Ten artykuł dotyczy planety. Zapoznaj się również z: inne znaczenia tego słowa.

Uran − gazowy olbrzym, siódma w kolejności od Słońca planeta Układu Słonecznego. Jest także trzecią pod względem wielkości i czwartą pod względem masy planetą naszego systemu. Nazwa planety pochodzi od Uranosa, który był bogiem i uosobieniem nieba w mitologii greckiej (klasyczna greka: Οὐρανός), ojcem Kronosa (Saturna) i dziadkiem Zeusa (Jowisza). Choć jest widoczny gołym okiem, podobnie jak pięć innych planet, starożytni obserwatorzy nie uznali go za planetę ze względu na jego niską jasność i powolny ruch po sferze niebieskiej. Sir William Herschel ogłosił odkrycie planety w dniu 13 marca 1781, po raz pierwszy w historii nowożytnej rozszerzając znane granice Układu Słonecznego. Uran to również pierwsza planeta odkryta przy pomocy teleskopu.

Uran budową i składem chemicznym przypomina Neptuna, a obie planety mają odmienną budowę i skład niż większe gazowe olbrzymy: Jowisz i Saturn. Astronomowie czasem umieszczają je w oddzielnej kategorii "lodowych olbrzymów". Atmosfera Urana, chociaż – podobnie jak atmosfery Jowisza i Saturna – składa się głównie z wodoru i helu, zawiera więcej zamrożonych substancji lotnych (tzw. lodów), takich jak woda, amoniak i metan, oraz śladowe ilości węglowodorów. Jego atmosfera jest najzimniejszą atmosferą planetarną w Układzie Słonecznym; minimalna temperatura to 49 K (-224 °C). Ma ona złożoną, warstwową strukturę. Uważa się, że jej najniższe chmury tworzy woda, a najwyższa warstwa chmur jest utworzona z kryształków metanu. Z kolei wnętrze Urana składa się głównie z lodów i skał.

Podobnie jak inne planety-olbrzymy, Uran posiada system pierścieni, magnetosferę i liczne księżyce. System Urana ma unikalną konfigurację wśród planet, ponieważ jego oś obrotu jest silnie nachylona i znajduje się prawie w płaszczyźnie orbity planety. W tej sytuacji jego biegun północny i południowy leżą tam, gdzie równik większości innych planet. Widziane z Ziemi, pierścienie Urana czasami układają się wokół planety jak tarcza łucznicza, zaś księżyce planety krążą wokół niej jak wskazówki zegara, choć w 2007 i 2008 pierścienie planety były ustawione krawędzią do osi obserwacji. W 1986 obrazy z sondy Voyager 2 pokazały Urana jako planetę praktycznie pozbawioną wyróżniających się cech powierzchni w świetle widzialnym, bez pasm chmur i burz podobnych do istniejących na pozostałych planetach-olbrzymach. Jednak w ostatnich latach obserwacje prowadzone z Ziemi ukazały oznaki zmian pór roku i zwiększonej aktywności zjawisk pogodowych, gdy Uran zbliżył się do równonocy. Prędkość wiatru na Uranie może osiągnąć 250 metrów na sekundę (900 km/h).

Historia

Odkrycie

Urana obserwowano już wielokrotnie przed odkryciem, jednak był on mylony z gwiazdą. Pierwsza historyczna obserwacja miała miejsce w 1690, kiedy John Flamsteed obserwował planetę co najmniej sześć razy, skatalogował ją jednak błędnie jako gwiazdę 34 Tauri. Francuski astronom Pierre Lemonnier obserwował Urana co najmniej dwanaście razy w latach 1750–1769, w tym przez cztery kolejne noce.

Sir William Herschel obserwował planetę w dniu 13 marca 1781, w ogrodzie swego domu na New King Street 19, w miejscowości Bath w hrabstwie Somerset (obecnie Herschel Museum of Astronomy), ale początkowo (26 kwietnia 1781 r.) ogłosił swoje odkrycie jako kometę. Herschel "zaangażował się w szereg prac dotyczących paralaksy gwiazd stałych" za pomocą teleskopu własnej konstrukcji.

W swoim dzienniku zapisał następującą notatkę: "w kwartylu blisko ζ Tauri … Mgława Gwiazda albo, być może, Kometa". W dniu 17 marca zauważył: "Szukałem Komety lub Mgławej Gwiazdy i stwierdziłem, że jest to Kometa, ponieważ zmieniła swe położenie". Przedstawiając swoje odkrycie Towarzystwu Królewskiemu, nadal twierdził, że znalazł kometę, ale także pośrednio porównał ją do planety:

Replika teleskopu, którym William Herschel odkrył Urana, znajdująca się w Herschel Museum of Astronomy, w Bath

Herschel poinformował astronoma królewskiego, Nevila Maskelyne'a, o odkryciu i otrzymał w odpowiedzi 23 kwietnia następujący list: "Nie wiem, jak to nazwać. To może być zarówno regularna planeta poruszająca się po niemal kołowej orbicie wokół Słońca, jak kometa poruszająca się po orbicie bardzo ekscentrycznej. Jak dotąd nie widziałem jeszcze żadnej komy lub warkocza".

Choć Herschel nadal ostrożnie opisywał nowy obiekt jako kometę, inni astronomowie zaczęli już podejrzewać, że natura tego ciała jest inna. Rosyjski astronom Anders Johan Lexell jako pierwszy obliczył orbitę nowego obiektu i odkrył, że jest prawie kołowa, co doprowadziło go do wniosku, że jest to raczej planeta niż kometa. W Berlinie astronom Johann Elert Bode opisał odkrycie Herschela jako "ruchomą gwiazdę, która może zostać uznana za nieznany, podobny do planety obiekt, krążący poza orbitą Saturna". Bode również stwierdził, że jego prawie kołowa orbita bardziej pasuje do planety niż komety.

Obiekt został wkrótce powszechnie uznany za nową planetę. W 1783 Herschel osobiście powiadomił o tym fakcie prezesa Royal Society, Josepha Banksa: "W oparciu o obserwacje najwybitniejszych Astronomów w Europie wydaje się, że nowa gwiazda, którą miałem zaszczyt wskazać im w marcu 1781, jest Planetą Układu Słonecznego". W uznaniu jego osiągnięć Jerzy III Hanowerski przyznał Herschelowi roczne stypendium w wysokości 200 funtów, pod warunkiem, że przeniesie się do Windsoru, aby rodzina królewska także mogła popatrzeć na niebo przez jego teleskopy.

Nazwa

Maskelyne poprosił Herschela, aby "uczynił przysługę światu astronomów, nadając nazwę swojej planecie, która jest jego, i za której odkrycie jesteśmy niezmiernie zobowiązani". W odpowiedzi na wniosek Maskelyne'a Herschel postanowił nazwać obiekt Georgium Sidus ("gwiazdą Jerzego"), na cześć swojego patrona, króla Jerzego III. W liście do Josepha Banksa wyjaśnił tę decyzję w następujący sposób:

Odkrywca Urana William Herschel

Proponowana przez Herschela nazwa nie była popularna poza Wielką Brytanią; wkrótce też zaproponowano inne nazwy. Francuski astronom Jérôme Lalande zaproponował nazwać planetę "Herschel" – na cześć jej odkrywcy. Szwedzki astronom Erik Prosperin zaproponował nazwę "Neptun", która zyskała poparcie innych astronomów, którym spodobał się pomysł upamiętnienia zwycięstwa brytyjskiej Królewskiej Marynarki Wojennej podczas wojny o niepodległość Stanów Zjednoczonych, nawet poprzez nazwanie nowej planety "Neptun Jerzego III" lub "Neptun Wielkiej Brytanii". Bode z kolei zaproponował nazwę "Uran", zlatynizowaną wersję imienia greckiego boga nieba, Uranosa. Argumentował, że podobnie jak Saturn był ojcem Jowisza, tak nowa planeta powinna być nazwana imieniem ojca Saturna. W 1789 r. kolega Johanna Bode z Królewskiej Akademii Nauk, Martin Klaproth, nazwał nowo odkryty pierwiastek "uran" w geście poparcia jego propozycji. Ostatecznie nazwa zaproponowana przez Bode zyskała największą popularność, a w 1850 stała się jedyną używaną, kiedy HM Nautical Almanac Office (Biuro Almanachu Nawigacyjnego Jej Królewskiej Mości) zaczęło stosować nazwę Uran zamiast Georgium Sidus. Uran jest jedyną planetą, której nazwa pochodzi od postaci z mitologii greckiej, a nie rzymskiej.

W językach chińskim, japońskim, koreańskim i wietnamskim, nazwa planety jest przetłumaczona dosłownie jako król nieba (天王星).

Symbol

Astronomiczny symbol tej planety to . Jest to połączenie symboli Marsa i Słońca, ponieważ Uran to w mitologii greckiej bóg nieba, które było uważane za zdominowane przez połączone siły Słońca i Marsa. Jego symbol astrologiczny to ; zaproponował go w 1784 Lalande w liście do Herschela. Lalande opisał go jako "un globe surmonté par la première lettre de votre nom" ("glob zwieńczony pierwszą literą Twojego nazwiska").

Orbita i obrót

Zdjęcie Urana w bliskiej podczerwieni, przedstawione tu w fałszywych kolorach, ukazuje pasma chmur, pierścienie i księżyce, wykonane przez kamerę NICMOS (kamera bliskiej podczerwieni i wieloobiektowy spektrograf) Teleskopu Hubble'a w 1998

Uran jedno okrążenie Słońca wykonuje w 84 lata. Jego średnia odległość od Słońca wynosi około 3 miliardów km (20 j.a.). Intensywność światła słonecznego na Uranie stanowi ok. 1/400 intensywności na Ziemi. Jego orbita została wyznaczona po raz pierwszy w 1783 przez Pierre'a Simona de Laplace. Z czasem zaczęły być widoczne rozbieżności między przewidywaniami i obserwacjami ruchu Urana po orbicie. W 1841 John Couch Adams po raz pierwszy zasugerował, że różnice mogą być spowodowane przez przyciąganie grawitacyjne innej, nieznanej planety. W 1845 Urbain Le Verrier rozpoczął własne, niezależne badania orbity Urana. 23 września 1846 Johann Gottfried Galle odkrył kolejną planetę, później nazwaną Neptunem, w pobliżu miejsca przewidzianego przez Le Verriera.

Jeden obrót Urana wokół własnej osi trwa 17 godzin 14 minut. Jednak, podobnie jak na wszystkich gazowych olbrzymach, w jego górnych warstwach atmosfery występują bardzo silne wiatry w kierunku ruchu obrotowego planety. W niektórych szerokościach uranograficznych, w szczególności około 60°S, wyróżniające się elementy atmosfery poruszają się znacznie szybciej, wykonując pełen obieg w ciągu zaledwie 14 godzin.

Nachylenie

Oś obrotu Urana jest nachylona pod kątem 97,77° do kierunku prostopadłego do ekliptyki, tak więc jego oś obrotu znajduje się niemal w płaszczyźnie Układu Słonecznego. Skutkuje to zmianami pór roku całkowicie odmiennymi od zachodzących na innych planetach. Ruch obrotowy innych planet można wizualizować jako obrót przechylonego bączka na płaszczyźnie Układu Słonecznego, podczas gdy Uran obraca się tak, jakby leżał “na boku”. W czasie przesilenia jeden biegun jest zwrócony do Słońca; znajduje się ono niemal w zenicie nad tym biegunem. Jedynie wąski pas wokół równika doświadcza szybkiego cyklu dzień-noc, jednak Słońce porusza się tam bardzo blisko linii horyzontu, jak w ziemskich regionach polarnych w czasie równonocy. Po przeciwnej stronie orbity Urana orientacja biegunów względem Słońca jest odwrotna. Każdy biegun przez około 42 lata ziemskie doświadcza zjawiska dnia polarnego, a następnie przez kolejne 42 lata nocy polarnej. Podczas równonocy Słońce znajduje się ponad równikiem Urana, dając cykl dnia i nocy, podobny do spotykanych na większości innych planet. Ostatnia równonoc na Uranie miała miejsce 7 grudnia 2007 roku.

Jednym z rezultatów takiej orientacji osi jest to, że średnio w ciągu roku regiony polarne Urana otrzymują więcej energii od Słońca niż obszary równikowe. Niemniej jednak Uran jest cieplejszy na równiku niż na biegunach. Nie jest znany mechanizm, który za to zjawisko odpowiada. Także powód niezwykłego nachylenia osi Urana nie jest znany z całą pewnością, ale istnieje hipoteza, że w początkowych etapach tworzenia się Układu Słonecznego masywna protoplaneta zderzyła się z Uranem, powodując przechylenie osi obrotu planety.

W czasie przelotu w 1986 sondy Voyager 2 południowy biegun planety był oświetlony przez Słońce. Określenie tego bieguna mianem "południowy" opiera się na definicji obecnie przyjętej przez Międzynarodową Unię Astronomiczną, która stwierdza, że północnym biegunem planety lub księżyca jest nazywany ten, który znajduje się ponad płaszczyzną Laplace'a Układu Słonecznego (płaszczyzną przechodzącą przez barycentrum i prostopadłą do wektora momentu pędu), niezależnie od tego, w którą stronę dane ciało się obraca. Czasem jednak używana jest inna konwencja, według której biegun północny określany jest zgodnie z regułą prawej dłoni, w zależności od kierunku obrotu planety. Zgodnie z tą konwencją to północny biegun był oświetlony przez Słońce w 1986.

Widoczność

Od 1995 do 2006 r. wielkość gwiazdowa Urana wahała się między +5,6 i +5,9, czyli na granicy widoczności dla ludzkiego oka (+6,5). Jego średnica kątowa wynosi od 3,4 do 3,7 sekundy kątowej, w porównaniu z 16 do 20 sekundy w przypadku Saturna i od 32 do 45 dla Jowisza. W opozycji Uran jest widoczny gołym okiem na ciemnym niebie, i staje się łatwym celem, nawet w warunkach obserwacji miejskich za pomocą lornetki. Przez większe teleskopy amatorskie o średnicy obiektywu pomiędzy 15 i 23 cm planeta wygląda jak blady, cyjanowy (turkusowy) dysk z wyraźnym pociemnieniem brzegowym. Przy pomocy dużego teleskopu (ok. 25 cm lub większego) można dostrzec chmury na powierzchni, jak również niektóre z większych satelitów, jak Tytania i Oberon.

Struktura wewnętrzna

Porównanie wielkości Urana i Ziemi

Model wnętrza Urana

Masa Urana jest około 14,5 razy większa od masy Ziemi, ale planeta ta ma najmniejszą masę z planet-olbrzymów, choć jej średnica jest nieznacznie większa niż średnica Neptuna (około cztery razy większa niż ziemska). Gęstość Urana jest równa 1,27 g/cm³; jest on drugą najmniej gęstą planetą − po Saturnie. Wartości te wskazują, że składa się głównie z różnych lodów (zestalonych substancji lotnych), takich jak woda, amoniak i metan. Łączna masa składników tworzących płaszcz lodowy nie jest dokładnie znana, ponieważ w zależności od wybranego modelu uzyskuje się różne wyniki, jednak musi zawierać się pomiędzy 9,3 a 13,5 masy Ziemi. Wodór i hel stanowią jedynie niewielką część masy planety – od 0,5 do 1,5 mas Ziemi. Na pozostałą część masy (od 0,5 do 3,7 masy Ziemi) składa się materiał skalny.

Standardowy model struktury Urana zakłada istnienie trzech warstw: skalistego jądra w centrum, lodowego płaszcza i zewnętrznej atmosfery wodorowo-helowej. Jądro jest stosunkowo niewielkie; ma masę 0,55 masy Ziemi i promień mniejszy niż 20% promienia Urana; płaszcz obejmuje większość planety, ma masę około 13,4 mas Ziemi, podczas gdy górna atmosfera ma masę tylko około 0,5 masy Ziemi i rozciąga się przez ostatnie 20% promienia Urana. Gęstość jądra Urana wynosi około 9 g/cm³, ciśnienie w centrum jest równe 8 Mbar (800 GPa), a temperatura ma wartość około 5000 K. Płaszcz lodowy nie składa się z lodu w konwencjonalnym sensie, ale z gorącego i gęstego płynu składającego się z wody, amoniaku i innych lotnych substancji. Płyn ten, który ma dużą przewodność elektryczną, nazywa się czasem oceanem wodno-amoniakalnym. Pod względem składu chemicznego Uran i Neptun bardzo różnią się od Jowisza i Saturna, w ich wnętrzu lód dominuje nad gazem, uzasadniając w ten sposób ich odrębną klasyfikację jako "lodowe olbrzymy". We wnętrzu tych planet może istnieć warstwa tzw. "wody jonowej" (ang. ionic water), w której cząsteczki wody rozkładają się na jony wodoru i tlenu, a także głębsza warstwa, w której tlen krystalizuje, a jony wodoru poruszają się swobodnie w jego sieci krystalicznej.

Powyższy model można uznać za standardowy, ale nie jest on jedynym możliwym; istnieją inne modele, które także zgadzają się z obserwacjami. Na przykład jeśli znaczne ilości wodoru i materiałów skalnych są zmieszane z płaszczem lodowym, to masa całkowita lodu we wnętrzu jest odpowiednio mniejsza, a łączna masa skał i wodoru będzie większa. Obecnie dostępne dane nie pozwalają na określenie, który model lepiej opisuje rzeczywistą budowę planety. Wnętrze Urana jest płynne, co oznacza, że nie ma on stałej powierzchni. Gazowa atmosfera stopniowo przechodzi w wewnętrzną warstwę cieczy. Standardowo uznaje się, że powierzchnia planety jest powierzchnią elipsoidy obrotowej, otaczającej planetę na tym poziomie atmosfery, na którym ciśnienie atmosferyczne jest równe 1 bar (100 kPa). Ma ona promień równikowy i biegunowy równy odpowiednio 25 559 ± 4 km i 24 973 ± 20 km. Ta powierzchnia jest używana jako poziom odniesienia do określania względnej wysokości, tak jak poziom morza na Ziemi.

Wewnętrzne ciepło

Wewnętrzne ciepło Urana jest znacznie mniejsze niż pozostałych planet-olbrzymów, a strumień cieplny jest mały. Nie wiadomo, dlaczego wnętrze Urana jest tak chłodne. Neptun, który krąży w tej samej części Układu Słonecznego i ma podobną wielkość i skład, wypromieniowuje w przestrzeń 2,61 raza więcej energii, niż otrzymuje od Słońca. Uran natomiast oddaje prawie tyle samo ciepła, ile otrzymuje. Całkowita energia promieniowania cieplnego Urana w zakresie dalekiej podczerwieni jest równa 1,06 ± 0,08 energii słonecznej pochłanianej przez atmosferę. W wartościach bezwzględnych gęstość strumienia ciepła Urana wynosi 0,042 ± 0,047 W/m² i jest mniejsza niż średnia gęstość strumienia ciepła pochodzącego z wnętrza Ziemi o 0,075 W/m². Najniższą temperaturę zanotowano w tropopauzie Urana; była ona równa 49 K (-224 °C), co powoduje, że Uran jest najzimniejszą planetą w Układzie Słonecznym.

Jedna z hipotez wyjaśniających ten paradoks sugeruje, że uderzenie planetoidy o znacznej masie, które spowodowało przechylenie osi obrotu planety, sprawiło także, że Uran wydalił większość swojego pierwotnego ciepła, co spowodowało spadek temperatury jądra. Inna hipoteza sugeruje natomiast, że w górnych warstwach planety istnieje warstwa, która utrudnia wypływ ciepła z jądra planety. Na przykład w warstwach różniących się składem może zachodzić konwekcja, która tłumi przewodzenie ciepła ku powierzchni.

Atmosfera

Chociaż Uran nie ma dobrze określonej stałej powierzchni, najbardziej zewnętrzna część Urana, która jest dostępna teledetekcji, nazywana jest atmosferą. Możliwość badań przy pomocy czujników sond kosmicznych rozciąga się aż do około 300 km poniżej umownej powierzchni (poziomu, gdzie ciśnienie ma wartość 1 bara, czyli 100 kPa), gdzie panuje ciśnienie około 100 bar (10 MPa) i temperatura około 320 K. Bardzo rozrzedzona “korona” atmosfery rozciąga się na ponad dwa promienie planety ponad umowną powierzchnię na poziomie 1 bara. Atmosferę Urana można podzielić na trzy warstwy: troposferę, na wysokości od −300 do 50 km i w zakresie ciśnień od 100 do 0,1 bar (10 MPa – 10 kPa); stratosferę, obejmującą wysokości od 50 do 4 000 km i ciśnienia pomiędzy 0,1 i 10 bar (10 kPa – 10 µPa), oraz termosferę (koronę) rozciągającą się od 4 000 km do 50 000 km od powierzchni. Nie ma tu mezosfery.

Skład atmosfery

Skład atmosfery Urana różni się od składu całej planety; składa się ona głównie z molekularnego wodoru i helu. Ułamek molowy helu, czyli liczba atomów helu na łączną liczbę cząsteczek gazu, jest równy 0,15 ± 0,03 w górnej troposferze, co odpowiada 0,26 ± 0,05 masy. Wartość ta jest bardzo bliska zawartości helu w mgławicy protosłonecznej, 0,275 ± 0,01, co wskazuje, że hel nie opadł do wnętrza planety, tak jak to miało miejsce w innych gazowych olbrzymach. Trzecim najczęściej występującym składnikiem atmosfery Urana jest metan (CH4). Metan posiada widoczne pasma absorpcji w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni, nadając Uranowi cyjanowy kolor. Metan stanowi 2,3% atmosfery (pod względem liczby cząsteczek) poniżej pokładu chmur metanowych, na poziomie ciśnienia 1,3 bar (130 kPa); odpowiada to około 20 do 30 razy większej zawartości węgla niż na Słońcu. Stosunek zmieszania jest znacznie niższy w górnych warstwach atmosfery, ze względu na bardzo niskie temperatury, które obniżają poziom nasycenia i powoduje, że nadmiar metanu ulega zamrożeniu i opada. Obfitość mniej lotnych związków, takich jak amoniak, woda i siarkowodór, w głębszych warstwach atmosfery jest słabo znana. Jednak prawdopodobnie ich zawartość na planecie jest również większa niż na Słońcu. W stratosferze Urana oprócz metanu występują śladowe ilości różnych węglowodorów; uważa się, że są one wytwarzane na skutek fotolizy metanu, wywołanej przez słoneczne promieniowanie ultrafioletowe. Należą do nich etan (C2H6), acetylen (C2H2), propyn (CH3C2H) i diacetylen (C2HC2H). Obserwacje spektroskopowe wykazały również śladowe ilości pary wodnej, tlenku węgla i dwutlenku węgla w górnych warstwach atmosfery, które mogą pochodzić tylko z zewnętrznego źródła, takiego jak pył międzyplanetarny i pochodzący z pierścieni oraz spadające komety.

Troposfera

Profil temperatury Urana w dolnej troposferze i stratosferze – ukazane są również warstwy mgły i chmur.

Troposfera jest najniższą i najgęstszą częścią atmosfery i charakteryzuje się spadkiem temperatury wraz z wysokością. Temperatura spada z około 320 K w dolnej warstwie troposfery na poziomie -300 km, do 53 K na wysokości 50 km nad powierzchnią Urana. Temperatura w najchłodniejszym rejonie górnej troposfery, tropopauzie może zmieniać się w przedziale między 49 a 57 K w zależności od szerokości planetograficznej. Region tropopauzy jest odpowiedzialny za większość emisji ciepła planety w zakresie dalekiej podczerwieni, a tym samym określa efektywną temperaturę planety 59,1 ± 0,3 K.

Uważa się, że troposfera posiada bardzo skomplikowaną strukturę chmur; chmury wodne mogą istnieć w zakresie ciśnienia od 50 do 100 bar (5 do 10 MPa), chmury wodorosiarczku amonu znajdują się w zakresie od 20 do 40 bar (2 do 4 MPa), chmury amoniaku lub siarkowodoru istnieją w zakresie ciśnienia od 3 do 10 bar (0,3 do 1 MPa); bezpośrednio wykryto także cienkie chmury metanu na poziomie, gdzie ciśnienie ma wartości od 1 do 2 bar (0,1 do 0,2 MPa). Troposfera jest bardzo dynamiczną częścią atmosfery, występują w niej silne wiatry, jasne chmury i zmiany sezonowe, które zostaną omówione poniżej.

Wyższe warstwy atmosfery

Środkowa warstwa atmosfery Urana to stratosfera, w której temperatura wzrasta wraz z wysokością na ogół od 53 K w tropopauzie do 800–850 K u podstawy termosfery. Ogrzewanie stratosfery powodowane jest przez absorpcję promieniowania słonecznego w zakresie ultrafioletu i podczerwieni przez metan i inne węglowodory, które tworzą się w tej części atmosfery na skutek fotolizy metanu. Ciepło jest również doprowadzane z gorącej termosfery. Węglowodory zajmują stosunkowo wąskie warstwy na wysokościach pomiędzy 100 i 280 km, w zakresie ciśnienia od 10 do 0,1 mbar (1000 do 10 kPa) i temperaturze od 75 do 170 K. Najbardziej rozpowszechnione są metan, acetylen i etan, które występują w stosunku zmieszania 10 w stosunku do wodoru. Stosunek zmieszania tlenku węgla jest na tej wysokości podobny. Cięższe węglowodory i dwutlenek węgla mają stosunki zmieszania o trzy rzędy wielkości mniejsze. Zawartość wody to około 7×10 zawartości wodoru. Etan i acetylen kondensują w chłodniejszej dolnej części stratosfery i tropopauzie (poniżej poziomu 10 mbar), tworząc warstwy mgły, co może być częściowo odpowiedzialne za mglisty wygląd tarczy Urana. Jednakże stężenie węglowodorów w stratosferze ponad poziomem mgły na Uranie jest znacznie niższe niż w stratosferze innych planet-olbrzymów.

Zewnętrzna warstwa atmosfery Urana, termosfera-korona, ma jednolitą temperaturę około 800–850 K. Źródła ciepła niezbędne do utrzymania tak wysokiej wartości nie są znane, ponieważ ani słoneczne promieniowanie w zakresie dalekiego i skrajnie dalekiego ultrafioletu, ani aktywność zorzy nie może dostarczyć niezbędnej energii. Do utrzymywania wysokiej temperatury może przyczyniać się słaba wydajność chłodzenia, ze względu na brak węglowodorów w stratosferze, powyżej poziomu ciśnienia 0,1 mbar. Oprócz wodoru cząsteczkowego, termosfera-korona zawiera wiele wolnych atomów wodoru. Ich mała masa w połączeniu z wysoką temperaturą (co oznacza dużą energię kinetyczną cząsteczek) wyjaśnia, dlaczego korona rozciąga się do 50 000 km, na odległość dwóch promieni planety od powierzchni Urana. Taka korona jest unikalną cechą Urana. Efektem jej istnienia jest opór aerodynamiczny, jakiego doświadczają małe cząstki na orbicie Urana, który powoduje zubożenie pierścieni planety w pył. Termosfera Urana, wraz z górną częścią stratosfery, odpowiada jonosferze Urana. Obserwacje pokazują, że znajduje się ona na wysokości od 2000 do 10 000 km. Jonosfera Urana jest gęstsza niż jonosfery Saturna i Neptuna, co może wynikać z niskiego stężenia węglowodorów w stratosferze. Jonosfera jest utrzymywana głównie przez słoneczne promieniowanie UV, a jej gęstość zależy od aktywności słonecznej. W porównaniu do Jowisza i Saturna, aktywność zorzy jest nieznaczna.