Urano, conozcamos un poco

Lo primero que hay que decir es que el planeta Urano solo se podría ver a simple vista en las mejores condiciones. Dicho planeta fue descubierto en el año 1781 por el señor William Herschel aunque hubo que esperar hasta 1986 para que pudiéramos ver por primera vez algo más claro las condiciones del planeta gracias a la vista Voyager 2. Seria un poco aburrido pensar que la sonda de Urano es una sólida esfera azul y por eso anunciaremos también algunas de sus características más interesantes y únicas en nuestro sistema solar, como las curiosas orientaciones del eje de rotación y el eje magnético. Las lunas de Urano también son dignas de nuestra atención.

Cuando los científicos observaron una cubierta estelar de Urano en 1977, la estrella se volvió asombrosa para todos antes de que se apagara por completo. Esto indicó que Urano tenía un montón de calumnias. Eran los primeros anillos que fueron descubiertos después de los del planeta Saturno.

¿ De qué esta compuesto y cual es la atmósfera de Urano ?

Urano tiene un pequeño núcleo de piedra y hielo. En contraste con los otros planetas de gas probablemente no es mucho más grande que una masa de la tierra, y su mayor parte de material normalmente se encuentra en el núcleo aunque se fue extendiendo. Se compone en gran parte de agua (H 2 O) con amoníaco (NH 3) y metano (CH4), y gradualmente se convierte en una atmósfera espesa de hidrógeno (83%) y helio (15%). El color azul es causado por la presencia de metano (2%).

El planeta Urano es por lo tanto, uniformemente azul. Lo que no se han visto en este planeta son las bandas de nubes como las que tienen Júpiter y Saturno. Tampoco cuenta con manchas de color como tiene Venus. Al manipular las fotografías con mucha fuerza, aún podría distinguirse alguna forma de contraste, en forma de una delgada y brumosa cadena de cuerdas. Fotografías más recientes del Telescopio Espacial Hubble muestran cuerdas finas, blancas como la nube.

La sonda Voyager 2 encontró una fina capa de smog sobre las nubes sobre el polo sur. La naturaleza de este smog aún no se conoce exactamente.

Inclinación del propio eje, órbita y rotación de Urano

El eje de Urano está completamente inclinado, y es casi paralelo a su plano orbital: forma un ángulo de 97.9 ° con el eje del sistema solar. No está del todo claro cuál de los dos polos de Urano es realmente el Polo Norte: también podría ser que Urano esté inclinado 82.1 ° y gire en la dirección opuesta.

La inclinación del eje tiene consecuencias muy extrañas para las estaciones. Un año en el planeta Urano equivale a 84 años terrestres. A principios de año, el Polo Norte se dirige hacia el sol y 21 años después, el planeta enfrenta al sol con su ecuador. Otro 21 años más tarde, el polo sur está directamente al sol. Las lunas del planeta siguen el mismo camino: vistas desde la parte de arriba, éstas giran a lo largo de toda la parte superior e inferior alrededor del propio planeta.

Esta inclinación del eje posiblemente fue causada por un impacto en la juventud del planeta. El planetesimal que perforó el planeta debe haber sido del tamaño de la tierra. En el golpe, el núcleo de Urano se rompió, por lo que el planeta perdió una gran parte de su energía.

Como resultado, Urano también se diferencia con los otros gigantes gaseosos en que solo emite la energía que recibe del sol. Dado que Urano gira alrededor del sol en 84 años, solo han transcurrido 3 años desde su descubrimiento en 1787 por Don William Herschel. El planeta Urano gira alrededor de su eje en tan solo 17 horas y 14 minutos.

¿ Cual es su campo magnético ?

El campo magnético de Urano es tan extraño como el resto del planeta. No se genera en el núcleo, sino a mitad de camino de la superficie. También forma un ángulo de 60 ° con el eje de revolución. Si esto fuera lo mismo en la tierra, el Polo Norte estaría cerca de El Cairo y el Polo Sur cerca de Brisbane.
Un campo magnético solo puede generarse en un líquido conductor. Esto sucede en la tierra en el núcleo de hierro fundido.

En Júpiter y Saturno tenemos un núcleo de hidrógeno líquido. Urano tiene un núcleo de rocas sólidas y no conductoras que, por lo tanto, no pueden ser la causa del magnetismo. En el pasado, se pensó que el magnetismo de Urano se generaba en un manto de agua y amoníaco a alta presión, pero el manto de Urano parece consistir principalmente en hielo de metano. Dónde y cómo se genera el magnetismo no está claro. Es de suponer que proviene de una fina capa líquida en la parte superior del manto. Esa también sería la razón por la cual hace un gran ángulo con el eje de rotación del planeta.

Clima de Urano

En el planeta Urano, los vientos de su ecuador soplan a una velocidad de 100 m / s, frente a la dirección de rotación del planeta. En las áreas más alejadas del ecuador, el viento sopla en la otra dirección, con una velocidad entre 40 y 160 m / s. Urano había dirigido su polo sur hacia el sol durante la visita de la Voyager 2, y la sonda midió una temperatura de -215 ° C.

Curiosamente, esa temperatura era más o menos la misma en todo Urano. Solo en una franja estrecha que oscila entre 15 ° y 40 ° de latitud sur se encontró que la temperatura era 3 ° C más baja que la media.

¿ Se ha conseguido explorar el planeta Urano ?

De momento tan solo una nave espacial ha sigo capaz de llegar a Urano hasta ahora. En concreto fue la Voyager 2 la cual llegó más allá del planeta Urano el 24 de enero del año 1986 a unos 81.500 km por encima de las nubes. Casi todo el conocimiento que se tiene sobre el planeta proviene de las siguientes caracteristicas: primeros planos, mediciones del campo magnético y la densidad, la temperatura y la composición de la atmósfera.

La Voyager 2 también fotografió las cinco lunas conocidas y descubrió 16 nuevas. A los 9 anillos ya conocidos, la sonda agregó dos nuevos.

Lunas del planeta Urano

En concreto son cinco los satélites regulares de Urano, los cuales se parecen mucho a primera vista y en pequeños helados de Saturno. A excepción de la luna más pequeña Miranda, descubierta por Gerard Kuiper en 1948, también son más o menos comparables en términos de tamaño y gravedad específica. Sin embargo, esa gravedad específica es mayor que la de las lunas de Saturno, lo que significa que las lunas de Urano contienen mucha piedra, en contraste con las de Saturno, que consisten principalmente en hielo.

¿Cómo es que estos helados contienen tan poco hielo? Tal vez el disco de gas protoplanetario alrededor de Urano originalmente tenía la misma cantidad de hielo que alrededor de Saturno. El hielo pudo haber desaparecido de ese disco protoplanetario por una gran colisión de Urano con otro gran protoplaneta. Este enorme impacto, por lo tanto, explicaría por qué Urano y la órbita de sus lunas son casi transversales al plano del sistema solar.

Debido al eje inclinado de Urano, era imposible que la sonda Voyager 2 estudiara las partes lunares de este planeta desde tan cerca como podrían haberlo hecho con Júpiter y Saturno. Solo el pequeño Miranda fue fotografiado extensamente. Durante el pasaje, la sonda Voyager 2 descubrió otros diez mini-satélites adicionales.

Luna Miranda

La luna más recóndita y más pequeña de Urano, Miranda, es la única a la que el Voyager se pudo acercar lo suficiente como para tomar fotos decentes. Esas fotos muestran un paisaje extraño e incalculable. Se pueden ver dos tipos de terreno completamente diferentes en la superficie de Miranda. La mayor parte de la superficie de la luna está cubierta de áreas claras y con cráteres con colinas onduladas. Este tipo de terreno recuerda mucho al de las montañas más antiguas de nuestra propia luna.

En la parte superior hay tres grandes estructuras oscuras llamadas coronae. Estas coronas se encuentran entre los tipos de terreno más extraños del sistema solar y no se pueden comparar con ninguna otra formación geológica. Las coronas tienen forma rectangular y están cubiertas con ranuras paralelas. Una primera teoría sobre el origen de esta corona era que eran una prueba de que Miranda había sido golpeada por una fuerte inclinación en su pasado, con los fragmentos que se agrupaban para volver a dar forma a la luna.

Las coronas serían entonces restos del núcleo de la luna, que terminarían en la superficie cuando se agreguen. Sin embargo, esta teoría no encaja con las observaciones.Una amplia investigación de las fotografías de Voyager ha llevado a los científicos a concluir que las coronas son de origen volcánico. Se pudo constatar una amplia renovación de toda la superficie de la luna: la influencia de las mareas comenzó a calentar el interior del satélite y fluyó a través de grietas en la corteza en la superficie.

Las mareas se han generado por la rotación junto con las lunas Umbriel y Ariël, pero el trabajo de Miranda ha cambiado en el curso ya que las mareas se empezaron a parar ante el pleno de la superficie de la luna que se fue renovado con el hielo que nuevo que fluía. Miranda es así un testigo importante de un pasado geológico activo que, a diferencia de otros satélites, nunca se ha completado por completo.

Luna Ariel

Ariel también muestra rastros de un pasado geológico muy activo. Las superficies de los cráteres están penetradas por un inmenso sistema mundial de cañones profundos y angulares que son una forma menos desarrollada de la corona de Miranda. En los cañones y en algunas áreas, vemos material más joven, plano y sin daños que se ha estado elevando hacia arriba a través de las grietas en el suelo. El brillo de la superficie también indica que es bastante joven, material no contaminado.

Tal actividad geológica en un mundo tan pequeño supone que debe haber habido una forma de calentamiento por el poder de las mareas, como también vemos en Io y Enceladus. Esa fuerza de marea es actualmente inexistente, pero los cálculos enseñan que Ariel podría haber tenido una rotación acoplada con Umbria y Titania, lo que causó que el interior de la luna se amase constantemente. Como resultado, el material calentado en el interior, se expandió y rompió en la superficie.

Luna Umbriel

El pequeño detalle que podemos ver en las brumosas fotos de Umbriel nos muestra un mundo fuertemente regado con apenas rastros de actividad geológica. En ese sentido, la luna se puede comparar con Rhea.

La superficie de Umbriel es muy oscura, con la única excepción de un cráter en el ecuador que tiene un fondo blanco. Presumiblemente se trata de gases condensados y congelados: debido a la pendiente de 90 ° del eje del sistema del planeta Urano en relación con el sistema solar, ¡es el ecuador el más frío de estas lunas!

Luna Titania

Dicha superficie de Titania se extiende por una serie de cañones muy grandes, de mil kilómetros de largo, cientos de kilómetros de ancho y hasta varios kilómetros de profundidad. Al igual que con otras grietas superficiales, esto indica una contracción de la corteza, o posiblemente la expansión del interior de la luna.

Con la excepción de unas pocas cuencas de impacto grandes, la mayoría de los cráteres de Titania son relativamente pequeños, lo que indica que la superficie fue renovada en el pasado, con grandes cráteres mayores que desaparecieron en gran medida.

Luna Oberon

En las brumosas fotos que la Voyager envió desde la superficie de Oberon, vemos muchos cráteres. Algunos de ellos muestran eyecciones más ligeras, y otros consisten en manchas más bien oscuras. El hemisferio principal de Oberon tiene un color ligeramente rojizo, tal vez al juntar polvo de otros dos mínimos.

Anillos del planeta Urano

Los propios anillos del planeta Urano fueron notados en 1977 cuando los científicos observaron una estrella que cubría el planeta. La estrella parpadeó varias veces antes de desaparecer por completo detrás del disco del planeta. Por lo tanto, se descubrieron 9 anillos estrechos diferentes. El Voyager 2 descubrió dos anillos muy débiles, lo que da un total de 11. Observando más capas de estrellas, los científicos descubrieron que los anillos son casi circulares, cubren 250 000 km de diámetro y cada uno tiene solo 10 km de ancho. El anillo épsilon exterior es el más ancho con 100 km.

Las diferentes observaciones también mostraron que los anillos no son muy estables. Los diferentes anillos son ligeramente excéntricos, tienen un grosor variable o pulsan. Uno de ellos incluso parece ‘respirar’ ya que se expande y se contrae ligeramente de nuevo. El anillo épsilon es el más excéntrico: su distancia al planeta en el punto más cercano y más lejano es de 800 km, con un grosor de 20 km en el punto más cercano a 100 km en el punto más alejado de Urano.

Los anillos de Urano tienen límites muy definidos, lo que probablemente se explica por el hecho de que están controlados por pequeños dientes de pastor. Algunas de esas lunas aún no se han detectado, y no pueden ser más grandes que unos pocos kilómetros. El anillo épsilon grueso exterior tiene Ofelia y Cordelia como dientes de pastor.

Los 9 anillos que se pudieron descubrir desde el suelo, de acuerdo con las observaciones fotográficas y de radio, consisten principalmente en trozos de piedra de pocos metros, con apenas polvo. Los trozos de piedra son muy oscuros, presumiblemente porque están cubiertos con una capa de moléculas orgánicas. Voyager 2 descubrió que todo el espacio entre los anillos está lleno de una sustancia muy fina, que forma numerosos anillos pequeños que son apenas visibles. Estos anillos de polvo son probablemente, al igual que los de Júpiter, constantemente refrescados por material proveniente de objetos más grandes, quizás mini-lunas que aún no se han detectado y que también son responsables de la forma del anillo de las redes de polvo.

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