1991年9月15日由“发现”号航天飞机（STS-48）发射升空。卫星沿太阳同步近圆轨道绕行，轨道高度为585千米，轨道倾角为57°，周期为96.7分钟，轨道观测覆盖范围约为±80°纬度。一共包括10台仪器，设计使用寿命3年，其中有6台运行时间超过14年。目的是提高人类对对流层以上大气层的认识和对太阳变率的理解，主要集中在地面以上15千米至100千米。高层大气研究卫星测量臭氧层中的臭氧和化学化合物，它们影响臭氧化学过程。该卫星还测量平流层的风和温度以及太阳的能量输入。这些有助于确定高层大气在气候和气候变率中的作用。卫星于2005年12月14日正式退役。

高层大气研究卫星用于研究地球的中间层、平流层和对流层的物理和化学过程，所搭载的10台仪器，每一台都提供了对理解高层大气过程至关重要的测量。其中，低温临边阵列标准具光谱仪、平流层和中间层改进型探测器、微波临边探测器和卤素掩星实验专门用于测量大气成分；高分辨率多普勒成像仪和风场成像干涉仪利用高分辨率干涉测量法，通过遥感大气分子吸收或发射光谱的多普勒频移来研究高层大气风；太阳和恒星辐照度比较实验仪、太阳紫外光谱辐照度监测仪、粒子环境监测器和主动腔辐射计辐射强度监测仪II通过测量太阳紫外辐射和地球磁层带电粒子的通量，获得对大气入射能量的估计。UARS太阳仪器安装在太阳恒星指向平台（Solar Stellar Pointing Platform；SSPP）上，该平台提供对太阳和恒星的跟踪：在太阳照亮的轨道部分，SSPP指向太阳；在轨道的黑暗面，SSPP指向恒星进行光谱测量。每个轨道提供约60分钟的阳光，其中约35分钟可供太阳观测，在此期间，SSSPP将仪器指向太阳中心。

UARS可提供第一份关于高层大气化学、风和能量的完整的数据集。

低温临边阵列标准具光谱仪（Cryogenic Limb Array Etalon Spectrometer；CLAES）是为了认识高层大气物理学，提供对我们了解高层大气光化学至关重要的痕量成分和大气成分的详细光谱测量。

CLAES是一种固体氢冷却光谱仪，探测大气红外辐射。CLEAS测量氮族和氯族成员以及臭氧、水汽、甲烷和二氧化碳的浓度。为了获得这些成分浓度的垂直剖面，CLEAS利用一台望远镜、一台分光计和一台由20个探测器组成的线性阵列，在10～60千米范围内的20个高度进行同步测量。观测变量有：N₂O、NO、NO₂、HNO₃、CF₄、CF₂Cl₂、CFCl₃、HCl、O₃、ClONO₂、CO₂、H₂O、ClO、CH₄和温度。

CLAES仪器使用4个标准具和8个滤光片在4个波长3.5微米、6微米、8微米和12.7微米测量微量气体。由于探测器和光学器件自身会产生热辐射，因此必须将它们冷却到可抑制辐射的温度。CLAES内部的冷却液预计在使用约18个月之后耗尽。CLAES质量为1180千克，直径约1.2米，长度约2.75米。

运行状态：CLAES于1993年5月耗尽氧气，建立了一个19个月的全球数据库，显示了平流层中臭氧层重要气体的垂直分布及其随时间、季节、纬度和经度的变化。

平流层和中间层改进型探测器（Improved Stratospheric and Mesospheric Sounder；ISAMS）是一种机械冷却的光谱仪，临边探测红外辐射，遥感大气排放物。这是平流层和中间层探测器发声器（Stratospheric and Mesospheric Sounder；SAMS）的一个后续产品，采用4.6～16.6微米中红外波段的滤波辐射测量技术和压力调制技术。

ISAMS是一种使用八个探测器的滤波辐射计，利用可移动的离轴反射望远镜观测分子红外发射。除了垂直扫描大气外，望远镜还可观察UARS卫星两侧的区域，从而扩展地理覆盖范围。ISAMS的一个特点是它在仪器内部携带了一些要待测的气体样品池，望远镜收集到的大气辐射经过这些样品池后进入探测器（光谱匹配）。

ISAMS是一种临边探测仪，采用压力调制和宽带红外通道相结合的方法来测量氮族化学物质以及中层大气中臭氧、水汽、甲烷和一氧化碳的浓度。通常，ISAMS沿正切轨道每200千米生成大气成分和温度的垂直廓线，垂直方向的IFOV约为2.4千米。观测数据有CO、H₂O、CH₄、N₂O₅、NO、N₂O、O₃、HNO₃和气溶胶。

运行状态：1992年7月下旬ISAMS仪器发生斩波电机故障，导致无法获取大气化学数据。

微波临边探测器（Microwave Limb Sounder；MLS）是一种微波辐射计，测量在毫米波长下选定分子线的大气热辐射。三通道外差临边探测器，测量频率：63千兆赫（波段1）、183千兆赫（波段2）和205千兆赫（波段3），分别对应波长4.8毫米、1.64毫米和1.46毫米，每个波段带宽都是500兆赫。

微波临边探测器探测来自地球临边（即地球大气边缘）自然产生的微波热辐射，从而获得大气气体、温度和气压的垂直廓线。MLS提供一氧化氯（破坏臭氧的关键反应物）、过氧化氢、水汽和臭氧的全球测量，是首次提供高层大气中一氧化氯的全球数据集。每个波段的空间分辨率：水平约400千米，垂直约4千米；沿临边方向的切线轨道进行测量，无横轨扫描，幅宽：5～85千米（垂直临边覆盖）。观测变量：O₃、ClO、H₂O₂、H₂O、压强。

MLS仪器有三个装配单元：分光计、电源和主传感器。传感器包括扫描天线、辐射计盒、复用光学器件和校准系统。天线子系统是一台由三个椭圆反射镜组成的双偏移卡塞格伦。主反射镜是一个偏移抛物面，1.6米×0.8米，焦距为1米。二次反射镜是尺寸为0.45米×0.24米的双曲面，三次平面反射镜将辐射送入辐射计模块。天线沿垂直扫描，步幅从5千米到95千米不等，每个测量周期长度为65.536秒。

三个辐射计的谱带中心频率分别为63、183和205千兆赫。205千兆赫辐射计测量一氧化氯、过氧化氢波段和臭氧波段的信号，183千兆赫辐射计测量水汽波段和臭氧波段的信号，63千兆赫辐射计通过测量氧气确定大气温度。

卤素掩星实验（Halogen Occultation Experiment；HALOE）是一个利用掩星技术同时测量臭氧、氯化氢、氟化氢、甲烷、水汽、一氧化氮、二氧化氮等气体和温度的垂直廓线和气溶胶的消光系数的仪器，方法是测量太阳能量通过地球大气时在选定光谱带内的衰减。UARS是有史以来第一个研究地球高层大气化学、动力学和能量学的综合空间实验，旨在监测臭氧和影响全球臭氧分布的主要高层大气微量气体的垂直分布，为保护臭氧层的关键决策提供科学支持。

卤素掩星实验利用气体滤波辐射计采用太阳掩星技术。红外波段范围为2.43～10.25微米，空间分辨率为1.6千米（临边垂直）和6.2千米（临边水平）。测量氢氟酸和盐酸以及甲烷、二氧化碳、臭氧、水汽和氮族成员的垂直分布，HALOE实验使用待测气体样品作为探测器前方的吸收滤光片，以获得较高的光谱分辨率。

HALOE由平台电子组件（Platform Electronics Assembly；PEA）和传感器组件两个模块组成。平台电子组件将仪器与航天器连接起来。传感器组件进行科学测量，由8个科学探测器和辐射计、卡塞格伦望远镜、两轴万向节组件、太阳传感器、航天器适配器和支持电子设备组成。卡塞格伦望远镜通过一系列分束器和光谱滤光片将太阳能反射到用于气体滤光片相关通道的光伏探测器和宽带滤光片辐射计通道，在2.5～11微米的特定波长处检测大气目标气体。

在UARS的每一个轨道上，在航天器日出和日落时，HALOE指向太阳测量沿这条视线的能量吸收。每天有28次太阳掩星机会，为北半球和南半球14个的不同经度提供数据。观测变量有：HF、HCl、CH₄、NO、H₂O、O₃、NO₂和气压。

运行状态：HALOE仪器在2005年11月21日停止观测。

高分辨率多普勒成像仪（High Resolution Doppler Imager；HRDI）是一种三重标准具Fabry-Perot干涉仪，用于观测地球临边方向的氧分子吸收线（平流层）和氧原子发射线（中间层和低热层）的情况，根据谱线的多普勒漂移确定平流层、中间层和低热层中的水平风速，并使用线型和线强获取温度和大气成分的信息。目标是绘制45千米以下高度的大气矢量风图。HRDI观测大气氧分子谱线的多普勒频移来获得风场。在这些高度上，地球临边辐射没有明显的发射线，但氧气带在太阳散射光谱中含有许多深吸收特征的线。

三重标准具Fabry-Perot干涉仪是一个高分辨率光谱滤光片，可以有效地抑制吸收线以外的连续性强辐射。HRDI利用这些白天的吸收特征为平流层和对流层上部提供风速数据，精度为5米/秒或更高。在海拔60千米以上的高度，HRDI在可见光和近红外区域观测中性和电离原子氧的发射线，发射线在白天和晚上都可以观测到，这一点与分子吸收线不同。中间层和热层风廓线的观测精度为15米/秒或更高。

测量的13个谱带的中心波长和带宽分别如下：557.5纳米（0.84纳米）、630.0纳米（0.74纳米）、630.5纳米（1.48纳米）、686.8纳米（0.88纳米）、687.6纳米（0.88纳米）、692.3纳米（1.06纳米）、692.9纳米（1.36纳米）、723.5纳米（0.85纳米）、760.7纳米（0.92纳米）、763.5纳米（1.45纳米）、764.9纳米（0.86纳米）、766.6纳米（1.01纳米）、775.6纳米（0.93纳米）。

干涉仪在谱宽内是可调谐的，在0.5/厘米谱区可同时测量31个样本，分辨率为0.05/厘米。

风多普勒成像干涉仪（Wind Doppler Imaging Interferometer；WINDII） 旨在测量地球大气中从80千米到110千米高度范围内的矢量风，但其测量高度范围可扩大至300千米，方法是测量在这个高度范围内气辉发射的一系列可见光光谱的多普勒频移，采用多普勒-迈克尔逊干涉仪测量多普勒频移。第一个由WINDII观测到的风场是赤道迁移性日潮。

WINDII是一种视场展宽的迈克尔逊干涉仪，测量可见光和近红外大气发射的多普勒频移和谱线展宽。观测气辉发射：557.7纳米（绿线）处的O1S、630纳米（红线）处的O1D、732纳米处的O+、734.1纳米处的OH和763.2纳米处的O₂。O+仅在日照轨道上观测到，而OH仅在夜间轨道上观测到。

WINDII利用发射线进行基本的多普勒频移测量，除了中性原子氧谱线和离子氧谱线之外，还包括OH分子的两条谱线和分子氧的一条谱线。WINDII可在80千米以上高度进行昼夜测量。该仪器由一个望远镜、一个干涉仪和一个CCD探测器阵列组成。望远镜有两个视场，每个视场为4°×6°，在偏离航天器速度矢量45°和135°方向同时观察地球临边上方的气辉。WINDII光谱滤波器是一个高分辨率的迈克尔逊干涉仪。在正常运行中，探测器提供20千米的垂直分辨率。在80～300千米高度范围内，风速精度在10米/秒以内。

运行状态：WINDII仪器运行了12年（直到2003年），从一开始就完美无瑕并超越了预期，为科学家们制作了数百万张图像。

太阳紫外光谱辐照度监测仪（Solar Ultraviolet Spectral Irradiance Monitor；SUSIM）是一种双色散扫描光谱仪，测量太阳紫外辐射（光谱范围为115～410纳米，分辨率为0.1纳米）。SUSIM包括2个分光计、7个探测器和一套4个氘紫外校准灯。一个分光计观测太阳，测量太阳紫外通量随时间的变化；另一个分光计独立监测校准灯。

运行状态：SUSIM的每天太阳观测始于1991年10月11日，终于2005年8月1日。

太阳/恒星辐照度比较实验仪（Solar/Stellar Irradiance Comparison Experiment；SOLSTICE）是一种三通道光栅光谱仪，测量太阳和恒星紫外辐射（波长范围为119～420纳米）。三个重叠的通道分别是119～190纳米的G通道、170～320纳米的F通道和280～420纳米的N通道。该装置将太阳紫外输出与30颗稳定的亮蓝色恒星产生的类似辐射进行比较，以恒星为测量太阳辐射的标准。

SOLSTICE由一台具有三个光谱通道的分光计组成，每个通道都有一个单独的光栅和光电倍增管。SOLSTICE在轨道的白天部分指向太阳，而在大多数夜间轨道上指向其中一颗校准恒星。在太阳模式下，太阳辐射通过分光计的入口狭缝进入，并由第一个反射镜反射出来，然后太阳辐射由衍射光栅分解成多个波长。光栅驱动器控制光栅的旋转，将特定波长指向出口狭缝进入第二个反射镜和椭圆反射镜。椭圆镜将入口狭缝聚焦到出口狭缝上，从而获得最高的光谱分辨率。光子数由出口狭缝处后方的光电倍增管单独检测，在不同波长（通过旋转光栅）下的光子计数率组合形成了光谱。

在恒星模式下，恒星辐射与太阳辐射遵循相同的光学路径，因此恒星辐照度趋势可直接适用于太阳辐照度。也就是说，来自稳定恒星源的数据决定了仪器的退化率，然后将其应用于太阳数据。与太阳辐射相比，恒星辐射要暗得多，因此入口狭缝与出口狭缝尺寸需要显著增加，恒星观测数据的积分时间也要增加。

有源腔辐射计辐射强度监测仪II（Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor II；ACRIM II）由三个V型有源腔辐射计（ACR）组成。ACR是电子自动校准的直接辐射表，灵敏度从极紫外到远红外保持一致。太阳总辐照度的测量原理：将辐照度通量对探测器的加热效应与加热元件（与探测器紧密接触）消耗电能的效应进行比较。准确了解探测器对辐照度通量的有效吸收率、探测器有效照明面积和电加热功率，有助于准确测量辐照度通量。

粒子环境监测仪（Particle Environment Monitor；PEM）是四种仪器的组合，即大气X射线成像光谱仪（Atmospheric X-ray Imaging Spectrometer；AXIS）、高能粒子光谱仪（High-Energy Particle Spectrometer；HEPS）、中能粒子光谱仪（Medium Energy Particle Spectrometer；MEPS）和矢量磁强仪（Vector Magnetometer；VMAG）。

UARS仪器取得了十项重要的科学成果。

①平流层下部氯自由基和储层的季节性测绘。MLS发射几个月后就观测到北极旋涡中的ClO（一种破坏臭氧的自由基）分布，显示了ClO形成的范围及其与极地平流层云形成温度的密切联系。这不仅确认了早期的飞机观测结果，而且还提供了ClO高浓度区域的范围。后来，UARS一直监测北极和南极冬末和春季的臭氧损耗情况。

②极涡中化学物质的封闭性。在UARS发射之前，部分科学家推测极涡中破坏臭氧的化学物质会向中纬度地区泄漏，而另一些科学家从动力学的角度论证化学物质会封闭在极涡内。直到UARS发射及其对微量成分分布的观测，才证实了极涡的封闭作用。

③极涡中心的下沉现象。HALOE科学家是第一个注意到在春季南极极涡中心存在极低浓度的甲烷（长寿命微量气体）的科学家。分析表明，晚秋平流层中上部存在极低浓度的甲烷，这些低浓度甲烷在晚春前下降到平流层下部，也就是说6个月内下沉了12～15千米。这种下沉速度在大气中任何地方都是显著的，这一结果后来被CLEAS（N₂O和CH₄）和ISAMS（N₂O和CO）的测量所证实。

④气溶胶和PSC分布的红外测量。1991年6月15日皮纳图博火山爆发，直接向平流层注入多达2000万吨的二氧化硫。二氧化硫与平流层OH的反应产生硫酸，并凝结成气溶胶。利用CLAES、HALOE和ISAMS等仪器对火山烟羽的红外辐射进行了跟踪观测，这是第一次火山气溶胶层演变过程进行天气绘图。

⑤首次直接测量太空风。UARS上的WINDII和HRDI都是为了测量太空风，尽管技术不同，但都依赖于中间层中氧气发射线的多普勒频移。此外，HRDI利用平流层中氧气吸收线的多普勒频移，探测白天平流层的风。这些是首次实现空基遥测大气风场的传感器。HRDI和WINDII都首次给出了完整的全球大气潮汐图。HRDI还能够测量平流层中风的热带准两年振荡。

⑥第一张全球氯氟碳化合物及其生成物分布图。科学界之外的一些人认为两极臭氧损耗与氯氟碳化合物没有关系，认为它们是重分子，永远也不会上升到平流层，而认为观测到的平流层高浓度氯是由于火山活动造成的。CLAES在平流层中同时检测到了CFCl₃（F11）和CF₂Cl₂（F12），并发现两者都在对流层顶之上随高度而剧烈下降。氯氟碳化合物在平流层中分解时，释放出氯和氟，形成HF和HCl。HF是一种长寿命微量气体，没有重要的自然源。HALOE在平流层中检测到了HF和HCl，并发现两者都随高度增加而CFC在减少，并且HF和HCl随着时间的推移而增加。

⑦热带平流层中的传输。UARS的长期运行给出了一些重要痕量气体的变化趋势信息，其中一个最引人注目的观测是热带平流层中水汽的垂直向上传输。从热带进入平流层的水汽含量，随着一年中热带对流层顶的变冷和变暖而变化。水汽的这些变化缓慢地上升到平流层中，并从约16千米一直到约30千米保持连贯。水汽的观测结果告诉我们，平流层的热带地区必须与平流层的其他部分完全隔离，否则上述变化特征就会被冲淡。

⑧太阳紫外线和可见光变率的测量。ACRIM观测总太阳辐射，而SOLSTICE和SUSIM观测从Lyman alpha（～121.6纳米）一直到约400纳米的紫外通量。这些仪器十多年的观测发现在太阳活动周期中，紫外线变率占太阳总辐照度变化的40%。

⑨高能粒子在平流层化学中的作用。PEM的高能粒子观测表明，在地球同步高度观测到的大多数相对论电子都被捕获。在地球同步高度测得的相对论性电子沉降（REP）中，实际上只有1～10%会沉降到地球大气中。因此，这些测量结果表明，REP对全球平流层奇氮的影响相对较小，在UARS发射前对此有争议。

⑩对流层上层有云情况下的水汽。MLS小组发现MLS的信号受到了一些来自水汽的光谱干扰。进一步分析表明，可以利用MLS仪器测量对流层上层水汽。由于MLS是一种微波发射仪，即使存在冰云，也可以进行测量水汽。目前这种新的水汽测量方法已被用来研究卷云对气候的影响。