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URANO
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Urano es el séptimo planeta desde el Sol, el tercer planeta más masivo y el cuarto más grande del Sistema Solar. Recibe el nombre del dios griego del cielo Urano (Griego antiguo:Οὐρανός), padre de Kronos (Saturno) y abuelo de Zeus (Júpiter). A pesar de que es visible a simple vista, como los cinco planetas clásicos, nunca fue reconocido como un planeta por los observadores antiguos a causa de su oscuridad y de su órbita lenta. Sir William Herschel anunció su descubrimiento el 13 de marzo de 1781, expandiendo los límites conocidos del Sistema Solar por primera vez en la historia moderna. Urano fue también el primer planeta descubierto con un telescopio. Urano es similar en composición a Neptuno, y ambos tienen composiciones diferentes de las de los grandes gigantes de gas Júpiter y Saturno. Los astrónomos a veces los colocan en una categoría separada, la de "gigantes de hielo". La atmósfera de Urano, aunque similar a la de Júpiter y Saturno en su composición principal de hidrógeno y helio, contiene más elementos volátiles tales como agua, amoníaco y metano, junto con restos de hidrocarburos. Es el planeta con un ambiente más frío en el Sistema Solar, con una temperatura mínima de 49K (-224° C). Tiene una compleja estructura, en capas de nubes, con el agua se cree que conformando las nubes más bajas, y el metano conformando la capa superior de las nubes. En contraste, el interior de Urano está compuesto principalmente de hielos y roca.
Al igual que los otros planetas gigantes, Urano tiene un sistema de anillos, una magnetosfera, y numerosas lunas. El sistema de Urano tiene una configuración única entre los planetas debido a que su eje de rotación se inclina hacia los lados, casi en el plano de su revolución alrededor del sol. Como tal, sus polos norte y sur se encuentran donde en la mayoría de los otros planetas está su ecuador. Vistos desde la Tierra, los anillos de Urano a veces pueden parecer que dan vueltas al planeta como un objetivo de tiro con arco y que sus lunas giran a su alrededor como las manecillas de un reloj, aunque en 2007 y 2008 aparecieron los anillos de canto. En 1986, las imágenes de la Voyager 2 mostraron a Urano como un planeta prácticamente sin rasgos en la luz visible, sin las bandas de nubes o de tormentas asociadas con los otros gigantes. Sin embargo, los observadores terrestres han visto señales de cambios estacionales y un aumento de la actividad en los últimos años, ya que Urano se acercaba a su equinoccio. Las velocidades del viento en Urano pueden llegar a los 250 metros por segundo (900 Km/ h, 560 mph).
DATOS BÁSICOS
ÓRBITA Y ROTACIÓN
Urano gira alrededor del Sol una vez cada 84 años de la Tierra. Su distancia media al Sol es de aproximadamente 3 mil millones de km (unas 20 AU). La intensidad de la luz solar en Urano es de aproximadamente 1 / 400 que en la Tierra. Sus elementos orbitales se empezaron a calcular en 1783 por Pierre-Simon Laplace. Con el tiempo, empezaron a aparecer discrepancias entre las órbitas predichas y observadas, y en 1841, John Couch Adams propuso por primera vez que las diferencias podrían deberse a la fuerza gravitatoria de un planeta oculto. En 1845, Urbain Le Verrier comenzó su propia investigación independiente en la órbita de Urano. El 23 de septiembre de 1846, Johann Gottfried Galle encuentra un nuevo planeta, más tarde llamado Neptuno, cerca de la posición predicha por Le Verrier. El período de rotación del interior de Urano es de 17 horas, 14 minutos. Sin embargo, como en todos los planetas gigantes, su atmósfera superior posee vientos muy fuertes en la dirección de rotación. En algunas latitudes, como a dos tercios del camino desde el ecuador hasta el polo sur, las características visibles del movimiento de la atmósfera son mucho más rápidas, haciendo una rotación completa en tan sólo 14 horas.
INCLINACIÓN AXIAL
El eje de rotación de Urano se encuentra en un lado, en el plano del Sistema Solar, con una inclinación del eje de de 97,77 grados. Esto produce cambios estacionales completamente diferentes a los de los otros planetas principales. Cerca de los solsticios de Urano, uno de los polos se enfrenta al Sol continuamente. Sólo una estrecha franja alrededor del ecuador experimenta un rápido ciclo de día-noche, pero con el Sol muy bajo sobre el horizonte, como en las regiones polares de la Tierra. En el otro lado de la órbita de Urano la orientación de los polos hacia el Sol se invierte. Cada polo recibe alrededor de 42 años de luz solar continua, seguido por 42 años de oscuridad. Cerca de la los equinoccios, el Sol se enfrenta al ecuador de Urano con un plazo de ciclos día-noche similares a los observados en la mayoría de los otros planetas. Urano llegó a su equinoccio más reciente, el 7 de diciembre de 2007.
A lo largo de su período orbital de 84 años Urano nos va mostrando alternativamente el ecuador y cada uno de sus polos.
Un resultado de esta orientación del eje es que, en promedio durante el año, las regiones polares de Urano reciben una mayor contribución de energía del Sol que sus regiones ecuatoriales. Sin embargo, Urano es más caliente en el ecuador que en sus polos. El mecanismo subyacente que causa esto es desconocido. La razón de la inclinación inusual del eje de Urano tampoco se sabe con certeza, pero la especulación habitual es que durante la formación del Sistema Solar, un planeta del tamaño de un protoplaneta chocó con Urano, sesgando su orientación. El polo sur de Urano apuntaba casi directamente hacia el Sol en el momento del sobrevuelo de la Voyager 2 en 1986. El etiquetado de este polo como "Sur" en la actualidad utiliza la definición aprobada por la La Unión Astronómica Internacional, es decir, que el polo norte de un planeta o satélite será el polo que esté por encima del plano invariable del sistema solar, independientemente de la dirección en la que el planeta está girando. Sin embargo, una convención diferente se utiliza a veces, en el que un cuerpo los polos se definen de acuerdo a la regla de la mano derecha en relación con la dirección de rotación. Según este último sistema de coordenadas era el polo norte de Urano el que se encontraba hacia la luz del sol en 1986.
VISIBILIDAD De 1995 a 2006, la Magnitud Aparente de Urano fluctuaba entre 5.6 y 5.9, colocándolo justo en el límite de la visibilidad a simple vista en el 6,5. Su diámetro angular es de entre 3,4 y 3,7 segundos de arco, en comparación con 16 a 20 segundos de arco de Saturno y de 32 a 45 segundos de arco para Júpiter. En la oposición, Urano es visible a simple vista en un cielo oscuro, y se convierte en un blanco fácil, incluso en condiciones urbanas con prismáticos. En los telescopios de aficionados más grandes, con un diámetro de objetivo de entre 15 y 23 cm, el planeta aparece como un disco cian claro con distintos oscurecimientos del limbo. Con un gran telescopio de 25 cm o más, los patrones de nubes, así como algunos de los satélites más grandes, tales como Titania y Oberon, pueden ser visibles.
ESTRUCTURA INTERNA
La masa de Urano es de aproximadamente 14,5 veces la de la Tierra, lo que lo convierte en el menos masivo de los planetas gigantes, mientras que su densidad de 1,27 ³ g / cm, que hace que sea el segundo planeta menos denso, después de Saturno. A pesar de tener un diámetro ligeramente mayor que el de Neptuno (unas cuatro veces el de la Tierra), es menos masivo. Estos valores indican que está hecho principalmente de varios elementos volátiles, como agua, amoníaco, y metano. La masa total de hielo en el interior de Urano no se conoce con precisión, ya que las cifras surgen diferentes dependiendo del modelo elegido, sin embargo, debe estar entre 9,3 y 13,5 veces la masa terrestre. El hidrógeno y el helio constituyen sólo una pequeña parte del total, con entre 0,5 y 1,5 masas terrestres. El resto de la masa (0,5 a 3,7 masas terrestres) se explica por material rocoso.
El modelo estándar de la estructura de Urano afirma que se compone de tres capas: un núcleo de roca, en el centro; un manto helado en el medio; y una atmósfera gaseosa exterior de hidrógeno/helio. El núcleo es relativamente pequeño, con un peso de sólo 0,55 veces la masa terrestre y un radio de menos del 20 por ciento de Urano. El manto comprende la mayor parte del planeta, con alrededor de 13,4 masas terrestres. La atmósfera superior es relativamente insustancial, pesa alrededor de 0,5 masas de la Tierra y se extiende por el 20 por ciento último del radio de Urano. La densidad del núcleo de Urano es de alrededor de 9 g / cm ³, con una presión en el centro de 8 millones de bares (800 GPa) y una temperatura de alrededor de 5000K. El manto de hielo no está en realidad compuesto de hielo en el sentido convencional, sino de un líquido caliente y denso formado por agua, amoníaco y otros elementos volátiles. La mayor parte de las composiciones de Urano y Neptuno son muy diferentes de las de Júpiter y Saturno, con hielo dominante sobre los gases y, por lo tanto, justifica su clasificación por separado como gigantes de hielo. Mientras que el modelo anterior se considera razonablemente estándar, no es único, otros modelos cumplen asimismo las observaciones. Por ejemplo, si grandes cantidades de hidrógeno y material rocoso se mezclan en el manto de hielo, la masa total de material helado en el interior será más bajo y, en consecuencia, la masa total de las rocas y el hidrógeno será mayor. En la actualidad los datos disponibles no permiten a la ciencia determinar qué modelo es el correcto. La estructura líquida interior de Urano significa que no tiene superficie sólida.
CALOR INTERNO El calor interno de Urano aparece notablemente inferior al de los otros planetas gigantes, y en términos astronómicos tiene un bajo flujo térmico. Por qué la temperatura interna de Urano es muy baja todavía no se comprende. Neptuno, que es casi gemelo de Urano en tamaño y composición, irradia 2,61 veces más energía al espacio de la que recibe del sol. Urano, por el contrario, apenas irradia calor en exceso. La potencia total radiada por Urano en el infrarrojo lejano (es decir, calor) es 1,06 ± 0,08 veces la energía solar absorbida por su atmósfera. De hecho, el flujo de calor de Urano es sólo 0,042 ± 0,047 W / m², que es menor que el flujo de calor interno de la Tierra de alrededor de 0,075W / m². La temperatura más baja registrada en la tropopausa de Urano es de 49 K (-224 ° C), lo que hace a Urano el más frío planeta del Sistema Solar. Las hipótesis para esta disparidad son que, cuando Urano fue "atropellado" por el impacto supermasivo que causó la inclinación axial extrema, el evento también hizo que expulsara la mayor parte de su calor primordial, dejándolo con una temperatura interna agotada. Otra hipótesis es que existe algún tipo de barrera existente en las capas superiores de Urano que impide que el calor del núcleo alcance la superficie.
ATMÓSFERA
La atmósfera de Urano, como la de Neptuno, es diferente de las de los grandes gigantes de gas, Júpiter y Saturno. Aunque todavía está compuesto principalmente de hidrógeno y helio, posee una mayor proporción de compuestos volátiles (apodado "hielos"), tales como agua, amoníaco y metano. A diferencia de Júpiter y Saturno, se cree que Urano no posee hidrógeno metálico sobre el manto por debajo de su atmósfera superior. En cambio, sus regiones interiores se cree que consisten en un "océano", compuesto de amoniaco, agua y metano, que luego hace una transición gradual sin un límite claro en un ambiente dominado por los gases hidrógeno y helio. Debido a estas diferencias, muchos astrónomos agrupan a Urano y Neptuno en su propia categoría independiente, la de gigantes de hielo, para distinguirlos de Júpiter y Saturno. Su color es muy similar al de Neptuno, pero en lugar de un azul zafiro tiene un aspecto de color turquesa. Aunque no existe una bien definida superficie sólida en el interior de Urano, se llama atmósfera a la parte exterior de la envoltura gaseosa de Urano que es accesible a la teleobservación. La capacidad de teleobservación se extiende hasta unos 300 km por debajo del nivel de 1 bar, con una presión correspondiente a 100bar y una temperatura de 320K. La tenue corona de la atmósfera se extiende notablemente más de dos radios planetarios de la superficie nominal de 1 bar de presión. La atmósfera de Urano se pueden dividir en tres capas: a) la troposfera, a una altura de entre -300 y 50 km y presiones de 100 a 0,1 bar; b) la estratosfera, que abarca altitudes de entre 50 y 4000 km y presiones de entre 0,1 y 10-10bar; y c) la termosfera/corona, de 4.000 km a 50.000 km de la superficie. No hay mesosfera.
COMPOSICIÓN
La composición de la atmósfera de Urano es diferente de la composición de Urano en su conjunto, ya que consiste principalmente en hidrógeno molecular y helio. La fracción molar de helio, es decir, el número de átomos de helio por molécula de hidrógeno y helio, se determinó a partir del análisis de la Voyager. El valor que se acepta es de 0,15 ± 0,03 en la troposfera superior, que corresponde a una fracción de la masa de 0,26 ± 0,05. Este valor está muy cerca de la fracción protosolar de masa de helio de 0,275 ± 0,01, lo que indica que el helio no se ha decantado hacia el centro del planeta, como lo ha hecho en los gigantes de gas. El componente más abundante de la atmósfera de Urano es el metano (CH4), cuya presencia ha sido conocida durante algún tiempo como consecuencia de las observaciones espectroscópicas con base en la tierra. El metano hace que Urano presen te su color aguamarina o cian. Las moléculas de metano representan el 2,3% de la atmósfera. La proporción de mezcla es mucho menor en la atmósfera superior debido a su temperatura extremadamente baja, lo que reduce el nivel de saturación. La abundancia de compuestos volátiles, como el amoníaco, agua y sulfuro de hidrógeno en la atmósfera profunda son poco conocidas. La espectroscopia infrarroja, incluidas las mediciones con el Telescopio espacial Spitzer (SST), ha encontrado trazas de diversos hidrocarburos en la estratosfera de Urano, que se cree que son producidas a partir de metano por fotólisis inducida por la radiación solar, incluyendo etano (C2H6), acetileno (C2H2), metilacetileno (CH3C2H), y diacetileno (C2HC2H). La espectroscopia de infrarrojos también descubrió rastros de vapor de agua, monóxido de carbono y dióxido de carbono en la estratosfera, que sólo pueden provenir de una fuente externa, como los cometas.
TROPOSFERA
Perfil de temperatura de la troposfera y la estratosfera inferior de Urano. Se indican las capas de nubes y neblina.
La troposfera es la parte más baja y más densa de la atmósfera y se caracteriza por una disminución de la temperatura con la altitud. La temperatura cae alrededor de 320 K en la base de la troposfera a -300 kilómetros hasta 53 K a 50 km. Las temperaturas en la región superior fría de la troposfera (la tropopausa) en realidad varían en el rango entre 49 y 57 K en función de la latitud planetaria, con la temperatura más baja alcanzada cerca de los 25 ° sur de latitud. La troposfera tiene casi la totalidad de la masa de la atmósfera, y es también responsable de la gran mayoría de las emisiones térmicas del planeta, por lo que la determinación de su temperatura efectiva es de 59,1 ± 0,3 K. La troposfera se cree que posee una estructura de nubes de gran complejidad; se planteó la hipótesis de que nubes de agua se encuentran en el rango de presión de 50 a 100 bar, nubes de hidrosulfuro de amonio en la gama de 20 y 40 bar, nubes de amoníaco o sulfuro de hidrógeno entre 3 y 10 bar y, finalmente, nubes delgadas de metano de 1 a 2 bares. La troposfera es una parte muy dinámica de la atmósfera, presentando fuertes vientos, movimientos de convección, nubes brillantes y cambios estacionales.
ESTRATOSFERA
Los perfiles de temperatura en la estratosfera y termosfera de Urano. El área sombreada es donde se concentran los hidrocarburos.
La capa media de la atmósfera de Urano es la estratosfera, donde la temperatura generalmente aumenta con la altitud de 53 K en la tropopausa a entre 800 y 850 K en la base de la termosfera. El calentamiento de la estratosfera es causado por la absorción de la energía solar y la radiación por metano y otros hidrocarburos, que se forman en esta parte de la atmósfera como resultado de la fotólisis del metano. Los hidrocarburos ocupan una capa relativamente estrecha a una altura de entre 100 y 280 km correspondientes a un rango de presión de 10 a 0,1 mbar y temperaturas de entre 75 y 170 K. Los hidrocarburos más abundantes son acetileno y etano, con proporciones de mezcla de alrededor de 10 ×-7 en relación con el hidrógeno, que es similar a las proporciones de mezcla de metano y de monóxido de carbono a estas alturas. Los hidrocarburos más pesados y el dióxido de carbono tienen relaciones de mezcla tres órdenes de magnitud más bajas. La relación de abundancia de agua es de alrededor de 7 × 10-9. La temperatura y las proporciones de mezclas de hidrocarburos varían mucho con el tiempo y con la latitud (la estratosfera en los polos es más pobre en hidrocarburos y más fría que en otros lugares. El etano y el acetileno tienden a condensarse en la parte inferior más fría de la estratosfera y forma capas en la tropopausa. La concentración de hidrocarburos en la estratosfera de Urano es significativamente menor que en las estratosferas de los otros planetas gigantes. Esto lo hace menos opaco (por encima de la capa de neblina) y, como resultado, más frío que los otros planetas gigantes.
TERMOSFERA / CORONA
En la periferia de la capa de la atmósfera de Urano encontramos la termosfera/corona, que tiene una temperatura uniforme en torno a 800 - 850 K. Se trata de una temperatura mucho más alta que los 420 K de la termosfera de Saturno. Las fuentes de calor necesarias para mantener un valor tan alto se desconocen, ya que ni la radiación solar ni la radiación auroral pueden proporcionar la energía necesaria, aunque la eficiencia de enfriamiento débil debido a la falta de hidrocarburos en la parte superior de la estratosfera, también puede contribuir. El helio se piensa que está ausente aquí. Además de hidrógeno molecular, la termosfera-corona contiene una gran proporción de átomos de hidrógeno libre. Su masa molecular pequeña, junto con las altas temperaturas pueden ayudar a explicar por qué la corona se extiende hasta unos 50.000 km o dos radios de el planeta Urano. Esta corona extendida es una característica única de Urano. Sus efectos incluyen un arrastre de pequeñas partículas en órbita alrededor de Urano, provocando una disminución general de polvo en los anillos de Urano.
IONOSFERA La termosfera junto con la parte superior de la estratosfera, corresponde a la ionosfera de Urano. Las principales fuentes de información acerca de los iones son las mediciones de la Voyager 2 y las emisiones de infrarrojos de los iones H3+ detectados desde los telescopios terrestres. Las observaciones muestran que la ionosfera ocupa altitudes de 2.000 a 10.000 km. La ionosfera de Urano es más densa que las de Saturno o Neptuno, lo que puede derivarse de la baja concentración de hidrocarburos en la estratosfera. La ionosfera está sostenida principalmente por energía solar y su densidad depende de la actividad solar. La actividad auroral no es tan significativa como en Júpiter y Saturno.
CLIMA DE URANO
Hemisferio sur de Urano en la aproximación natural de color (izquierda) y en longitudes de onda mayores (a la derecha), mostrando sus bandas de nubes tenues y la "capucha" atmosférica como se ha visto desde el Voyager 2
El clima de Urano está fuertemente influenciado por la falta de calor tanto en su interior (lo que limita la actividad de la atmósfera), como por su inclinación axial extrema (lo que induce la variación estacional intensa). La atmósfera de Urano es muy suave en comparación con los otros gigantes de gas. Cuando la Voyager 2 voló a Urano en 1986, observó un total de diez características de las nubes a través de todo el planeta. Posteriormente, observaciones desde el suelo o desde el Telescopio Espacial Hubble, realizados en la década de 1990 y la década de 2000, revelaron nubes brillantes en invierno en el hemisferio norte del planeta. En 2006, fue detectada una mancha oscura similar a la Gran Mancha Oscura de Neptuno.
ESTRUCTURA DE BANDAS, LOS VIENTOS Y LAS NUBES
Urano en 2005. Anillos, cuello del sur y una nube de luz en el hemisferio norte son visibles.
En 1986 la Voyager 2 encontró que el hemisferio sur de Urano se puede subdividir en dos regiones: una capa polar brillante y oscuras bandas ecuatoriales. Su límite se encuentra a unos -45 grados de latitud. Una banda estrecha a caballo entre la franja de latitud -45 a -50 grados es la característica más brillante de gran parte de la superficie visible del planeta. El tapón y el cuello se cree que son una densa región de nubes de metano situadas en el rango de presión de 1,3 a 2bar. Desgraciadamente la Voyager 2 llegó durante la temporada de verano del sur del planeta y no podía observar el hemisferio norte. Sin embargo, fue al final de la década de 1990 y el comienzo del siglo XXI, cuando la región polar norte quedó a la vista.
Imágenes del Hubble de Urano, tomada en 1998, que muestra las nubes en el hemisferio norte
Además de la estructura a gran escala en bandas, la Voyager 2 observó diez pequeñas nubes brillantes, la mayoría extendiendose varios grados al norte del collar. En todos los demás aspectos de Urano parecía un planeta muerto en 1986. Sin embargo en el decenio de 1990, el número de características de las nubes brillantes observadas creció considerablemente. La mayoría de ellas se encontraron en el hemisferio norte, ya que comenzó a hacerse visible. La explicación común pero incorrecta de este hecho fue que las nubes brillantes eran más fáciles de identificar en la parte oscura del planeta. No obstante, hay diferencias entre las nubes de cada hemisferio. Las nubes del norte son más pequeñas, más brillantes y nítidas. Parecen estar a mayor altitud. Observaciones recientes descubrieron que las características de las nubes en Urano tienen mucho en común con los de Neptuno, aunque el clima de Urano es mucho más tranquilo.
MANCHA OSCURA DE URANO
La mancha oscura observada por primera vez en Urano.
Las manchas oscuras comunes con Neptuno nunca habían sido observadas en Urano antes de 2006, cuando fue fotografiada la primera de estas. Las observaciones del Telescopio Espacial Hubble y el Telescopio Keck revelaron una pequeña mancha oscura en invierno en el hemisferio norte de Urano. Se encuentra en la latitud 28 ± 1 ° y mide aproximadamente 2 ° (1300 km) en latitud y 5 ° (2700 km) de longitud. La llamada Mancha Oscura de Urano (UDS) se movía en la dirección progrado en relación con el planeta, con una velocidad media de 43,1 ± 0,1 m / s, que es casi 20 m / s más rápido que la velocidad de las nubes en la misma latitud. Esta característica mancha fue variable en tamaño y apariencia y a menudo estaba acompañada por brillantes nubes blancas llamadas Bright Companion (BC), que se movía con una velocidad cercana a la misma UDS. El comportamiento y la apariencia de la UDS y sus compañeras brillantes son similares a las Grandes manchas oscuras de Neptuno (GDS) y sus compañeros brillantes, respectivamente, aunque la UDS era significativamente menor. Esta similitud sugiere que tienen el mismo origen. La formación de las GDS se piensa que eran vórtices anticiclónicos de la atmósfera de Neptuno, mientras que sus compañeros brillantes se piensa que son nubes de metano formadas en lugares donde el aire va en aumento (nubes orográficas). Las UDS se supone que tienen una naturaleza similar, aunque se veían diferentes a las GDS en algunas longitudes de onda. Mientras las GDS tenían un mayor contraste en 0,5 micras, las UDS apenas se veían en esa longitud de onda. Por otra parte, las UDS mostraron un contraste más alto de 0,7 micras, donde las GDS no fueron detectadas. Esto implica que las manchas oscuras en los dos gigantes de hielo se encuentran en niveles de presión diferente (la de Urano, probablemente se encuentra cerca de 4 bar). El color oscuro de las UDS (así como las GDS) puede ser causado por el adelgazamiento de la base de las nubes de sulfuro de hidrógeno o hidrosulfuro de amonio.
VIENTOS
Las velocidades del viento zonal en Urano. Las áreas sombreadas muestran el cuello del sur y su homólogo del norte. La curva roja es un ajuste simétrico de los datos.
El seguimiento de numerosas características de las nubes permite la determinación de vientos zonales que soplan en la parte superior de la troposfera de Urano. En la ecuador los vientos son retrógrados, lo que significa que soplan en la dirección opuesta a la rotación planetaria. Sus velocidades son -100 a -50 m / s. Las velocidades del viento aumentan con la distancia al ecuador, alcanzando valores cercanos a cero ± 20 ° de latitud, donde se encuentra la temperatura mínima de la troposfera. Más cerca de los polos, los vientos cambian hacia una dirección progrado, fluyendo con la rotación del planeta. Las velocidades del viento continuan aumentando, alcanzando máximos en ± 60 ° de latitud antes de caer a cero en los polos. Las velocidades del viento a -40 ° de latitud van desde 150 hasta 200 m / s. En cambio, en el hemisferio norte las velocidades máximas son hasta 240 m / s y se observan cerca de los 50 grados de latitud.
LA VARIACIÓN ESTACIONAL
Debido a la inclinación de casi 98º del eje de rotación de Urano, durante los solsticios los polos del planeta se dirigen de forma alternativa hacia el Sol. Durante los equinoccios el día y la noche se alternan en todo el planeta.
Determinar la naturaleza de esta variación estacional es difícil debido a que no han existido datos correctos sobre la atmósfera de Urano al menos de 84 años, o un año completo de Urano. Fotometrías en el curso de medio año de Urano (a partir de la década de 1950) han mostrado variaciones regulares en el brillo de dos bandas espectrales, con máximos que ocurren en los solsticios y mínimos que se producen en los equinoccios. Una variación periódica similar, con máximos en los solsticios, se ha observado en las mediciones de microondas de la troposfera iniciadas en la década de 1960. Mediciones estratosféricas de temperatura a partir de 1970 también muestran valores máximos cerca del solsticio de 1986.
La magnitud visible de Urano en dos bandas espectrales (gráfico superior) ajustado por la distancia y la temperatura efectiva de microondas (gráfico inferior). La banda azul está centrada a 470 nm, la amarilla a 550 nm.
La mayoría de esta variabilidad se cree que ocurre debido a cambios en la geometría de Urano, que es un esferoide achatado, lo que hace que su superficie visible sea mayor cuando se ve desde los polos. Esto explica en parte su brillante aparición en los solsticios. Urano también se sabe que muestra fuertes variaciones meridionales en el albedo. Por ejemplo, la región polar sur de Urano es mucho más brillante que las bandas ecuatoriales. Así que en el cambio de temporada parece ocurrir lo siguiente: los polos, que son brillantes tanto en luz visible como en bandas espectrales de microondas, están a la vista en los solsticios, resultado un planeta brillante, mientras que en el ecuador la oscuridad es patente, sobre todo cerca de los equinoccios, resultando más oscuro el planeta.
Imágenes del Hubble muestran cambios en la atmósfera de Urano cuando el planeta se acerca a su equinoccio (imagen derecha)
Sin embargo, hay algunas razones para creer que los cambios estacionales están sucediendo en Urano. Mientras que el planeta se sabe que tiene una brillante región en el polo sur, en el polo norte es bastante débil, lo que es incompatible con el modelo del cambio estacional antes mencionado. Durante solsticios del norte anteriores, en 1944, Urano mostró elevados niveles de brillo, lo que sugiere que el polo norte no siempre fue tan débil. Esta información implica que el polo visible ilumina algún tiempo antes del solsticio y oscurece después del equinoccio. El análisis detallado de los datos revelaron que los cambios periódicos de brillo no son completamente simétricos alrededor de los solsticios, lo que también indica un cambio en los patrones del albedo. Además, los datos de microondas mostraron aumentos en contraste polo-ecuador después del solsticio de 1986. Por último, en la década de 1990, cuando Urano se alejó de su solsticio, Hubble y los telescopios terrestres revelaron que el casquete del polo sur estaba oscurecido notablemente (excepto el cuello del sur, que seguía siendo brillante), mientras que el hemisferio norte ha mostrado una actividad creciente, tal como la formación de nubes y vientos más fuertes. El mecanismo de estos cambios físicos, todavía no está claro. Cerca de los solsticios de verano e invierno, los hemisferios de Urano se encuentran, alternativamente, ya sea en plena luz del los rayos del sol o enfrentados al espacio profundo. El brillo del hemisferio iluminado por el sol se cree que resulta de un engrosamiento local de las nubes de metano. El collar brillante a -45 ° de latitud también está conectado con las nubes de metano. Otros cambios en la región polar del sur se pueden explicar por los cambios en las capas bajas de nubes. La variación de la emisión de microondas del planeta está causada probablemente por cambios profundos en la circulación en la troposfera, porque las gruesas nubes polares y la neblina pueden inhibir la convección.
Urano durante el solsticio de verano. Contrariamente a lo que ocurre en la Tierra, el trópico de Cáncer se encuentra cerca del polo norte mientras que el círculo polar ártico se sitúa cerca del ecuador. Todos los puntos sobre el planeta excepto los situados en el pequeño casquete delimitado por el trópico de cáncer, ven pasar el Sol un par de veces por el cenit durante el largo año de Urano, mientras que todos los puntos sobre el planeta, excepto los situados en la estrecha franja centrada en el ecuador y limitada por los círculos polares ártico (rojo) y antártico (azul) tienen siempre al Sol sobre el horizonte durante los solsticios.
Durante un corto período, en el otoño de 2004, una serie de grandes nubes aparecieron en la atmósfera de Urano, dándole la apariencia de Neptuno. Las observaciones incluyen el récord de velocidad del viento de 824 km / h y una tormenta eléctrica persistente a la que se refiere como "de fuegos artificiales". El por qué de que este repentino aumento de la actividad esté ocurriendo no es totalmente conocido, pero parece que de la extrema inclinación del eje de Urano resultan variaciones estacionales extremas en su clima.
MAGNETOSFERA
El campo magnético de Urano visto por el Voyager 2 en 1986. S y N son magnéticos polos norte y sur.
Antes de la llegada de la Voyager 2, no hay mediciones de la magnetosfera de Urano, por lo que su naturaleza sigue siendo un misterio. Antes de 1986, los astrónomos esperaban que el campo magnético de Urano estuviera en consonancia con el viento solar, y que se alineara con los polos del planeta que se encuentran en la eclíptica. Las observaciones de la Voyager revelaron que el campo magnético es peculiar, porque no se origina en el centro geométrico del planeta, y debido a que está inclinado 59 ° respecto al eje de rotación. De hecho, el dipolo magnético se desplaza desde el centro del planeta hacia el polo sur de rotación un tercio del radio del planeta. Esto da lugar a una geometría inusual en una magnetosfera muy asimétrica, donde la intensidad del campo magnético en la superficie en el hemisferio sur puede ser tan baja como 0,1gauss (10microteslas), mientras que en el hemisferio norte puede ser tan alto como 1,1 gauss (110 microteslas). El promedio del campo en la superficie es de 0,23 gauss (23 microteslas). En comparación, el campo magnético de la Tierra es más o menos igual de fuerte en los polos, y su "ecuador magnético" es paralelo a su ecuador geográfico. El momento dipolar de Urano es 50 veces mayor que el de la Tierra. Neptuno tiene un campo magnético similar, desplazado e inclinado, lo que sugiere que esta puede ser una característica común de los gigantes de hielo. Una hipótesis es que, a diferencia de los campos magnéticos de los planetas terrestres y los gigantes gaseosos, que se generan dentro de sus núcleos, los campos magnéticos de los gigantes de hielo son generados por el movimiento a una profundidad relativamente baja, por ejemplo, en el agua de los océanos de amoníaco.
La figura ilustra los movimientos del interior, los cuales contribuyen al la formación de la magnetosfera.
A pesar de su alineamiento curioso, en otros aspectos la magnetosfera de Urano es como los de otros planetas: tiene una arco de choque situado a cerca de 23 radios de Urano, una magnetopausa a 18 radios de Urano, una cola magnética plenamente desarrollada y cinturones de radiación. En general, la estructura de la magnetosfera de Urano es diferente de la de Júpiter y más similar a la de Saturno. La cola magnética de Urano va a la zaga del planeta en el espacio a lo largo de millones de kilómetros y se tuerce por el lado de la rotación del planeta en un largo tirabuzón.
La magnetosfera de Urano contiene partículas cargadas: protones y electrones con una pequeña cantidad de iones H2+. Pesados iones N han sido detectados también. Muchas de estas partículas probablemente proceden de la corona, de la atmósfera caliente. La energía de los electrones y los iones puede ser de hasta 4 y 1,2 megaelectronvolts respectivamente. La población de partículas está fuertemente afectada por las lunas de Urano que se extienden a través de la magnetosfera. El flujo de partículas es lo suficientemente alto como para causar oscurecimiento o erosión espacial de superficie de las lunas en una rápida escala de tiempo astronómico de 100.000 años. Esto puede ser la causa de la coloración uniformemente oscura de las lunas y los anillos. Urano tiene auroras relativamente bien desarrollada, que son vistas como arcos brillantes alrededor de ambos polos magnéticos. Sin embargo, a diferencia de Júpiter, las auroras de Urano parecen ser insignificantes en el balance energético de la termosfera del planeta.
ANILLOS DE URANO
Esquema del sistema de anillos-satélites de Urano. Las líneas continuas indican los anillos. Las discontinuas, las órbitas de sus satélites.
Los anillos de Urano son un sistema de anillos planetarios que rodean a dicho planeta. Tienen una complejidad intermedia entre los extensos anillos de Saturno y los sistemas más sencillos que circundan a Júpiter y Neptuno. Fueron descubiertos el 10 de marzo de 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham, y Douglas J. Mink. Hace más de 200 años, William Herschel también anunció la observación de anillos, pero los astrónomos modernos se muestran escépticos ante el hecho de que realmente pudiera haberlos observado, ya que son muy oscuros y débiles. Se descubrieron dos anillos más en 1986 en imágenes tomadas por la sonda espacial Voyager 2, y en 2003–2005 se encontraron dos anillos más externos mediante fotografías del Telescopio Espacial Hubble.
Imagen de Urano, sus anillos y alguno de sus satélites tomada por la Voyager 2.
A fecha de 2009, se sabe que el sistema de anillos de Urano consta de 13 anillos distintos. En orden creciente de distancia desde el planeta se designan con la notación 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν y μ. Sus radios oscilan entre los 38.000 km del anillo 1986U2R/ζ a los 98.000 km del anillo μ. Pueden encontrarse bandas de polvo débiles y arcos incompletos adicionales entre los anillos principales. Los anillos son extremadamente oscuros —el albedo de Bond de las partículas de los anillos no excede el 2%. Probablemente están compuestos por hielo de agua con el añadido de algunos compuestos orgánicos oscuros procesados por la radiación. La mayoría de los anillos de Urano tienen tan sólo unos cuantos kilómetros de anchura. El sistema de anillos contiene, en general, poco polvo. Principalmente está compuesto por cuerpos grandes, de 0,2–20 m de diámetro. No obstante, algunos anillos son ópticamente delgados. Los anillos 1986U2R/ζ, μ y ν, de apariencia ancha y débil, están formados por partículas de polvo, mientras que el anillo λ, estrecho y débil, también contiene cuerpos de tamaño mayor. La relativa carencia de polvo en el sistema de anillos se debe a la resistencia aerodinámica de la parte más externa de la exosfera de Urano— la corona.
Se cree que los anillos de Urano son relativamente jóvenes, de una antigüedad no mayor de 600 millones de años. Probablemente se originaron de los fragmentos de la colisión de varios satélites que existieron en algún momento. Tras la colisión se descompusieron en numerosas partículas que sobrevivieron como anillos estrechos y ópticamente densos en zonas estrictamente confinadas de máxima estabilidad. Aún no se comprende bien el mecanismo por el que se confina a los anillos estrechos. Al principio se asumía que cada anillo estrecho era pastoreado por un par de satélites cercanos que le daban forma. Pero en 1986 la Voyager 2 descubrió sólo uno de esos pares de satélites, (Cordelia y Ofelia) sobre el anillo más brillante (ε).
Comparación de los anillos de Urano mediante luz dispersada hacia adelante y retrodispersada. (Imágenes obtenidas por la Voyager 2 en 1986)
DINÁMICA Y ORIGEN
Un problema destacado en lo respectivo a la física que gobierna los anillos estrechos de Urano es su confinamiento. Sin un mecanismo para mantener juntas sus partículas, los anillos se dispersarían pronto de forma radial. El tiempo de vida de los anillos de Urano sin este mecanismo no podría ser mayor de 1 millón de años. El modelo más ampliamente citado para este confinamiento, propuesto inicialmente por Goldreich y Tremaine, consiste en que un par de satélites pastores próximos, interno y externo, actúan gravitacionalmente con el anillo y también como sumideros y donantes de momento angular por exceso y por defecto respectivamente. Los satélites mantienen de ese modo las partículas del anillo en su lugar, pero al mismo tiempo se van separando del anillo. Para que sean eficaces, las masas de ambas pastoras deben exceder la del anillo por un factor de al menos dos o tres. Este mecanismo es el que opera al menos en el caso del anillo ε, en el que Cordelia y Ofelia sirven como pastores. Cordelia es también el pastor exterior del anillo δ, y Ofelia es el pastor exterior del anillo γ. No obstante, no se conoce ningún satélite mayor de 10 km en la vecindad de otros anillos. La distancia actual de Cordelia y Ofelia del anillo ε se puede utilizar para estimar la edad del mismo. Los cálculos muestran que el anillo ε no puede tener más de 600 millones de años.
Los anillos μ y ν de Urano (R/2003 U1 y U2) en el Telescopio espacial Hubble, 2005
Como que los anillos de Urano parecen ser jóvenes, deben de ser continuamente renovados por fragmentación por colisiones de cuerpos mayores. Las estimaciones muestran que el tiempo de vida contra la disrupción por colisión de un satélite con el tamaño de Puck es de unos pocos miles de millones de años. El tiempo de vida de un satélite menor es mucho más corto. Por tanto, todas las lunas internas y anillos actuales deben ser producto de la disrupción de varios satélites del tamaño de Puck durante los últimos 4.500 millones de años. Cada una de estas disrupciones habría comenzado una cascada de colisiones que rápidamente disgregaron los cuerpos grandes en partículas mucho más pequeñas, incluyendo polvo. Eventualmente la mayoría de la masa se perdería, y las partículas sobrevivirían sólo en las posiciones en las que serían estabilizadas por resonancia y pastoreo. El producto final de esta evolución disruptiva sería un sistema de anillos estrechos. No obstante, algunos satélites menores aún quedarían dentro de los anillos en el presente. El tamaño máximo de tales satélites sería probablemente de alrededor de 10 km.
El origen de las bandas de polvo es menos problemático. El polvo tiene un periodo de vida muy corto, de 100–1.000 años, y debe ser continuamente repuesto por colisiones entre partículas mayores, pequeños satélites y meteoroides externos al sistema de Urano. Los cinturones de satélites menores donantes y las partículas son invisibles debido a su baja profundidad óptica, mientras que el polvo se muestra en iluminación frontal. Se espera que los anillos principales estrechos y los cinturones de satélites menores que crearon las bandas de polvo difieran en tamaño de partícula y distribución. Los anillos principales lo integran cuerpos de tamaño de entre un centímetro y un metro. Tal distribución incrementa el área de la superficie del material de los anillos, conduciendo a una elevada densidad óptica en retroiluminación. Por contra, las bandas de polvo tienen relativamente pocas partículas de gran tamaño, lo que produce una profundidad óptica menor.
OBSERVACIÓN CLÁSICA DE URANO
Réplica del telescopio con el que Herschel descubrió Urano. Se encuentra en el William Herschel Museo
Urano ha sido observado en muchas ocasiones antes de su descubrimiento como un planeta, pero en general se confundía con una estrella. El primer avistamiento registrado data de 1690 cuando John Flamsteed observó el planeta al menos seis veces, y lo catalogó como 34 Tauri. El astrónomo francés, Pierre Lemonnier, observó Urano por lo menos doce veces entre 1750 y 1769, incluyendo cuatro noches consecutivas. Sir William Herschel observó el planeta en 13 ocasiones, desde marzo de 1781 en el jardín de su casa de Somerset, pero inicialmente lo clasificó como cometa. Aunque Herschel describió con cautela su nuevo objeto como un cometa, otros astrónomos ya habían empezado a sospechar lo contrario. El astrónomo ruso Anders Johan Lexell calcula su distancia como 18 veces la del Sol hasta la Tierra, y ningún cometa había sido observado con un perihelio de más de cuatro veces la distancia Tierra-Sol. El astrónomo de Berlín Johann Elert Bode describe el descubrimiento de Herschel como "una estrella en movimiento que puede ser considerada como un planeta desconocido hasta ahora, como un objeto que circula más allá de la órbita de Saturno". Bode llegó a la conclusión de que su órbita era casi circular, más como un planeta que como un cometa. El objeto fue pronto aceptado universalmente como un nuevo planeta. En 1783, Herschel mismo reconoció este hecho al presidente de la Real Sociedad Joseph Banks: "Por la observación de los astrónomos más destacados de Europa, parece que la nueva estrella, que tuve el honor de señalar en marzo de 1781, es un planeta primario de nuestro Sistema Solar." En reconocimiento de su logro, el Rey Jorge III concedió a Herschel un estipendio anual de 200 libras con la condición de que se trasladara a Windsor para que la Familia Real pudiera tener la oportunidad de mirar a través de sus telescopios.
NOMBRE Maskelyne pidió Herschel que diera nombre al planeta. En respuesta a su solicitud, Herschel decidió el nombre del objeto como Georgium Sidus (Estrella de George), o el "Planeta de Georgia" en honor de su nuevo patrón, el Rey Jorge III. Explicó esta decisión en una carta a Joseph Banks: En las edades fabulosas de la antigüedad las denominaciones de Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno se les dieron a los planetas, por los nombres de sus principales héroes y dioses. En la presente era más filosófica no sería admisible recurrir al mismo método y llamar Juno, Palas, Apolo o Minerva, a nuestro nuevo cuerpo celeste. La primera consideración de cualquier caso particular, o incidente extraordinario, parece ser su cronología: si en cualquier edad, en el futuro, se preguntara ¿cuando fue descubierto el planeta? Sería una respuesta muy satisfactoria decir: "En el reinado del rey Jorge III”.
El nombre propuesto por Herschel no fue muy popular fuera de Gran Bretaña, y pronto se propusieron alternativas. El astrónomo Jérôme Lalande propuso nombrar el planeta como Herschel, en honor a su descubridor. Bode, sin embargo, optó por Urano, la versión latina del dios griego del cielo, Urano. Bode alegó que al igual que Saturno era el padre de Júpiter, el planeta debía ser el padre de Saturno. En 1789, Martin Klaproth, colega de Bode de la Real Academia nombró a un elemento recién descubierto Uranium, "de urano", en apoyo a la elección de Bode. En última instancia, la sugerencia de Bode se convirtió en la más utilizada, y se universalizó en 1850, cuando en el HM Nautical Almanac Office, pasó de usar Georgium Sidus a usar Urano.
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