Atmosphere of Uranus
யுரேனஸின் வளிமண்டலம் முதன்மையாக ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியத்தால் ஆனது. ஆழத்தில் இது நீர், அம்மோனியா மற்றும் மீத்தேன் போன்ற ஆவியாதல்களில் (ஐஸ் என்று அழைக்கப்படுகிறது) கணிசமாக செறிவூட்டப்பட்டுள்ளது. குறைந்த வெப்பநிலை காரணமாக ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியத்தை விட கனமான வாயுக்கள் மிகக் குறைவாக இருக்கும் மேல் வளிமண்டலத்தில் இதற்கு நேர்மாறாக உள்ளது. யுரேனிய வளிமண்டலத்தை ஐந்து முக்கிய அடுக்குகளாகப் பிரிக்கலாம்ஃ ட்ரோபோஸ்பியர்,-300 முதல் 50 கிமீ உயரத்திற்கும் 100 முதல் 0.1 பார் வரையிலான அழுத்தங்களுக்கும் இடையில்; அடுக்கு மண்டலம், 50 முதல் 4000 கிமீ உயரத்திற்கும் இடையில் மற்றும் சூடான வெப்ப மண்டலத்திற்கும் (மற்றும் எக்ஸோஸ்பியர்) இடையிலான அழுத்தங்கள் 4,056 கிமீ உயரத்திலிருந்து 1 பார் அழுத்தத்தில் பெயரளவு மேற்பரப்பில் இருந்து பல யுரேனிய ஆரங்கள் வரை நீண்டுள்ளது. பூமியைப் போலல்லாமல், யுரேனஸின் வளிமண்டலத்தில் மெசோஸ்பியர் இல்லை. ட்ரோபோஸ்பியர் நான்கு மேக அடுக்குகளை வழங்குகிறதுஃ சுமார் 1.2 பாரில் மீத்தேன் மேகங்கள், 3-10 பாரில் ஹைட்ரஜன் சல்பைடு மற்றும் அம்மோனியா மேகங்கள், 20-40 பாரில் அம்மோனியம் ஹைட்ரோசல்பைடு மேகங்கள், இறுதியாக 50 பாருக்கு கீழே நீர் மேகங்கள். மேல் இரண்டு மேக அடுக்குகள் மட்டுமே நேரடியாகக் காணப்படுகின்றன-ஆழமான மேகங்கள் ஊகங்களாகவே உள்ளன. மேகங்களுக்கு மேலே ஒளி வேதியியல் மூடுபனியின் பல மெல்லிய அடுக்குகள் உள்ளன. கிரகத்தின் உட்புறத்தில் மந்தமான வெப்பச்சலனம் காரணமாக யுரேனஸில் பிரகாசமான வெப்பமண்டல மேகங்கள் அரிதாகவே உள்ளன. ஆயினும்கூட, அத்தகைய மேகங்களின் அவதானிப்புகள் கிரகத்தின் மண்டலக் காற்றை அளவிட பயன்படுத்தப்பட்டன, அவை 240 மீ/வி வேகத்தில் குறிப்பிடத்தக்க வேகத்தில் உள்ளன. யுரேனிய வளிமண்டலத்தைப் பற்றி மிகக் குறைவாகவே அறியப்படுகிறது, 1986 ஆம் ஆண்டில் கிரகத்தைக் கடந்து சென்ற வாயேஜர் 2 என்ற ஒரே ஒரு விண்கலம் மட்டுமே சில மதிப்புமிக்க கலவை தரவுகளைப் பெற்றது. யுரேனஸ் ஆர்பிட்டர் மற்றும் ஆய்வு 2031 இல் தொடங்க திட்டமிடப்பட்டுள்ளது, 2044 இல் யுரேனஸை அடையும். இதன் முதன்மை அறிவியல் நோக்கங்களில் யுரேனஸின் வளிமண்டலத்தைப் பற்றிய விரிவான ஆய்வு அடங்கும். யுரேனஸின் உட்புறத்தில் நன்கு வரையறுக்கப்பட்ட திடமான மேற்பரப்பு இல்லை என்றாலும், யுரேனஸின் வாயு உறையின் வெளிப்புற பகுதி (ரிமோட் சென்சிங்கிற்கு அணுகக்கூடிய பகுதி) அதன் வளிமண்டலம் என்று அழைக்கப்படுகிறது. தொலைநிலை உணர்திறன் திறன் 1 பார் மட்டத்திற்கு கீழே சுமார் 300 கிமீ வரை நீண்டுள்ளது, அதனுடன் தொடர்புடைய அழுத்தம் சுமார் 100 பார் மற்றும் வெப்பநிலை 320 கே. யுரேனிய வளிமண்டலத்தின் அவதானிப்பு வரலாறு நீண்டது மற்றும் பிழை மற்றும் விரக்தி நிறைந்தது. யுரேனஸ் ஒப்பீட்டளவில் மங்கலான பொருள், அதன் புலப்படும் கோண விட்டம் 5′′ ஐ விட சிறியது. யுரேனஸின் முதல் நிறமாலை 1869 மற்றும் 1871 ஆம் ஆண்டுகளில் ஏஞ்சலோ செச்சி மற்றும் வில்லியம் ஹக்கின்ஸ் ஆகியோரால் ஒரு ப்ரிஸம் மூலம் காணப்பட்டது, அவர்கள் பல பரந்த இருண்ட பட்டைகளைக் கண்டுபிடித்தனர், அவற்றை அவர்களால் அடையாளம் காண முடியவில்லை. அவர்கள் எந்த சூரிய ஃப்ரான்ஹோஃபர் கோடுகளையும் கண்டறியத் தவறிவிட்டனர்-இந்த உண்மையை பின்னர் நார்மன் லாக்கியர் விளக்கினார், இது யுரேனஸ் சூரியனில் இருந்து ஒளியை பிரதிபலிப்பதற்கு மாறாக அதன் சொந்த ஒளியை வெளியிடுகிறது என்பதைக் குறிக்கிறது. எவ்வாறாயினும், 1889 ஆம் ஆண்டில், வானியலாளர்கள் கிரகத்தின் புகைப்பட புற ஊதா நிறமாலையில் சூரிய ஃப்ரான்ஹோஃபர் கோடுகளைக் கவனித்தனர், இது யுரேனஸ் பிரதிபலித்த ஒளியால் பிரகாசிக்கிறது என்பதை ஒருமுறை நிரூபித்தது. இருபதாம் நூற்றாண்டின் நான்காம் தசாப்தம் வரை அதன் புலப்படும் நிறமாலையில் பரந்த இருண்ட பட்டைகளின் தன்மை தெரியவில்லை. யுரேனஸ் தற்போது தோற்றத்தில் பெரும்பாலும் காலியாக இருந்தாலும், மார்ச் மற்றும் ஏப்ரல் 1884 இல், வானியலாளர்கள் ஹென்றி ஜோசப் பெர்ரோடின், நார்மன் லாக்கியர் மற்றும் சார்லஸ் ட்ரிபிட் ஆகியோர் பூமத்திய ரேகைச் சுற்றி ஒரு பிரகாசமான, நீளமான இடத்தைக் (ஒரு புயல்) கவனித்தபோது, இது அவ்வப்போது அம்சங்களைக் கொண்டிருப்பதாக வரலாற்று ரீதியாக நிரூபிக்கப்பட்டுள்ளது. யுரேனஸின் நிறமாலையைப் புரிந்துகொள்வதற்கான திறவுகோல் 1930 களில் ரூபர்ட் வைல்ட் மற்றும் வெஸ்டோ ஸ்லிஃபர் ஆகியோரால் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது, அவர்கள் 543,619,925,865 மற்றும் 890 என்எம் ஆகியவற்றில் உள்ள இருண்ட பட்டைகள் வாயு மீத்தேனுக்கு சொந்தமானவை என்பதைக் கண்டறிந்தனர். அவை இதற்கு முன்பு ஒருபோதும் கவனிக்கப்படவில்லை, ஏனெனில் அவை மிகவும் பலவீனமானவை மற்றும் கண்டறிய நீண்ட பாதை நீளம் தேவைப்பட்டது. இதன் பொருள் என்னவென்றால், யுரேனஸின் வளிமண்டலம் மற்ற மாபெரும் கிரகங்களுடன் ஒப்பிடும்போது மிகப் பெரிய ஆழத்திற்கு வெளிப்படையாக இருந்தது. 1950 ஆம் ஆண்டில், ஜெரார்ட் கைப்பர் யுரேனஸின் நிறமாலையில் 827 நானோமீட்டரில் மற்றொரு பரவலான இருண்ட பட்டையைக் கவனித்தார், அதை அவர் அடையாளம் காணத் தவறிவிட்டார். 1952 ஆம் ஆண்டில் எதிர்கால நோபல் பரிசு வென்ற கெர்ஹார்ட் ஹெர்ஸ்பெர்க், இந்த இசைக்குழு மூலக்கூறு ஹைட்ரஜனின் பலவீனமான நாற்கர உறிஞ்சுதலால் ஏற்பட்டது என்பதைக் காட்டினார், இதனால் யுரேனஸில் கண்டறியப்பட்ட இரண்டாவது சேர்மமாக இது மாறியது. 1986 வரை யுரேனிய வளிமண்டலத்தில் மீத்தேன் மற்றும் ஹைட்ரஜன் ஆகிய இரண்டு வாயுக்கள் மட்டுமே அறியப்பட்டன. 1967 முதல் தொடங்கி தொலைதூர அகச்சிவப்பு நிறமாலை கண்காணிப்பு யுரேனஸின் வளிமண்டலம் உள்வரும் சூரிய கதிர்வீச்சுடன் தோராயமாக வெப்ப சமநிலையில் இருப்பதைக் காட்டியது (வேறுவிதமாகக் கூறினால், இது சூரியனில் இருந்து பெறப்பட்ட அளவுக்கு வெப்பத்தை கதிர்வீச்சு செய்தது), மேலும் கவனிக்கப்பட்ட வெப்பநிலையை விளக்க உள் வெப்ப ஆதாரம் தேவையில்லை. 1986 ஆம் ஆண்டில் வாயேஜர் 2 வருகைக்கு முன்னர் யுரேனஸில் தனித்துவமான அம்சங்கள் எதுவும் காணப்படவில்லை. 1986 ஜனவரியில், வாயேஜர் 2 விண்கலம் யுரேனஸால் குறைந்தபட்சம் 107,100 கிமீ தூரத்தில் பறந்தது, அதன் வளிமண்டலத்தின் முதல் நெருக்கமான படங்களையும் ஸ்பெக்ட்ராவையும் வழங்கியது. வளிமண்டலம் முக்கியமாக ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் மற்றும் சுமார் 2 சதவீதம் மீத்தேன் ஆகியவற்றால் ஆனது என்பதை அவர்கள் பொதுவாக உறுதிப்படுத்தினர். வளிமண்டலம் மிகவும் வெளிப்படையாகத் தோன்றியது மற்றும் அடர்த்தியான அடுக்கு மண்டல மற்றும் வெப்ப மண்டல மூடுபனி இல்லை. ஒரு குறிப்பிட்ட எண்ணிக்கையிலான தனித்தனி மேகங்கள் மட்டுமே காணப்பட்டன. 1990 கள் மற்றும் 2000 களில், ஹப்பிள் விண்வெளி தொலைநோக்கி மற்றும் தகவமைப்பு ஒளியியல் அமைப்புகள் பொருத்தப்பட்ட தரை அடிப்படையிலான தொலைநோக்கிகள் (கெக் தொலைநோக்கி மற்றும் நாசா அகச்சிவப்பு தொலைநோக்கி வசதி, எடுத்துக்காட்டாக) ஆகியவற்றின் அவதானிப்புகள் முதல் முறையாக பூமியிலிருந்து தனித்துவமான மேக அம்சங்களைக் கவனிப்பதை சாத்தியமாக்கியது. அவற்றைக் கண்காணிப்பது வானியலாளர்கள் யுரேனஸில் காற்றின் வேகத்தை மறு அளவிடுவதற்கும், இதற்கு முன்பு வாயேஜர் 2 அவதானிப்புகளிலிருந்து மட்டுமே அறியப்பட்ட யுரேனிய வளிமண்டலத்தின் இயக்கவியலை ஆய்வு செய்வதற்கும் அனுமதித்துள்ளது. கலவை யுரேனிய வளிமண்டலத்தின் கலவை ஒட்டுமொத்த யுரேனஸிலிருந்து வேறுபட்டது, முக்கியமாக மூலக்கூறு ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் ஆகியவற்றைக் கொண்டுள்ளது. ஹீலியம் மோலார் பின்னம், அதாவது. ஹைட்ரஜன்/ஹீலியத்தின் ஒரு மூலக்கூறுக்கு ஹீலியம் அணுக்களின் எண்ணிக்கை, வாயேஜர் 2 தொலைதூர அகச்சிவப்பு மற்றும் ரேடியோ மறைவு அவதானிப்புகளின் பகுப்பாய்விலிருந்து தீர்மானிக்கப்பட்டது. தற்போது ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட மதிப்பு மேல் ட்ரோபோஸ்பியரில் உள்ளது, இது ஒரு வெகுஜன பின்னத்திற்கு ஒத்திருக்கிறது. இந்த மதிப்பு புரோட்டோசோலார் ஹீலியம் நிறை பின்னத்திற்கு மிகவும் நெருக்கமாக உள்ளது, இது ஹீலியம் வாயு ராட்சதர்களில் இருப்பதைப் போல கிரகத்தின் மையத்தை நோக்கி குடியேறவில்லை என்பதைக் குறிக்கிறது. யுரேனிய வளிமண்டலத்தின் மூன்றாவது மிக அதிகமான உறுப்பு மீத்தேன் ஆகும், இது தரை அடிப்படையிலான ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் அவதானிப்புகளின் விளைவாக சில காலமாக அறியப்படுகிறது. மீத்தேன் புலப்படும் மற்றும் அகச்சிவப்பு நிறத்திற்கு அருகிலுள்ள முக்கிய உறிஞ்சுதல் பட்டைகளைக் கொண்டுள்ளது, இது யுரேனஸ் அக்வாமரின் அல்லது சியான் நிறத்தை உருவாக்குகிறது. மீத்தேன் மேக அடுக்குக்கு கீழே 1.3 பார் மீத்தேன் மூலக்கூறுகள் மோலார் பின்னத்தால் வளிமண்டலத்தில் சுமார் 2.3 சதவீதம் ஆகும், இது சூரியனில் காணப்பட்டதை விட 10 முதல் 30 மடங்கு அதிகமாகும். ட்ரோபோபாஸில் மிகக் குறைந்த வெப்பநிலை காரணமாக மேல் வளிமண்டலத்தில் கலவை விகிதம் மிகவும் குறைவாக உள்ளது, இது செறிவூட்டல் அளவைக் குறைக்கிறது மற்றும் அதிகப்படியான மீத்தேன் உறையவைக்கிறது. மேகங்களுக்கு மேலே உள்ள மேல் ட்ரோபோஸ்பியரில் மீத்தேன் குறைவாக நிறைவுற்றதாகத் தோன்றுகிறது, அங்கு நிறைவுற்ற நீராவி அழுத்தத்தில் 30 சதவீதம் மட்டுமே பகுதி அழுத்தத்தைக் கொண்டுள்ளது. ஆழமான வளிமண்டலத்தில் அம்மோனியா, நீர் மற்றும் ஹைட்ரஜன் சல்பைடு போன்ற குறைந்த கொந்தளிப்பான சேர்மங்களின் செறிவு குறைவாக அறியப்படுகிறது. இருப்பினும், மீத்தேனைப் போலவே, அவற்றின் மிகுதிகள் சூரிய மதிப்புகளை விட குறைந்தது 20 முதல் 30 காரணி மற்றும் சில நூறு காரணி மூலம் அதிகமாக இருக்கலாம். யுரேனஸின் வளிமண்டலத்தின் ஐசோடோபிக் கலவை பற்றிய அறிவு மிகவும் குறைவாகவே உள்ளது. இன்றுவரை அறியப்பட்ட ஒரே ஐசோடோப்பு மிகுதியான விகிதம் டியூட்டேரியம் மற்றும் ஒளி ஹைட்ரஜன் ஆகும்ஃ, இது 1990 களில் அகச்சிவப்பு விண்வெளி ஆய்வகத்தால் (ஐஎஸ்ஓ) அளவிடப்பட்டது. இது வியாழனில் அளவிடப்பட்ட புரோட்டோசோலார் மதிப்பை விட அதிகமாக இருப்பதாகத் தெரிகிறது. டியூட்டீரியம் கிட்டத்தட்ட பிரத்தியேகமாக ஹைட்ரஜன் டியூட்டரைடு மூலக்கூறுகளில் காணப்படுகிறது, இது சாதாரண ஹைட்ரஜன் அணுக்களுடன் உருவாகிறது. ஸ்பிட்சர் விண்வெளி தொலைநோக்கி (எஸ்எஸ்டி) அளவீடுகள் மற்றும் புற ஊதா மறைவு அவதானிப்புகள் உள்ளிட்ட அகச்சிவப்பு நிறமாலை, யுரேனஸின் அடுக்கு மண்டலத்தில் சிக்கலான ஹைட்ரோகார்பன்களின் தடய அளவைக் கண்டறிந்தது, அவை சூரிய புற ஊதா கதிர்வீச்சால் தூண்டப்பட்ட ஒளி பகுப்பாய்வு மூலம் மீத்தேனில் இருந்து உற்பத்தி செய்யப்படுவதாக கருதப்படுகிறது. இவற்றில் ஈத்தேன், அசிட்டிலீன், மெத்திலசிட்டிலீன், டயாசிட்டிலீன் ஆகியவை அடங்கும். அகச்சிவப்பு ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபி அடுக்கு மண்டலத்தில் நீராவி, கார்பன் மோனாக்சைடு மற்றும் கார்பன் டை ஆக்சைடு ஆகியவற்றின் தடயங்களையும் கண்டுபிடித்தது, அவை தூசி மற்றும் வால்மீன்கள் போன்ற வெளிப்புற மூலத்திலிருந்து உருவாகக்கூடும். கட்டமைப்பு யுரேனிய வளிமண்டலத்தை மூன்று முக்கிய அடுக்குகளாகப் பிரிக்கலாம்ஃ ட்ரோபோஸ்பியர்,-300 மற்றும் 50 கிமீ உயரங்களுக்கு இடையில் மற்றும் 100 முதல் 0.1 பார் வரை அழுத்தங்கள்; அடுக்கு மண்டலம், 50 முதல் 4000 கிமீ உயரத்திற்கு இடையில் பரவியுள்ளது மற்றும் வெப்பமண்டலத்திற்கும்/வெளிக்கோளத்திற்கும் இடையிலான அழுத்தங்கள் 4000 கிமீ முதல் மேற்பரப்பில் இருந்து ஒரு சில யுரேனஸ் ஆரங்கள் வரை நீண்டுள்ளது. மெசோஸ்பியர் இல்லை. ட்ரோபோஸ்பியர் என்பது வளிமண்டலத்தின் மிகக் குறைந்த மற்றும் அடர்த்தியான பகுதியாகும், மேலும் இது உயரத்துடன் வெப்பநிலை குறைந்து வருவதால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது. மிதவெப்ப மண்டலத்தின் அடிவாரத்தில்-300 கிமீ இல் சுமார் 320 கே முதல் 50 கிமீ இல் சுமார் 53 கே வரை வெப்பநிலை குறைகிறது. ட்ரோபோஸ்பியரின் குளிர்ந்த மேல் எல்லையில் (ட்ரோபோபாஸ்) வெப்பநிலை உண்மையில் கிரக அட்சரேகையைப் பொறுத்து 49 முதல் 57 கே வரம்பில் மாறுபடும், மிகக் குறைந்த வெப்பநிலை 25 டிகிரி தெற்கு அட்சரேகையை எட்டியது. ட்ரோபோஸ்பியர் வளிமண்டலத்தின் கிட்டத்தட்ட அனைத்து வெகுஜனத்தையும் கொண்டுள்ளது, மேலும் ட்ரோபோபாஸ் பகுதியும் கிரகத்தின் வெப்ப தூர அகச்சிவப்பு உமிழ்வுகளில் பெரும்பகுதிக்கு காரணமாகும், இதனால் அதன் பயனுள்ள வெப்பநிலையை தீர்மானிக்கிறது. ட்ரோபோஸ்பியர் மிகவும் சிக்கலான மேக அமைப்பைக் கொண்டிருப்பதாக நம்பப்படுகிறது; நீர் மேகங்கள் அழுத்த வரம்பில், அம்மோனியம் ஹைட்ரோசல்பைடு மேகங்கள் வரம்பில், அம்மோனியா அல்லது ஹைட்ரஜன் சல்பைடு மேகங்கள் 3 முதல் 10 பார் வரையிலும், இறுதியாக மெல்லிய மீத்தேன் மேகங்கள் வரம்பிலும் உள்ளன. வாயேஜர் 2 நேரடியாக மீத்தேன் மேகங்களைக் கண்டறிந்தாலும், மற்ற அனைத்து மேக அடுக்குகளும் ஊகங்களாகவே உள்ளன. கந்தகம் மற்றும் நைட்ரஜன் மிகுதிகளின் விகிதம் (எஸ்/என் விகிதம்) அதன் சூரிய மதிப்பு 0.16 ஐ விட கணிசமாக அதிகமாக இருந்தால் மட்டுமே ஹைட்ரஜன் சல்பைடு மேக அடுக்கின் இருப்பு சாத்தியமாகும். இல்லையெனில் அனைத்து ஹைட்ரஜன் சல்பைடுகளும் அம்மோனியாவுடன் வினைபுரிந்து, அம்மோனியம் ஹைட்ரோசல்பைடை உற்பத்தி செய்யும், அதற்கு பதிலாக அம்மோனியா மேகங்கள் அழுத்த வரம்பான 3-10 பட்டியில் தோன்றும். உயர்ந்த S/N விகிதம் என்பது அம்மோனியம் ஹைட்ரோசல்பைடு மேகங்கள் உருவாகும் அழுத்த வரம்பான 20-40 பட்டியில் அம்மோனியா குறைவதைக் குறிக்கிறது. நீர் மேகங்களுக்குள் அல்லது ஆழமான நீர்-அமோனியா அயனி பெருங்கடலில் உள்ள நீர் துளிகளில் அம்மோனியா கரைவதன் விளைவாக இவை ஏற்படலாம். மேல் இரண்டு மேக அடுக்குகளின் சரியான இருப்பிடம் ஓரளவு சர்ச்சைக்குரியது. ரேடியோ மறைவு மூலம் வாயேஜர் 2 ஆல் 1.2-1.3 பட்டியில் மீத்தேன் மேகங்கள் நேரடியாக கண்டறியப்பட்டன. இந்த முடிவு பின்னர் வாயேஜர் 2 மூட்டு படங்களின் பகுப்பாய்வு மூலம் உறுதிப்படுத்தப்பட்டது. ஆழமான அம்மோனியா/ஹைட்ரஜன் சல்பைடு மேகங்களின் மேற்பகுதி புலப்படும் மற்றும் அருகிலுள்ள அகச்சிவப்பு நிறமாலை வரம்புகளில் (0.5-1 μm) ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் தரவுகளின் அடிப்படையில் 3 பட்டியில் இருப்பது தீர்மானிக்கப்பட்டது. இருப்பினும், அலைநீள வரம்பில் உள்ள ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் தரவுகளின் சமீபத்திய பகுப்பாய்வு மீத்தேன் மேகத்தை 2 பட்டியிலும், கீழ் மேகத்தின் மேற்புறத்தை 6 பட்டியிலும் வைத்தது. யுரேனஸின் வளிமண்டலத்தில் மீத்தேன் உறிஞ்சுதல் குறித்த புதிய தரவுகள் கிடைக்கும்போது இந்த முரண்பாடு தீர்க்கப்படலாம். இரண்டு மேல் மேக அடுக்குகளின் ஒளியியல் ஆழம் அட்சரேகைக்கு ஏற்ப மாறுபடும்ஃ பூமத்திய ரேகைக்கு ஒப்பிடும்போது துருவங்களில் இரண்டும் மெல்லியதாக மாறும், இருப்பினும் 2007 ஆம் ஆண்டில் மீத்தேன் மேக அடுக்கின் ஒளியியல் ஆழம் 45 ° S இல் உள்ளூர் அதிகபட்சத்தைக் கொண்டிருந்தது, அங்கு தெற்கு துருவ காலர் அமைந்துள்ளது (கீழே காண்க). ட்ரோபோஸ்பியர் மிகவும் மாறும், வலுவான மண்டல காற்று, பிரகாசமான மீத்தேன் மேகங்கள், இருண்ட புள்ளிகள் மற்றும் குறிப்பிடத்தக்க பருவகால மாற்றங்களை வெளிப்படுத்துகிறது. ஸ்ட்ராடோஸ்பியர் என்பது யுரேனிய வளிமண்டலத்தின் நடுத்தர அடுக்கு ஆகும், இதில் வெப்பநிலை பொதுவாக ட்ரோபோபாஸில் 53 கே முதல் அடி வெப்ப மண்டலத்தில் 800 முதல் 850 கே வரை உயரத்துடன் அதிகரிக்கிறது. அடுக்கு மண்டலத்தின் வெப்பம் வெப்பமான வெப்ப மண்டலத்திலிருந்து கீழ்நோக்கி வெப்ப கடத்தல் மற்றும் மீத்தேன் மூலம் சூரிய புற ஊதா மற்றும் ஐஆர் கதிர்வீச்சு உறிஞ்சுதல் மற்றும் மீத்தேன் ஒளி பகுப்பாய்வின் விளைவாக உருவாகும் சிக்கலான ஹைட்ரோகார்பன்கள் ஆகியவற்றால் ஏற்படுகிறது. குளிர்ந்த ட்ரோபோபாஸ் வழியாக மீத்தேன் அடுக்கு மண்டலத்திற்குள் நுழைகிறது, அங்கு மூலக்கூறு ஹைட்ரஜனுடன் ஒப்பிடும்போது அதன் கலவை விகிதம் செறிவூட்டலை விட மூன்று மடங்கு குறைவாக உள்ளது. 0. 1 mbar அழுத்தத்துடன் தொடர்புடைய உயரத்தில் இது சுமார் 10−7 ஆக மேலும் குறைகிறது. மீத்தேனை விட கனமான ஹைட்ரோகார்பன்கள் 160 முதல் 320 கிமீ உயரத்திற்கு இடையில் ஒப்பீட்டளவில் குறுகிய அடுக்கில் உள்ளன, அவை 10 முதல் 0.1 mbar வரையிலான அழுத்த வரம்பிற்கும் 100 முதல் 130 K வரையிலான வெப்பநிலைக்கும் ஒத்தவை. மீத்தேனுக்குப் பிறகு மிகவும் ஏராளமான அடுக்கு மண்டல ஹைட்ரோகார்பன்கள் அசிட்டிலீன் மற்றும் ஈத்தேன் ஆகும், கலவை விகிதங்கள் சுமார் 10−7 ஆகும். மெத்திலசிட்டிலீன் மற்றும் டயாசிட்டிலீன் போன்ற கனமான ஹைட்ரோகார்பன்கள் சுமார் 10−10 என்ற கலவை விகிதங்களைக் கொண்டுள்ளன. அடுக்கு மண்டலத்தில் வெப்பநிலை மற்றும் ஹைட்ரோகார்பன் கலவை விகிதங்கள் நேரம் மற்றும் அட்சரேகையைப் பொறுத்து மாறுபடும். சிக்கலான ஹைட்ரோகார்பன்கள் அடுக்கு மண்டலத்தின் குளிர்ச்சிக்கு காரணமாகின்றன, குறிப்பாக அசிட்டிலீன், 13.7 மைக்ரோமீட்டர் அலைநீளத்தில் வலுவான உமிழ்வு கோட்டைக் கொண்டுள்ளன. ஹைட்ரோகார்பன்களைத் தவிர, அடுக்கு மண்டலத்தில் கார்பன் மோனாக்சைடு, நீராவி மற்றும் கார்பன் டை ஆக்சைடு ஆகியவற்றின் தடயங்களும் உள்ளன. கார்பன் மோனாக்சைடு-3-இன் கலவை விகிதம் ஹைட்ரோகார்பன்களுடன் மிகவும் ஒத்திருக்கிறது, அதே நேரத்தில் கார்பன் டை ஆக்சைடு மற்றும் நீரின் கலவை விகிதங்கள் முறையே 10−11 மற்றும் 8 ஆகும். இந்த மூன்று சேர்மங்களும் அடுக்கு மண்டலத்தில் ஒப்பீட்டளவில் ஒரே மாதிரியாக விநியோகிக்கப்படுகின்றன, மேலும் அவை ஹைட்ரோகார்பன்கள் போன்ற குறுகிய அடுக்குடன் மட்டுப்படுத்தப்படவில்லை. ஈத்தேன், அசிட்டிலீன் மற்றும் டயாசிட்டிலீன் ஆகியவை அடுக்கு மண்டலத்தின் குளிர்ந்த கீழ் பகுதியில் ஒடுக்கப்பட்டு, புலப்படும் ஒளியில் 0.01 ஒளியியல் ஆழத்துடன் மூடுபனி அடுக்குகளை உருவாக்குகின்றன. ஈத்தேன், அசிட்டிலீன் மற்றும் டயாசிட்டிலீனுக்கு முறையே தோராயமாக 14,25 மற்றும் 0.1 mbar இல் ஒடுக்கம் ஏற்படுகிறது. யுரேனிய அடுக்கு மண்டலத்தில் ஹைட்ரோகார்பன்களின் செறிவு மற்ற மாபெரும் கிரகங்களின் அடுக்கு மண்டலங்களை விட கணிசமாகக் குறைவாக உள்ளது-யுரேனஸின் மேல் வளிமண்டலம் மூடுபனி அடுக்குகளுக்கு மேலே மிகவும் சுத்தமாகவும் வெளிப்படையாகவும் உள்ளது. இந்த குறைப்பு பலவீனமான செங்குத்து கலவையால் ஏற்படுகிறது, மேலும் யுரேனஸின் அடுக்கு மண்டலத்தை குறைவான ஒளிபுகா மற்றும் இதன் விளைவாக, மற்ற மாபெரும் கிரகங்களை விட குளிராக ஆக்குகிறது. மூடுபனி, அவற்றின் தாய் ஹைட்ரோகார்பன்களைப் போலவே, யுரேனஸ் முழுவதும் சமமாக விநியோகிக்கப்படவில்லை; 1986 ஆம் ஆண்டின் சங்கிராந்தியில், வாயேஜர் 2 கிரகத்தை கடந்து சென்றபோது, அவை சூரிய ஒளி துருவத்திற்கு அருகில் குவிந்திருந்தன, இதனால் புற ஊதா ஒளியில் அது இருண்டது. வளிமண்டலம் மற்றும் அயனி மண்டலம் யுரேனிய வளிமண்டலத்தின் வெளிப்புற அடுக்கு, ஆயிரக்கணக்கான கிலோமீட்டர்கள் வரை நீண்டுள்ளது, இது வெப்பமண்டலம்/எக்ஸோஸ்பியர் ஆகும், இது சுமார் 800 முதல் 850 கே வரை ஒரே மாதிரியான வெப்பநிலையைக் கொண்டுள்ளது. இது சனியின் வெப்பமண்டலத்தில் காணப்பட்ட 420 கே ஐ விட மிக அதிகமாக உள்ளது. இத்தகைய உயர் வெப்பநிலையைத் தக்கவைக்க தேவையான வெப்ப ஆதாரங்கள் புரிந்து கொள்ளப்படவில்லை, ஏனெனில் சூரிய எஃப். யு. வி/ஈ. யூ. வி கதிர்வீச்சு அல்லது ஆரோரல் செயல்பாடு இரண்டும் தேவையான ஆற்றலை வழங்க முடியாது. அடுக்கு மண்டலத்தில் ஹைட்ரோகார்பன்கள் குறைவதால் ஏற்படும் பலவீனமான குளிரூட்டும் திறன் இந்த நிகழ்வுக்கு பங்களிக்கக்கூடும். மூலக்கூறு ஹைட்ரஜனுடன் கூடுதலாக, வெப்பமண்டலத்தில் அதிக விகிதத்தில் இலவச ஹைட்ரஜன் அணுக்கள் உள்ளன, அதே நேரத்தில் ஹீலியம் இங்கு இல்லை என்று கருதப்படுகிறது, ஏனெனில் இது குறைந்த உயரத்தில் பரவுகிறது. வளிமண்டலத்திலும் அடுக்கு மண்டலத்தின் மேல் பகுதியிலும் அயனிகள் மற்றும் எலக்ட்ரான்களின் அதிக செறிவு உள்ளது, இது யுரேனஸின் அயனி மண்டலத்தை உருவாக்குகிறது. வாயேஜர் 2 விண்கலத்தின் ரேடியோ மறைவு அவதானிப்புகள் அயனி மண்டலம் 1,000 முதல் 10,000 கிமீ உயரத்தில் இருப்பதாகவும், 1,000 முதல் 3,500 கிமீ வரை பல குறுகிய மற்றும் அடர்த்தியான அடுக்குகளை உள்ளடக்கியிருக்கலாம் என்றும் காட்டியது. யுரேனிய அயனி மண்டலத்தில் எலக்ட்ரான் அடர்த்தி சராசரியாக உள்ளது, இது அடுக்கு மண்டலத்தில் உள்ள குறுகிய அடுக்குகளைப் போலவே அதிகமாக உள்ளது. அயனி மண்டலம் முக்கியமாக சூரிய புற ஊதா கதிர்வீச்சால் நிலைநிறுத்தப்படுகிறது மற்றும் அதன் அடர்த்தி சூரிய செயல்பாட்டைப் பொறுத்தது. யுரேனஸில் உள்ள ஆரோரல் செயல்பாடு வியாழன் மற்றும் சனியைப் போல சக்திவாய்ந்ததாக இல்லை மற்றும் அயனியாக்கத்திற்கு சிறிதளவே பங்களிக்கிறது. உயர் எலக்ட்ரான் அடர்த்தி ஓரளவு அடுக்கு மண்டலத்தில் ஹைட்ரோகார்பன்களின் குறைந்த செறிவு காரணமாக இருக்கலாம். அயனி மண்டலம் மற்றும் வெப்பமண்டலத்தைப் பற்றிய தகவல்களின் ஆதாரங்களில் ஒன்று ட்ரைஹைட்ரஜன் நேர்மின் அயனியின் () தீவிரமான நடுத்தர அகச்சிவப்பு (3-4 மைக்ரோமீட்டர்) உமிழ்வுகளின் தரை அடிப்படையிலான அளவீடுகளிலிருந்து வருகிறது. மொத்த உமிழப்படும் சக்தி 1 முதல் 2 டபிள்யூ ஆகும்-இது அகச்சிவப்பு ஹைட்ரஜன் நாற்கர உமிழ்வை விட அதிக அளவு கொண்டது. அயனி மண்டலத்தின் முக்கிய குளிரூட்டிகளில் ஒன்றாக ட்ரைஹைட்ரஜன் நேர்மின் அயனி செயல்படுகிறது. யுரேனஸின் மேல் வளிமண்டலம் பகல் ஒளி அல்லது மின்கடத்தல் என்று அழைக்கப்படும் தொலைதூர புற ஊதா (90-140 nm) உமிழ்வுகளின் ஆதாரமாகும், இது IR கதிர்வீச்சைப் போலவே, கிரகத்தின் சூரிய ஒளி பகுதியிலிருந்து பிரத்தியேகமாக வெளிப்படுகிறது. அனைத்து மாபெரும் கிரகங்களின் வெப்ப மண்டலங்களிலும் நிகழும் இந்த நிகழ்வு, அதன் கண்டுபிடிப்புக்குப் பிறகு ஒரு காலத்திற்கு மர்மமாக இருந்தது, சூரிய கதிர்வீச்சு அல்லது ஒளிமின்னழுத்தங்களால் தூண்டப்பட்ட அணு மற்றும் மூலக்கூறு ஹைட்ரஜனின் புற ஊதா ஒளிரும் தன்மை என்று விளக்கப்படுகிறது. மூலக்கூறுகளின் சராசரி இலவச பாதை அளவீட்டு உயரத்தை விட அதிகமாக இருக்கும் வெப்பமண்டலத்தின் மேல் பகுதி எக்ஸோஸ்பியர் என்று அழைக்கப்படுகிறது. யுரேனிய எக்ஸோஸ்பியரின் கீழ் எல்லை, எக்ஸோபேஸ், மேற்பரப்புக்கு மேலே சுமார் 6,500 கிமீ அல்லது கிரக ஆரத்தின் நான்கில் ஒரு பங்கு உயரத்தில் அமைந்துள்ளது. எக்ஸோஸ்பியர் வழக்கத்திற்கு மாறாக நீட்டிக்கப்பட்டு, கிரகத்திலிருந்து பல யுரேனிய ஆரங்கள் வரை அடையும். இது முக்கியமாக ஹைட்ரஜன் அணுக்களால் ஆனது மற்றும் பெரும்பாலும் யுரேனஸின் ஹைட்ரஜன் கரோனா என்று அழைக்கப்படுகிறது. வெப்ப மண்டலத்தின் அடிப்பகுதியில் உள்ள அதிக வெப்பநிலையும் ஒப்பீட்டளவில் அதிக அழுத்தமும் யுரேனஸின் எக்ஸோஸ்பியர் ஏன் இவ்வளவு பரந்ததாக உள்ளது என்பதை ஓரளவு விளக்குகிறது. கரோனாவில் உள்ள அணு ஹைட்ரஜனின் அடர்த்தி கிரகத்திலிருந்து தூரத்துடன் மெதுவாகக் குறைகிறது, யுரேனஸிலிருந்து ஒரு சில ஆரங்களில் ஒரு செமீ 3 க்கு சில நூறு அணுக்கள் அதிகமாக உள்ளன. இந்த வீங்கிய வெளிக்கோளத்தின் விளைவுகளில் யுரேனஸைச் சுற்றி வரும் சிறிய துகள்கள் மீது ஒரு இழுவை அடங்கும், இதனால் யுரேனிய வளையங்களில் தூசி பொதுவாக குறைகிறது. ஊடுருவும் தூசி கிரகத்தின் மேல் வளிமண்டலத்தை மாசுபடுத்துகிறது. டைனமிக்ஸ் யுரேனஸ் ஒப்பீட்டளவில் மென்மையான தோற்றத்தைக் கொண்டுள்ளது, பரந்த வண்ணமயமான பட்டைகள் மற்றும் வியாழன் மற்றும் சனியில் நிலவும் பெரிய மேகங்கள் இல்லை. 1986 க்கு முன்னர் யுரேனஸின் வளிமண்டலத்தில் தனித்துவமான அம்சங்கள் ஒரு முறை மட்டுமே காணப்பட்டன. வாயேஜர் 2 ஆல் காணப்பட்ட யுரேனஸில் மிகவும் வெளிப்படையான அம்சங்கள் −40° மற்றும் −20° க்கு இடையிலான இருண்ட குறைந்த அட்சரேகை பகுதி மற்றும் பிரகாசமான தெற்கு துருவ தொப்பி ஆகும். தொப்பியின் வடக்கு எல்லை அட்சரேகையிலிருந்து சுமார்-45 டிகிரியில் அமைந்துள்ளது. பிரகாசமான மண்டலப் பட்டை தொப்பியின் விளிம்பிற்கு அருகில் −50° முதல் −45° வரை அமைந்திருந்தது, பின்னர் அது துருவக் காலர் என்று அழைக்கப்பட்டது. 1986 இல் சங்கிராந்தியின் போது இருந்த தெற்கு துருவ தொப்பி, 1990 களில் மறைந்துவிட்டது. 2007 ஆம் ஆண்டில் ஈக்வினாக்ஸுக்குப் பிறகு, தெற்கு துருவ காலரும் மங்கத் தொடங்கியது, அதே நேரத்தில் 45 டிகிரி முதல் 50 டிகிரி அட்சரேகையில் அமைந்துள்ள வடக்கு துருவ காலர் (2007 இல் முதன்முதலில் தோன்றியது) அதன் பின்னர் மிகவும் வெளிப்படையாக வளர்ந்துள்ளது. மற்ற மாபெரும் கிரகங்களுடன் ஒப்பிடுகையில் யுரேனஸின் வளிமண்டலம் அமைதியாக உள்ளது. 1986 முதல் இரண்டு அரைக்கோளங்களிலும் நடுத்தர அட்சரேகைகளில் ஒரு குறிப்பிட்ட எண்ணிக்கையிலான சிறிய பிரகாசமான மேகங்கள் மற்றும் ஒரு யுரேனஸ் இருண்ட புள்ளி மட்டுமே காணப்படுகின்றன. - 34° அட்சரேகையில் அமைந்துள்ள மற்றும் பெர்க் என்று அழைக்கப்படும் அந்த பிரகாசமான மேக அம்சங்களில் ஒன்று, குறைந்தது 1986 முதல் தொடர்ந்து இருந்திருக்கலாம். ஆயினும்கூட, யுரேனிய வளிமண்டலம் பூமத்திய ரேகைக்கு அருகில் (சுழற்சிக்கு எதிரான) திசையில் வீசும் வலுவான மண்டலக் காற்றைக் கொண்டுள்ளது, ஆனால் ± 20 டிகிரி அட்சரேகையின் துருவத்திற்கு முற்போக்கு திசையில் மாறுகிறது. பூமத்திய ரேகை பகுதியில் காற்றின் வேகம்-50 முதல்-100 மீ/வி வரை இருக்கும், இது 50 டிகிரி அட்சரேகைக்கு அருகில் 240 மீ/வி வரை அதிகரிக்கும். 2007 ஆம் ஆண்டின் ஈக்வினாக்ஸுக்கு முன்பு அளவிடப்பட்ட காற்றின் விவரக்குறிப்பு தெற்கு அரைக்கோளத்தில் வலுவான காற்றுடன் சற்று சமச்சீரற்றதாக இருந்தது, இருப்பினும் இது ஒரு பருவகால விளைவாக மாறியது, ஏனெனில் இந்த அரைக்கோளம் 2007 க்கு முன்பு சூரியனால் தொடர்ந்து ஒளிரப்பட்டது. 2007 க்குப் பிறகு வடக்கு அரைக்கோளத்தில் காற்று வேகத்தை அதிகரித்தது, அதே நேரத்தில் தெற்கில் உள்ள காற்றின் வேகம் குறைந்தது. யுரேனஸ் அதன் 84 ஆண்டு சுற்றுப்பாதையில் கணிசமான பருவகால மாறுபாட்டை வெளிப்படுத்துகிறது. இது பொதுவாக சங்கிராந்திக்கு அருகில் பிரகாசமாகவும், ஈக்வினாக்ஸில் மங்கலாகவும் இருக்கும். மாறுபாடுகள் பெரும்பாலும் பார்வை வடிவவியலில் ஏற்படும் மாற்றங்களால் ஏற்படுகின்றனஃ ஒரு பிரகாசமான துருவப் பகுதி சங்கிராந்திக்கு அருகில் காணப்படுகிறது, அதே நேரத்தில் இருண்ட பூமத்திய ரேகை ஈக்வினாக்ஸுக்கு அருகில் காணப்படுகிறது. வளிமண்டலத்தின் பிரதிபலிப்பில் சில உள்ளார்ந்த மாறுபாடுகள் இன்னும் உள்ளனஃ அவ்வப்போது மங்குதல் மற்றும் துருவ தொப்பிகளை பிரகாசமாக்குதல் மற்றும் துருவ காலர்கள் தோன்றுதல் மற்றும் மறைத்தல். மேலும் காண்கஃ யுரேனஸ் குறிப்புகளின் காந்த மண்டல மேற்கோள்கள் குறிப்புகள் வெளிப்புற இணைப்புகள் யுரேனஸ் யுரேனஸ்