Uranüs'ün atmosferi

Uranüs'ün atmosferi temel olarak hidrojen ve helyumdan oluşur. Daha derin katmanlarda ise su, amonyak ve metan gibi ("buzlar" olarak adlandırılan) uçucu maddeler bakımından önemli ölçüde zengindir. Üst atmosferde ise durum tam tersidir ve burası düşük sıcaklığı nedeniyle hidrojen ve helyumdan daha ağır gazları çok az miktarda içerir. Uranüs'ün atmosferi, sıcaklığının 49 Kelvin'e (-224 °C) kadar düşmesiyle tüm gezegenler arasında en soğuğudur.

Uranüs'ün atmosferi üç ana katmana ayrılabilir. Bunlardan ilki, -300 ile 50 km arasındaki irtifalarda ve 100 ile 0,1 bar arasındaki basınçlarda bulunan troposferdir. İkincisi, 50 ile 4000 km arasındaki irtifalara ve 0,1 ile 10−10 bar arasındaki basınçlara yayılan stratosferdir. Üçüncü katman ise 1 bar basınçtaki nominal yüzeyden itibaren 4.000 km irtifadan başlayıp birkaç Uranüs yarıçapı kadar uzanan ve ekzosferi de içeren sıcak termosferdir. Dünya'nınkinin aksine Uranüs'ün atmosferinde mezosfer bulunmaz.

Troposfer dört bulut katmanına ev sahipliği yapar: Yaklaşık 1,2 bar basınçta metan bulutları, 3-10 bar basınç aralığında hidrojen sülfür ve amonyak bulutları, 20-40 bar basınç aralığında amonyum hidrosülfür bulutları ve son olarak 50 bar'ın altında su bulutları. Sadece en üstteki iki bulut katmanı doğrudan gözlemlenebilmiştir, daha derinlerdeki bulutların varlığı ise henüz varsayımsaldır. Bulutların üzerinde fotokimyasal pusun oluşturduğu birkaç ince tabaka yer alır. Uranüs'te belirgin ve parlak troposferik bulutlar nadir görülür. Bunun nedeni muhtemelen gezegenin iç kısmındaki yavaş konveksiyon hareketleridir. Buna rağmen bu tür bulutların gözlemleri, hızı saniyede 240 metreye varan dikkat çekici derecede hızlı bölgesel rüzgarları ölçmek için kullanılmıştır.

Uranüs'ün atmosferi hakkında çok az şey bilinmektedir. Bugüne kadar gezegenin atmosferi hakkında yalnızca 1986'da yanından geçen Voyager 2 uzay aracı sayesinde bazı değerli bileşim verileri elde edilebilmiştir. Uranüs yörünge aracı ve sondası'nın (Uranus Orbiter and Probe) 2031'de fırlatılması ve 2044'te Uranüs'e varması planlanmaktadır. Bu görevin başlıca bilimsel hedefleri arasında Uranüs'ün atmosferinin ayrıntılı bir şekilde incelenmesi de bulunmaktadır.

 Gözlem ve araştırmalar 
küçükresim|OPAL programı (Outer Planet Atmosphere Legacy) kapsamında elde edilen Uranüs atmosferinin görüntüsü.

Uranüs'ün iç kısmında belirgin bir katı yüzey bulunmasa da, gaz zarfının en dış kısmı (uzaktan algılamaya açık olan bölgesi) gezegenin atmosferi olarak adlandırılır. Uzaktan algılama kabiliyeti 1 bar seviyesinin yaklaşık 300 km altına, 100 bar civarında bir basınca ve 320 K sıcaklığa kadar uzanır.

Uranüs atmosferinin gözlem tarihi uzun, hatalar ve hayal kırıklıklarıyla doludur. Uranüs görece sönük bir gök cismidir ve görünür açısal çapı 5 yay-saniyeden küçüktür. Uranüs'ün ilk tayfları 1869 ve 1871 yıllarında Angelo Secchi ve William Huggins tarafından bir prizma aracılığıyla gözlemlenmiştir. Bu gözlemlerde, tanımlayamadıkları bir dizi geniş ve koyu bant bulmuşlardır. Ayrıca, Güneş'in Fraunhofer çizgilerini de tespit edememişlerdir. Bu durum daha sonra Norman Lockyer tarafından, Uranüs'ün Güneş'ten gelen ışığı yansıtmak yerine kendi ışığını yaydığı şeklinde yorumlanmıştır. Ancak gökbilimciler 1889 yılında gezegenin fotoğrafik morötesi tayflarında Güneş'in Fraunhofer çizgilerini gözlemleyerek Uranüs'ün yansıyan ışıkla parladığını kesin olarak kanıtlamışlardır. Gezegenin görünür tayfındaki geniş koyu bantların doğası ise yirminci yüzyılın dördüncü on yılına kadar bilinmezliğini korumuştur.

Uranüs günümüzde büyük ölçüde özelliksiz bir görünüme sahip olsa da, geçmişte zaman zaman bazı yapılar sergilediği görülmüştür. Örneğin, Mart ve Nisan 1884'te Henri Joseph Perrotin, Norman Lockyer ve Charles Trépied, gezegenin ekvatoru etrafında dönen parlak, uzun bir leke (muhtemelen bir fırtına) gözlemlemişlerdir.

küçükresim|sol|250px|Farklı dalga boylarında Uranüs'ün Kuzey Kutbu'ndaki siklon (VLA; Ekim 2021)
Uranüs'ün tayfını çözmenin anahtarı 1930'lu yıllarda Rupert Wildt ve Vesto Slipher tarafından bulunmuştur. Bu bilim insanları, 543, 619, 925, 865 ve 890 nm dalga boylarındaki koyu bantların gaz halindeki metana ait olduğunu keşfetmişlerdir. Bu bantlar çok zayıf oldukları için daha önce hiç gözlemlenmemişti ve tespit edilebilmeleri için uzun bir optik yol gerektiriyorlardı. Bu durum, Uranüs atmosferinin diğer dev gezegenlere kıyasla çok daha derinlere kadar saydam olduğu anlamına geliyordu. 1950 yılında Gerard Kuiper Uranüs'ün tayfında 827 nm'de, tanımlayamadığı başka bir dağınık koyu bant fark etti. 1952 yılında gelecekte Nobel Ödülü alacak olan Gerhard Herzberg, bu bandın moleküler hidrojenin zayıf dört kutuplu soğurmasından kaynaklandığını gösterdi. Böylece hidrojen, Uranüs'te tespit edilen ikinci bileşik oldu. 1986 yılına kadar Uranüs atmosferinde sadece iki gaz, metan ve hidrojen biliniyordu. 1967'den itibaren yapılan uzak kızılötesi tayf gözlemleri, Uranüs atmosferinin gelen Güneş radyasyonuyla yaklaşık bir ısıl denge içinde olduğunu (yani Güneş'ten aldığı kadar ısı yaydığını) ve gözlemlenen sıcaklıkları açıklamak için bir iç ısı kaynağına gerek olmadığını tutarlı bir şekilde göstermiştir. Voyager 2nin 1986'daki ziyaretinden önce Uranüs'te hiçbir belirgin özellik gözlemlenmemişti.

Voyager 2 uzay aracı Ocak 1986'da Uranüs'ün yanından minimum 107.100 km mesafeden geçerek atmosferine ait ilk yakın plan görüntüleri ve tayfları sağladı. Bu veriler, atmosferin temel olarak hidrojen ve helyumdan oluştuğunu ve yaklaşık %2 metan içerdiğini genel olarak doğruladı. Atmosfer oldukça saydam görünüyordu ve kalın stratosferik ve troposferik puslardan yoksundu. Sadece sınırlı sayıda belirgin bulut gözlemlenmişti.

1990'lı ve 2000'li yıllarda Hubble Uzay Teleskobu ve uyarlanabilir optik sistemlerle donatılmış yer tabanlı teleskoplar (örneğin Keck Teleskobu ve NASA Kızılötesi Teleskop Tesisi) sayesinde Dünya'dan ilk kez belirgin bulut özellikleri gözlemlenebildi. Bu özelliklerin takibi gökbilimcilerin daha önce sadece Voyager 2 gözlemlerinden bilinen Uranüs'teki rüzgar hızlarını yeniden ölçmelerine ve Uranüs atmosferinin dinamiklerini incelemelerine olanak tanıdı.

küçükresim|Uranüs'ün Hubble Uzay Teleskobu tarafından yirmi yıllık bir sürede görüntülenen atmosferi. Yakın kızılötesi görüntülerde kırmızı tonlar düşük metan konsantrasyonunu, yeşil tonlar orta düzeyde metan konsantrasyonunu ve mavi tonlar daha yüksek metan konsantrasyonunu göstermektedir. Üçüncü sıradaki görüntülerde parlak tonlar bulutlu bölgeleri, koyu alanlar ise daha açık koşulları temsil eder. Dördüncü sıradaki görüntülerde ise parlak alanlar metan azalmasını, koyu alanlar ise çok yüksek miktarda metan varlığını gösterir.
Mart 2025'te NASA'nın bir araştırma ekibi, Hubble Uzay Teleskobu'nun 2002'den 2022'ye kadar süren yirmi yıllık Uranüs gözlemlerine (Dünya'daki yirmi yıl, yaklaşık 21 Dünya yılı süren bir Uranüs mevsimine denktir) dair bulgularını yayımladı. Bu gözlemler, Uranüs'ün güney kutbunun karanlığa doğru hareket etmeye ve kuzey kutbunun Güneş'e doğru yönelmeye başladığı dönemi kapsamaktadır. Gökbilimciler Hubble Uzay Teleskobu Görüntüleme Spektrografı'nın (STIS) 2002'de ilk kez Uranüs'e yöneltilmesiyle, gezegendeki aerosol ve metan konsantrasyonlarını ilk defa düzgün bir şekilde ayırt edebildiler.

Bu çalışma, stratosfer kenarının neredeyse tamamen metandan arınmış olduğunu gösterdi. Orta ve düşük enlemlerde aerosol seviyeleri ve metan azalmasının kendilerine özgü enlem yapıları olduğu ve bunların yirmi yıl boyunca çoğunlukla fazla değişmediği belirlendi. Ancak kutup bölgelerinde aerosoller ve metan azalması çok farklı davranışlar sergiledi.

Kuzey kutbu yakınlarındaki aerosol seviyeleri çarpıcı bir artış göstererek kuzey ilkbahar ekinoksunun başlarında bölgenin çok koyu görünmesine neden olmuş ve aerosol konsantrasyonu son yıllarda çok yükselmişti. Ayrıca, gezegen ekseninin değişen yönelimi nedeniyle Güneş radyasyonu seviyesi hızla düştüğünden, aerosoller sol kenarda kayboluyor gibi görünmektedir. Bu durum, Güneş radyasyonunun Uranüs atmosferindeki aerosol ve pus seviyesini değiştirebileceğine dair uzun dönemli bir kanıttır. Öte yandan, gözlem süresi boyunca her iki kutup bölgesinde de yüksek düzeydeki metan azalması devam etmiştir.

 Bileşim 
Uranüs atmosferinin bileşimi Uranüs'ün bütününden farklıdır ve temel olarak moleküler hidrojen ile helyumdan oluşur. Helyum mol kesri (yani hidrojen/helyum molekülü başına düşen helyum atomu sayısı) Voyager 2nin uzak kızılötesi ve radyo örtülmesi gözlemlerinin analiziyle belirlenmiştir. Günümüzde üst troposfer için kabul edilen değer 0,152 ± 0,033'tür. Bu da 0,262 ± 0,048'lik bir kütle kesrine karşılık gelir. Bu değer, 0,2741 ± 0,0120 olan protosolar (ilkel Güneş sistemi) helyum kütle kesrine çok yakındır. Bu durum, helyumun gaz devlerinde olduğu gibi gezegenin merkezine doğru çökmediğini gösterir.

Uranüs atmosferindeki en bol üçüncü bileşen metandır  ve varlığı, yer tabanlı spektroskopi gözlemleri sonucunda bir süredir bilinmektedir. Metan, görünür ve yakın kızılötesi bölgede belirgin soğurma bantlarına sahiptir ve bu da Uranüs'e akuamarin veya camgöbeği rengini verir. 1,3 bar basınçtaki metan bulut tabakasının altında, metan molekülleri mol kesri olarak atmosferin yaklaşık %2,3'ünü oluşturur. Bu miktar, Güneş'te bulunandan yaklaşık 10 ila 30 kat daha fazladır. Karışım oranı tropopozdaki aşırı düşük sıcaklık nedeniyle üst atmosferde çok daha düşüktür. Bu sıcaklık, doygunluk seviyesini düşürür ve fazla metanın donarak ayrılmasına neden olur. Metanın, bulutların üzerindeki üst troposferde doymamış olduğu görülmektedir ve buradaki kısmi basınç, doygun buhar basıncının sadece %30'u kadardır. Amonyak, su ve hidrojen sülfür gibi daha az uçucu bileşiklerin derin atmosferdeki konsantrasyonu hakkında çok az şey bilinmektedir. Ancak metanda olduğu gibi, bu maddelerin bollukları muhtemelen Güneş'teki değerlerden en az 20 ila 30 kat ve hatta muhtemelen birkaç yüz kat daha fazladır.

Uranüs atmosferinin izotopik bileşimi hakkındaki bilgiler çok sınırlıdır. Bugüne kadar bilinen tek izotop bolluk oranı, döteryumun hafif hidrojene oranıdır. Bu oran, 1990'larda Kızılötesi Uzay Gözlemevi (Infrared Space Observatory - ISO) tarafından  olarak ölçülmüştür. Bu oranın Jüpiter'de ölçülen  olan protosolar değerden daha yüksek olduğu görülmektedir. Döteryum, neredeyse sadece normal hidrojen atomlarıyla oluşturduğu hidrojen döterit moleküllerinde bulunur.

Spitzer Uzay Teleskobu (SST) ile yapılan ölçümlerin de dahil olduğu kızılötesi spektroskopi ve UV örtülme gözlemleri, Uranüs stratosferinde eser miktarda karmaşık hidrokarbonlar bulmuştur. Bu hidrokarbonların, Güneş'in morötesi (UV) radyasyonunun tetiklediği fotoliz yoluyla metandan üretildiği düşünülmektedir. Bu hidrokarbonlar arasında etan , asetilen , metilasetilen  ve diasetilen  yer alır. Kızılötesi spektroskopi çalışmaları stratosferde ayrıca su buharı, karbonmonoksit ve karbondioksit izleri de tespit etmiştir. Bunların muhtemelen gezegene düşen toz ve kuyruklu yıldızlar gibi dış kaynaklardan geldiği düşünülmektedir.

 Yapı 
400px|küçükresim|Uranüs troposferinin ve alt stratosferinin sıcaklık profili. Bulut ve pus katmanları da gösterilmiştir.

Uranüs'ün atmosferi üç ana katmana ayrılabilir: -300 ile 50 km arasındaki irtifalarda ve 100 ile 0,1 bar arasındaki basınçlarda bulunan troposfer; 50 ile 4000 km arasındaki irtifalara ve 0,1 ile 10−10 bar arasındaki basınçlara yayılan stratosfer ve yüzeyden 4000 km'den başlayıp birkaç Uranüs yarıçapı kadar yükseğe uzanan termosfer/ekzosfer. Uranüs atmosferinde mezosfer bulunmaz.

 Troposfer 
Troposfer, atmosferin en alçak ve en yoğun kısmıdır ve irtifa arttıkça sıcaklığın düşmesiyle karakterize edilir. Sıcaklık, troposferin tabanında -300 km'de yaklaşık 320 K'dan, 50 km'de yaklaşık 53 K'ya kadar düşer. Troposferin soğuk üst sınırı olan tropopozdaki sıcaklık, gezegenin enlemine bağlı olarak 49 ila 57 K arasında değişir ve en düşük sıcaklığa 25° güney enlemi yakınlarında ulaşılır. Troposfer, atmosfer kütlesinin neredeyse tamamını barındırır. Ayrıca, tropopoz bölgesi gezegenin termal uzak kızılötesi emisyonlarının büyük çoğunluğundan sorumludur ve böylece gezegenin  olan etkin sıcaklığını belirler.

Troposferin oldukça karmaşık bir bulut yapısına sahip olduğu düşünülmektedir. 50 ila 300 bar basınç aralığında su bulutlarının, 20 ila 40 bar aralığında amonyum hidrosülfür bulutlarının, 3 ila 10 bar arasında amonyak veya hidrojen sülfür bulutlarının ve son olarak 1 ila 2 bar arasında ince metan bulutlarının yer aldığı varsayılmaktadır. Voyager 2 doğrudan metan bulutlarını tespit etmiş olsa da, diğer tüm bulut katmanlarının varlığı henüz varsayımsaldır. Bir hidrojen sülfür bulut katmanının varlığı, ancak kükürt ve azot bollukları oranının (S/N oranı) 0,16 olan Güneş'teki değerinden önemli ölçüde büyük olması durumunda mümkündür. Aksi takdirde tüm hidrojen sülfür amonyakla reaksiyona girerek amonyum hidrosülfür oluşturacak ve bunun yerine amonyak bulutları 3-10 bar basınç aralığında ortaya çıkacaktır. Yüksek S/N oranı, amonyum hidrosülfür bulutlarının oluştuğu 20-40 bar basınç aralığında amonyak kaybı anlamına gelir. Bu durum, su bulutları içindeki su damlacıklarında veya derin su-amonyak iyon okyanusunda amonyağın çözünmesinden kaynaklanabilir.

Üstteki iki bulut katmanının kesin konumu biraz tartışmalıdır. Metan bulutları Voyager 2 tarafından 1,2-1,3 bar basınçta radyo örtülmesi yoluyla doğrudan tespit edilmiştir. Bu sonuç daha sonra Voyager 2nin gezegen kenarı görüntülerinin analiziyle doğrulanmıştır. Daha derindeki amonyak/hidrojen sülfür bulutları üst sınırının, görünür ve yakın kızılötesi (0,5-1 μm) tayf aralıklarındaki spektroskopik verilere dayanarak 3 bar olduğu belirlenmiştir. Ancak 1-2,3 μm dalga boyu aralığındaki spektroskopik verilerin yakın tarihli bir analizi, metan bulutunun üst sınırlarını 2 bara ve daha alçaktaki bulutların üst sınırını 6 bara yerleştirmiştir. Uranüs atmosferindeki metan soğurmasına ilişkin yeni veriler elde edildiğinde bu çelişki çözülebilir. Üstteki iki bulut katmanının optik derinliği enleme göre değişir. Her ikisi de kutuplarda ekvatora kıyasla incelir, fakat 2007 yılında metan bulut katmanının optik derinliği, güney kutup halkasının bulunduğu 45°G'de yerel bir maksimuma sahipti (aşağıya bakınız).

Troposfer oldukça dinamiktir; güçlü bölgesel rüzgarlar, parlak metan bulutları, karanlık lekeler ve belirgin mevsimsel değişiklikler sergiler (aşağıya bakınız).

300px|sol|küçükresim|Uranüs'ün stratosfer ve termosferindeki sıcaklık profilleri. Gölgeli alan, hidrokarbonların yoğunlaştığı bölgedir.

 Stratosfer 
Stratosfer, Uranüs atmosferinin orta katmanıdır. Bu katmanda sıcaklık genellikle irtifa ile birlikte tropopozda 53 K'dan, termosfer tabanında 800 ila 850 K arasına kadar yükselir. Stratosferin ısınması, sıcak termosferden aşağı doğru ısı iletiminin yanı sıra, Güneş'in UV ve IR radyasyonunun metan ve metan fotolizi sonucunda oluşan karmaşık hidrokarbonlar tarafından soğurulmasıyla gerçekleşir. Metan, stratosfere soğuk tropopozdan girer ve burada moleküler hidrojene göre karışım oranı yaklaşık 33 ile doygunluğun üç kat altındadır. Bu oran, 0,1 mbar basınca karşılık gelen irtifada yaklaşık 10−7'ye kadar daha da düşer.

Metandan daha ağır hidrokarbonlar, 10 ila 0,1 mbar basınç aralığına ve 100 ila 130 K sıcaklıklara karşılık gelen 160 ila 320 km arasındaki dar bir katmanda bulunur. Metandan sonra stratosferdeki en bol hidrokarbonlar, yaklaşık 10−7 karışım oranlarıyla asetilen ve etandır. Metilasetilen ve diasetilen gibi daha ağır hidrokarbonlar, yaklaşık 10−10 karışım oranlarına sahiptir ve bu değer, diğerlerinden üç kat mertebesinde daha düşüktür. Stratosferdeki sıcaklık ve hidrokarbon karışım oranları zamana ve enleme göre değişir. Karmaşık hidrokarbonlar özellikle 13,7 μm dalga boyunda güçlü bir emisyon çizgisine sahip olan asetilen başta olmak üzere, stratosferin soğumasından sorumludur.

Stratosfer, hidrokarbonlara ek olarak karbonmonoksit ile eser miktarda su buharı ve karbondioksit içerir. Karbonmonoksitin karışım oranı 3 ile hidrokarbonlarınkine çok benzerken, karbondioksit ve suyun karışım oranları sırasıyla yaklaşık 10−11 ve 8'dur. Bu üç bileşik stratosferde görece homojen bir şekilde dağılmıştır ve hidrokarbonlar gibi dar bir katmanla sınırlı değildir.

Etan, asetilen ve diasetilen stratosferin daha soğuk alt kısımlarında yoğunlaşarak görünür ışıkta yaklaşık 0,01 optik derinliğe sahip pus katmanları oluşturur. Yoğunlaşma, etan için yaklaşık 14 mbar, asetilen için 2,5 mbar ve diasetilen için 0,1 mbar basınçta meydana gelir. Uranüs stratosferindeki hidrokarbon konsantrasyonu diğer dev gezegenlerin stratosferlerindekinden önemli ölçüde düşüktür. Bu nedenle Uranüs'ün üst atmosferi pus katmanlarının üzerinde çok temiz ve saydamdır. Bu kayıp, zayıf dikey karışımdan kaynaklanır ve Uranüs stratosferini diğer dev gezegenlerinkinden daha az opak ve sonuç olarak daha soğuk yapar. Puslar da, tıpkı ana hidrokarbonlar gibi Uranüs geneline düzensiz bir şekilde dağılmıştır. Voyager 2nin gezegenin yanından geçtiği 1986 yılının gündönümünde, güneş gören kutbun yakınında yoğunlaşmışlardı ve bu da bölgenin morötesi ışıkta karanlık görünmesine neden oluyordu.

 Termosfer ve iyonosfer 
Uranüs atmosferinin binlerce kilometre boyunca uzanan en dış katmanı, yaklaşık 800 ila 850 K arasında düzgün bir sıcaklığa sahip olan termosfer/ekzosferdir. Bu değer, örneğin Satürn'ün termosferinde gözlemlenen 420 K'dan çok daha yüksektir. Bu kadar yüksek sıcaklıkları sürdürmek için gerekli ısı kaynakları anlaşılamamıştır, çünkü ne Güneş'in FUV/EUV radyasyonu ne de kutup ışığı (aurora) aktivitesi gerekli enerjiyi sağlayabilir. Stratosferdeki hidrokarbon kaybı nedeniyle zayıf olan soğuma verimliliği bu olguya katkıda bulunuyor olabilir. Termosfer, moleküler hidrojene ek olarak büyük oranda serbest hidrojen atomu içerirken, helyumun burada bulunmadığı düşünülmektedir, çünkü helyum daha düşük irtifalarda difüzyonla ayrışır.

Termosfer ve stratosferin üst kısmı, Uranüs'ün iyonosferini oluşturan yüksek konsantrasyonda iyon ve elektron içerir. Voyager 2 uzay aracının radyo örtülmesi gözlemleri, iyonosferin 1.000 ila 10.000 km irtifa arasında yer aldığını ve 1.000 ila 3.500 km arasında birkaç dar ve yoğun katman içerebileceğini göstermiştir. Uranüs iyonosferindeki elektron yoğunluğu ortalama 'tür ve stratosferdeki dar katmanlarda  kadar yüksek değerlere ulaşır. İyonosfer temel olarak Güneş'in UV radyasyonu ile devamlılığını sağlar ve yoğunluğu Güneş aktivitesine bağlıdır. Uranüs'teki kutup ışığı aktivitesi Jüpiter ve Satürn'deki kadar güçlü değildir ve iyonlaşmaya çok az katkıda bulunur. Yüksek elektron yoğunluğu kısmen stratosferdeki düşük hidrokarbon konsantrasyonundan kaynaklanıyor olabilir.

İyonosfer ve termosfer hakkındaki bilgi kaynaklarından biri de, trihidrojen katyonunun () yoğun orta-kızılötesi (3-4 μm) emisyonlarının yer tabanlı ölçümleridir. Toplam yayılan güç 1–2 watt'tır ve bu değer, yakın kızılötesi hidrojen dört kutuplu emisyonlarının gücünden bir kat mertebesinde daha yüksektir. Trihidrojen katyonu, iyonosferin ana soğutucularından biri olarak işlev görür.

Uranüs'ün üst atmosferi  kızılötesi radyasyonu gibi, yalnızca gezegenin Güneş alan kısmından yayılan ve "gündüz ışıması" veya elektro ışıma (electroglow) olarak bilinen uzak morötesi (90-140 nm) emisyonların kaynağıdır. Tüm dev gezegenlerin termosferlerinde meydana gelen ve keşfinden sonra bir süre gizemini koruyan bu olgu, Güneş radyasyonu veya fotoelektronlar tarafından uyarılan atomik ve moleküler hidrojenin morötesi (UV) floresansı olarak yorumlanmaktadır.

 Hidrojen koronası 
Termosferin, moleküllerin ortalama serbest yolunun ölçek yüksekliğini aştığı üst kısmına ekzosfer denir. Uranüs ekzosferinin alt sınırı olan ekzobaz, yüzeyin yaklaşık 6.500 km veya gezegen yarıçapının 1/4'ü kadar bir yükseklikte yer alır. Ekzosfer alışılmadık derecede geniştir ve gezegenden birkaç Uranüs yarıçapı kadar uzağa ulaşır. Esas olarak hidrojen atomlarından oluşur ve genellikle Uranüs'ün hidrojen koronası olarak adlandırılır. Termosferin tabanındaki yüksek sıcaklık ve görece yüksek basınç, Uranüs ekzosferinin neden bu kadar geniş olduğunu kısmen açıklar. Koronadaki atomik hidrojenin sayı yoğunluğu gezegenden uzaklaştıkça yavaşça düşer ve Uranüs'ten birkaç yarıçap uzaklıkta cm3 başına birkaç yüz atom kadar yüksek kalır. Bu şişkin ekzosferin etkileri arasında, Uranüs yörüngesindeki küçük parçacıklar üzerinde bir sürükleme kuvveti uygulayarak Uranüs halkalarındaki tozun genel olarak azalmasına neden olması yer alır. Gezegene düşen toz ise gezegenin üst atmosferini kirletir.

 Dinamikler 
küçükresim|Uranüs'teki bölgesel rüzgar hızları. Gölgeli alanlar güneydeki halkayı ve gelecekteki kuzeydeki benzerini göstermektedir. Kırmızı eğri, verilere uygulanan simetrik bir uyum modelini temsil eder.

Uranüs, Jüpiter ve Satürn'de yaygın olan geniş, renkli kuşaklardan ve büyük bulutlardan yoksun, görece sade bir görünüme sahiptir. 1986 yılından önce Uranüs atmosferinde sadece bir kez belirgin özellikler gözlemlenmiştir. Voyager 2 tarafından Uranüs'te gözlemlenen en dikkat çekici özellikler, -40° ile -20° enlemleri arasındaki karanlık alçak enlem bölgesi ve parlak güney kutup başlığıydı. Başlığın kuzey sınırı yaklaşık -45° enleminde yer alıyordu. En parlak bölgesel kuşak, başlığın kenarına yakın -50° ile -45° enlemleri arasında bulunuyordu ve o zamanlar kutup halkası olarak adlandırılmıştı. 1986 yılındaki gündönümü sırasında var olan güney kutup başlığı 1990'larda kayboldu. 2007'deki ekinokstan sonra güney kutup halkası da solmaya başlarken, 45° ile 50° enlemlerinde yer alan ve ilk kez 2007 yılında ortaya çıkan kuzey kutup halkası o zamandan beri daha belirgin hale gelmiştir.

Uranüs atmosferi, diğer dev gezegenlerinkine kıyasla sakindir. 1986'dan bu yana her iki yarımkürede orta enlemlerde sadece sınırlı sayıda küçük, parlak bulut ve bir adet Uranüs Kara Lekesi gözlemlenmiştir. Bu parlak bulut özelliklerinden biri, -34° enleminde yer alan ve Berg olarak adlandırılan yapının, muhtemelen en azından 1986'dan beri sürekli olarak var olduğu düşünülmektedir. Bununla birlikte Uranüs'ün atmosferi ekvator yakınında geriye doğru (dönüş yönünün tersine) esen oldukça güçlü bölgesel rüzgarlara sahiptir; ancak bu rüzgarlar ±20° enleminin kutba doğru olan kısımlarında ileriye doğru (dönüş yönünde) esmeye başlar. Rüzgar hızları ekvatorda -50 ila -100 m/s'dir ve 50° enlemi yakınlarında 240 m/s'ye kadar artar. 2007 ekinoksundan önce ölçülen rüzgar profili, güney yarımkürede rüzgarların daha güçlü olmasıyla hafifçe asimetrikti, fakat 2007'den önce bu yarımküre sürekli olarak Güneş tarafından aydınlatıldığı için bunun mevsimsel bir etki olduğu ortaya çıktı. 2007 yılından sonra kuzey yarımküredeki rüzgarlar hızlanırken güneydeki rüzgarlar yavaşladı.

Uranüs, 84 yıl süren yörüngesi boyunca önemli mevsimsel değişimler sergiler. Genellikle gündönümlerine yakın zamanlarda daha parlak, ekinokslarda ise daha sönüktür. Bu değişimler büyük ölçüde görüntüleme geometrisindeki değişikliklerden kaynaklanır. Gündönümlerine yakın parlak bir kutup bölgesi görünür hale gelirken, ekinokslarda karanlık ekvator görünür. Yine de atmosferin yansıtıcılığında, periyodik olarak solan ve parlayan kutup başlıkları ile ortaya çıkan ve kaybolan kutup halkaları gibi bazı içsel değişimler mevcuttur.

 Ayrıca bakınız 
 Uranüs'ün manyetosferi

 Notlar 

 Kaynak listesi 

 Kaynakça 















































 Dış bağlantılar 

Kategori:Uranüs (gezegen)
Uranüs