Uranus’ atmosfære består hovedsakelig av hydrogen og helium. I atmosfærens dybder finnes også vann, etan, ammoniakk, acetylen, metylacetylen, diacetylen og metan. Den øvre delen av atmosfæren inneholder svært få gasser som er tyngre enn hydrogen og helium på grunn av de lave temperaturene. Uranus har den kaldeste atmosfæren blant alle planetene i solsystemet, med temperaturer helt nede i 49 kelvin (K).
Atmosfæren er den ytterste kappen av gass som er tilgjengelig for fjernmåling. Uranus mangler en fast overflate slik vi kjenner den fra Jorden. Jordens overflate har 1 bar trykk. Atmosfæren på Uranus strekker seg 300 km under det sjikt hvor man der finner et tilsvarende trykk.
Atmosfæren kan deles inn i tre lag: troposfæren – mellom høyder på -300 og 50 km; stratosfæren – som strekker seg over høyder mellom 50 og km; og termosfæren/koronaen – som strekker seg fra km og helt opp til km fra overflaten. Det finnes ingen mesosfære.
Troposfæren inneholder fire lag av skyer: Metanskyer ved omkring 1,2 bar, skyer av hydrogensulfid og ammoniakk ved 3–10 bar, skyer av ammoniumhydrosulfid ved 20–40 bar, og vannskyer under 50 bar.
Bare de to øverste skylagene er observert direkte – de dypere skyene forblir teoretiske størrelser. Over skyene ligger flere tynne lag med fotokjemisk dis. Avgrensede lyse troposfæriske skyer er sjeldne på Uranus, muligens på grunn av treg konveksjon i planetens indre. Observasjoner av slike skyer ble brukt til å måle planetens vinder i øst-vest-retningen. Disse har vindhastigheter opp til 240 m/s.
Lite er kjent om atmosfæren til Uranus. Bare én enkelt romsonde, Voyager 2, passerte planeten i 1986, og innhentet verdifulle data om sammensetningen. Uranus orbiter and probe er ventet utsendt i 2033, og ankommer Uranus i 2044. Dens primære oppgave vil bestå av detaljert undersøkelse av Uranus’ atmosfære.
Observasjon og utforskning
thumb|Foto av Uranus' atmosfære tatt under Outer Planet Atmosphere Legacy (OPAL) program. Uranus har ingen veldefinert fast overflate. Likevel kalles den ytre delen av Uranus' gassformige kappe, som er tilgjengelig for fjernmåling, for dens atmosfære. Fjernmålinger rekker ned til omkring 300 km under nivået på 1 bar, med et tilsvarende trykk på omkring 100 bar og temperaturer på 320 K.
Observasjonshistorien til Uranus' atmosfære er lang og full av feiltagelser og feilberegninger. Uranus er et relativt svakt synlig objekt, og dets synlige vinkeldiameter er mindre enn 5″. De første spektrene til Uranus ble observert gjennom et prisme i 1869 og 1871 av astronomene Pietro Angelo Secchi (1818–1878) og William Huggins (1824–1910), fra henholdsvis Italia og Storbritannia. De oppdaget en rekke brede mørke bånd, som de ikke var istand til å identifisere. De oppdaget heller ingen Fraunhoferlinjer – dette faktum ble tolket av briten Joseph Norman Lockyer (1836–1920) som en indikator at Uranus utstrålte sitt eget lys, og ikke bare reflekterte lyset fra solen. I 1889 observerte likevel Huggins Fraunhoferlinjer i ultrafiolette foto av planeten, og beviste at Uranus reflekterte sollyset. Naturen til de brede mørke båndene i synlig lys forble ukjente opp til 1940-årene.
Selv om Uranus stort sett er blank av utseende, har planeten historisk fremvist sporadisk skiftende egenskaper. I mars og april 1884 observerte astronomene Henri Joseph Perrotin (1845–1904), Norman Lockyer (1836–1920) og Charles Trépied (1845–1907) en lys, forlenget flekk som sirkulerte rundt planetens ekvator. Dette var trolig en storm.
I 1930-årene oppdaget de amerikanske astronomene Rupert Wildt (1905–1976) og Vesto Slipher (1875–1969) mørke bånd ved 543, 619, 925, 865 og 890 nm som tilhørte metan i gassform. De hadde ikke observert dette før fordi de var svært svake og krevde en lang bølgelengde for å oppdages. Dette betyr at atmosfæren til Uranus var transparent i mye større dybder enn atmosfærene til de andre gasskjempene.
thumb|250px|Syklon ved nordpolen til planeten Uranus
I 1950 oppdaget den amerikanske astronomen Gerard Kuiper (1905–1973) et annet diffust mørkt bånd i spektrumet til Uranus ved 827 nm. I 1952 påviste Gerhard Herzberg (1904–1999), som senere fikk Nobelprisvinner i kjemi, at dette bånden blir forårsaket av den svake quadrupole absorbering av molekylært hydrogen, som således ble den andre gassen som ble oppdaget på Uranus.
Inntil 1986 var bare metan og hydrogen kjent i atmosfæren. Spektroskopiske observasjoner i det fjerninfrarøde spekter begynte i 1967 og viste konsistent at atmosfæren var i omtrentlig termisk balanse med innkommende stråling fra solen; den utstrålte like mye varme som den fikk fra solen, og ingen intern varmekilde var påkrevd for å forklare temperaturene i atmosfæren. Ingen avgrensede egenskaper var blitt oppdaget på Uranus forut for besøket til romsonden Voyager 2 i 1986.
Den 24. januar 1986 fløy romsonden Voyager 2 forbi Uranus i en minste avstand på 107,100 km og tok de første nærbildene av atmosfæren. Bildene bekreftet at atmosfæren hovedsakelig bestod av hydrogen og helium med 2,3 % metan. Atmosfæren fremstod svært transparent og manglet en tykk stratosfærisk og troposfærisk dis. Bare noen få avgrensede skyer ble observert.
I 1990- og 2000-årene ble observasjoner mulige gjennom Hubble Space Telescope og bakkebaserte teleskoper med adaptiv optikk (deriblant Keck-observatoriet og NASA Infrared Telescope Facility). Dette gjorde det for første gang mulig å observere skyformasjoner fra jorden. Dette gjorde det også mulig å omdefinere vindhastighetene på Uranus, som bare var kjent fra passeringen av Voyager 2, og å studere dynamikken i atmosfæren.
Sammensetning thumb|Polarlys på Uranus Sammensetningen av atmosfæren er ulik fra resten av planeten. Atmosfæren består hovedsakelig av molekylært hydrogen og helium. Molekylfraksjonen for helium (antall heliumatomer per gassmolekyl) er i den øvre troposfæren. Dette tilsvarer en massefraksjon på . Dette ble bestemt av analyser av fjerninfrarøde bilder fra Voyager 2 og observasjoner av radiookkultasjoner. Verdien ligger svært nær den protosolare heliummassefraksjonen på . Det indikerer at helium ikke har slått seg ned i sentrum av planeten slik det har gjort i de andre gasskjempene.
Den tredje vanligste bestanddelen er metan (). Dets nærvær ble oppdaget gjennom bakkebaserte spektroskopiske observasjoner. Metanet har karakteristiske absorpsjonsband i det synlige og nær-infrarøde (IR) delen av lyset og gjør at Uranus fremstår som akvamarin og cyan av farge. Etter molfraksjon utgjør metanmolekylene 2,3 % av atmosfæren under skydekket av metan, der hvor trykknivået er 1,3 bar (130 kPa). Dette representerer omtrent 10–30 % av karbonforekomsten funnet på solen.
Blandingsforholdet er mye lavere i den øvre atmosfæren på grunn av den ekstremt lave temperaturen i tropopausen. Temperaturen senker metningsnivået og gjør at overflødig metan fryses ut. Metan ser ut til å være undermettet i den øvre troposfæren over skyene med et partialtrykk på bare 30 % av det mettede gasstrykket.
Mengden av mindre volatile forbindelser som ammoniakk, vann og hydrogensulfid i den dype atmosfæren er lite kjent. De er sannsynligvis også høyere enn verdiene for solen, med en faktor på minst 20–30, og muligens med en faktor på noen få hundre. Sammen med metan finnes det også spormengder av ulike hydrokarboner i stratosfæren til Uranus. De er oppdaget blant annet gjennom Spitzer-teleskopet og ultrafiolett lys. Disse antas å bli produsert gjennom fotolyse av metan, indusert av solens ultrafiolette stråling. Hydrokarbonene inkluderer etan (), acetylen (), metylacetylen () og diacetylen (). Spektroskopi har også avdekket spor av vanndamp, karbonmonoksid og karbondioksid i den øvre atmosfæren. Dette kan bare komme fra en ekstern kilde som innfallende støv eller kometer.
Kunnskapen om isotopsammensetningen er svært begrenset. Den eneste kjente ratio av isotoper er den til deuterium i forhold til lett hydrogen: , som ble målt av Infrared Space Observatory (ISO) i 1990-årene. Det er høyere enn den protosolare verdi på som er målt på Jupiter. Deuterium er nesten eksklusivt funnet som molekyler av hydrogendeuterid som dannes av normale hydrogenatomer.
Struktur 400px|thumb|Temperaturprofil for troposfæren og den lavere stratosfæren. Lag av skyer og dis er også indikert. Atmosfæren kan deles inn i tre lag: Troposfæren strekker seg fra høyder på -300 og 50 km og trykk fra 100–0,1 bar (10 MPa–10 kPa). Stratosfæren strekker seg over høyder mellom 50 og km og trykk mellom (10 kPa–10 µPa). Termosfæren/koronaen strekker seg fra km og helt opp til km fra overflaten. Det finnes ingen mesosfære.
Troposfæren Troposfæren er den laveste og tetteste delen av atmosfæren og temperaturen endres med høyden. Temperaturen er rundt 320 K ved bunnen av den nominelle troposfæren (-300 km) og er 53 K ved rundt 50 km. I den øvre regionen av troposfæren (tropopausen) varierer temperaturen mellom 49–57 K avhengig av breddegradene; den laveste temperaturen finnes ved 25° nær den sørlige breddegrad. Troposfæren inneholder nesten hele atmosfærens masse. Tropopausen står for det meste av planetens termiske infrarøde utstråling, og fastsetter den effektive temperaturen til .
Troposfæren antas å inneha et svært komplekst skymønster. Skyer av vann antas å ligge i trykkområdet 50–300 bar (5–30 MPa), ammoniumhydrosulfidskyer i området 20–40 bar (2–4 MPa), ammoniakk eller hydrogensulfidskyer mellom 3–10 bar (0,3–1 MPa) og tynne metanskyer i området 1–2 bar (0,1–0,2 MPa).
Voyager 2 påviste metanskyer, men alle de andre skylagene er spekulative. Eksistensen av et skylag med hydrogensulfid er bare mulig hvis ratioen av svovel og nitrogen (S/N-ratio) er betydelig høyere enn på solen (0,16). I motsatt fall vil alt hydrogensulfidet reagere med ammoniakk, og produsere ammoniumhydrosulfid, og ammoniakkskyene ville i stedet opptre i trykkområdet 3–10 bar. En økt S/N-ratio vil innebære uttømming av ammoniakk i trykkområdet 20–40 bar, hvor det dannes skyer av hydrogensulfid. Dette kan resultere i oppløsning av amoniakk i vanndråper inne i vannskyene eller i et dypt hav av ionisert vann-ammoniakk.
Den eksakte lokaliseringen av de to øverste skydekkene er omdiskutert. Metanskyer ble direkte oppdaget av Voyager 2 ved 1,2–1,3 bar under radiookkultasjon. Resultatet ble bekreftet av en analyse av bildedata fra Voyager 2. Toppen av de dypere skyene av ammoniakk/hydrogensulfid ble oppdaget å være ved 3 bar basert på de spektroskopiske data i synlig lys og nær-infrarødt lys (0,5–1 μm). En analyse av spektroskopiske data i bølgelengdene 1–2,3 μm plasserte likevel toppene av metanskyene ved 2 bar, og toppen av de lavere skyene ved 6 bar. Denne selvmotsigelsen kan bli løst når nye data om metanabsorberingen i atmosfæren blir tilgjengelige. Den optiske dybden til de to øverste skylagene varierer med lengdegraden: Begge blir tynnere ved polene enn ved ekvator, selv om metanskyenes optiske dybde i 2007 hadde et lokalt maksimum på 45° S, hvor det sørlige polarbåndet er lokalisert.
Troposfæren er en svært dynamisk del av atmosfæren med sterke sonale vinder, lyse metanskyer, mørke flekker og årstidsmessige endringer.
Stratosfæren 300px|thumb|Temperaturprofilene i stratosfæren og termosfæren på Uranus. Skyggeområdet er der hvor hydrokarboner befinner seg. Det midterste laget i Uranus’ atmosfære er stratosfæren, hvor temperaturen generelt øker med høyden fra 53 K i tropopausen til mellom 800 og 850 K ved bunn av termosfæren. Oppvarmingen av stratosfæren forårsakes av den nedadgående varmeledning fra den varme termosfæren, så vel som av absorpsjon av ultrafiolett og infrarød stråling fra metan og andre hydrokarboner, som dannes i denne delen av atmosfæren som et resultat av fotolyse av metan.
Metan entrer stratosfæren gjennom den kalde tropopausen, hvor dets blandingsforhold relativt til molekylært hydrogen er omkring 3 × 10−5, tre ganger under metningen. Den forminsker videre ned til omkring 10−7 ved en at høyde som tilsvarer trykket på 0,1 mbar.