miniaturadeimagen|270x270px|Una secuencia en lapso de tiempo en el infrarrojo cercano de la atmósfera superior de Urano, tomada por el Telescopio Espacial James Webb. El azul representa la atmósfera inferior del planeta, mientras que el rojo representa las altitudes más altas. La atmósfera de Urano está compuesta principalmente por hidrógeno y helio. En profundidad, está muy enriquecida en volátiles (llamados «hielos») como el agua, el amoníaco y el metano. Lo contrario ocurre en la atmósfera superior, que contiene muy pocos gases más pesados que el hidrógeno y el helio debido a su baja temperatura. La atmósfera de Urano es la más fría de todos los planetas, con una temperatura de hasta 49 K.
La atmósfera uraniana puede dividirse en cinco capas principales: la troposfera, entre altitudes de -300 y 50 km y presiones de 100 a 0,1 bar; la estratosfera, que abarca altitudes entre 50 y 4000 km y presiones de entre 0,1 y 10-10 bar; y la termosfera caliente (y exosfera) que se extiende desde una altitud de 4.056 km hasta varios radios uranianos de la superficie nominal a 1 bar de presión. A diferencia de la Tierra, la atmósfera de Urano no tiene mesosfera.
La troposfera alberga cuatro capas de nubes: nubes de metano a unos 1,2 bares, nubes de sulfuro de hidrógeno y amoníaco a 3-10 bares, nubes de hidrosulfuro de amonio a 20-40 bares y, por último, nubes de agua por debajo de 50 bares. Sólo se han observado directamente las dos capas superiores de nubes; las más profundas siguen siendo especulativas. Por encima de las nubes hay varias capas tenues de neblina fotoquímica. Las nubes troposféricas brillantes son raras en Urano, probablemente debido a la lenta convección en el interior del planeta. No obstante, las observaciones de dichas nubes se utilizaron para medir los vientos zonales del planeta, que son notablemente rápidos, con velocidades de hasta 240 m/s.
Poco se sabe de la atmósfera uraniana. Hasta la fecha, sólo una nave espacial, Voyager 2, que pasó junto al planeta en 1986, obtuvo algunos datos valiosos sobre su composición. El lanzamiento de la sonda Uranus Orbiter and Probe está previsto para 2031 y su llegada a Urano para 2044. Entre sus principales objetivos científicos figura el estudio detallado de la atmósfera de Urano.
Observación y exploración miniaturadeimagen|276x276px|Atmósfera de Urano tomada durante el programa Outer Planet Atmosphere Legacy (OPAL). Aunque no existe una superficie sólida bien definida en el interior de Urano, la parte más externa de la envoltura gaseosa de Urano (la región accesible a la teledetección) se denomina atmósfera. La capacidad de teledetección se extiende hasta aproximadamente 300 km por debajo del nivel de 1 bar, con una presión correspondiente de unos 100 bar y una temperatura de 320 K.
La historia de las observaciones de la atmósfera uraniana es larga y está llena de errores y frustraciones. Urano es un objeto relativamente débil, y su diámetro angular visible es inferior a 5″. Los primeros espectros de Urano fueron observados a través de un prisma en 1869 y 1871 por Angelo Secchi y William Huggins, que encontraron una serie de bandas oscuras anchas, que no pudieron identificar. Tampoco detectaron ninguna línea Fraunhofer solar -hecho interpretado posteriormente por Norman Lockyer como indicativo de que Urano emitía su propia luz en lugar de reflejar la luz del Sol. Sin embargo, en 1889, los astrónomos observaron líneas Fraunhofer solares en espectros ultravioletas fotográficos del planeta, demostrando de una vez por todas que Urano brillaba por luz reflejada. La naturaleza de las amplias bandas oscuras de su espectro visible permaneció desconocida hasta la cuarta década del .
Aunque en la actualidad Urano tiene un aspecto mayoritariamente blanco, históricamente se ha demostrado que presenta rasgos ocasionales, como en marzo y abril de 1884, cuando los astrónomos Henri Joseph Perrotin, Norman Lockyer y Charles Trépied observaron una mancha brillante y alargada (presumiblemente una tormenta) que rodeaba el ecuador del planeta. izquierda|miniaturadeimagen|280x280px|Planeta Urano - Polo Norte - Ciclón (VLA; octubre 2021) La clave para descifrar el espectro de Urano fue hallada en los años 30 por Rupert Wildt y Vesto Slipher, quienes descubrieron que las bandas oscuras a 543, 619, 925, 865 y 890 nm pertenecían al metano gaseoso. Nunca antes se habían observado porque eran muy débiles y requerían una gran longitud de trayectoria para ser detectadas. Esto significaba que la atmósfera de Urano era transparente a una profundidad mucho mayor que la de otros planetas gigantes. En 1950, Gerard Kuiper observó otra banda oscura difusa en el espectro de Urano a 827 nm, que no logró identificar. En 1952, Gerhard Herzberg, futuro premio Nobel, demostró que esta banda estaba causada por la débil absorción cuadrupolar del hidrógeno molecular, que se convirtió así en el segundo compuesto detectado en Urano. Hasta 1986 sólo se conocían dos gases, metano e hidrógeno, en la atmósfera uraniana. La observación espectroscópica en el infrarrojo lejano a partir de 1967 mostró de forma consistente que la atmósfera de Urano estaba en equilibrio térmico aproximado con la radiación solar entrante (en otras palabras, irradiaba tanto calor como el que recibía del Sol), y no se requería ninguna fuente de calor interna para explicar las temperaturas observadas. No se habían observado rasgos discretos en Urano antes de la visita del Voyager 2 en 1986.
En enero de 1986, la nave Voyager 2 sobrevoló Urano a una distancia mínima de 107.100 km, proporcionando las primeras imágenes cercanas y espectros de su atmósfera. En general, confirmaron que la atmósfera estaba formada principalmente por hidrógeno y helio, con alrededor de un 2% de metano. La atmósfera parecía muy transparente y carecía de densas brumas estratosféricas y troposféricas. Sólo se observó un número limitado de nubes discretas.
En las décadas de 1990 y 2000, las observaciones realizadas por el telescopio espacial Hubble y por telescopios terrestres equipados con sistemas de óptica adaptativa (el telescopio Keck y la Instalación del telescopio infrarrojo de la NASA, por ejemplo) permitieron observar por primera vez desde la Tierra rasgos discretos de las nubes. Su seguimiento ha permitido a los astrónomos volver a medir la velocidad de los vientos en Urano, conocida hasta entonces sólo gracias a las observaciones del Voyager 2, y estudiar la dinámica de la atmósfera uraniana.
Composición miniaturadeimagen|380x380px|Perfil de temperatura de la troposfera y la estratosfera inferior de Urano. También se indican las capas de nubes y bruma. La composición de la atmósfera de Urano es diferente de la de Urano en su conjunto, y consiste principalmente en hidrógeno molecular y helio. La fracción molar de helio, es decir, el número de átomos de helio por molécula de hidrógeno/helio, se determinó a partir del análisis de las observaciones en el infrarrojo lejano y de radio ocultación del Voyager 2. El valor actualmente aceptado es de 0,152 ± 0,033 en la troposfera superior, lo que corresponde a una fracción de masa de 0,262 ± 0,048. Este valor es muy cercano a la fracción de masa de helio protosolar de 0,2741±0,0120, lo que indica que el helio no se ha asentado hacia el centro del planeta como ocurre en los gigantes gaseosos.
El tercer constituyente más abundante de la atmósfera uraniana es el metano (CH4), cuya presencia se conoce desde hace tiempo gracias a observaciones espectroscópicas desde tierra. El metano posee bandas de absorción prominentes en el visible y en el infrarrojo cercano, lo que hace que Urano sea de color aguamarina o cian. Por debajo de la cubierta de nubes de metano, a 1,3 bar, las moléculas de metano representan alrededor del 2,3% de la atmósfera en fracción molar, entre 10 y 30 veces más que en el Sol. La proporción de mezcla es mucho menor en la atmósfera superior debido a la temperatura extremadamente baja de la tropopausa, que reduce el nivel de saturación y hace que el exceso de metano se congele. El metano parece estar subsaturado en la troposfera superior por encima de las nubes, con una presión parcial de sólo el 30% de la presión de vapor saturado allí. La concentración de compuestos menos volátiles como el amoníaco, el agua y el sulfuro de hidrógeno en la atmósfera profunda es poco conocida. Sin embargo, al igual que ocurre con el metano, su abundancia es probablemente superior a los valores solares en un factor de al menos 20 a 30, y posiblemente en un factor de varios cientos.
El conocimiento de la composición isotópica de la atmósfera de Urano es muy limitado. Hasta la fecha, la única relación de abundancia isotópica conocida es la del deuterio respecto al hidrógeno ligero: 5,5+35-1,5×10-5, que fue medida por el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO) en la década de 1990. Parece ser superior al valor protosolar de (2,25 ± 0,35)×10-5 medido en Júpiter. El deuterio se encuentra casi exclusivamente en moléculas de deuteruro de hidrógeno que forma con átomos de hidrógeno normales.
La espectroscopia infrarroja, incluidas las mediciones con el telescopio espacial Spitzer (SST), y las observaciones de ocultación UV, encontraron trazas de hidrocarburos complejos en la estratosfera de Urano, que se cree que se producen a partir del metano por fotólisis inducida por la radiación UV solar. Entre ellos se encuentran el etano (C2H6), el acetileno (C2H2), el metilacetileno (CH3C2H) y el diacetileno (C2HC2H). La espectroscopia infrarroja también descubrió trazas de vapor de agua, monóxido de carbono y dióxido de carbono en la estratosfera, que probablemente proceden de una fuente externa como el polvo y los cometas.
Estructura La atmósfera uraniana puede dividirse en tres capas principales: la troposfera, entre -300[a] y 50 km de altitud y presiones de 100 a 0,1 bar; la estratosfera, entre 50 y 4000 km de altitud y presiones de 0,1 a 10-10 bar; y la termosfera/exosfera, desde 4000 km hasta unos pocos radios de Urano desde la superficie. No existe mesosfera.
Tropósfera La troposfera es la parte más baja y densa de la atmósfera y se caracteriza por una disminución de la temperatura con la altitud. La temperatura desciende desde unos 320 K en la base de la troposfera a -300 km hasta unos 53 K a 50 km. La temperatura en el frío límite superior de la troposfera (la tropopausa) varía en realidad entre 49 y 57 K en función de la latitud planetaria, alcanzándose la temperatura más baja cerca de los 25° de latitud sur. La troposfera contiene casi toda la masa de la atmósfera, y la región de la tropopausa es también responsable de la gran mayoría de las emisiones térmicas infrarrojas lejanas del planeta, determinando así su temperatura efectiva de 59,1 ± 0,3 K.
Se cree que la troposfera posee una estructura nubosa muy compleja; se supone que las nubes de agua se sitúan en el rango de presión de 50 a 300 bares, las nubes de hidrosulfuro de amonio en el rango de 20 a 40 bares, las nubes de amoníaco o sulfuro de hidrógeno entre 3 y 10 bares y, finalmente, las finas nubes de metano entre 1 y 2 bares. Aunque Voyager 2 detectó directamente nubes de metano, todas las demás capas de nubes siguen siendo especulativas. La existencia de una capa de nubes de sulfuro de hidrógeno sólo es posible si la relación entre las abundancias de azufre y nitrógeno (relación S/N) es significativamente mayor que su valor solar de 0,16. De lo contrario, todo el sulfuro de hidrógeno reaccionaría con el amoníaco, produciendo hidrosulfuro de amonio, y las nubes de amoníaco aparecerían en cambio en el rango de presión de 3-10 bar. La elevada relación S/N implica el agotamiento del amoníaco en el rango de presión de 20-40 bar, donde se forman las nubes de hidrosulfuro de amonio. Éstas pueden ser el resultado de la disolución de amoníaco en gotas de agua dentro de las nubes de agua o en el océano iónico agua-amoníaco profundo.