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.

Voyager 2 tarafından elde edilen Uranüs'ün gerçek renkli görüntüsü.

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 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 () 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

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 , Norman Lockyer ve , gezegenin ekvatoru etrafında dönen parlak, uzun bir leke (muhtemelen bir fırtına) gözlemlemişlerdir.

Farklı dalga boylarında Uranüs'ün Kuzey Kutbu'ndaki siklon (VLA; Ekim 2021)

Uranüs'ün tayfını çözmenin anahtarı 1930'lu yıllarda 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 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 2'nin 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 ) 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.

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 2'nin ve 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 (CH₄) 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 (Infrared Space Observatory - ISO) tarafından 5,5+3,5
-1,5×10^-5 olarak ölçülmüştür. Bu oranın Jüpiter'de ölçülen (2,25±0,35)×10^-5 olan protosolar değerden daha yüksek olduğu görülmektedir. Döteryum, neredeyse sadece normal hidrojen atomlarıyla oluşturduğu 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 (C₂H₆), asetilen (C₂H₂), (CH₃C₂H) ve (C₂HC₂H) 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

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 emisyonlarının büyük çoğunluğundan sorumludur ve böylece gezegenin 59,1±0,3 K 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 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 2'nin 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).

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 × 10^-5 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. ve 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 × 10^-8 ile hidrokarbonlarınkine çok benzerken, karbondioksit ve suyun karışım oranları sırasıyla yaklaşık 10^-11 ve 8×10^-9'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 2'nin 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/ 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 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 10⁴ cm^-3'tür ve stratosferdeki dar katmanlarda 10⁵ cm^-3 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 (H₃⁺) yoğun orta-kızılötesi (3-4 μm) emisyonlarının yer tabanlı ölçümleridir. Toplam yayılan güç 1–2 × 10¹¹ 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 H₃⁺ 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 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

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 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

1. ^ ^{a b} Negatif irtifalar, 1 bar basınçtaki referans (nominal) yüzey seviyesinin altındaki yerleri belirtir.
2. ^ Gerçekten de, metan soğurma katsayılarına ilişkin yeni bir veri setine dayanılarak yapılan güncel bir analiz, söz konusu bulutların konumunu sırasıyla 1,6 ve 3 bar seviyelerine taşımıştır.
3. ^ 1986'da stratosfer, kutuplarda ekvatora yakın bölgelere göre hidrokarbon bakımından daha fakirdi; ayrıca kutuplarda hidrokarbonlar çok daha düşük irtifalarla sınırlıydı. Stratosferdeki sıcaklıklar gündönümlerinde artabilir ve ekinokslarda 50 K kadar düşebilir.
4. ^ Bu irtifalarda sıcaklık yerel maksimumlara sahiptir ve bu durum pus parçacıklarının Güneş radyasyonunu soğurmasından kaynaklanıyor olabilir.
5. ^ Kutup ışıklarına giren toplam güç 3–7 × 10¹⁰ watt'tır ve bu değer termosferi ısıtmak için yetersizdir.
6. ^ Uranüs'ün sıcak termosferi, tayfın yakın kızılötesi bölümünde (1,8–2,5 μm), toplam yayılan gücü 1–2 × 10¹⁰ W olan hidrojen dört kutuplu emisyon çizgileri üretir. Buna karşılık, moleküler hidrojenin tayfın uzak kızılötesi bölümünde yaydığı güç yaklaşık 2 × 10¹¹ watt'tır.
7. ^ Ölçek yüksekliği sh, sh = RT/(Mg_j) olarak tanımlanır; burada R = 8.31 J/mol/K gaz sabiti, M ≈ 0.0023 kg/mol Uranüs atmosferindeki ortalama mol kütlesi,T sıcaklık ve g_j ≈ 8.9 m/s² Uranüs yüzeyindeki kütleçekim ivmesidir. Sıcaklık tropopozda 53 K'dan termosferde 800 K'ya kadar değiştikçe, ölçek yüksekliği de 20 km'den 400 km'ye değişir.
8. ^ Korona, enerjileri 2 eV'ye kadar olan önemli sayıda supratermal hidrojen atomu içerir. Bunların kökeni belirsizdir, ancak termosferi ısıtan aynı mekanizma ile üretiliyor olabilirler.

Kaynak listesi

1. ^ Williams, Matt (16 Aralık 2014). "What is the average surface temperature of the planets in our solar system?". phys.org. Erişim tarihi: 20 Nisan 2022. 
2. ^ ^{a b c d} Lunine 1993, ss. 219–222.
3. ^ ^{a b c} de Pater Romani et al. 1991, s. 231, Fig. 13.
4. ^ ^{a b c d e f g} Fegley Gautier et al. 1991, ss. 151–154.
5. ^ Lockyer 1889.
6. ^ Huggins 1889.
7. ^ ^{a b} Perrotin, Henri (1 Mayıs 1884). "The Aspect of Uranus". Nature. 30: 21. Erişim tarihi: 4 Kasım 2018. 
8. ^ ^{a b} Adel & Slipher 1934.
9. ^ Kuiper 1949.
10. ^ Herzberg 1952.
11. ^ Pearl Conrath et al. 1990, ss. 12–13, Table I.
12. ^ ^{a b} Smith 1984, ss. 213–214.
13. ^ Stone 1987, s. 14,874, Table 3.
14. ^ Fegley Gautier et al. 1991, ss. 155–158, 168–169.
15. ^ Smith Soderblom et al. 1986, ss. 43–49.
16. ^ ^{a b c} Sromovsky & Fry 2005, ss. 459–460.
17. ^ Sromovsky & Fry 2005, s. 469, Fig.5.
18. ^ "20-Year Hubble Study of Uranus Yields New Atmospheric Insights". NASA Webb Mission Team. 26 Mart 2025. Erişim tarihi: 4 Haziran 2025. 
19. ^ ^{a b c d e f g} Lunine 1993, ss. 222–230.
20. ^ ^{a b c} Tyler Sweetnam et al. 1986, ss. 80–81.
21. ^ Conrath Gautier et al. 1987, s. 15,007, Table 1.
22. ^ Lodders 2003, ss. 1,228–1,230.
23. ^ Conrath Gautier et al. 1987, ss. 15,008–15,009.
24. ^ NASA NSSDC, Uranus Fact Sheet 4 Ağustos 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (7 Ekim 2015 tarihinde erişilmiştir)
25. ^ ^{a b c d} Lunine 1993, ss. 235–240.
26. ^ ^{a b c d} Lindal Lyons et al. 1987, ss. 14,987, 14,994–14,996.
27. ^ ^{a b c d} Bishop Atreya et al. 1990, ss. 457–462.
28. ^ ^{a b c} de Pater Romani et al. 1989, ss. 310–311.
29. ^ Encrenaz 2005, ss. 107–110.
30. ^ Encrenaz 2003, ss. 98–100, Table 2 on p. 96.
31. ^ Feuchtgruber Lellouch et al. 1999.
32. ^ Burgdorf Orton et al. 2006, ss. 634–635.
33. ^ ^{a b} Bishop Atreya et al. 1990, s. 448.
34. ^ ^{a b c} Summers & Strobel 1989, ss. 496–497.
35. ^ Encrenaz 2003, s. 93.
36. ^ ^{a b c d e f} Burgdorf Orton et al. 2006, s. 636.
37. ^ Encrenaz 2003, s. 92.
38. ^ ^{a b c} Encrenaz Lellouch et al. 2004, s. L8.
39. ^ Herbert Sandel et al. 1987, s. 15,097, Fig. 4.
40. ^ Lunine 1993, ss. 240–245.
41. ^ ^{a b} Hanel Conrath et al. 1986, s. 73.
42. ^ Pearl Conrath et al. 1990, s. 26, Table IX.
43. ^ ^{a b} Atreya & Wong 2005, ss. 130–131.
44. ^ Sromovsky Irwin et al. 2006, ss. 591–592.
45. ^ Sromovsky Irwin et al. 2006, ss. 592–593.
46. ^ Fry & Sromovsky 2009.
47. ^ Irwin Teanby et al. 2010, s. 913.
48. ^ Irwin Teanby et al. 2007, ss. L72–L73.
49. ^ Sromovsky & Fry 2005, s. 483.
50. ^ ^{a b} Hammel Sromovsky et al. 2009, s. 257.
51. ^ ^{a b} Hammel & Lockwood 2007, ss. 291–293.
52. ^ ^{a b c} Herbert Sandel et al. 1987, ss. 15,101–15,102.
53. ^ ^{a b c d} Lunine 1993, ss. 230–234.
54. ^ Young 2001, ss. 241–242.
55. ^ ^{a b} Summers & Strobel 1989, ss. 497, 502, Fig. 5a.
56. ^ ^{a b c d e} Herbert & Sandel 1999, ss. 1,123–1,124.
57. ^ Herbert & Sandel 1999, ss. 1,130–1,131.
58. ^ Young 2001, ss. 239–240, Fig. 5.
59. ^ Encrenaz 2005, s. 111, Table IV.
60. ^ Pollack Rages et al. 1987, s. 15,037.
61. ^ Lunine 1993, s. 229, Fig. 3.
62. ^ Bishop Atreya et al. 1990, ss. 462–463.
63. ^ ^{a b c} Smith Soderblom et al. 1986, ss. 43–46.
64. ^ ^{a b} Herbert & Sandel 1999, ss. 1,122–1,123.
65. ^ Miller Aylward et al. 2005, s. 322, Table I.
66. ^ Herbert Sandel et al. 1987, ss. 15,107–15,108.
67. ^ ^{a b} Tyler Sweetnam et al. 1986, s. 81.
68. ^ ^{a b} Lindal Lyons et al. 1987, s. 14,992, Fig. 7.
69. ^ ^{a b c} Trafton Miller et al. 1999, ss. 1,076–1,078.
70. ^ Encrenaz Drossart et al. 2003, ss. 1,015–1,016.
71. ^ ^{a b} Herbert & Sandel 1999, ss. 1,133–1,135.
72. ^ Lam Miller et al. 1997, ss. L75–76.
73. ^ ^{a b} Trafton Miller et al. 1999, ss. 1,073–1,076.
74. ^ Miller Achilleos et al. 2000, ss. 2,496–2,497.
75. ^ Herbert & Sandel 1999, ss. 1,127–1,128, 1,130–1,131.
76. ^ ^{a b} Herbert & Hall 1996, s. 10,877.
77. ^ Herbert & Hall 1996, s. 10,879, Fig. 2.
78. ^ ^{a b} Herbert & Sandel 1999, s. 1,124.
79. ^ ^{a b} Herbert Sandel et al. 1987, ss. 15,102–15,104.
80. ^ Herbert & Hall 1996, ss. 10,880–10,882.
81. ^ Herbert & Hall 1996, ss. 10,879–10,880.
82. ^ Rages Hammel et al. 2004, s. 548.
83. ^ ^{a b c} Sromovsky & Fry 2005, ss. 470–472, 483, Table 7, Fig. 6.
84. ^ Sromovsky Fry et al. 2009, s. 265.
85. ^ Sromovsky & Fry 2005, ss. 474–482.
86. ^ Smith Soderblom et al. 1986, ss. 47–49.
87. ^ ^{a b} Hammel & Lockwood 2007, ss. 293–296.

Kaynakça

• Adel, A.; Slipher, V. (1934). "The Constitution of the Atmospheres of the Giant Planets". Physical Review. 46 (10): 902. Bibcode:1934PhRv...46..902A. doi:10.1103/PhysRev.46.902. 
• Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). "Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets — A Case for Multiprobes" (PDF). Space Science Reviews. 116 (1–2): 121-136. Bibcode:2005SSRv..116..121A. doi:10.1007/s11214-005-1951-5. hdl:2027.42/43766 . 
• Bishop, J.; Atreya, S. K.; Herbert, F.; Romani, P. (Aralık 1990). "Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere" (PDF). Icarus. 88 (2): 448-464. Bibcode:1990Icar...88..448B. doi:10.1016/0019-1035(90)90094-P. hdl:2027.42/28293 . 
• Burgdorf, M.; Orton, G.; Vancleve, J.; Meadows, V.; Houck, J. (Ekim 2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy". Icarus. 184 (2): 634-637. Bibcode:2006Icar..184..634B. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.006. 
• Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. (1987). "The Helium Abundance of Uranus from Voyager Measurements". Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 15003-15010. Bibcode:1987JGR....9215003C. doi:10.1029/JA092iA13p15003. 
• (Şubat 2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planetary and Space Science. 51 (2): 89-103. Bibcode:2003P&SS...51...89E. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. 
• ; Drossart, P.; Orton, G.; Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Atreya, S. K. (Aralık 2003). "The rotational temperature and column density of H₃⁺ in Uranus" (PDF). Planetary and Space Science. 51 (14–15): 1013-1016. Bibcode:2003P&SS...51.1013E. doi:10.1016/j.pss.2003.05.010. 
• ; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K. (Ocak 2004). "First detection of CO in Uranus" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 413 (2): L5-L9. Bibcode:2004A&A...413L...5E. doi:10.1051/0004-6361:20034637 . 
• (Ocak 2005). "Neutral Atmospheres of the Giant Planets: An Overview of Composition Measurements". Space Science Reviews. 116 (1–2): 99-119. Bibcode:2005SSRv..116...99E. doi:10.1007/s11214-005-1950-6. 
• Fegley, Bruce Jr.; Gautier, Daniel; Owen, Tobias; Prinn, Ronald G. (1991). "Spectroscopy and chemistry of the atmosphere of Uranus" (PDF). Bergstrahl, Jay T.; Miner, Ellis D.; Matthews, Mildred Shapley (Ed.). Uranus. University of Arizona Press. ISBN . OCLC 22625114. 
• Feuchtgruber, H.; Lellouch, E.; Bézard, B.; ; de Graauw, Th.; Davis, G. R. (Ocak 1999). "Detection of HD in the atmospheres of Uranus and Neptune: a new determination of the D/H ratio". Astronomy and Astrophysics. 341: L17-L21. Bibcode:1999A&A...341L..17F. 
• Fry, Patrick M.; Sromovsky, L. A. (Eylül 2009). Implications of New Methane Absorption Coefficients on Uranus Vertical Structure Derived from Near-IR Spectra. DPS meeting #41, #14.06. American Astronomical Society. Bibcode:2009DPS....41.1406F. 
• Hammel, H. B.; Lockwood, G. W. (Ocak 2007). "Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune". Icarus. 186 (1): 291-301. Bibcode:2007Icar..186..291H. doi:10.1016/j.icarus.2006.08.027. 
• Hammel, H. B.; Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Rages, K.; Showalter, M.; de Pater, I.; van Dam, M. A.; LeBeau, R. P.; Deng, X. (Mayıs 2009). "The Dark Spot in the atmosphere of Uranus in 2006: Discovery, description, and dynamical simulations" (PDF). Icarus. 201 (1): 257-271. Bibcode:2009Icar..201..257H. doi:10.1016/j.icarus.2008.08.019. 19 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 
• Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F. M.; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. (4 Temmuz 1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science. 233 (4759): 70-74. Bibcode:1986Sci...233...70H. doi:10.1126/science.233.4759.70. (PMID) 17812891. 
• Herbert, F.; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N. (30 Aralık 1987). "The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2" (PDF). Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 15,093-15,109. Bibcode:1987JGR....9215093H. doi:10.1029/JA092iA13p15093. 
• Herbert, F.; Hall, D. T. (Mayıs 1996). "Atomic hydrogen corona of Uranus". Journal of Geophysical Research. 101 (A5): 10,877-10,885. Bibcode:1996JGR...10110877H. doi:10.1029/96JA00427. 
• Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (Ağustos–Eylül 1999). "Ultraviolet observations of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 47 (8–9): 1,119-1,139. Bibcode:1999P&SS...47.1119H. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. 
• Herzberg, G. (Mayıs 1952). "Spectroscopic evidence of molecular hydrogen in the atmospheres of Uranus and Neptune". The Astrophysical Journal. 115: 337-340. Bibcode:1952ApJ...115..337H. doi:10.1086/145552 . 
• Huggins, William (Haziran 1889). "The spectrum of Uranus". . 49: 404. Bibcode:1889MNRAS..49Q.404H. doi:10.1093/mnras/49.8.403a . 
• Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (10 Ağustos 2007). "Latitudinal Variations in Uranus' Vertical Cloud Structure from UKIRT UIST Observations". The Astrophysical Journal. The American Astronomical Society. 665 (1): L71-L74. Bibcode:2007ApJ...665L..71I. doi:10.1086/521189 . 
• Irwin, P. G. J.; Teanby, N. A.; Davis, G. R. (Ağustos 2010). "Revised vertical cloud structure of Uranus from UKIRT/UIST observations and changes seen during Uranus' Northern Spring Equinox from 2006 to 2008: Application of new methane absorption data and comparison with Neptune". Icarus. 208 (2): 913-926. Bibcode:2010Icar..208..913I. doi:10.1016/j.icarus.2010.03.017. 
• Kuiper, G. P. (Mayıs 1949). "New absorptions in the Uranian atmosphere". The Astrophysical Journal. 109: 540-541. Bibcode:1949ApJ...109..540K. doi:10.1086/145161 . 
• Lam, H. A.; Miller, S.; Joseph, R. D.; Geballe, T. R.; Trafton, L. M.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (1 Ocak 1997). "Variation in the H₃⁺ Emission of Uranus" (PDF). The Astrophysical Journal. The American Astronomical Society. 474 (1): L73-L76. Bibcode:1997ApJ...474L..73L. doi:10.1086/310424. 
• Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L. (30 Aralık 1987). "The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2". Journal of Geophysical Research. American Geophysical Union. 92 (A13): 14,987-15,001. Bibcode:1987JGR....9214987L. doi:10.1029/JA092iA13p14987. 
• Lockyer, J. N. (Haziran 1889). "Note on the Spectrum of Uranus". Astronomische Nachrichten. 121 (24): 369. Bibcode:1889AN....121..369L. doi:10.1002/asna.18891212402. 
• (10 Temmuz 2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). The Astrophysical Journal. The American Astronomical Society. 591 (2): 1220-1247. Bibcode:2003ApJ...591.1220L. doi:10.1086/375492. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Eylül 2015. 
• Lunine, Jonathan I. (Eylül 1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31: 217-263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. 
• Miller, Steven; Achilleos, Nick; Ballester, Gilda E.; Geballe, Thomas R.; Joseph, Robert D.; Prangé, Renee; Rego, Daniel; Stallard, Tom; Tennyson, Jonathan; Trafton, Laurence M.; Waite, J. Hunter Jr (15 Eylül 2000). "The role of H₃⁺ in planetary atmospheres" (PDF). Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. 358 (1774): 2485-2502. Bibcode:2000RSPTA.358.2485M. doi:10.1098/rsta.2000.0662. 
• Miller, Steve; Aylward, Alan; Millward, George (Ocak 2005). "Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling". Space Science Reviews. 116 (1–2): 319-343. Bibcode:2005SSRv..116..319M. doi:10.1007/s11214-005-1960-4. 
• Rages, K. A.; Hammel, H. B.; Friedson, A. J. (11 Eylül 2004). "Evidence for temporal change at Uranus' south pole". Icarus. 172 (2): 548-554. Bibcode:2004Icar..172..548R. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.009. 
• de Pater, I.; Romani, P. N.; Atreya, S. K. (Aralık 1989). "Uranus Deep Atmosphere Revealed" (PDF). Icarus. 82 (2): 288-313. Bibcode:1989Icar...82..288D. doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7. hdl:2027.42/27655 . 
• de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (Haziran 1991). "Possible microwave absorption by H₂S gas in Uranus' and Neptune's atmospheres" (PDF). Icarus. 91 (2): 220-233. Bibcode:1991Icar...91..220D. doi:10.1016/0019-1035(91)90020-T. hdl:2027.42/29299 . 
• Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis, A. (Mart 1990). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data". Icarus. 84 (1): 12-28. Bibcode:1990Icar...84...12P. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3. 
• Pollack, James B.; Rages, Kathy; Pope, Shelly K.; Tomasko, Martin G.; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (30 Aralık 1987). "Nature of the Stratospheric Haze on Uranus: Evidence for Condensed Hydrocarbons" (PDF). Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 15,037-15,065. Bibcode:1987JGR....9215037P. doi:10.1029/JA092iA13p15037. 
• Smith, B. A. (Ekim 1984). "Near infrared imaging of Uranus and Neptune". In JPL Uranus and Neptune. 2330: 213-223. Bibcode:1984NASCP2330..213S. 
• Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (4 Temmuz 1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science. 233 (4759): 43-64. Bibcode:1986Sci...233...43S. doi:10.1126/science.233.4759.43. (PMID) 17812889. 
• Sromovsky, L. A.; Fry, P. M. (Aralık 2005). "Dynamics of cloud features on Uranus". Icarus. 179 (2): 459-484. arXiv:1503.03714 $2. Bibcode:2005Icar..179..459S. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022. 
• Sromovsky, L. A.; Irwin, P. G. J.; Fry, P. M. (Haziran 2006). "Near-IR methane absorption in outer planet atmospheres: Improved models of temperature dependence and implications for Uranus cloud structure". Icarus. 182 (2): 577-593. Bibcode:2006Icar..182..577S. doi:10.1016/j.icarus.2006.01.008. 
• Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Hammel, H. B.; Ahue, W. M.; de Pater, I.; Rages, K. A.; Showalter, M. R.; van Dam, M. A. (Eylül 2009). "Uranus at equinox: Cloud morphology and dynamics". Icarus. 203 (1): 265-286. arXiv:1503.01957 $2. Bibcode:2009Icar..203..265S. doi:10.1016/j.icarus.2009.04.015. 
• Summers, M. E.; Strobel, D. F. (1 Kasım 1989). "Photochemistry of the atmosphere of Uranus". The Astrophysical Journal. 346: 495-508. Bibcode:1989ApJ...346..495S. doi:10.1086/168031 . 
• Stone, E. C. (30 Aralık 1987). "The Voyager 2 Encounter with Uranus" (PDF). Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 14,873-14,876. Bibcode:1987JGR....9214873S. doi:10.1029/JA092iA13p14873. 
• Trafton, L. M.; Miller, S.; Geballe, T. R.; Tennyson, J.; Ballester, G. E. (Ekim 1999). "H₂ Quadrupole and H₃⁺ Emission from Uranus: The Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora". The Astrophysical Journal. 524 (2): 1,059-1,083. Bibcode:1999ApJ...524.1059T. doi:10.1086/307838 . 
• Tyler, G. L.; Sweetnam, D. N.; Anderson, J. D.; Campbell, J. K.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Levy, G. S.; Lindal, G. F.; Marouf, E. A.; Simpson, R. A. (4 Temmuz 1986). "Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites". Science. 233 (4759): 79-84. Bibcode:1986Sci...233...79T. doi:10.1126/science.233.4759.79. (PMID) 17812893. 
• Young, L. (2001). "Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation" (PDF). Icarus. 153 (2): 236-247. Bibcode:2001Icar..153..236Y. doi:10.1006/icar.2001.6698. 

Dış bağlantılar

Wikimedia Commons'ta Uranüs'ün atmosferi ile ilgili çoklu ortam belgeleri bulunur