Atmosphere of Uranus
ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডল মূলত হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম দ্বারা গঠিত। গভীরতায় এটি জল, অ্যামোনিয়া এবং মিথেনের মতো উদ্বায়ী পদার্থে (যাকে "আইস" বলা হয়) উল্লেখযোগ্যভাবে সমৃদ্ধ। বিপরীতটি উপরের বায়ুমণ্ডলের ক্ষেত্রে সত্য, যেখানে কম তাপমাত্রার কারণে হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের চেয়ে ভারী গ্যাস খুব কম থাকে। ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডল সমস্ত গ্রহের মধ্যে শীতলতম, যার তাপমাত্রা 49 কেলভিন পর্যন্ত কম। ইউরেনীয় বায়ুমণ্ডলকে পাঁচটি প্রধান স্তরে ভাগ করা যেতে পারেঃ ট্রপোস্ফিয়ার, −300 থেকে 50 কিলোমিটার উচ্চতা এবং 100 থেকে 0.1 বার চাপের মধ্যে; স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার, 50 থেকে 4000 কিলোমিটার উচ্চতায় বিস্তৃত এবং গরম তাপমণ্ডলের (এবং এক্সোস্ফিয়ার) মধ্যে চাপ 4,056 কিলোমিটার উচ্চতা থেকে 1 বার চাপে নামমাত্র পৃষ্ঠ থেকে বেশ কয়েকটি ইউরেনীয় ব্যাসার্ধ পর্যন্ত বিস্তৃত। পৃথিবীর মতো ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলে কোনও মেসোস্ফিয়ার নেই। ট্রপোস্ফিয়ারে চারটি মেঘ স্তর রয়েছেঃ প্রায় 1.2 বারে মিথেন মেঘ, 3-10 বারে হাইড্রোজেন সালফাইড এবং অ্যামোনিয়া মেঘ, 20-40 বারে অ্যামোনিয়াম হাইড্রোসালফাইড মেঘ এবং অবশেষে 50 বারের নিচে জলের মেঘ। শুধুমাত্র উপরের দুটি মেঘ স্তর সরাসরি পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে-গভীর মেঘগুলি অনুমানমূলক রয়ে গেছে। মেঘের উপরে আলোক রাসায়নিক কুয়াশার বেশ কয়েকটি ক্ষীণ স্তর রয়েছে। ইউরেনাসে বিচ্ছিন্ন উজ্জ্বল ট্রপোস্ফেরিক মেঘ বিরল, সম্ভবত গ্রহের অভ্যন্তরে ধীরগতির পরিচলন কারণে। তা সত্ত্বেও, এই ধরনের মেঘের পর্যবেক্ষণগুলি গ্রহের আঞ্চলিক বাতাস পরিমাপ করতে ব্যবহৃত হয়েছিল, যা 240 মিটার/সেকেন্ড পর্যন্ত গতিতে উল্লেখযোগ্যভাবে দ্রুত। ইউরেনীয় বায়ুমণ্ডল সম্পর্কে খুব কমই জানা যায় যে, 1986 সালে এই গ্রহের পাশ দিয়ে যাওয়া ভয়েজার 2 নামক একটি মহাকাশযান কিছু মূল্যবান গঠনমূলক তথ্য পেয়েছে। ইউরেনাস অরবিটার এবং প্রোব 2031 সালে চালু হওয়ার কথা রয়েছে, 2044 সালে ইউরেনাসে পৌঁছাবে। এর প্রাথমিক বিজ্ঞানের উদ্দেশ্যগুলির মধ্যে রয়েছে ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলের বিশদ অধ্যয়ন। পর্যবেক্ষণ ও অন্বেষণ যদিও ইউরেনাসের অভ্যন্তরে কোনও সুনির্দিষ্ট কঠিন পৃষ্ঠ নেই, তবে ইউরেনাসের বায়বীয় খামের বাইরের অংশকে (রিমোট সেন্সিংয়ের জন্য অ্যাক্সেসযোগ্য অঞ্চল) এর বায়ুমণ্ডল বলা হয়। রিমোট সেন্সিং ক্ষমতা 1 বার স্তরের নিচে প্রায় 300 কিলোমিটার পর্যন্ত প্রসারিত, যার অনুরূপ চাপ প্রায় 100 বার এবং তাপমাত্রা 320 কেলভিন। ইউরেনীয় বায়ুমণ্ডলের পর্যবেক্ষণমূলক ইতিহাস দীর্ঘ এবং ত্রুটি ও হতাশায় পূর্ণ। ইউরেনাস তুলনামূলকভাবে একটি ক্ষীণ বস্তু, এবং এর দৃশ্যমান কৌণিক ব্যাস 5 "এর চেয়ে ছোট। ইউরেনাসের প্রথম বর্ণালী 1869 এবং 1871 সালে অ্যাঞ্জেলো সেচি এবং উইলিয়াম হাগিনস দ্বারা প্রিজমের মাধ্যমে পর্যবেক্ষণ করা হয়েছিল, যারা বেশ কয়েকটি প্রশস্ত কালো ব্যান্ড খুঁজে পেয়েছিল, যা তারা সনাক্ত করতে পারেনি। তারা কোনও সৌর ফ্রাউনহোফার রেখা সনাক্ত করতেও ব্যর্থ হয়েছিল-এই সত্যটি পরে নরম্যান লকার দ্বারা ব্যাখ্যা করা হয়েছিল যে ইউরেনাস সূর্য থেকে প্রতিফলিত আলোর বিপরীতে তার নিজস্ব আলো নির্গত করে। যাইহোক, 1889 সালে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা গ্রহের ফটোগ্রাফিক অতিবেগুনী বর্ণালীতে সৌর ফ্রাউনহোফার রেখা পর্যবেক্ষণ করেছিলেন, যা প্রমাণ করে যে ইউরেনাস প্রতিফলিত আলো দ্বারা জ্বলছে। বিংশ শতাব্দীর চতুর্থ দশক পর্যন্ত দৃশ্যমান বর্ণালীতে বিস্তৃত অন্ধকার বক্ররেখার প্রকৃতি অজানা ছিল। যদিও বর্তমানে ইউরেনাস দেখতে অনেকটা ফাঁকা, ঐতিহাসিকভাবে এর মাঝে মাঝে বৈশিষ্ট্য দেখা যায়, যেমন 1884 সালের মার্চ এবং এপ্রিল মাসে, যখন জ্যোতির্বিজ্ঞানী হেনরি জোসেফ পেরোটিন, নরম্যান লকার এবং চার্লস ট্রেপিড গ্রহের নিরক্ষরেখা প্রদক্ষিণকারী একটি উজ্জ্বল, দীর্ঘায়িত বিন্দু (সম্ভবত একটি ঝড়) পর্যবেক্ষণ করেছিলেন। ইউরেনাসের বর্ণালী বোঝার চাবিকাঠি 1930-এর দশকে রুপার্ট ওয়াইল্ড্ট এবং ভেস্টো স্লিফার আবিষ্কার করেছিলেন যে 543,619,925,865 এবং 890 এনএম-এর কালো ব্যান্ডগুলি বায়বীয় মিথেনের অন্তর্গত। এগুলি আগে কখনও পর্যবেক্ষণ করা হয়নি কারণ এগুলি খুব দুর্বল ছিল এবং সনাক্ত করার জন্য একটি দীর্ঘ পথের দৈর্ঘ্যের প্রয়োজন ছিল। এর অর্থ হল ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডল অন্যান্য দৈত্য গ্রহের তুলনায় অনেক বেশি গভীরতায় স্বচ্ছ ছিল। 1950 সালে, জেরার্ড কুইপার 827 এনএম-এ ইউরেনাসের বর্ণালীতে আরেকটি বিচ্ছুরিত অন্ধকার ব্যান্ড লক্ষ্য করেন, যা তিনি সনাক্ত করতে ব্যর্থ হন। 1952 সালে ভবিষ্যতের নোবেল বিজয়ী গেরহার্ড হার্জবার্গ দেখিয়েছিলেন যে এই ব্যান্ডটি আণবিক হাইড্রোজেনের দুর্বল চতুর্ভুজ শোষণের কারণে হয়েছিল, যা ইউরেনাসে সনাক্ত করা দ্বিতীয় যৌগ হয়ে ওঠে। 1986 সাল পর্যন্ত ইউরেনীয় বায়ুমণ্ডলে মাত্র দুটি গ্যাস, মিথেন এবং হাইড্রোজেন জানা ছিল। 1967 সাল থেকে শুরু হওয়া দূর-ইনফ্রারেড স্পেকট্রোস্কোপিক পর্যবেক্ষণ ধারাবাহিকভাবে দেখায় যে ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডল আগত সৌর বিকিরণের সাথে আনুমানিক তাপীয় ভারসাম্যে ছিল (অন্য কথায়, এটি সূর্য থেকে প্রাপ্ত তাপের মতো বিকিরণ করেছিল) এবং পর্যবেক্ষিত তাপমাত্রা ব্যাখ্যা করার জন্য কোনও অভ্যন্তরীণ তাপ উৎসের প্রয়োজন ছিল না। 1986 সালে ভয়েজার 2-এর সফরের আগে ইউরেনাসে কোনও বিচ্ছিন্ন বৈশিষ্ট্য লক্ষ্য করা যায়নি। 1986 সালের জানুয়ারিতে, ভয়েজার 2 মহাকাশযানটি ইউরেনাসের মাধ্যমে ন্যূনতম 107,100 কিলোমিটার দূরত্বে উড়েছিল যা তার বায়ুমণ্ডলের প্রথম ঘনিষ্ঠ চিত্র এবং বর্ণালী সরবরাহ করেছিল। তারা সাধারণত নিশ্চিত করেছেন যে বায়ুমণ্ডলটি প্রায় 2 শতাংশ মিথেন সহ প্রধানত হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম দিয়ে তৈরি। বায়ুমণ্ডল অত্যন্ত স্বচ্ছ বলে মনে হয়েছিল এবং ঘন স্ট্র্যাটোস্ফেরিক এবং ট্রপোস্ফেরিক কুয়াশার অভাব ছিল। শুধুমাত্র সীমিত সংখ্যক বিচ্ছিন্ন মেঘ দেখা গেছে। 1990 এবং 2000-এর দশকে, হাবল স্পেস টেলিস্কোপ এবং অভিযোজিত অপটিক্স সিস্টেম (উদাহরণস্বরূপ, কেক টেলিস্কোপ এবং নাসা ইনফ্রারেড টেলিস্কোপ সুবিধা) দিয়ে সজ্জিত স্থল-ভিত্তিক টেলিস্কোপ দ্বারা পর্যবেক্ষণগুলি প্রথমবারের জন্য পৃথিবী থেকে বিচ্ছিন্ন মেঘ বৈশিষ্ট্যগুলি পর্যবেক্ষণ করা সম্ভব করে তুলেছিল। তাদের অনুসরণ করার ফলে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ইউরেনাসের উপর বাতাসের গতি পুনরায় পরিমাপ করতে পেরেছেন, যা আগে কেবল ভয়েজার 2 পর্যবেক্ষণ থেকে জানা গিয়েছিল এবং ইউরেনীয় বায়ুমণ্ডলের গতিশীলতা অধ্যয়ন করতে পেরেছিলেন। গঠন ইউরেনীয় বায়ুমণ্ডলের গঠন সামগ্রিকভাবে ইউরেনাসের থেকে আলাদা, যা মূলত আণবিক হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম নিয়ে গঠিত। হিলিয়াম মোলার ভগ্নাংশ, অর্থাৎ। হাইড্রোজেন/হিলিয়ামের প্রতি অণুতে হিলিয়াম পরমাণুর সংখ্যা, ভয়েজার 2 দূরবর্তী ইনফ্রারেড এবং রেডিও গোপন পর্যবেক্ষণের বিশ্লেষণ থেকে নির্ধারিত হয়েছিল। বর্তমানে গৃহীত মানটি উপরের ট্রপোস্ফিয়ারে রয়েছে, যা একটি ভর ভগ্নাংশের সাথে মিলে যায়। এই মানটি প্রোটোসোলার হিলিয়াম ভর ভগ্নাংশের খুব কাছাকাছি, যা ইঙ্গিত করে যে হিলিয়াম গ্রহের কেন্দ্রের দিকে স্থির হয়নি যেমনটি গ্যাস দৈত্যগুলিতে রয়েছে। ইউরেনীয় বায়ুমণ্ডলের তৃতীয় সর্বাধিক প্রাচুর্যপূর্ণ উপাদান হল মিথেন, যার উপস্থিতি কিছু সময়ের জন্য স্থল-ভিত্তিক স্পেকট্রোস্কোপিক পর্যবেক্ষণের ফলে জানা গেছে। দৃশ্যমান এবং নিকট-ইনফ্রারেডে মিথেনের বিশিষ্ট শোষণ ব্যান্ড রয়েছে, যা ইউরেনাস অ্যাকোয়ামারিন বা সায়ান রঙ তৈরি করে। 1. 3 বার মিথেন অণুতে মিথেন ক্লাউড ডেকের নীচে বায়ুমণ্ডলের প্রায় 2.3 শতাংশ মোলার ভগ্নাংশ দ্বারা থাকে, যা সূর্যের তুলনায় প্রায় 10 থেকে 30 গুণ বেশি। ট্রপোপোজে অত্যন্ত কম তাপমাত্রার কারণে উপরের বায়ুমণ্ডলে মিশ্রণের অনুপাত অনেক কম, যা সম্পৃক্ততার মাত্রা কমিয়ে দেয় এবং অতিরিক্ত মিথেনকে হিমায়িত করে দেয়। মেঘের উপরের ট্রপোস্ফিয়ারে মিথেন কম স্যাচুরেটেড বলে মনে হয়, যেখানে স্যাচুরেটেড বাষ্প চাপের মাত্র 30 শতাংশ আংশিক চাপ থাকে। গভীর বায়ুমণ্ডলে অ্যামোনিয়া, জল এবং হাইড্রোজেন সালফাইডের মতো কম উদ্বায়ী যৌগের ঘনত্ব সম্পর্কে খুব কমই জানা যায়। যাইহোক, মিথেনের মতো, তাদের প্রাচুর্য সম্ভবত কমপক্ষে 20 থেকে 30 গুণক দ্বারা সৌর মানের চেয়ে বেশি, এবং সম্ভবত কয়েকশো গুণক দ্বারা। ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলের আইসোটোপিক গঠন সম্পর্কে জ্ঞান খুব সীমিত। আজ অবধি একমাত্র জ্ঞাত আইসোটোপ প্রাচুর্যের অনুপাত হল ডিউটেরিয়াম এবং হালকা হাইড্রোজেনের অনুপাত, যা 1990-এর দশকে ইনফ্রারেড স্পেস অবজারভেটরি (আইএসও) দ্বারা পরিমাপ করা হয়েছিল। এটি জুপিটারে পরিমাপ করা প্রোটোসোলার মানের চেয়ে বেশি বলে মনে হয়। ডিউটেরিয়াম প্রায় একচেটিয়াভাবে হাইড্রোজেন ডিউটেরাইড অণুতে পাওয়া যায় যা এটি সাধারণ হাইড্রোজেন পরমাণুর সাথে গঠিত হয়। ইনফ্রারেড স্পেকট্রোস্কোপি, স্পিটজার স্পেস টেলিস্কোপ (এস. এস. টি)-এর পরিমাপ এবং ইউ. ভি গুপ্ত পর্যবেক্ষণ সহ, ইউরেনাসের স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে জটিল হাইড্রোকার্বনের পরিমাণ খুঁজে পেয়েছে, যা সৌর ইউ. ভি বিকিরণ দ্বারা প্ররোচিত ফোটোলাইসিস দ্বারা মিথেন থেকে উত্পাদিত বলে মনে করা হয়। এগুলির মধ্যে রয়েছে ইথেন, অ্যাসিটিলিন, মিথাইলাসিটিলিন, ডায়াসিটিলিন। ইনফ্রারেড স্পেকট্রোস্কোপি স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে জলীয় বাষ্প, কার্বন মনোক্সাইড এবং কার্বন ডাই অক্সাইডের চিহ্নও আবিষ্কার করেছে, যা সম্ভবত ধুলো এবং ধূমকেতুর মতো বাহ্যিক উৎস থেকে উদ্ভূত হতে পারে। কাঠামো ইউরেনীয় বায়ুমণ্ডলকে তিনটি প্রধান স্তরে বিভক্ত করা যেতে পারেঃ ট্রপোস্ফিয়ার, −300 থেকে 50 কিলোমিটার উচ্চতা এবং 100 থেকে 0.1 বার চাপের মধ্যে; স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার, 50 থেকে 4000 কিলোমিটার উচ্চতার মধ্যে এবং থার্মোস্ফিয়ার/এক্সোস্ফিয়ারের মধ্যে চাপ 4000 কিলোমিটার থেকে কয়েক ইউরেনাস ব্যাসার্ধ পর্যন্ত বিস্তৃত। কোনও মেসোস্ফিয়ার নেই। ট্রপোস্ফিয়ার ট্রপোস্ফিয়ার হল বায়ুমণ্ডলের সর্বনিম্ন এবং ঘনতম অংশ এবং উচ্চতার সাথে তাপমাত্রা হ্রাস দ্বারা চিহ্নিত করা হয়। ট্রপোস্ফিয়ারের গোড়ায় তাপমাত্রা প্রায় 320 কেলভিন থেকে-300 কিমি থেকে 50 কিমি-তে প্রায় 53 কেলভিন পর্যন্ত নেমে আসে। ট্রপোস্ফিয়ারের শীতল উপরের সীমানায় (ট্রপোপজ) তাপমাত্রা প্রকৃতপক্ষে গ্রহের অক্ষাংশের উপর নির্ভর করে 49 থেকে 57 কেলভিন এর মধ্যে পরিবর্তিত হয়, সর্বনিম্ন তাপমাত্রা 25° দক্ষিণ অক্ষাংশের কাছাকাছি পৌঁছে যায়। ট্রপোস্ফিয়ার বায়ুমণ্ডলের প্রায় সমস্ত ভর ধারণ করে এবং ট্রপোপজ অঞ্চলটি গ্রহের তাপীয় দূরবর্তী ইনফ্রারেড নির্গমনের বিশাল সংখ্যাগরিষ্ঠতার জন্যও দায়ী, এইভাবে এর কার্যকর তাপমাত্রা নির্ধারণ করে। ট্রপোস্ফিয়ার একটি অত্যন্ত জটিল মেঘ কাঠামো ধারণ করে বলে মনে করা হয়; জলের মেঘগুলি 3 থেকে 10 বারের মধ্যে অ্যামোনিয়া বা হাইড্রোজেন সালফাইড মেঘ এবং অবশেষে পাতলা মিথেন মেঘের চাপ পরিসরে অবস্থিত বলে অনুমান করা হয়। যদিও ভয়েজার 2 সরাসরি মিথেন মেঘ সনাক্ত করেছে, অন্যান্য সমস্ত মেঘ স্তর অনুমানমূলক রয়ে গেছে। হাইড্রোজেন সালফাইড মেঘ স্তরের অস্তিত্ব তখনই সম্ভব যখন সালফার এবং নাইট্রোজেনের প্রাচুর্যের অনুপাত (এস/এন অনুপাত) এর সৌর মানের 0.16-এর তুলনায় উল্লেখযোগ্যভাবে বেশি হয়। অন্যথায় সমস্ত হাইড্রোজেন সালফাইড অ্যামোনিয়ার সাথে বিক্রিয়া করে অ্যামোনিয়াম হাইড্রোসালফাইড তৈরি করবে এবং অ্যামোনিয়া মেঘগুলি চাপের পরিসীমা 3-10 বারে উপস্থিত হবে। উচ্চতর এস/এন অনুপাত চাপের পরিসীমা 20-40 বারে অ্যামোনিয়ার হ্রাসকে বোঝায়, যেখানে অ্যামোনিয়াম হাইড্রোসালফাইড মেঘ তৈরি হয়। এগুলি জলের মেঘের মধ্যে বা গভীর জল-অ্যামোনিয়া আয়নিক মহাসাগরে জলের ফোঁটায় অ্যামোনিয়া দ্রবীভূত হওয়ার ফলে হতে পারে। উপরের দুটি মেঘ স্তরের সঠিক অবস্থান কিছুটা বিতর্কিত। ভয়েজার 2 দ্বারা রেডিও গোপনকরণের মাধ্যমে 1.2-1.3 বারে সরাসরি মিথেন মেঘ সনাক্ত করা হয়েছিল। এই ফলাফলটি পরে ভয়েজার 2 অঙ্গের চিত্রগুলির বিশ্লেষণের মাধ্যমে নিশ্চিত করা হয়েছিল। গভীর অ্যামোনিয়া/হাইড্রোজেন সালফাইড মেঘের শীর্ষটি দৃশ্যমান এবং নিকট-ইনফ্রা বর্ণালী পরিসরে (0.5-1 μm) বর্ণালীগত তথ্যের উপর ভিত্তি করে 3 বারে নির্ধারণ করা হয়েছিল। তবে তরঙ্গদৈর্ঘ্যের পরিসরে স্পেকট্রোস্কোপিক তথ্যের একটি সাম্প্রতিক বিশ্লেষণ মিথেন মেঘকে 2 বারে এবং নীচের মেঘের শীর্ষকে 6 বারে স্থাপন করেছে। ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলে মিথেন শোষণের নতুন তথ্য পাওয়া গেলে এই দ্বন্দ্বের সমাধান হতে পারে। দুটি উপরের মেঘ স্তরের আলোকীয় গভীরতা অক্ষাংশের সাথে পরিবর্তিত হয়ঃ উভয়ই বিষুবরেখার তুলনায় মেরুতে পাতলা হয়ে যায়, যদিও 2007 সালে মিথেন মেঘ স্তরের আলোকীয় গভীরতার স্থানীয় সর্বোচ্চ 45°S ছিল, যেখানে দক্ষিণ মেরু কলার অবস্থিত (নীচে দেখুন)। ট্রপোস্ফিয়ার খুব গতিশীল, শক্তিশালী আঞ্চলিক বাতাস, উজ্জ্বল মিথেন মেঘ, অন্ধকার দাগ এবং লক্ষণীয় মৌসুমী পরিবর্তন প্রদর্শন করে। (নীচে দেখুন) স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার হল ইউরেনীয় বায়ুমণ্ডলের মধ্য স্তর, যেখানে তাপমাত্রা সাধারণত ট্রপোপোজে 53 কেলভিন থেকে বেস থার্মোস্ফিয়ারে 800 থেকে 850 কেলভিন পর্যন্ত উচ্চতার সাথে বৃদ্ধি পায়। স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের উত্তাপ গরম তাপমণ্ডল থেকে নিম্নমুখী তাপ সঞ্চালনের পাশাপাশি মিথেন এবং মিথেন ফোটোলাইসিসের ফলে গঠিত জটিল হাইড্রোকার্বন দ্বারা সৌর ইউভি এবং আইআর বিকিরণ শোষণের কারণে ঘটে। মিথেন শীতল ট্রপোপজের মাধ্যমে স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে প্রবেশ করে, যেখানে আণবিক হাইড্রোজেনের তুলনায় এর মিশ্রণ অনুপাত প্রায় 3 গুণ, সম্পৃক্ততার তিনগুণ কম। 0. 1 এমবার চাপের সাথে সামঞ্জস্য রেখে উচ্চতায় এটি আরও কমে প্রায় 10−7-এ নেমে আসে। মিথেনের চেয়ে ভারী হাইড্রোকার্বন 160 থেকে 320 কিলোমিটার উচ্চতার মধ্যে তুলনামূলকভাবে সংকীর্ণ স্তরে উপস্থিত থাকে, যা 10 থেকে 0.1 এম. বি. আর থেকে চাপের পরিসীমা এবং 100 থেকে 130 কেলভিন তাপমাত্রার সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ। মিথেনের পরে সর্বাধিক প্রাচুর্যযুক্ত স্ট্র্যাটোস্ফেরিক হাইড্রোকার্বন হল অ্যাসিটিলিন এবং ইথেন, যার মিশ্রণ অনুপাত প্রায় 10−7। মিথাইলাসিটিলিন এবং ডায়াসিটিলিনের মতো ভারী হাইড্রোকার্বনের মিশ্রণের অনুপাত প্রায় 10−10-এর-মাত্রার তিনটি ক্রম কম। স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে তাপমাত্রা এবং হাইড্রোকার্বন মিশ্রণের অনুপাত সময় এবং অক্ষাংশের সাথে পরিবর্তিত হয়। জটিল হাইড্রোকার্বনগুলি স্ট্র্যাটোস্ফিয়ার, বিশেষত অ্যাসিটিলিনের শীতলকরণের জন্য দায়ী, যার 13.7 মাইক্রোমিটার তরঙ্গদৈর্ঘ্যে একটি শক্তিশালী নির্গমন রেখা রয়েছে। হাইড্রোকার্বন ছাড়াও, স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে কার্বন মনোক্সাইডের পাশাপাশি জলীয় বাষ্প এবং কার্বন ডাই অক্সাইডের চিহ্ন রয়েছে। কার্বন মনোক্সাইডের মিশ্রণ অনুপাত-3-হাইড্রোকার্বনের সাথে খুব মিল, যেখানে কার্বন ডাই অক্সাইড এবং জলের মিশ্রণ অনুপাত যথাক্রমে প্রায় 10−11 এবং 8। এই তিনটি যৌগ স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে তুলনামূলকভাবে সমজাতীয়ভাবে বিতরণ করা হয় এবং হাইড্রোকার্বনের মতো সংকীর্ণ স্তরে সীমাবদ্ধ নয়। ইথেন, অ্যাসিটিলিন এবং ডায়াসিটিলিন স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের শীতলতর নিম্ন অংশে ঘনীভূত হয়ে দৃশ্যমান আলোতে প্রায় 0.01 অপটিক্যাল গভীরতার সাথে কুয়াশার স্তর তৈরি করে। ইথেন, অ্যাসিটিলিন এবং ডায়াসিটিলিনের জন্য যথাক্রমে প্রায় 14,25 এবং 0.1 এম. বি. এ ঘনীভবন ঘটে। ইউরেনীয় স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে হাইড্রোকার্বনের ঘনত্ব অন্যান্য দৈত্য গ্রহের স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের তুলনায় উল্লেখযোগ্যভাবে কম-ইউরেনাসের উপরের বায়ুমণ্ডল কুয়াশার স্তরগুলির উপরে খুব পরিষ্কার এবং স্বচ্ছ। দুর্বল উল্লম্ব মিশ্রণের কারণে এই হ্রাস ঘটে এবং ইউরেনাসের স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারকে কম অস্বচ্ছ করে তোলে এবং ফলস্বরূপ, অন্যান্য দৈত্য গ্রহের তুলনায় শীতল করে তোলে। কুয়াশা, তাদের মূল হাইড্রোকার্বনের মতো, ইউরেনাস জুড়ে অসমভাবে বিতরণ করা হয়; 1986 সালের অয়নান্তের সময়, যখন ভয়েজার 2 গ্রহের পাশ দিয়ে যায়, তখন তারা সূর্যালোকিত মেরুর কাছে কেন্দ্রীভূত ছিল, যা এটিকে অতিবেগুনী আলোতে অন্ধকার করে তোলে। বায়ুমণ্ডল এবং আয়নোস্ফিয়ার হাজার হাজার কিলোমিটার প্রসারিত ইউরেনীয় বায়ুমণ্ডলের বাইরের স্তর হল তাপমণ্ডল/এক্সোস্ফিয়ার, যার তাপমাত্রা প্রায় 800 থেকে 850 কেলভিন। উদাহরণস্বরূপ, শনির তাপমণ্ডলে দেখা 420 কেলভিন-এর তুলনায় এটি অনেক বেশি। এই ধরনের উচ্চ তাপমাত্রা বজায় রাখার জন্য প্রয়োজনীয় তাপ উৎসগুলি বোঝা যায় না, কারণ সৌর এফইউভি/ইইউভি বিকিরণ বা অরোরাল ক্রিয়াকলাপ কোনওটিই প্রয়োজনীয় শক্তি সরবরাহ করতে পারে না। স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে হাইড্রোকার্বন হ্রাসের কারণে দুর্বল শীতলকরণ দক্ষতা এই ঘটনায় অবদান রাখতে পারে। আণবিক হাইড্রোজেন ছাড়াও, তাপমণ্ডলে মুক্ত হাইড্রোজেন পরমাণুর একটি বড় অনুপাত রয়েছে, যেখানে হিলিয়াম এখানে অনুপস্থিত বলে মনে করা হয়, কারণ এটি কম উচ্চতায় বিচ্ছিন্নভাবে পৃথক হয়। থার্মোস্ফিয়ার এবং স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের উপরের অংশে আয়ন এবং ইলেকট্রনের একটি বড় ঘনত্ব রয়েছে, যা ইউরেনাসের আয়নোস্ফিয়ার গঠন করে। ভয়েজার 2 মহাকাশযানের রেডিও গোপন পর্যবেক্ষণগুলি দেখায় যে আয়নোস্ফিয়ারটি 1,000 থেকে 10,000 কিলোমিটার উচ্চতার মধ্যে অবস্থিত এবং এতে 1,000 থেকে 3,500 কিলোমিটারের মধ্যে বেশ কয়েকটি সংকীর্ণ এবং ঘন স্তর থাকতে পারে। ইউরেনীয় আয়নোস্ফিয়ারে ইলেকট্রনের ঘনত্ব গড়ে স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারের সংকীর্ণ স্তরগুলির সমান উচ্চতায় পৌঁছেছে। আয়নোস্ফিয়ার মূলত সৌর অতিবেগুনী বিকিরণ দ্বারা স্থায়ী হয় এবং এর ঘনত্ব সৌর ক্রিয়াকলাপের উপর নির্ভর করে। ইউরেনাসের অরোরাল ক্রিয়াকলাপ বৃহস্পতি এবং শনির মতো শক্তিশালী নয় এবং আয়নীকরণের ক্ষেত্রে খুব কম অবদান রাখে। উচ্চ ইলেকট্রন ঘনত্ব আংশিকভাবে স্ট্র্যাটোস্ফিয়ারে হাইড্রোকার্বনের কম ঘনত্বের কারণে হতে পারে। আয়নোস্ফিয়ার এবং তাপমণ্ডল সম্পর্কে তথ্যের একটি উৎস ট্রাইহাইড্রোজেন ক্যাটায়ন ()-এর তীব্র মধ্য-ইনফ্রারেড (3-4 মাইক্রোমিটার) নির্গমনের স্থল-ভিত্তিক পরিমাপ থেকে আসে। মোট নির্গত শক্তি হল 1-2 ডাব্লু-যা নিকট-ইনফ্রারেড হাইড্রোজেন চতুর্ভুজ নির্গমনের চেয়ে বেশি মাত্রার একটি ক্রম। ট্রাইহাইড্রোজেন ক্যাটায়ন আয়নোস্ফিয়ারের অন্যতম প্রধান কুলার হিসাবে কাজ করে। ইউরেনাসের উপরের বায়ুমণ্ডল হ 'ল ডেগ্লো বা ইলেক্ট্রোগ্লো নামে পরিচিত দূরবর্তী অতিবেগুনী (90-140 এনএম) নির্গমনের উৎস, যা আইআর বিকিরণের মতো গ্রহের সূর্যালোকিত অংশ থেকে একচেটিয়াভাবে নির্গত হয়। এই ঘটনাটি, যা সমস্ত দৈত্য গ্রহের তাপমণ্ডলে ঘটে এবং এটি আবিষ্কারের পরে কিছু সময়ের জন্য রহস্যময় ছিল, সৌর বিকিরণ বা ফটোইলেক্ট্রন দ্বারা উত্তেজিত পারমাণবিক এবং আণবিক হাইড্রোজেনের ইউভি ফ্লুরোসেন্স হিসাবে ব্যাখ্যা করা হয়। হাইড্রোজেন কোরোনা তাপমণ্ডলের উপরের অংশ, যেখানে অণুগুলির গড় মুক্ত পথ স্কেলের উচ্চতা অতিক্রম করে, তাকে এক্সোস্ফিয়ার বলা হয়। ইউরেনিয়ান এক্সোস্ফিয়ারের নিম্ন সীমানা, এক্সোবেস, পৃষ্ঠের উপরে প্রায় 6,500 কিলোমিটার বা গ্রহের ব্যাসার্ধের এক-চতুর্থাংশ উচ্চতায় অবস্থিত। এক্সোস্ফিয়ারটি অস্বাভাবিকভাবে প্রসারিত, যা গ্রহ থেকে বেশ কয়েকটি ইউরেনীয় ব্যাসার্ধ পর্যন্ত পৌঁছেছে। এটি মূলত হাইড্রোজেন পরমাণু দিয়ে তৈরি এবং প্রায়শই ইউরেনাসের হাইড্রোজেন কোরোনা বলা হয়। থার্মোস্ফিয়ারের গোড়ায় উচ্চ তাপমাত্রা এবং তুলনামূলকভাবে উচ্চ চাপ আংশিকভাবে ব্যাখ্যা করে যে কেন ইউরেনাসের এক্সোস্ফিয়ার এত বিশাল। করোনায় পারমাণবিক হাইড্রোজেনের ঘনত্ব গ্রহ থেকে দূরত্বের সাথে ধীরে ধীরে হ্রাস পায়, ইউরেনাস থেকে কয়েকটি ব্যাসার্ধে প্রতি সেমি 3-তে কয়েকশ পরমাণুর মতো বেশি থাকে। এই স্ফীত এক্সোস্ফিয়ারের প্রভাবগুলির মধ্যে রয়েছে ইউরেনাসকে প্রদক্ষিণকারী ছোট কণাগুলির উপর একটি টান, যার ফলে ইউরেনীয় বলয়গুলিতে ধুলো সাধারণভাবে হ্রাস পায়। ভূপাতিত ধূলিকণা গ্রহের উপরের বায়ুমণ্ডলকে দূষিত করে। গতিবিদ্যা ইউরেনাসের চেহারা তুলনামূলকভাবে নরম, বৃহস্পতি ও শনির উপর বিস্তৃত রঙিন ব্যান্ড এবং বড় মেঘের অভাব রয়েছে। 1986 সালের আগে ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডলে কেবল একবারই বিচ্ছিন্ন বৈশিষ্ট্য দেখা গিয়েছিল। ভয়েজার 2 দ্বারা ইউরেনাসের সবচেয়ে সুস্পষ্ট বৈশিষ্ট্যগুলি ছিল −40° এবং −20° এর মধ্যে অন্ধকার নিম্ন অক্ষাংশ অঞ্চল এবং উজ্জ্বল দক্ষিণ মেরু আবরণ। ক্যাপের উত্তর সীমানা অক্ষাংশের প্রায় −45° এ অবস্থিত ছিল। সবচেয়ে উজ্জ্বল জোনাল ব্যান্ডটি ক্যাপের প্রান্তের কাছে −50° থেকে −45° এ অবস্থিত ছিল এবং তখন এটিকে পোলার কলার বলা হত। দক্ষিণ মেরু ক্যাপ, যা 1986 সালে অয়নান্তের সময় বিদ্যমান ছিল, 1990-এর দশকে ম্লান হয়ে যায়। 2007 সালে ইকুইনক্সের পরে, দক্ষিণ মেরু কলারটিও ম্লান হতে শুরু করে, যখন 45° থেকে 50° অক্ষাংশে অবস্থিত উত্তর মেরু কলার (2007 সালে প্রথম আবির্ভূত) তখন থেকে আরও সুস্পষ্ট হয়ে উঠেছে। অন্যান্য দৈত্য গ্রহের তুলনায় ইউরেনাসের বায়ুমণ্ডল শান্ত। 1986 সাল থেকে উভয় গোলার্ধে মধ্য অক্ষাংশে সীমিত সংখ্যক ছোট উজ্জ্বল মেঘ এবং একটি ইউরেনাস ডার্ক স্পট দেখা গেছে। সেই উজ্জ্বল মেঘ বৈশিষ্ট্যগুলির মধ্যে একটি, অক্ষাংশের −34° এ অবস্থিত এবং বার্গ নামে পরিচিত, সম্ভবত কমপক্ষে 1986 সাল থেকে অবিচ্ছিন্নভাবে বিদ্যমান ছিল। তা সত্ত্বেও, ইউরেনীয় বায়ুমণ্ডলে বিষুবরেখার কাছাকাছি পশ্চাদগামী (ঘূর্ণনের বিপরীত) দিকে প্রবাহিত শক্তিশালী জোনাল বাতাস রয়েছে, তবে ±20° অক্ষাংশের মেরু দিকে অগ্রসরের দিকে পরিবর্তিত হচ্ছে। বিষুবরেখায় বাতাসের গতিবেগ −50 থেকে −100 মি/সে পর্যন্ত হয় যা 50° অক্ষাংশের কাছাকাছি 240 মি/সে পর্যন্ত বৃদ্ধি পায়। 2007 সালের ইকুইনক্সের আগে পরিমাপ করা বাতাসের রূপরেখা দক্ষিণ গোলার্ধে শক্তিশালী বাতাসের সাথে সামান্য অসমমিত ছিল, যদিও এটি একটি মৌসুমী প্রভাব হিসাবে প্রমাণিত হয়েছিল কারণ এই গোলার্ধটি 2007 সালের আগে সূর্য দ্বারা ক্রমাগত আলোকিত হয়েছিল। 2007 সালের পর উত্তর গোলার্ধে বাতাসের গতিবেগ বৃদ্ধি পায় এবং দক্ষিণ গোলার্ধে বাতাসের গতি কমে যায়। ইউরেনাস তার 84 বছরের কক্ষপথে যথেষ্ট মৌসুমী বৈচিত্র্য প্রদর্শন করে। এটি সাধারণত অয়নান্তের কাছাকাছি উজ্জ্বল এবং বিষুব সময়ে ম্লান হয়। এই বৈচিত্র্যগুলি মূলত দেখার জ্যামিতির পরিবর্তনের কারণে ঘটেঃ একটি উজ্জ্বল মেরু অঞ্চল অয়নান্তের কাছে দৃশ্যমান হয়, যেখানে বিষুবরেখার কাছাকাছি অন্ধকার বিষুবরেখা দৃশ্যমান হয়। এখনও বায়ুমণ্ডলের প্রতিফলনশীলতার কিছু অভ্যন্তরীণ বৈচিত্র্য রয়েছেঃ পর্যায়ক্রমে মেরু ক্যাপগুলি বিবর্ণ এবং উজ্জ্বল করার পাশাপাশি মেরু কলারগুলি উপস্থিত এবং অদৃশ্য হয়ে যায়। আরও দেখুন ইউরেনাসের চৌম্বকমণ্ডল উদ্ধৃতি উদ্ধৃতি ইউরেনাস ইউরেনাসের বাহ্যিক সংযোগ