Urà

URÀ
Índex:
1. Introducció
3
2. Història
3-4
2.1. Descobriment
3–4
2.2. Nom
4
2.3. Nomenclatura
4
3. Característiques físiques
5–6
5
3.1. Composició i estructura interna
6
3.2. Escalfor interna
4. Formació
6
5. Atmosfera i clima
7
6. Sistema d’anells planetaris i satèl·lits
8–9
7. Òrbita i rotació d’Urà
9 - 10
1. Introducció:
Urà és el setè planeta del Sistema Solar contant des de el Sol. És el tercer més gran i el
quart amb més massa del Sistema Solar.
El planeta és visible a ull nu, però mai no va ser reconegut com a planeta pels
observadors antics a causa de la lentitud de la seva òrbita. Però l’any 1781,
concretament el 13 de març Sir William Herschel el va descobrir. Va ser el primer
planeta descobert utilitzant un telescopi.
Urà té una composició semblant a la de Neptú, i diferent a la dels altres dos “gegants
gasosos” que són Júpiter i Saturn. Per això Urà i Neptú són a vegades classificats en
una categoria diferent, els “gegants gelats”.
L’atmosfera d’Urà està
composta principalment d’hidrogen i heli, i per gels (aigua, amoníac i metà). Urà té
l’atmosfera planetària més freda del Sistema Solar (temperatura mínima de -224ºC). El
seu interior està compost principalment per gels i roca.
Urà té un sistema d’anells, una magnetosfera i satèl·lits. El seu eix de rotació està molt
tombat, i per tant els seus pols nord i sud es troben on la majoria dels altres planetes
tenen l’equador. Les velocitats dels vents a Urà poden arribar a 900 quilometres per
hora.
2. Història:
2.1. Descobriment:
Urà ja havia sigut observat abans del seu descobriment com a planeta, però generalment
havia estat confós amb una estrella. L’observació més antiga de la qual es té constància
és de 1690 per John Flamsteed va veure el planeta sis vegades com a mínim, i el va
catalogar com a 34 Tauri. 34 Tauri no existeix, és el planeta Urà que Flamsteed va
identificar incorrecte. Pierre Lemonnier va observar-lo com a mínim dotze vegades
entre els anys 1750 i 1769, fins i tot durant quatre nits consecutives. Sir William
Herschel va observar el planeta el 13 de març de 1781. Herschel va utilitzar un telescopi
dissenyat per ell mateix.
Primerament va classificar Urà com
un “cometa”. Encara que mentre Herschel continuava descrivint el seu cometa als altres
astrònoms, alguns començaven a sospitar de que allò no era un cometa si no un planeta.
Johan Lexell va estimar que la seva distància era divuit vegades la distància
entre el Sol i la Terra, i mai s’havia estudiat un cometa que arribés a quatre vegades la
distància Sol-Terra. Johann Elert Bode va descriure el descobriment com objecte
semblant a un planeta que circula més enllà de l’òrbita de Saturn. Bode va dir que la
seva òrbita pràcticament circular era més pròpia d’un planeta que no pas d’un comenta.
En 1783 es va acceptar universalment el nou descobriment com a nou planeta.
2.2. Nom:
Maskelyne va demanar a Herschel que anomenés el planeta. Herschel va decidir
anomenar l’objecte Georgium Sidus (l’estrella de Jordi) en honor al seu nou
patrocinador, el Rei Jordi III.
El nom proposat per Herschel no va agradà a fora de Gran Bretanya i es van proposar
alternatives. Jérome Lalande va proposar que el planeta s’anomenés Herschel en honor
al seu descobridor. Bode va proposar Urà, la versió llatinitzada del déu grec del cel,
Úranos. Va argumentar que com Saturn era el pare de Júpiter, el nou planeta s’havia
d’anomenar amb el nom del pare de Saturn.
La proposta de Bode es va convertir en la més utilitzada mundialment, i va esdevenir
universal el 1850.
2.3. Nomenclatura:
El símbol astronòmic d’Urà és una barreja dels símbols de Mart i el Sol, ja que en la
mitologia grega Urà era el Cel, que es creia que era dominat pels poders combinats de
Mart i del Sol.
El símbol astrològic suggerit per Lalande l’any 1784. El símbol és un globus coronat
per la primera lletra del nom de Herschel. En altres idiomes es traduït com a “estrella
reina del cel”.
3. Característiques físiques
3.1. Composició i estructura interna
La massa d'Urà és aproximadament 14,5 vegades la de la Terra i la seva densitat és
d'1,27 g/cm³, sent el segon planeta menys dens. Encara que té un diàmetre
lleugerament més gran que el de Neptú (unes quatre vegades el de la Terra), té menys
massa. Aquests valors indiquen que està compost principalment de diversos tipus de
gels, com aigua, amoníac i metà. La massa total de gel a l'interior d'Urà no es coneix
amb precisió, ja que surten valors diferents segons el model; no obstant això, ha de
ser d'entre 9,3 i 13,5 masses terrestres. L'hidrogen i l'heli constitueixen només una
petita part del total, entre 0,5 and 1,5 masses terrestres. La resta de la massa (0,5 a
3,7 masses terrestres) correspon a material rocós.
El model estàndard de l'estructura d'Urà és de tres capes: un nucli rocós al centre, un
mantell gelat al mig, i un embolcall gasós exterior d'hidrogen/heli. El nucli és
relativament petit, amb una massa de només 0,55 masses terrestres i un radi de
menys del 20 per cent del total d'Urà; el mantell forma la major part del planeta, amb
unes 13,4 masses terrestres, mentre que l'atmosfera superior és relativament tènue,
pesa al voltant de 0,5 masses terrestres i forma el 20 per cent final del radi d'Urà. La
densitat del nucli d'Urà és al voltant de 9 g/cm³, amb una pressió al centre de 8 milions
de bars (800 GPa) i una temperatura d'uns 5000 K. El mantell gelat, de fet, no és
compost de gel en el sentit convencional, sinó que és un fluid calent i dens que
consisteix d'aigua, amoníac i d'altres volàtils. Aquest fluid, que té una conductivitat
elèctrica elevada, s'anomena de vegades oceà d'aigua-amoníac.
Mentre que el model descrit abans és més o menys estàndard, no és l'únic; d'altres
models també concorden amb les observacions. Per exemple, si hi hagués quantitats
substancials d'hidrogen i material rocós barrejades al mantell gelat, la massa total de
gels a l'interior seria menor, i, per tant, la massa total de roques i hidrogen seria major.
Les dades disponibles en l'actualitat no permeten que la ciència determini quin model
és el correcte. L'estructura interior fluida d'Urà significa que no té superfície sòlida.
L'atmosfera gasosa fa una transició gradual cap a les capes líquides internes. No
obstant això, per conveniència, es descriu un esferoide oblat de revolució, on la
pressió és d'1bar (100 kPa), i es designa com a "superfície".
3.2. Escalfor interna
L'escalfor interna d'Urà sembla força més baixa que la dels altres planetes gegants; en
termes astronòmics té un flux tèrmic baix. Encara no s'entén per què la temperatura
interna d'Urà és tan baixa. Neptú, que és pràcticament idèntic a Urà en mida i
composició, irradia 2,61 vegades més energia cap a l'espai de la que rep del Sol. Urà,
en contrast, amb prou feines irradia calor. La potència total irradiada per Urà en la part
infrarroja llunyana de l'espectre (és a dir, la calor) és 1.06 ± 0.08 vegades l'energia
solar absorbida a la seva atmosfera. La temperatura més baixa enregistrada a la
ropopausa d'Urà és de 49 K (−224 °C), fent d'Urà el planeta més fred del sistema
solar.
Una de les hipòtesis per aquesta discrepància és que quan Urà va rebre l'impacte que
va provocar la seva elevada inclinació axial, l'esdeveniment el va fer expel·lir la major
part de la seva escalfor primigènia, esgotant la temperatura del seu nucli. Una altra
hipòtesi és que existeix alguna mena de barrera a les capes superiors d'Urà que
impedeix que l'escalfor del nucli arribi a la superfície. Per exemple, pot haver-hi
convecció en un conjunt de capes de composició diferent, que inhibeixi el transport de
calor cap amunt.
4. Formació
Molts investigadors argumenten que les diferències entre els gegants gasosos i els
gegants gelats s'estenen a la seva formació. Es creu que el Sistema solar es va formar
a partir d'una bola de gas gegant que donava voltes coneguda com a nebulosa
presolar. La major part del gas, principalment hidrogen i heli, va formar el Sol, mentre
que les partícules de pols es van ajuntar per formar els primers protoplanetes. A
mesura que els planetes creixien, alguns d'ells van agrupar prou matèria com perquè
la seva gravetat capturés els gasos que quedaven de la nebulosa presolar. Com més
gas acumulaven, esdevenien més grans; com més grans esdevenien, més gas podien
acumular fins que s'arribava a un punt crític, i llavors la seva mida va començar a
créixer exponencialment. Els gegants gelats, amb només unes poques masses
terrestres de gas nebular, mai no van assolir aquest punt crític. Simulacions recents de
migració planetària suggereixen que els dos gegants gelats es van formar més a prop
del Sol que les seves posicions actuals, i es van moure cap a l'exterior després de la
seva formació. Aquesta hipòtesi s'explica al model de Niça.
Atmosfera
Aunque no hay una superficie sólida bien definida en el interior de Urano, la parte más
exterior de la envoltura gaseosa de Urano que es accesible por sensores remotos se
llama atmósfera La atmósfera de Urano se puede dividir en tres capas: la troposfera,
entre altitudes de -300 y 50 km y presiones desde 100 a 0.1 bar (10 MPa a 10 kPa),
laestratosfera, en altitudes entre 50 y 4000 km y presiones entre 0.1 y 10-10 bar (10
kPa a 10 μPa), y la termosfera/corona, que se extiende desde 4.000 km hasta unos
50.000 km de la superficie. No existe la mesosfera.
Composición
La composición de la atmósfera de Urano es diferente que la de Urano entero, ya que
consiste principalmente de hidrógeno molecular y helio. El tercer componente más
abundante en la atmósfera de Urano es el metano (CH4). El metano tiene bandas de
absorción prominentes en la banda de luz visible y casi infrarroja, que dan el
color aguamarina o cian a Urano. La abundancia de compuestos menos volátiles como
amoníaco, agua o ácido sulfhídrico en la atmósfera interior es poco conocida. Sin
embargo probablemente también es más elevada que en el Sol. Además del metano,
se encuentran cantidades residuales de varios hidrocarburos en la estratosfera de
Urano, que se cree que han sido producidos a partir del metano. Esto incluye
al etano (C2H6), y
derivados. La espectroscopia
también
ha
descubierto
trazas
de vapor de agua, monóxido de carbono y dióxido de carbono en la atmósfera
superior, que sólo se pueden haber originado desde una fuente externa como el polvo
de los cometas.
Clima
En longitudes de ondas ultravioletas y visibles, la atmósfera de Urano es notablemente
lisa comparada con los otros gigantes gaseosos. Cuando el Voyager 2 sobrevoló
Urano en 1986, observó un total de diez formas de nubes en el planeta entero. Una
explicación propuesta sobre por qué hay tan pocas es que el calor interno de Urano es
bastante bajo en comparación con la de los otros planetas gigantes.Haciendo de
Urano el planeta más frío del Sistema Solar, incluso más frío que Neptuno.
Estructura en bandas, vientos y nubes
En 1986 el Voyager 2 descubrió que el hemisferio sur visible de Urano se puede
subdividir en dos regiones: un casquete polar brillante y bandas ecuatoriales oscuras.
Sin embargo, a principios del siglo XXI, cuando la región polar septentrional se hizo
visible, el Telescopio Espacial Hubble el Telescopio Keck no observaron ni un collar ni
un casquete polar en el hemisferio norte. Por lo tanto, Urano parece asimétrico:
brillante cerca del polo sur y oscuro uniformemente en la región situada al norte del
collar meridional.
Se especula que Urano se va pareciendo cada vez más a Neptuno durante según que
épocas.
El seguimiento de numerosas formas de nubes permitió la determinación de vientos
zonales y meridionales soplando en la troposfera superior de Urano. En el ecuador los
vientos son retrógrados, es decir que soplan en la dirección contraria de la rotación del
planeta. Sus velocidades varían entre -100 y -50 m/s. Más cerca de los polos, los
vientos cambian a un movimiento progrado, siguiendo la rotación del planeta. Las
velocidades del viento a una latitud en el centro del polo varían entre 150 y 200 m/s.
6. Sistema d’anells planetaris i satèl·lits:
Els anells d' Urà són un sistema d' anells planetaris que envolten Urà. Van ser
descoberts el 10 de març de 1977 per James L. Elliot, Edward W. Dunham, i Douglas
J. Mink. Fa més de 200 anys, William Herschel també va anunciar l’observació
d’anells, però els astrònoms moderns es mostraven escèptics davant el fet que
realment pogués haver-los observat, ja que són molt foscos i febles. Es van descobrir
dos anells més el 1986 en imatges preses per la sonda espacial Voyager 2, i en 20032005 es van trobar dos anells més externs mitjançant fotografies del Telescopi
Espacial Hubble. A data de 2009, se sap que el sistema d’anells d' Urà consta de 13
anells diferents. Els seus radis oscil·len entre els 38.000 km als 98.000 km. Poden
trobar-se bandes de pols febles i arcs incomplets addicionals entre els anells
principals. Probablement estan compostos per gel d' aigua amb l' afegit d' alguns
compostos orgànics foscos processats per la radiació. Principalment està compost per
cossos grans, de 0,2-20 m de diàmetre. No obstant això, alguns anells són òpticament
prims. La relativa manca de pols en el sistema d' anells es deu a la resistència
aerodinàmica de la part més externa de la exosfera d' Urà, la corona. Es creu que els
anells d'Urà són relativament joves, d' una antiguitat no major de 600 milions d' anys.
Probablement es van originar dels fragments de la col·lisió de diversos satèl·lits que
van existir en algun moment. Després de la col·lisió es van descompondre en
nombroses partícules que van sobreviure com anells estrets i òpticament densos en
zones estrictament confinades de màxima estabilitat. Encara no es comprèn bé el
mecanisme pel qual es confina als anells estrets.
Urà té 27 satèl·lits coneguts i tots tenen nom definitiu. Els més importants són (del més
gran al més petit): Titània, Oberó, Umbriel, Ariel i Miranda. Aquestes són les
anomenades «llunes clàssiques» i eren les úniques conegudes abans de l' Era
espacial. Cap dels satèl·lits d' Urà té atmosfera. Titania i Oberón són els dos satèl·lits
més grans i els primers que van ser descoberts, a l’ any 1787 per William Herschel.
Són bastant similars en grandària, però Titania té una major activitat geològica. Els
següents són Umbriel i Ariel, descoberts per William Lassell el 1851.Gairebé un segle
més tard, el1948, Gerard Kuiper va descobrir Miranda. L' any 1986, la sonda Voyager
2 va descobrir 10 més, d' entre 40 i 80 km de diàmetre, amb excepció de Puck que té
160 km. Aquests són (per ordre alfabètic): Belinda, Bianca, Cordelia, Crésida,
Desdèmona, Julieta, Ofèlia, Pòrcia, Puck i Rosalina. Dos dels nous satèl·lits són
satèl·lits pastors de les vores interior i exterior de l' anell èpsilon que és el més extern.
Es tracta de Cordelia i Ofelia. Els altre vuit segueixen òrbites circulars entre els anells i
Miranda, la més interior dels grans satèl·lits anteriors a l' era espacial. Puck és el més
extern dels 10 satèl·lits descoberts, el més pròxim a Miranda, el més gran i el primer a
ser descobert, gairebé un mes abans de la trobada de la nau amb Urà. Posteriorment,
a partir dels anys 90, el Telescopi espacial Hubble ha permès augmentar el nombre de
satèl·lits coneguts fins a 27. Segons la seva distància al planeta, els satèl·lits d' Urà es
divideixen en dos grups: Satèl·lits interiors i satèl·lits exteriors. Els interiors van des
Cordelia (el més proper a Urà) fins Oberón. Estan compostos per una barreja de roca i
gel. Tots els satèl·lits majors pertanyen a aquest grup. Els exteriors són tots bastant
petits i es desconeix la composició, però és probable que siguin asteroides capturats
gravitacionalment.
7. Òrbita i rotació d’Urà:
Urà dóna una volta al Sol cada 84 anys terrestres. La seva distància mitjana amb el
Sol és aproximadament 3 bilions de quilòmetres (unes 20 UA). La intensitat de la llum
del Sol a Urà és més o menys 1/400 que a la Terra. Els seus elements orbitals van ser
calculats per primer cop el 1783 per Pierre-Simon Laplace. Amb el temps, van
començar a aparèixer discrepàncies entre les òrbites observades i les que s'havien
predit, i el 1841, John Couch Adams va ser el primer en proposar que les diferències
podien ser degudes a l'atracció gravitatòria d'un planeta desconegut. El 1845, Johann
Gottfried Galle va trobar un nou planeta, anomenat després Neptú, gairebé a la
mateixa posició que havia predit Le Verrier.
El període rotacional de l'interior d'Urà és de 17 hores i 14 minuts. Tanmateix, de la
mateixa manera que tots els planetes gegants, la part superior de l'atmosfera
experimenta vents molt forts en la direcció de la rotació. De fet, a algunes latituds, com
per exemple al voltant de dos terços de la distància entre l'equador i el pol sud, les
característiques visibles de l'atmosfera es mouen molt més ràpid, fent una rotació
sencera en tant poc temps com 14 hores.
L'eix de rotació d'Urà està de costat respecte el pla del Sistema Solar, amb una
inclinació de l'eix de 97,77 graus. Això produeix canvis d'estació completament
diferents que als altres planetes majors. Es pot visualitzar la rotació d'altres planetes
com a baldufes inclinades respecte el pla del Sistema Solar, mentre que Urà rota més
aviat com una pilota rodant inclinada.
Quan s'acosten els solsticis d'Urà, un pol mira contínuament en direcció al Sol mentre
que l'altre està en el sentit contrari. Només una banda estreta al voltant de l'equador
experimenta un cicle ràpid de dia i nit, però amb el Sol molt baix damunt de l'horitzó
com a les regions polars de la Terra. A l'altra banda de l'òrbita d'Urà l'orientació dels
pols en direcció al Sol és la inversa. Cada pol rep al voltant de 42 anys de llum solar
contínua, seguida per 42 anys de foscor. Quan s'acosten els equinoccis, el Sol s'alinea
amb l'equador d'Urà creant un període de cicles dia-nit semblant als que s'observen a
la majoria dels altres planetes. L'equinocci més recent d'Urà va ser el 7 de desembre
del 2007.
Una conseqüència d'aquesta orientació de l'eix és que, en mitja durant l'any, les
regions polars d'Urà reben més energia del Sol que les regions equatorials. No
obstant, Urà és més calent a l'equador que als seus pols. El mecanisme que provoca
això encara és desconegut. La raó de la inclinació inusual de l'eix d'Urà tampoc no es
coneix amb certesa, però l'explicació més habitual és que durant la formació del
Sistema solar, un protoplaneta de la mida de la Terra va col·lisionar amb Urà,
provocant-li el canvi d'orientació.
El pol sud d'Urà apuntava gairebé directament al Sol a l'època de la passada del
Voyager 2'el 1986. El fet d'anomenar aquest pol com a "sud" és degut a la definició
que recomana actualment la Unió Astronòmica Internacional, és a dir que el pol nord
d'un planeta o satèl·lit serà el que apunta per damunt del pla invariable del sistema
solar, amb indiferència de la direcció en què volti el planeta. No obstant, de vegades
es fa servir una altra convenció, on els pols nord i sud d'un cos es defineix segons la
regla de la mà dreta, en relació a la direcció de rotació. Segons aquest altre sistema de
coordenades, era el pol nord d'Urà el que estava il·luminat el 1986.