুরেটেড বলে মনে হয়, যেখানে এর আংশিক চাপ স্যাচুরেটেড বাষ্প চাপের মাত্র ৩০%। গভীর বায়ুমণ্ডলে অ্যামোনিয়া, পানি এবং হাইড্রোজেন সালফাইড-এর মতো কম উদ্বায়ী যৌগের ঘনত্ব খুব কম জানা যায়। তবে মিথেনের মতোই, এদের প্রাচুর্য সম্ভবত সৌর মানের চেয়ে অন্তত ২০ থেকে ৩০ গুণ বেশি, এবং সম্ভবত কয়েকশ গুণ বেশি।

ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলের আইসোটোপিক গঠন সম্পর্কে জ্ঞান খুব সীমিত। এ পর্যন্ত শুধু একটি পরিচিত আইসোটোপ প্রাচুর্য অনুপাত হলো ডিউটেরিয়াম থেকে হালকা হাইড্রোজেনের: , যা ১৯৯০-এর দশকে ইনফ্রারেড স্পেস অবজারভেটরি (ISO) দিয়ে পরিমাপ করা হয়েছে। এটি বৃহস্পতিতে পরিমাপকৃত  প্রোটোসৌর মানের চেয়ে বেশি বলে মনে হয়। ডিউটেরিয়াম প্রায় সম্পূর্ণভাবে হাইড্রোজেন ডিউটারাইড অণুতে পাওয়া যায় যা এটি সাধারণ হাইড্রোজেন পরমাণুর সাথে গঠন করে।

ইনফ্রারেড স্পেকট্রোস্কোপি, স্পিটজার স্পেস টেলিস্কোপ (SST) সহ পরিমাপ, এবং ইউভি অকালটেশন পর্যবেক্ষণ, ইউরেনাসের স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে জটিল হাইড্রোকার্বন-এর স্বল্প পরিমাণ শনাক্ত করেছে, যা সম্ভবত সৌর ইউভি বিকিরণ দ্বারা প্ররোচিত ফটোলাইসিস-এর মাধ্যমে মিথেন থেকে উৎপন্ন। এর মধ্যে রয়েছে ইথেন , অ্যাসিটিলিন , মিথাইলঅ্যাসিটিলিন , ডাইঅ্যাসিটিলিন । ইনফ্রারেড স্পেকট্রোস্কোপি স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে পানির বাষ্প, কার্বন মনোক্সাইড এবং কার্বন ডাইঅক্সাইড-এর স্বল্প পরিমাণও শনাক্ত করেছে, যা সম্ভবত বহিরাগত উৎস যেমন পতিত ধূলিকণা ও ধূমকেতু থেকে উৎপন্ন।
 গঠন   
400px|thumb|ইউরেনাসের ট্রপোস্ফিয়ার ও নিম্ন স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের তাপমাত্রা প্রোফাইল। মেঘ ও হেজ স্তরগুলোও চিহ্নিত করা হয়েছে।

ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলকে তিনটি প্রধান স্তরে ভাগ করা যায়:  

- **ট্রপোস্ফিয়ার** (−৩০০ কিমি থেকে ৫০ কিমি উচ্চতা পর্যন্ত; চাপ ১০০ থেকে ০.১ বার)নেগেটিভ উচ্চতা বলতে ১ বার চাপের নামমাত্র পৃষ্ঠের নিচের স্থান বোঝায়।  
- **স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার** (৫০ কিমি থেকে ৪০০০ কিমি উচ্চতা পর্যন্ত; চাপ ০.১ থেকে ১০^{-১০} বার)  
- **থার্মোস্ফিয়ার/এক্সোস্ফিয়ার** (৪০০০ কিমি থেকে গ্রহের পৃষ্ঠ থেকে কয়েকটি ইউরেনাস ব্যাসার্ধ পর্যন্ত)  

এখানে কোনো মেসোস্ফিয়ার নেই।

 ট্রপোস্ফিয়ার   
ট্রপোস্ফিয়ার হলো বায়ুমণ্ডলের সর্বনিম্ন ও সবচেয়ে ঘন স্তর, যেখানে উচ্চতা বাড়ার সাথে সাথে তাপমাত্রা কমে। এখানে তাপমাত্রা −৩০০ কিমি উচ্চতায় (ট্রপোস্ফিয়ারের ভিত্তিতে) প্রায় ৩২০ কে থেকে ৫০ কিমি উচ্চতায় প্রায় ৫৩ কে-তে নেমে আসে।  

ট্রপোস্ফিয়ারের ঠান্ডা উপরের সীমানা (ট্রপোপজ) এর তাপমাত্রা গ্রহের অক্ষাংশের ওপর নির্ভর করে ৪৯ থেকে ৫৭ কে-র মধ্যে পরিবর্তিত হয়; সর্বনিম্ন তাপমাত্রা প্রায় ২৫° দক্ষিণ অক্ষাংশের কাছে পাওয়া যায়।  

ট্রপোস্ফিয়ারে বায়ুমণ্ডলের প্রায় সমস্ত ভর অবস্থিত এবং ট্রপোপজ অঞ্চল গ্রহের অধিকাংশ তাপীয় ফার ইনফ্রারেড বিকিরণের জন্য দায়ী, যা গ্রহের কার্যকর তাপমাত্রা নির্ধারণ করে—।  

ট্রপোস্ফিয়ারে অত্যন্ত জটিল মেঘ গঠন রয়েছে বলে মনে করা হয়:  
- জলীয় মেঘ — ৫০ থেকে ৩০০ বার চাপের মধ্যে  
- অ্যামোনিয়াম হাইড্রোসালফাইড মেঘ — ২০ থেকে ৪০ বার চাপের মধ্যে  
- অ্যামোনিয়া বা হাইড্রোজেন সালফাইড মেঘ — ৩ থেকে ১০ বার চাপের মধ্যে  
- পাতলা মিথেন মেঘ — ১ থেকে ২ বার চাপের মধ্যে  

Voyager 2 সরাসরি মিথেন মেঘ সনাক্ত করলেও অন্যান্য মেঘ স্তরগুলো এখনও অনুমানভিত্তিক। হাইড্রোজেন সালফাইড মেঘ স্তরের অস্তিত্ব সম্ভব শুধুমাত্র যদি সালফার ও নাইট্রোজেন-এর অনুপাত (S/N) সৌর মান ০.১৬-এর তুলনায় অনেক বেশি হয়। অন্যথায় সব হাইড্রোজেন সালফাইড অ্যামোনিয়ার সাথে বিক্রিয়া করে অ্যামোনিয়াম হাইড্রোসালফাইড তৈরি করবে এবং অ্যামোনিয়া মেঘ ৩–১০ বার চাপের পরিসরে দেখা যাবে।  

উচ্চ S/N অনুপাত ২০–৪০ বার চাপের পরিসরে অ্যামোনিয়ার অভাব নির্দেশ করে, যেখানে অ্যামোনিয়াম হাইড্রোসালফাইড মেঘ গঠিত হয়। এটি জলীয় মেঘের মধ্যে অ্যামোনিয়ার দ্রবণ বা গভীর জল-অ্যামোনিয়া আয়নিক মহাসাগরের ফলাফল হতে পারে।  

উপরের দুটি মেঘ স্তরের সঠিক অবস্থান নিয়ে কিছু বিতর্ক আছে। Voyager 2 রেডিও অকালটেশনের মাধ্যমে ১.২–১.৩ বার চাপে মিথেন মেঘ সরাসরি সনাক্ত করেছে। পরবর্তীতে লিম্ব চিত্র বিশ্লেষণে এটি নিশ্চিত হয়েছে। দৃশ্যমান ও নিকট-ইনফ্রারেড (০.৫–১ মাইক্রোমিটার) বর্ণালী তথ্য থেকে নিম্নতর অ্যামোনিয়া/হাইড্রোজেন সালফাইড মেঘের শীর্ষ ৩ বার চাপে নির্ধারিত হয়েছে।  

কিন্তু ১–২.৩ মাইক্রোমিটার তরঙ্গদৈর্ঘ্যের সাম্প্রতিক বিশ্লেষণে মিথেন মেঘের শীর্ষ ২ বার এবং নিম্নতর মেঘের শীর্ষ ৬ বার চাপে স্থাপিত হয়েছে। এই বিরোধিতা ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলে মিথেন শোষণের নতুন তথ্য পাওয়া গেলে সমাধান হতে পারে।  

দুটি উপরের মেঘ স্তরের অপটিক্যাল গভীরতা অক্ষাংশের সাথে পরিবর্তিত হয়: মেরু অঞ্চলে এগুলো বিষুবরেখার তুলনায় পাতলা হয়, যদিও ২০০৭ সালে মিথেন মেঘ স্তরের অপটিক্যাল গভীরতা ৪৫° দক্ষিণে (দক্ষিণ মেরু কলারের অবস্থানে) স্থানীয় সর্বোচ্চ ছিল।  

ট্রপোস্ফিয়ার খুবই গতিশীল—শক্তিশালী জোনাল বায়ু, উজ্জ্বল মিথেন মেঘ, অন্ধকার দাগ এবং লক্ষণীয় ঋতু পরিবর্তন দেখা যায়।

300px|left|thumb|ইউরেনাসের স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার ও থার্মোস্ফিয়ারের তাপমাত্রা প্রোফাইল। ছায়াযুক্ত অঞ্চল হাইড্রোকার্বনের ঘনত্ব বেশি স্থান নির্দেশ করে।

 স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার   
স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার হলো মধ্যবর্তী স্তর, যেখানে ট্রপোপজে ৫৩ কে থেকে থার্মোস্ফিয়ারের ভিত্তিতে ৮০০–৮৫০ কে পর্যন্ত উচ্চতার সাথে তাপমাত্রা বাড়ে।  

স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের উত্তাপের কারণ:  
- গরম থার্মোস্ফিয়ার থেকে নিম্নমুখী তাপ পরিবহন  
- মিথেন ও মিথেন ফটোলাইসিসের ফলে উৎপন্ন জটিল হাইড্রোকার্বন দ্বারা সৌর UV ও IR বিকিরণ শোষণ।  

মিথেন ঠান্ডা ট্রপোপজ দিয়ে স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে প্রবেশ করে, যেখানে এর মিশ্রণ অনুপাত (মলিকিউলার হাইড্রোজেনের তুলনায়) প্রায় ৩×১০^{-৫}—স্যাচুরেশনের তিন গুণ কম। এটি আরও কমে ০.১ mbar চাপে প্রায় ১০^{-৭} হয়।  

মিথেনের চেয়ে ভারী হাইড্রোকার্বনগুলো ১৬০–৩২০ কিমি উচ্চতার মধ্যে (চাপ ১০ থেকে ০.১ mbar, তাপমাত্রা ১০০–১৩০ কে) একটি তুলনামূলকভাবে সংকীর্ণ স্তরে অবস্থিত।  

সবচেয়ে প্রচুর স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারিক হাইড্রোকার্বন মিথেনের পর অ্যাসিটিলিন ও ইথেন, যাদের মিশ্রণ অনুপাত প্রায় ১০^{-৭}। ভারী হাইড্রোকার্বন যেমন মিথাইলঅ্যাসিটিলিন ও ডাইঅ্যাসিটিলিন-এর অনুপাত প্রায় ১০^{-১০}—তিন মাত্রা কম।  

স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের তাপমাত্রা ও হাইড্রোকার্বন মিশ্রণ অনুপাত সময় ও অক্ষাংশের সাথে পরিবর্তিত হয়। ১৯৮৬ সালে মেরু অঞ্চলে হাইড্রোকার্বন বিষুবরেখার তুলনায় কম ছিল এবং মেরুতে অনেক নিম্ন উচ্চতায় সীমাবদ্ধ ছিল। সৌরক্রান্তির সময় তাপমাত্রা ৫০ কে পর্যন্ত বাড়তে পারে এবং বিষুবের সময় কমতে পারে।  

জটিল হাইড্রোকার্বন (বিশেষ করে অ্যাসিটিলিন, যার ১৩.৭ মাইক্রোমিটারে শক্তিশালী নির্গমন রেখা আছে) স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের শীতলীকরণের জন্য দায়ী।  

হাইড্রোকার্বন ছাড়াও স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে কার্বন মনোক্সাইড, জলীয় বাষ্প ও কার্বন ডাইঅক্সাইডের চিহ্ন রয়েছে। কার্বন মনোক্সাইডের মিশ্রণ অনুপাত ৩×১০^{-৮}—হাইড্রোকার্বনের মতোই, আর কার্বন ডাইঅক্সাইড ও জলের অনুপাত যথাক্রমে প্রায় ১০^{-১১} ও ৮×১০^{-৯}। এই তিনটি যৌগ হাইড্রোকার্বনের মতো সংকীর্ণ স্তরে সীমাবদ্ধ নয়, বরং তুলনামূলকভাবে সমসত্ত্বভাবে বিতরিত।  

ইথেন, অ্যাসিটিলিন ও ডাইঅ্যাসিটিলিন স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের ঠান্ডা নিম্নাংশে ঘনীভূত হয়ে হেজ স্তর তৈরি করে, যার দৃশ্যমান আলোতে অপটিক্যাল গভীরতা প্রায় ০.০১। ঘনীভবন ঘটে যথাক্রমে প্রায় ১৪, ২.৫ ও ০.১ mbar চাপে। এই উচ্চতাগুলোতে তাপমাত্রার স্থানীয় সর্বোচ্চ দেখা যায়, যা সম্ভবত হেজ কণা দ্বারা সৌর বিকিরণ শোষণের ফল।  

ইউরেনাসের স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে হাইড্রোকার্বনের ঘনত্ব অন্যান্য দৈত্য গ্রহ-এর তুলনায় অনেক কম—হেজ স্তরের উপরে বায়ুমণ্ডল খুবই পরিষ্কার ও স্বচ্ছ। এই অভাব দুর্বল উল্লম্ব মিশ্রণের কারণে ঘটে, যার ফলে ইউরেনাসের স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার অন্য গ্রহগুলোর তুলনায় কম অপার্ক এবং ফলে ঠান্ডা।  

১৯৮৬ সালের সৌরক্রান্তির সময় যখন Voyager 2 গ্রহের পাশ দিয়ে যায়, তখন হেজগুলো সূর্যালোকিত মেরুতে কেন্দ্রীভূত ছিল, যার ফলে সেটি আল্ট্রাভায়োলেট আলোতে অন্ধকার দেখায়।

 থার্মোস্ফিয়ার ও আয়নোস্ফিয়ার   
ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলের বাইরের স্তর, হাজার হাজার কিলোমিটার পর্যন্ত বিস্তৃত, হলো থার্মোস্ফিয়ার/এক্সোস্ফিয়ার, যেখানে তাপমাত্রা প্রায় ৮০০ থেকে ৮৫০ কে-এর মধ্যে একরূপ। এটি শনির থার্মোস্ফিয়ারের ৪২০ কে-এর তুলনায় অনেক বেশি।  

এত উচ্চ তাপমাত্রা বজায় রাখার জন্য প্রয়োজনীয় তাপ উৎস এখনও অজানা, কারণ সৌর FUV/EUV বিকিরণ বা অরোরাল কার্যকলাপ যথেষ্ট শক্তি সরবরাহ করতে পারে না। স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে হাইড্রোকার্বনের অভাবের কারণে দুর্বল শীতলীকরণ এই ঘটনায় অবদান রাখতে পারে।  

মলিকিউলার হাইড্রোজেন ছাড়াও থার্মোস্ফিয়ারে প্রচুর পরিমাণে মুক্ত হাইড্রোজেন পরমাণু রয়েছে, যেখানে হিলিয়াম নিম্ন উচ্চতায় বিচ্ছুরিতভাবে পৃথক হয়ে যাওয়ার কারণে অনুপস্থিত বলে মনে করা হয়।  

থার্মোস্ফিয়ার ও স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের উপরের অংশে প্রচুর আয়ন ও ইলেকট্রন রয়েছে, যা ইউরেনাসের আয়নোস্ফিয়ার গঠন করে। Voyager 2-এর রেডিও অকালটেশন পর্যবেক্ষণে দেখা গেছে আয়নোস্ফিয়ার ১,০০০ থেকে ১০,০০০ কিমি উচ্চতার মধ্যে অবস্থিত এবং এতে ১,০০০ থেকে ৩,৫০০ কিমির মধ্যে কয়েকটি সংকীর্ণ ও ঘন স্তর থাকতে পারে।  

ইউরেনাসের আয়নোস্ফিয়ারে গড় ইলেকট্রন ঘনত্ব }, স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের সংকীর্ণ স্তরে } পর্যন্ত পৌঁছায়।  

আয়নোস্ফিয়ার প্রধানত সৌর UV বিকিরণ দ্বারা টিকে থাকে এবং এর ঘনত্ব সৌর কার্যকলাপ-এর ওপর নির্ভর করে। ইউরেনাসে অরোরাল কার্যকলাপ বৃহস্পতি ও শনির তুলনায় কম শক্তিশালী এবং আয়নীকরণে সামান্য অবদান রাখে।  

উচ্চ ইলেকট্রন ঘনত্বের একটি কারণ হতে পারে স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে হাইড্রোকার্বনের কম ঘনত্ব।  

আয়নোস্ফিয়ার ও থার্মোস্ফিয়ার সম্পর্কে তথ্যের একটি উৎস হলো মিড-ইনফ্রারেড (৩–৪ মাইক্রোমিটার) তে ট্রাইহাইড্রোজেন ক্যাটায়ন (H₃⁺)-এর তীব্র নির্গমনের ভূ-ভিত্তিক পরিমাপ। মোট নির্গত শক্তি ১–২×১০^{11} ওয়াট—নিয়ার-ইনফ্রারেড হাইড্রোজেন কোয়াড্রুপোল নির্গমনের চেয়ে এক মাত্রা বেশি।  

ট্রাইহাইড্রোজেন ক্যাটায়ন আয়নোস্ফিয়ারের অন্যতম প্রধান শীতলক হিসেবে কাজ করে।  

ইউরেনাসের উপরের বায়ুমণ্ডল ফার আল্ট্রাভায়োলেট (৯০–১৪০ ন্যানোমিটার) নির্গমনের উৎস, যা ডে-গ্লো বা ইলেকট্রোগ্লো নামে পরিচিত এবং শুধুমাত্র সূর্যালোকিত অংশ থেকে আসে। এই ঘটনা, যা সকল দৈত্য গ্রহের থার্মোস্ফিয়ারে দেখা যায় এবং আবিষ্কারের পর কিছুকাল রহস্যময় ছিল, সৌর বিকিরণ বা ফটোইলেকট্রন দ্বারা উত্তেজিত পরমাণু ও মলিকিউলার হাইড্রোজেনের UV ফ্লুরোসেন্স হিসেবে ব্যাখ্যা করা হয়।

 হাইড্রোজেন করোনা   
থার্মোস্ফিয়ারের উপরের অংশ, যেখানে অণুগুলোর মিন ফ্রি পাথ স্কেল হাইট-এর চেয়ে বেশি, তাকে এক্সোস্ফিয়ার বলা হয়।  

ইউরেনাসের এক্সোবেস (এক্সোস্ফিয়ারের নিম্ন সীমানা) পৃষ্ঠ থেকে প্রায় ৬,৫০০ কিমি (গ্রহের ব্যাসার্ধের ১/৪) উচ্চতায় অবস্থিত। এক্সোস্ফিয়ার অস্বাভাবিকভাবে বিস্তৃত, গ্রহ থেকে কয়েকটি ইউরেনাস ব্যাসার্ধ পর্যন্ত বিস্তৃত। এটি মূলত হাইড্রোজেন পরমাণু দ্বারা গঠিত এবং প্রায়ই ইউরেনাসের হাইড্রোজেন করোনা বলা হয়।  

উচ্চ তাপমাত্রা ও থার্মোস্ফিয়ারের ভিত্তিতে তুলনামূলকভাবে উচ্চ চাপের কারণে ইউরেনাসের এক্সোস্ফিয়ার এত বিশাল।  

পরমাণু হাইড্রোজেনের সংখ্যা ঘনত্ব গ্রহ থেকে দূরত্বের সাথে ধীরে ধীরে কমে, কয়েকটি ব্যাসার্ধ দূরত্বে প্রতি cm³-এ কয়েকশত পরমাণু থাকে।  

এই বিশাল এক্সোস্ফিয়ারের প্রভাবের মধ্যে রয়েছে ইউরেনাসের চারপাশে কক্ষপথে থাকা ক্ষুদ্র কণাগুলোর উপর ঘর্ষণ (drag), যার ফলে ইউরেনাসের রিংগুলোতে ধূলিকণার সাধারণ অভাব ঘটে। পতিত ধূলিকণা আবার গ্রহের উপরের বায়ুমণ্ডলকে দূষিত করে।

 গতিবিদ্যা   

ইউরেনাসের চেহারা তুলনামূলকভাবে নিস্তেজ—বৃহস্পতি ও শনির মতো প্রশস্ত রঙিন ব্যান্ড বা বড় মেঘ নেই। ১৯৮৬ সালের আগে বায়ুমণ্ডলে শুধুমাত্র একবার স্বতন্ত্র বৈশিষ্ট্য পরিলক্ষিত হয়েছিল।  

Voyager 2 কর্তৃক পর্যবেক্ষিত সবচেয়ে লক্ষণীয় বৈশিষ্ট্য ছিল −৪০° থেকে −২০° অক্ষাংশের মধ্যবর্তী অন্ধকার নিম্ন অক্ষাংশ অঞ্চল এবং উজ্জ্বল দক্ষিণ মেরু ক্যাপ। ক্যাপের উত্তর সীমানা প্রায় −৪৫° অক্ষাংশে ছিল। ক্যাপের প্রান্তের কাছে (−৫০° থেকে −৪৫°) সবচেয়ে উজ্জ্বল জোনাল ব্যান্ড অবস্থিত ছিল, যাকে তখন পোলার কলার বলা হতো।  

১৯৮৬ সালের সৌরক্রান্তির সময় যে দক্ষিণ মেরু ক্যাপ ছিল, ১৯৯০-এর দশকে তা বিবর্ণ হয়ে যায়। ২০০৭ সালের বিষুবের পর দক্ষিণ পোলার কলারও বিবর্ণ হতে শুরু করে, যখন ৪৫° থেকে ৫০° অক্ষাংশে অবস্থিত উত্তর পোলার কলার (২০০৭ সালে প্রথম দেখা যায়) তখন থেকে আরও স্পষ্ট হয়েছে।  

ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডল অন্যান্য দৈত্য গ্রহের তুলনায় শান্ত। ১৯৮৬ সালের পর থেকে শুধুমাত্র উভয় গোলার্ধের মধ্য অক্ষাংশে কয়েকটি ছোট উজ্জ্বল মেঘ এবং একটি ইউরেনাস ডার্ক স্পট পরিলক্ষিত হয়েছে। এর মধ্যে −৩৪° অক্ষাংশে অবস্থিত একটি উজ্জ্বল মেঘ বৈশিষ্ট্য, যাকে Berg বলা হয়, সম্ভবত ১৯৮৬ সাল থেকে অবিচ্ছিন্নভাবে বিদ্যমান।  

তবু ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলে বেশ শক্তিশালী জোনাল বায়ু প্রবাহ রয়েছে—বিষুবরেখার কাছে ঘূর্ণনের বিপরীতে (রিট্রোগ্রেড) এবং ±২০° অক্ষাংশের বাইরে ঘূর্ণনের দিকে (প্রোগ্রেড)। বায়ুর গতি বিষুবরেখায় −৫০ থেকে −১০০ মি/সে থেকে ৫০° অক্ষাংশের কাছে ২৪০ মি/সে পর্যন্ত বাড়ে।  

২০০৭ সালের বিষুবের আগে পরিমাপকৃত বায়ু প্রোফাইল সামান্য অসমমিত ছিল—দক্ষিণ গোলার্ধে বায়ু শক্তিশালী ছিল, যদিও এটি ঋতুগত প্রভাব ছিল কারণ ২০০৭ সালের আগে দক্ষিণ গোলার্ধ ক্রমাগত সূর্যালোকে আলোকিত ছিল। ২০০৭ সালের পর উত্তর গোলার্ধে বায়ু দ্রুততর হয়েছে এবং দক্ষিণ গোলার্ধে ধীর হয়েছে।  

ইউরেনাস তার ৮৪ বছরের কক্ষপথে উল্লেখযোগ্য ঋতু পরিবর্তন দেখায়। সাধারণত সৌরক্রান্তির সময় উজ্জ্বল এবং বিষুবের সময় ম্লান হয়। এই পরিবর্তন মূলত দৃষ্টিকোণ পরিবর্তনের কারণে—সৌরক্রান্তির কাছে উজ্জ্বল মেরু অঞ্চল দৃশ্যমান হয়, আর বিষুবের কাছে অন্ধকার বিষুবরেখা। তবু বায়ুমণ্ডলের প্রতিফলন ক্ষমতায় কিছু অন্তর্নিহিত পরিবর্তন রয়েছে: পর্যায়ক্রমে বিবর্ণ ও উজ্জ্বল হওয়া মেরু ক্যাপ এবং উপস্থিতি ও অদৃশ্য হওয়া মেরু কলার।
 আরও দেখুন 
 ইউরেনাসের ম্যাগনেটোস্ফিয়ার

 টীকা 

 উদ্ধৃতি 

 তথ্যসূত্র 















































 বহিঃসংযোগ 

বিষয়শ্রেণী:ইউরেনাস
ইউরেনাস