A whitish blue spherical planet against the black background of space Уран од *Војаџер 2*
**Атмосферата на Уран** е составена првенствено од водород и хелиум. На длабочина е значително збогатен со испарливиматерии (наречени „мразови") како што се вода, амонијак и метан. Горната атмосфера содржи многу малку гасови потешки од водородот и хелиумот поради неговата ниска температура. Атмосферата на Уран е најстудена од сите планети, а нејзината температура достигнува дури 49 К.

Атмосферата на Уран може да се подели на пет главни слоеви: тропосфера, помеѓу височини од -300 и 50 km и притисоци од 100 до 0,1 бар; стратосфера, која опфаќа надморска височина помеѓу 50 и 4000 km и притисоци помеѓу 0.1 and 10−10 bar; и топла термосфера (и егзосфера) која се протега на надморска височина од 4.056 km до неколку полупречници на Уран од номиналната површина при притисок од 1 бари.  За разлика од Земјината, атмосферата на Уран нема мезосфера.

Во тропосферата се наоѓаат четири облачни слоеви: облаци од метан на околу 1,2 бар, сулфурводород и облаци од амонијак на 3–10 бар, облаци од амониум хидросулфид на 20-40 бар, и на крај водени облаци под 50 бар. Директно се забележани само горните два облаци - подлабоките облаци остануваат шпекулативни. Над облаците лежат неколку слаби слоеви на фотохемиска магла. Дискретните светли тропосферски облаци се ретки на Уран, веројатно поради слабата конвекција во внатрешноста на планетата. Сепак, набљудувањата на таквите облаци биле користени за мерење на зонските ветрови на планетата, кои се неверојатно брзи со брзина до 240 метри во секунда.

Малку е познато за атмосферата на Уран, бидејќи досега само едно вселенско летало, *Војаџер 2*, кое поминало покрај планетата во 1986 година, добило некои вредни податоци за составот. Во моментов не се закажани други мисии на Уран.

Набљудување и истражување
-------------------------

Атмосферата на Уран снимена за време на програмата *Наследство на атмосферата на надворешната планета* (OPAL).
Иако не постои добро дефинирана цврста површина во внатрешноста на Уран, најоддалечениот дел од гасовитата обвивка на Уран се нарекува негова атмосфера.  Способноста за далечинско набљудување се протега на приближно 300 km под нивото од 1 бари, со соодветен притисок околу 100 бар и температура од 320 К. 

Набљудувачката историја на атмосферата на Уран е долга и полна со грешки и фрустрации. Уран е релативно слаб објект, а неговиот видлив аголен пречник е помал од 5″.  Првите спектри на Уран биле набљудувани низ призма во 1869 и 1871 година од Анџело Секи и Вилијам Хагинс, кои пронашле голем број на широки темни ленти кои не биле во можност да ги идентификуваат.  Тие, исто така, не успеале да откријат ниту една сончева Фраунхоферова линија - факт што подоцна го протолкувал Норман Локиер како што покажува дека Уран испушта сопствена светлина наспроти рефлектирачката светлина од Сонцето.   Меѓутоа, во 1889 година, астрономите забележале сончеви Фраунхоферови линии во фотографските ултравиолетови спектри на планетата, докажувајќи дека Уран сјае од рефлектираната светлина.  Природата на широките темни ленти во нејзиниот видлив спектар останаа непозната до четвртата деценија на 20 век. 

Иако Уран во моментов е главно празен по изглед, историски се покажало дека има повремени одлики, како што било во март и април 1884 година, кога астрономите Анри Џозеф Перотин, Норман Локиер и Чарлс Трепид забележале светла, издолжена точка (најверојатно бура) кружејќи по екваторот на планетата.

Клучот за дешифрирање на спектарот на Уран бил пронајден во 1930-тите од Руперт Вајлд и Весто Слифер,  кои откриле дека темните појаси на 543, 619, 925, 865 и 890 nm припаѓале на гасовитиот метан.  Тие никогаш порано не биле забележани бидејќи биле многу слаби и барале долга должина на патеката за да се откријат.  Ова значело дека атмосферата на Уран била проѕирна до многу поголема длабочина во споредба со оние на другите џиновски планети.  Во 1950 година, Џерард Кајпер забележал уште една дифузна темна лента во спектарот на Уран на 827 г. nm, која не успеал да ја идентификува.  Во 1952 година Герхард Херцберг, идниот добитник на Нобеловата награда, покажал дека оваа лента е предизвикана од слабата четриполска апсорпција на молекуларниот водород, што на тој начин станало второто соединение откриено на Уран.  До 1986 година само два гаса, метан и водород, биле познати во атмосферата на Уран.  Далечното инфрацрвено спектроскопско набљудување кое започнало од 1967 година постојано покажало дека атмосферата на Уран била во приближна топлинска рамнотежа со дојдовното сончево зрачење (со други зборови, зрачела онолку топлина колку што добивала од Сонцето) и нема внатрешен извор на топлина.  Ниту една дискретна одлика не била забележана на Уран пред посетата на *Војаџер 2* во 1986 година. 

Во јануари 1986 година, вселенското летало *Војаџер 2* прелетало покрај Уран на минимално растојание од 107.100 km  обезбедувајќи ги првите слики одблиску и спектри од неговата атмосфера. Тие генерално потврдиле дека атмосферата е направена главно од водород и хелиум со околу 2% метан.  Атмосферата изгледала многу проѕирна и немала густа стратосферска и тропосферска магла. Биле забележани само ограничен број на дискретни облаци. 

Во 1990-тите и 2000-тите, набљудувањата на вселенскиот телескоп Хабл и на копнените телескопи опремени со адаптивни оптички системи (телескопот Кек и инфрацрвениот телескоп на НАСА, на пример) овозможиле за прв пат да се набљудуваат дискретни облаци од Земјата.  Следењето на нив им овозможило на астрономите повторно да ја измерат брзината на ветрот на Уран, позната порано само од набљудувањата на *Војаџер 2*, и да ја проучуваат динамиката на атмосферата на Уран.

Состав
------

Составот на атмосферата на Уран е различена од онаа на Уран како целина, која главно се состои од молекуларен водород и хелиум.  Моларната фракција на хелиум, т.е. бројот на атоми на хелиум по молекула на водород/хелиум, е одредена од анализата на *Војаџер 2*.  Моментално прифатената вредност е 0,152 ± 0,033 во горната тропосфера, што одговара на масениот удел од 0,262 ± 0,048.   Оваа вредност е многу блиску до масениот удел на протосоларниот хелиум од 0,2741 ± 0,0120,  покажува дека хелиумот не се сместил кон центарот на планетата како што е во гасовитите џинови. 

Третиот најзастапен составен дел на атмосферата на Уран е метанот (CH4), чие присуство е познато подолго време како резултат на земните спектроскопски набљудувања.  Метанот поседува истакнати ленти на апсорпција во видливото и блиско инфрацрвеното зрачење, што го прави Уран аквамарински или синозелен по боја.  Под облакот од метан на 1,3 бари, молекулите на метан сочинуваат околу 2,3% од атмосферата по моларна фракција; околу 10 до 30 пати од она што се наоѓа на Сонцето.   Односот на мешање е многу помал во горната атмосфера поради екстремно ниската температура во тропопаузата, што го намалува нивото на заситеност и предизвикува вишокот на метан да замрзне.  Изгледа дека метанот е недоволно заситен во горната тропосфера над облаците со делумен притисок од само 30% од притисокот на заситената пареа таму.  Концентрацијата на помалку испарливи соединенија како што се амонијак, вода и сулфурводород во длабоката атмосфера е слабо позната.  Меѓутоа, како и кај метанот, нивното изобилство е веројатно поголемо од соларните вредности за фактор од најмалку 20 до 30,  и можеби со фактор од неколку стотици.  Забележливо е дека надворешната атмосфера содржи само гасови без мирис како водород, хелиум и метан, додека долната атмосфера содржи сулфурводород за кој е добро познато дека е непријатен. Затоа науката покажала дека колку поблиску се доближуваме до Уран, толку полошо мириса.

Знаењето за изотопскиот состав на атмосферата на Уран е многу ограничено.  Досега единствениот познат однос на изобилството на изотопи е оној на девтериум и лесен водород: 5,5+3,5  
−1,5, што било измерено од Инфрацрвената вселенска опсерваторија (ISO) во 1990-тите. Се чини дека е повисока од протосоларната вредност од 2,25 ± 0,35 измерена во Јупитер.  Девтериумот се наоѓа речиси исклучиво во молекулите на водород деутерид што ги формира со нормални атоми на водород. 

Инфрацрвената спектроскопија, вклучително и мерењата со вселенскиот телескоп „Спицер" (SST),  и набљудувањата на прикривањето на УВ  откриле траги од сложени јаглеводороди во стратосферата на Уран, за кои се смета дека се произведени од метан со фотолиза предизвикана од сончевото УВ-зрачење.  Тие вклучуваат етан (C2H6), ацетилен (C2H2),   метилацетилен (CH3C2H), диацетилен (C2HC2H).  Инфрацрвената спектроскопија, исто така, открила траги од водена пареа,  јаглерод моноксид  и јаглерод диоксид во стратосферата, кои најверојатно потекнуваат од надворешен извор како што се паѓање прашина и комети.

Структура
---------

 Температурен профил на урановата тропосфера и долната стратосфера. Посочени се и слоеви на облаци и магла.
Урановата атмосфера може да се подели на три главни слоеви: тропосфера, помеѓу височини од -300  и 50 km и притисоци од 100 до 0,1 бар; стратосферата, која опфаќа надморска височина помеѓу 50 и 4000 km и притисоци помеѓу 0.1 and 10−10 bar; и термосфера / егзосфера која се протега од 4000 км до неколку полупречници на Уран од површината. Уран нема мезосфера.  

### Тропосфера

Тропосферата е најнискиот и најгустиот дел од атмосферата и се одликува со намалување на температурата со надморска височина.  Температурата паѓа од околу 320 К во основата на тропосферата на -300 км до околу 53 К на 50 км.   Температурата на студената горна граница на тропосферата (тропопаузата) всушност варира во опсег помеѓу 49 и 57 К во зависност од планетарната географска широчина, со најниска температура достигнала близу 25° јужна географска широчина.   Тропосферата ја држи речиси целата маса на атмосферата, а регионот на тропопаузата е исто така одговорен за огромното количество на термални инфрацрвени емисии на планетата, со што се одредува нејзината делотворна температура од 59,1 ± 0,3  

Се верува дека тропосферата поседува многу сложена структура на облак; се претпоставува дека водените облаци лежат во опсег на притисок од 50 до 300 бари, облаците од амониум хидросулфид во опсег од 20 и 40 бари, облаците од амонијак или сулфурводород помеѓу 3 и 10 бари и на крајот тенки облаци од метан 1 до 2 бари.    Иако *Војаџер 2* директно детектирал облаци од метан,  сите други облачни слоеви остануваат шпекулативни. Постоењето на слој облак од сулфурводород е можно само ако односот на изобилството на сулфур и азот (однос S/N) е значително поголем од неговата сончева вредност од 0,16.  Во спротивно, целиот водороден сулфид би реагирал со амонијак, создавајќи амониум хидросулфид, а облаците од амонијак би се појавиле наместо тоа во опсегот на притисокот 3-10 бари.  Зголемениот сооднос S/N подразбира намалување на амонијак во опсегот на притисок 20-40 бари, каде што се формираат облаците на амониум хидросулфид. Тие можат да произлезат од растворање на амонијак во капки вода во водени облаци или во длабокиот јонски океан од вода-амонијак.  

Точната локација на горните два слоја на облакот е донекаде контроверзна. Метанските облаци биле директно откриени од *Војаџер 2* на 1,2-1,3 лента со радиоприкривање.  Овој резултат подоцна бил потврден со анализа на сликите на Војаџер 2.  Неодамнешната анализа на спектроскопските податоци во опсегот на бранова должина 1-2,3 μm ги поставило облаците од метан на 2 бари, а врвот на долните облаци на 6 бари.  Оваа противречност може да се реши кога ќе се добијат нови податоци за апсорпцијата на метанот во атмосферата на Уран.  Оптичката длабочина на двата горни слоеви на облак варира во зависност од географската широчина: и двата стануваат потенки на половите во споредба со екваторот, иако во 2007 година оптичката длабочина на слојот од метан облак имала локален максимум на 45°С, каде што се наоѓа јужната поларна јака. 

Тропосферата е многу динамична, покажувајќи силни зонални ветрови, светли облаци од метан,  темни дамки  и забележителни сезонски промени. 

 Температурни профили во стратосферата и термосферата на Уран. Засенчената област е местото каде што се концентрирани јаглеводородите.
### Стратосфера

Стратосферата е средниот слој на атмосферата на Уран, во која температурата генерално се зголемува со надморска височина од 53 К во тропопаузата помеѓу 800 и 850  К на основната термосфера.  Загревањето на стратосферата е предизвикано од спроводливоста на топлината надолу од топлата термосфера   како и од апсорпцијата на сончевото УВ и IR зрачење од метанот и сложените јаглеводороди формирани како резултат на фотолизата на метан.   Метанот влегува во стратосферата преку студената тропопауза, каде што неговиот однос на мешање во однос на молекуларниот водород е околу 3 × 10–5 трипати под заситување.  Понатаму се намалува на околу 10 −7 на височина што одговара на притисок од 0,1 милибари. 

Јаглеводородите потешки од метанот се присутни во релативно тесен слој помеѓу 160 и 320 км надморска височина, што одговара на опсегот на притисок од 10 до 0,1 милибари и температури од 100 до 130 K.   Најзастапени стратосферски јаглеводороди после метанот се ацетилен и етан, со сооднос на мешање од околу 10 −7.  Потешките јаглеводороди како метилацетилен и диацетилен имаат сооднос на мешање од околу 10 −10 — три реда по големина помали.  Температурата и односот на мешање на јаглеводороди во стратосферата варираат со времето и географската ширина.   Сложените јаглеводороди се одговорни за ладењето на стратосферата, особено ацетиленот, кој има силна емисиона линија на бранова должина од 13,7 μm. 

Покрај јаглеводородите, стратосферата содржи јаглерод моноксид, како и траги од водена пареа и јаглерод диоксид. Односот на мешање на јаглерод моноксид-3 × 10−8 — е многу сличен со оној на јаглеводородите,  додека односот на мешање на јаглерод диоксид и вода се околу 10 −11 и 8 ×10−9, соодветно.   Овие три соединенија се распоредени релативно хомогено во стратосферата и не се ограничени на тесен слој како јаглеводородите.  

Етанот, ацетиленот и диацетиленот се кондензираат во постудениот долен дел на стратосферата  формирајќи слоеви на магла со оптичка длабочина од околу 0,01 при видлива светлина.  Кондензацијата се јавува на приближно 14, 2,5 и 0,1 милибари за етан, ацетилен и диацетилен, соодветно.   Концентрацијата на јаглеводороди во уранската стратосфера е значително помала отколку во стратосферите на другите џиновски планети - горната атмосфера на Уран е многу чиста и проѕирна над слоевите на магла.  Ова исцрпување е предизвикано од слабото вертикално мешање и ја прави стратосферата на Уран помалку матна и, како резултат на тоа, постудена од оние на другите џиновски планети.   Маглите, како и нивните матични јаглеводороди, се нерамномерно распоредени низ Уран; на сонцестојот во 1986 година, кога *Војаџер 2* поминал покрај планетата, тие биле концентрирани во близина на сончевиот пол, што го направило темно на ултравиолетова светлина. 

### Термосфера и јоносфера

Најнадворешниот слој на атмосферата на Уран, кој се протега на илјадници километри, е термосферата / егзосферата, која има еднаква температура од околу 800 до 850 K.   Ова е многу повисоко од, на пример, 420 К забележан во термосферата на Сатурн.  Изворите на топлина неопходни за одржување на толку високи температури не се разбрани, бидејќи ниту сончевото зрачење ултравиолетово / екстремно зрачење ниту активноста на поларна светлина можат да ја обезбедат потребната енергија.   Слабата ефикасност на ладење поради исцрпувањето на јаглеводородите во стратосферата може да придонесе за овој феномен.  Покрај молекуларниот водород, термосферата содржи голем дел од слободни атоми на водород,  додека хелиумот се смета дека го нема овде, бидејќи дифузно се одвојува на пониски височини. 

Термосферата и горниот дел од стратосферата содржат голема концентрација на јони и електрони, формирајќи ја јоносферата на Уран.  Набљудувањата на радио прикривањето од вселенското летало *Војаџер 2* покажале дека јоносферата се наоѓа помеѓу 1.000 и 10.000 километри надморска височина и може да вклучува неколку тесни и густи слоеви помеѓу 1.000 и 3.500 км.   Густината на електроните во уранската јоносфера е во просек 104 cm−3,  достигнувајќи и до 105 cm−3 во тесните слоеви во стратосферата.  Јоносферата главно се одржува од сончевото УВ зрачење и нејзината густина зависи од сончевата активност.   Поларната активност на Уран не е толку моќна како кај Јупитер и Сатурн и малку придонесува за јонизацијата.   Високата густина на електрони може делумно да биде предизвикана од ниската концентрација на јаглеводороди во стратосферата. 

Еден од изворите на информации за јоносферата и термосферата доаѓа од мерењата базирани на земја на интензивното средно инфрацрвено зрачење (3-4 μm) емисии на триводородниот катјон (H3+).   Вкупната емитирана моќност е 1–2 × 1011  W.   Триводородниот катјон функционира како еден од главните ладилници на јоносферата. 

Горната атмосфера на Уран е изворот на далечното ултравиолетово зрачење (90-140 nm) емисии познати како *дневен сјај* или *електросјај*, кои, произлегуваат исклучиво од сончевиот дел на планетата. Овој феномен, кој се јавува во термосферите на сите џиновски планети и бил мистериозен некое време по неговото откривање, се толкува како УВ флуоресценција на атомски и молекуларен водород возбуден од сончевото зрачење или од фотоелектрони. 

#### Водородна корона

Горниот дел од термосферата, каде што средната слободна патека на молекулите ја надминува висината на скалата,  се нарекува егзосфера.  Долната граница на егзосферата, се наоѓа на височина од околу 6.500 километри, или 1/4 од планетарниот полупречник, над површината.  Егзосферата е невообичаено продолжена, достигнувајќи до неколку уранови полупречници од планетата.   Тој е направен главно од атоми на водород и често се нарекува водородна корона на Уран.  Високата температура и релативно високиот притисок во основата на термосферата делумно објаснуваат зошто егзосферата на Уран е толку голема.   Бројната густина на атомскиот водород во короната полека опаѓа со оддалеченоста од планетата, останувајќи висока неколку стотици атоми на cm 3 на неколку полупречници од Уран.  Ефектите на оваа надуена егзосфера вклучуваат аеродинамички отпор на мали честички кои кружат околу Уран, предизвикувајќи општо исцрпување на прашината во урановите прстени. Прашината што паѓа за возврат ја контаминира горната атмосфера на планетата.

Динамика
--------

Зонски брзини на ветерот на Уран.
Уран има релативно благ изглед, нема широки шарени ленти и големи облаци распространети на Јупитер и Сатурн.   Дискретни одлики биле забележани само еднаш во атмосферата на Уран пред 1986 година Највпечатливите одлики на Уран забележани од Војаџер 2 биле темниот регион со мала географска ширина помеѓу -40 ° и -20 ° и светлата јужна поларна капа.  Северната граница на капа се наоѓала на околу -45° од географската ширина. Најсветлата зонална лента се наоѓала во близина на работ на капачето на -50° до -45° и тогаш била наречена поларна јака.  Јужната поларна капа, која постоела во времето на сонцестојот во 1986 година, исчезнала во 1990-тите.  По рамноденицата во 2007 година, јужната поларна јака исто така почнала да бледне, додека северната поларна јака сместена на 45° до 50° географска широчина (првпат се појавила во 2007 година) оттогаш станала позабележителна. 

Атмосферата на Уран е мирна во споредба со оние на другите џиновски планети. Само ограничен број на мали светли облаци на средните географски широчини во двете полутопки и еден на темната точка биле забележани од 1986 година  Една од тие светли одлики на облак, сместена на -34° од географската ширина и наречена *Берг*, веројатно постоела континуирано од најмалку 1986 г.  Сепак, атмосферата на Уран има прилично силни зонски ветрови кои дуваат во ретроградна насока во близина на екваторот, но се префрлаат на насоката на напредок кон полот од ±20° географска ширина.  Брзините на ветрот се од -50 до -100 m/s, на екваторот се зголемува до 240 m/s во близина на 50° географска ширина.  Профилот на ветерот измерен пред рамноденицата во 2007 година бил малку асиметричен со ветрови посилни на јужната полутопка, иако се покажало дека е сезонски ефект бидејќи оваа полутопка била постојано осветлена од Сонцето пред 2007 година.  По ветровите од 2007 година на северната полутопка забрзало, додека оние на јужната забавиле.

Уран покажува значителна сезонска варијација во текот на неговата 84-годишна орбита. Вообичаено е посветол во близина на сонцестојот и потемен во рамнодениците.  Варијациите се во голема мера предизвикани од промените во геометријата на гледање: светлиот поларен регион се појавува во близина на сонцестојот, додека темниот екватор е видлив во близина на рамнодениците.

Поврзано
--------

* Магнетосфера на Уран

Наводи
------

1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19  Lunine 1993. sfn error: no target: CITEREFLunine1993 (help)
2. 1 2 3  de Pater Romani et al. 1991. sfn error: no target: CITEREFde\_Pater\_Romani\_et\_al.1991 (help)
3. 1 2 3 4 5 6 7 8  Fegley Gautier et al. 1991. sfn error: no target: CITEREFFegley\_Gautier\_et\_al.1991 (help)
4. ↑  Lockyer 1889. sfn error: no target: CITEREFLockyer1889 (help)
5. ↑  Huggins 1889. sfn error: no target: CITEREFHuggins1889 (help)
6. 1 2  Perrotin, Henri (1 May 1884). „The Aspect of Uranus". *Nature*. **30**: 21. Посетено на 4 November 2018.
7. 1 2  Adel & Slipher 1934. sfn error: no target: CITEREFAdelSlipher1934 (help)
8. ↑  Kuiper 1949. sfn error: no target: CITEREFKuiper1949 (help)
9. ↑  Herzberg 1952. sfn error: no target: CITEREFHerzberg1952 (help)
10. 1 2  Pearl Conrath et al. 1990. sfn error: no target: CITEREFPearl\_Conrath\_et\_al.1990 (help)
11. ↑  Smith 1984. sfn error: no target: CITEREFSmith1984 (help)
12. ↑  Stone 1987. sfn error: no target: CITEREFStone1987 (help)
13. 1 2 3 4 5  Smith Soderblom et al. 1986. sfn error: no target: CITEREFSmith\_Soderblom\_et\_al.1986 (help)
14. 1 2 3 4 5 6 7 8  Sromovsky & Fry 2005. sfn error: no target: CITEREFSromovskyFry2005 (help)
15. 1 2 3 4 5  Tyler Sweetnam et al. 1986. sfn error: no target: CITEREFTyler\_Sweetnam\_et\_al.1986 (help)
16. 1 2  Conrath Gautier et al. 1987. sfn error: no target: CITEREFConrath\_Gautier\_et\_al.1987 (help)
17. ↑  Lodders 2003. sfn error: no target: CITEREFLodders2003 (help)
18. 1 2 3 4 5 6  Bishop Atreya et al. 1990. sfn error: no target: CITEREFBishop\_Atreya\_et\_al.1990 (help)
19. 1 2 3 4 5  Lindal Lyons et al. 1987. sfn error: no target: CITEREFLindal\_Lyons\_et\_al.1987 (help)
20. 1 2 3  Atreya & Wong 2005. sfn error: no target: CITEREFAtreyaWong2005 (help)
21. 1 2 3  de Pater Romani et al. 1989. sfn error: no target: CITEREFde\_Pater\_Romani\_et\_al.1989 (help)
22. 1 2  Encrenaz 2005. sfn error: no target: CITEREFEncrenaz2005 (help)
23. 1 2 3  Encrenaz 2003. sfn error: no target: CITEREFEncrenaz2003 (help)
24. ↑  Feuchtgruber Lellouch et al. 1999. sfn error: no target: CITEREFFeuchtgruber\_Lellouch\_et\_al.1999 (help)
25. 1 2 3 4 5 6 7  Burgdorf Orton et al. 2006. sfn error: no target: CITEREFBurgdorf\_Orton\_et\_al.2006 (help)
26. 1 2 3 4 5  Summers & Strobel 1989. sfn error: no target: CITEREFSummersStrobel1989 (help)
27. 1 2 3  Encrenaz Lellouch et al. 2004. sfn error: no target: CITEREFEncrenaz\_Lellouch\_et\_al.2004 (help)
28. 1 2 3 4 5 6 7  Herbert Sandel et al. 1987. sfn error: no target: CITEREFHerbert\_Sandel\_et\_al.1987 (help)
29. 1 2  Hanel Conrath et al. 1986. sfn error: no target: CITEREFHanel\_Conrath\_et\_al.1986 (help)
30. ↑  Sromovsky Irwin et al. 2006. sfn error: no target: CITEREFSromovsky\_Irwin\_et\_al.2006 (help)
31. ↑  Fry & Sromovsky 2009. sfn error: no target: CITEREFFrySromovsky2009 (help)
32. ↑  Irwin Teanby et al. 2010, стр. 913. sfn error: no target: CITEREFIrwin\_Teanby\_et\_al.2010 (help)
33. ↑  Irwin Teanby et al. 2007. sfn error: no target: CITEREFIrwin\_Teanby\_et\_al.2007 (help)
34. 1 2  Hammel Sromovsky et al. 2009. sfn error: no target: CITEREFHammel\_Sromovsky\_et\_al.2009 (help)
35. 1 2 3  Hammel & Lockwood 2007. sfn error: no target: CITEREFHammelLockwood2007 (help)
36. ↑  Young 2001. sfn error: no target: CITEREFYoung2001 (help)
37. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11  Herbert & Sandel 1999. sfn error: no target: CITEREFHerbertSandel1999 (help)
38. ↑  Bishop Atreya et al. 1990, стр. 457–462. sfn error: no target: CITEREFBishop\_Atreya\_et\_al.1990 (help)
39. ↑  Herbert & Sandel 1999, стр. 1,130–1,131. sfn error: no target: CITEREFHerbertSandel1999 (help)
40. ↑  Young 2001, стр. 239–240, Fig. 5. sfn error: no target: CITEREFYoung2001 (help)
41. ↑  Pollack Rages et al. 1987. sfn error: no target: CITEREFPollack\_Rages\_et\_al.1987 (help)
42. 1 2  Lunine 1993, стр. 222–230. sfn error: no target: CITEREFLunine1993 (help)
43. ↑  Miller Aylward et al. 2005. sfn error: no target: CITEREFMiller\_Aylward\_et\_al.2005 (help)
44. 1 2 3 4  Trafton Miller et al. 1999. sfn error: no target: CITEREFTrafton\_Miller\_et\_al.1999 (help)
45. ↑  Encrenaz Drossart et al. 2003. sfn error: no target: CITEREFEncrenaz\_Drossart\_et\_al.2003 (help)
46. ↑  Herbert & Sandel 1999, стр. 1,133–1,135. sfn error: no target: CITEREFHerbertSandel1999 (help)
47. ↑  Lam Miller et al. 1997. sfn error: no target: CITEREFLam\_Miller\_et\_al.1997 (help)
48. ↑  Trafton Miller et al. 1999, стр. 1,073–1,076. sfn error: no target: CITEREFTrafton\_Miller\_et\_al.1999 (help)
49. ↑  Miller Achilleos et al. 2000. sfn error: no target: CITEREFMiller\_Achilleos\_et\_al.2000 (help)
50. 1 2 3 4  Herbert & Hall 1996. sfn error: no target: CITEREFHerbertHall1996 (help)
51. ↑  Herbert & Hall 1996, стр. 10,880–10,882. sfn error: no target: CITEREFHerbertHall1996 (help)
52. ↑  Rages Hammel et al. 2004. sfn error: no target: CITEREFRages\_Hammel\_et\_al.2004 (help)
53. ↑  Sromovsky Fry et al. 2009. sfn error: no target: CITEREFSromovsky\_Fry\_et\_al.2009 (help)

Надворешни врски
----------------

* Атмосфера на Уран на Ризницата ?

|  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 

| * п
* р
* у
Атмосфери |
| --- |
|  |
| Ѕвезда | 
* Сонце

 | Кон крајот на Земјината атмосфера |
|  |
| Егзопланета | 
* HD 209458 b
* Кеплер-7b

 |
|  |
| Планета | 
* Меркур
* Венера
* Земја
* Марс
* Јупитер
* Сатурн
* Уран
* Нептун

 |
|  |
| Џуџеста планета | 
* Церера
* Плутон
* Макемаке

 |
|  |
| Сателити | 
* Калиста
* Диона
* Енкелад
* Европа
* Ганимед
* Ија
* Месечина
* Реја
* Титан
* Тритон

 |
|  |
| Поврзано | 
* Кома (комета)
* Вонсончевопланетарни атмосфери
* Ѕвездена атмосфера

 |

 |

1. ↑  Negative altitudes refer to locations below the nominal surface at 1 bar.
2. ↑  Indeed, a recent analysis based on a new data set of the methane absorption coefficients shifted the clouds to 1.6 and 3 bar, respectively.
3. ↑  In 1986 the stratosphere was poorer in hydrocarbons at the poles than near the equator; at the poles the hydrocarbons were also confined to much lower altitudes. Temperatures in the stratosphere may increase at the solstices and decrease at equinoxes by as much as 50 K.
4. ↑  At these altitudes the temperature has local maxima, which may be caused by absorption of solar radiation by haze particles.
5. ↑  The total power input into the aurora is 3–7 × 1010 W—insufficient to heat up the thermosphere.
6. ↑  The hot thermosphere of Uranus produces hydrogen quadrupole emission lines in the near-infrared part of the spectrum (1.8–2.5 μm) with the total emitted power of 1–2 × 1010 W. The power emitted by molecular hydrogen in the far infrared part of the spectrum is about 2 × 1011 W.
7. ↑  The scale height *sh* is defined as *sh* = *RT*/(*Mgj*), where *R* = 8.31 J/mol/K is the gas constant, *M* ≈ 0.0023 kg/mol is the average molar mass in the Uranian atmosphere, *T* is temperature and gj ≈ 8.9 m/s2 is the gravitational acceleration at the surface of Uranus. As the temperature varies from 53 K in the tropopause up to 800 K in the thermosphere, the scale height changes from 20 to 400 km.
8. ↑  The corona contains a significant population of supra-thermal (energy of up to 2 eV) hydrogen atoms. Their origin is unclear, but they may be produced by the same mechanism that heats the thermosphere.