thumb|320px|Uma sequência em lapso de tempo no infravermelho próximo da alta atmosfera de Urano, captada pelo Telescópio Espacial James Webb. O azul representa a atmosfera inferior do planeta, enquanto o vermelho representa altitudes mais elevadas. A atmosfera de Urano, como aquela dos gigantes gasosos maiores Júpiter e Saturno, é composta primariamente de hidrogênio e hélio. A parte mais profunda da atmosfera é rica em voláteis (apelidados "gelos") tais como água, amônia e metano. O oposto é verdadeiro para a atmosfera superior, que contém poucos gases além do hidrogênio e hélio devido à baixa temperatura. A atmosfera de Urano é a mais fria de todos os planetas, alcançando a temperatura de 49 K.
A atmosfera uraniana pode ser dividida em três camadas: a troposfera entre as altitudes de −300 e 50 km com pressão de 100 a 0,1 bar; a estratosfera, abrangendo altitudes entre 50 e 4 000 km e pressões entre e a quente termosfera (ou exosfera) estendendo-se de uma altitude de 4 000 km a até vários raios planetários a partir da superfície nominal de 1 bar de pressão. Ao contrário da atmosfera terrestre, a uraniana não possui mesosfera.
A troposfera abriga quatro camadas de nuvens: nuvens de metano a aproximadamente 1,2 bar, nuvens de sulfeto de hidrogênio ou amônia a 3–10 bar, nuvens de hidrossulfeto de amônio a 20–40 bar, e finalmente nuvens de água abaixo de 50 bar. Apenas as duas camadas superiores foram observadas diretamente enquanto as inferiores são especulativas. Acima das nuvens existem várias tênues camadas de neblina. Nuvens troposféricas brilhantes e distintas são raras em Urano, provavelmente devido à lenta convecção no interior do planeta. Todavia a observação de tais nuvens foi usada para medir as zonas de ventos no planeta, que são consideravelmente rápidas com velocidade de 240 m/s.
Pouco se conhece da atmosfera uraniana até a presente data e apenas uma sonda espacial, a Voyager 2 que passou pelo planeta em 1986, a estudou em detalhes. Nenhuma outra missão ao planeta está agendada até o momento.
Observação e exploração
thumb|200px||Imagem de Urano obtida pelo Telescópio Espacial Hubble (ACS), em 2005 Apesar de não existir uma superfície sólida bem definida no interior de Urano, a parte mais externa do envelope gasoso do planeta (a região acessível por sensoriamento remoto) é chamada de atmosfera. As técnicas de sensoriamento remoto são eficazes até cerca de 300 km abaixo do nível de pressão 1 bar, com uma pressão correspondente de 100 bar e uma temperatura de 320 K.
A história observacional da atmosfera de Urano é longa e possui uma série de erros e tentativas frustradas. Comparado com os planetas mais internos, Urano tem um brilho relativamente baixo, e seu diâmetro angular é de menos de 4 segundos de arco. Os primeiros espectros de Urano foram observados por um prisma em 1869 e 1871 por Angelo Secchi e William Huggins, que descobriram um número de bandas escuras e largas, as quais eles não conseguiram identificar. Eles também não conseguiram detectar as linhas de Fraunhofer do Sol, o que foi interpretado por Norman Lockyer como um indicador de que Urano emitia sua própria luz ao invés de refletir a luz solar. Em 1889, contudo, astrônomos identificaram as linhas de Fraunhofer em espectros fotográficos ultravioletas do planeta, provando de forma definitiva que o brilho de Urano é luz refletida. A natureza das bandas escuras e largas no seu espectro visível permaneceu desconhecida até a década de 1930.
O espectro de Urano começou a ser decifrado na década de 1930 por Rupert Wildt e Vesto Slipher, que descobriram que as bandas escuras nos comprimentos de onda de 543, 619, 925, 865 e 890 nm pertenciam ao gás metano. Essas linhas não tinham sido identificadas antes porque são muito fracas e precisam de um longo trajeto para serem detectadas. Isso significava que a atmosfera de Urano era transparente até uma profundidade muito maior comparada com a dos outros planetas gigantes. Em 1950, Gerard Kuiper notou outra linha escura e difusa no espectro de Urano a 827 nm, a qual ele não conseguiu identificar. Em 1952 Gerhard Herzberg, futuro ganhador do Prêmio Nobel, mostrou que essa banda era causada por uma fraca absorção de hidrogênio molecular, tornando-se então o segundo composto detectado na atmosfera de Urano. Até 1986 apenas dois gases, metano e hidrogênio, eram conhecidas na atmosfera uraniana. Observações espectroscópicas no infravermelho distante começando em 1967 mostraram consistentemente que a atmosfera de Urano estava aproximadamente em equilíbrio termal com a radiação solar incidente (em outras palavras, ela irradiava todo o calor que recebia do Sol), e nenhuma fonte interna de calor era necessária para explicar as temperaturas observadas. Nenhuma formação atmosférica distinta havia sido observada em Urano antes da visita da sonda Voyager 2 em 1986.
Em janeiro de 1986, a Voyager 2 sobrevoou Urano a uma distância mínima de 107 100 km, fornecendo as primeiras imagens e espectros de perto da atmosfera do planeta. As observações da sonda confirmaram que a atmosfera é composta principalmente de hidrogênio e hélio com cerca de 2% de metano. A atmosfera apareceu bastante transparente e sem nuvens estratosféricas e troposféricas espessas. Apenas um pequeno número de nuvens discretas foi observado.
Nas décadas de 1990 e 2000, observações pelo Telescópio Espacial Hubble e telescópios terrestres com sistemas de óptica adaptativa (como o Telescópio Keck e o NASA IRTF) tornaram possível pela primeira vez a observação da Terra de formações de nuvens em Urano. O monitoramento das nuvens permitiu novas medições da velocidade dos vento de Urano, conhecida antes apenas por observações da Voyager 2, e o estudo da dinâmica da atmosfera do planeta.
Composição
A composição da atmosfera de Urano, principalmente hidrogênio molecular e hélio, é diferente da composição do planeta como um todo. A fração molar de hélio (a porcentagem de todos os átomos que são de hélio) foi determinada a partir de análises das observações no infravermelho distante e de sensoriamente remoto pela Voyager 2. O valor atualmente aceito é 0,152 ± 0,033 na troposfera superior, o que corresponde a uma fração de massa de 0,262 ± 0,048. Esse valor é muito próximo da fração de massa de hélio no Sol protoestelar, de 0,2741 ± 0,0120, indicando que o hélio não gravitou para o centro do planeta como fez nos gigantes gasosos.
O terceiro mais abundante constituinte da atmosfera de Urano é metano , cuja presença é conhecida há muito tempo como resultado de observações espectroscópicas na Terra. Metano possui proeminentes linhas de absorção no visível e infravermelho próximo, o que dá a Urano uma coloração ciana. Abaixo do topo das nuvens de metano a 1,3 bar as moléculas de metano correspondem a 2,3% da atmosfera por fração molar; cerca de 10 a 30 vezes o valor do Sol. Essa taxa é muito menor na atmosfera superior devido às temperaturas muito baixas da tropopausa, o que diminuiu o nível de saturação e causa o congelamento do metano excedente. O metano parece estar em condições de insaturação na troposfera superior, tendo nesse nível uma pressão parcial de apenas 30% da pressão de vapor saturado. A concentração de compostos menos voláteis como amônia, água e sulfeto de hidrogênio na atmosfera profunda é pouco conhecida. No entanto, assim como acontece com metano, suas abundâncias são provavelmente maiores que os valores solares por um fator de pelo menos 20 a 30, e possivelmente por um fator de mais de 100.
O conhecimento da composição isotópica da atmosfera de Urano é muito limitado. Atualmente a única taxa de abundância isotópica conhecida é a de deutério para hidrogênio leve: 5,5, medida pelo Infrared Space Observatory na década de 1990. Esse valor parece ser maior que o protossolar de 2,25 ± 0,35 medido em Júpiter. O deutério é encontrado quase exclusivamente formando moléculas diatômicas com átomos de hidrogênio normais.
Espectroscopia infravermelha, incluindo medições com o Telescópio Espacial Spitzer, e observações de ocultação ultravioleta, acharam traços de hidrocarbonetos complexos na estratosfera de Urano, que se acredita serem produzidos a partir do metano por fotólise induzida por radiação ultravioleta do Sol. Eles incluem etano , acetileno , metilacetileno e diacetileno . Espectroscopia infravermelha também descobriu traços de vapor de água, monóxido de carbono e dióxido de carbono na estratosfera, que provavelmente se originam de uma fonte externa como poeira e cometas caindo no planeta.
Estrutura
400px|thumb|Perfil de temperatura na troposfera e estratosfera inferior de Urano. Camadas de nuvens e neblina também estão indicadas.
A atmosfera de Urano pode ser dividida em três camadas principais: a troposfera, entre altitudes de −300 e 50 km e pressões de 100 a 0,1 bar; a estratosfera, abrangendo altitudes de 50 a 4 000 km e pressões entre e a termosfera/exosfera que se estende de 4 000 km a até alguns raios planetários da superfície. Não existe uma mesosfera.
Troposfera A troposfera é a mais baixa e densa parte da atmosfera de Urano e é caracterizada por uma diminuição da temperatura com a altitude. A temperatura cai de cerca de 320 K na base na troposfera a −300 km para em média 53 K a uma altitude de 50 km. A temperatura no limite superior da troposfera (a tropopausa) varia entre 49 e 57 K dependendo da latitude no planeta, com a menor temperatura atingida perto da latitude 25° sul. A troposfera contém quase toda a massa da atmosfera, e a região da tropopausa é também responsável pela grande maioria da emissão termal do planeta, no infravermelho distante, assim determinando sua temperatura efetiva de 59,1 ± 0,3 K.
Acredita-se que a troposfera possui uma estrutura de nuvens complexa; nuvens de água devem existir na faixa de pressão de , nuvens de hidrossulfeto de amônio entre , nuvens de amônia ou sulfeto de hidrogênio na faixa de 3 a 10 bar, e no topo nuvens finas de metano de . Apesar da Voyager 2 ter detectado diretamente nuvens de metano, as outras camadas permanecem apenas previsões teóricas. Para a existência de uma camada de nuvens de sulfeto de hidrogênio, a razão entre as abundâncias de enxofre e nitrogênio na troposfera (razão S/N) deve ser significativamente maior que seu valor solar de 0,16. Se esse não for o caso, todo sulfeto de hidrogênio iria reagir com amônia, produzindo hidrossulfeto de amônio, e as nuvens na faixa de 3-10 bar seriam de amônia. Uma elevada razão S/N, conforme as observações parecem indicar, implica escassez de amônia na faixa de pressão 20–40 bar, onde as nuvens de hidrossulfeto de amônio estão presentes. Além da reação de produção de hidrossulfeto de amônio, espera-se que uma fração significativa de amônia seja perdida por dissolução nas nuvens de água ou no oceano iônico de água-amônia presente no manto.
A altitude exata das duas camadas superiores de nuvens tem sido motivo de controvérsia. As observações de rádio pela Voyager 2 detectaram diretamente as nuvens de metano no nível de 1,2–1,3 bar. Esse resultado foi mais tarde confirmado por uma análise de imagens da Voyager 2. O topo da camada de nuvens de amônia ou sulfeto de hidrogênio foi determinado em 3 bar com base em dados espectroscópicos no visível e infravermelho próximo (0,5–1 µm). No entanto, uma análise recente de dados espectroscópicos na faixa de 1–2,3 µm colocou o topo das nuvens de metano a 2 bar, e o topo das nuvens de baixo a 6 bar. Com novos dados da absorção de metano na atmosfera de Urano, um novo estudo estimou a posição das nuvens para 1,6 e 3 bar, respectivamente. A profundidade óptica das duas camadas superiores de nuvens varia com a latitude: ambas são mais finas nos polos do que no equador, apesar de que em 2007 a profundidade óptica da camada de nuvens de metano tinha um máximo local em 45°S, onde o colar do polo sul está localizado.
A troposfera é muito dinâmica, exibindo fortes ventos zonais, brilhantes nuvens de metano, manchas escuras e variações sazonais.