URANO
Terra em comparação com o Gigante Gelado.
Urano é o sétimo planeta a partir do Sol, o terceiro maior do Sistema Solar. Assim como Vênus, Urano gira de leste a oeste. Observações mais detalhadas do planeta foram realizadas pela sonda Voyager, em 1986 e pelo telescópio Hubble.
A atmosfera de Urano, embora similar às de Júpiter e Saturno em sua composição primária de hidrogênio e hélio, contém mais "gelos" tais como água, amônia e metano, assim como traços de hidrocarbonetos. É a mais fria atmosfera planetária no Sistema Solar, com uma temperatura mínima de -224 °C. Tem uma complexa estrutura de nuvens em camadas, e acredita-se que a água forma as nuvens mais baixas, e o metano as mais exteriores. Em contraste, seu interior é formado principalmente por gelo e rochas.
A velocidade da órbita de Urano é de 27,4 mil quilômetros por hora e a massa é 14,5 vezes maior que a da Terra. A atmosfera de Urano é constituída, principalmente, de hidrogênio, hélio e metano. A temperatura na superfície chega a 216ºC negativos. A cor azulada resulta da absorção de luz vermelha do metano nas camadas superiores da atmosfera.
Geologia de Urano
Características de Urano
A massa de Urano é de aproximadamente 14 vezes a terrestre, tornando-o o menos massivo dos planetas gigantes. Seu diâmetro é um pouco maior que o de Netuno e aproximadamente quatro vezes o terrestre, resultando em uma densidade de 1,27 g/cm3 que o faz o segundo planeta menos denso, atrás de Saturno. Este valor indica que ele é feito primariamente de gelos, tais como água, amônia e metano. A massa de gelos do núcleo de Urano deve estar entre 9,3 e 13,5 massas terrestres, sendo que Hidrogênio e hélio constituem o total de 0,5 e 1,5 massas terrestres. O restante da massa que não é gelo (de 0,5 a 3,7 massas terrestres) é considerado material rochoso.
O modelo padrão da estrutura de Urano é que o planeta consiste de três camadas: um núcleo rochoso de silicatos/ferro-níquel no centro, um manto de gelo no meio e uma atmosfera de hidrogênio/hélio. O núcleo é relativamente pequeno,com um raio inferior a 20% do planeta; o manto compreende a maior parte do planeta, com aproximadamente 13,4 massas terrestres, enquanto a atmosfera superior tem uma massa de aproximadamente 0,5 massas terrestres e se estende pelos 20% restantes do raio planetário.
Com o gelo dominando sobre os gases, assim justificando sua classificação em separado de Júpiter e Saturno, são chamados de gigantes gelados (como já publicado em outro artigo deste blog). O manto gelado não é composto de fato pelo gelo convencional, mas de um fluido quente e denso consistindo de água, amônia e outros voláteis, possuindo este esse fluido,uma alta condutividade elétrica, é algumas vezes chamado de oceano de água-amônia. Pode existir uma camada de água iônica, onde as moléculas de água se quebram em uma sopa de íons de hidrogênio e oxigênio, e uma região mais profunda de água superiônica, em que o oxigênio cristaliza mas os íons hidrogênio se movem livremente na estrutura do oxigênio.
O sistema que representa Urano tem uma configuração única entre os planetas porque seu eixo de rotação é inclinado para o lado, quase no plano de translação do planeta. Portanto, seus polos norte e sul estão quase situados onde seria o equador nos outros planetas. Climaticamente falando parece um mundo calmo, no entretanto, observações terrestres têm mostrado sinais de mudanças sazonais e aumento da atividade meteorológica nos últimos anos à medida que Urano se aproximou do equinócio. A velocidade de vento no planeta pode alcançar 900 km/h.
Inclinação axial de Urano
Inclinação Axial de Urano.
Urano tem uma inclinação axial de 97,77 graus, ou seja, seu eixo de rotação é aproximadamente paralelo ao plano do Sistema Solar, o que faz o planeta girar de lado, como se fosse uma bola rolando numa superfície. Isto provoca mudanças sazonais completamente diferentes das observadas nos outros planetas. Próximo ao solstício de Urano, um dos polos é iluminado continuamente pelo Sol enquanto o outro está em escuridão. Apenas uma pequena faixa perto do equador experimenta um ciclo dia-noite rápido, mas com o Sol baixo no horizonte como nas regiões polares terrestres. No outro lado da órbita do planeta a orientação dos polos em relação ao Sol é revertida. Cada polo recebe 42 anos contínuos de luz solar, seguidos de 42 anos de escuridão.
Hemisfério Norte Ano Hemisfério Sul
Solstício de Inverno 1902, 1986 Solstício de Verão
Equinócio de Primavera 1923, 2007 Equinócio de Outono
Solstício de Verão 1944, 2028 Solstício de Inverno
Equinócio de Outono 1965, 2049 Equinócio de Primavera
Um dos resultados da orientação do eixo é que, em média durante um ano, as regiões polares de Urano recebem uma quantidade energia solar maior que a região equatorial. Apesar disso, Urano é mais quente na região do equador do que nos polos. O mecanismo interior que causa o aquecimento pode ainda significar que o planeta está se contraindo ainda, mesmo que de forma muito gradual. A razão da inclinação axial anormal não é bem conhecida, mas a especulação usual é de que durante a formação do Sistema Solar, mas provavelmente um protoplaneta do tamanho da Terra colidiu com Urano, causando a orientação.
Calor interno de Urano
Camadas planetárias de Urano
O calor interno de Urano parece ser acentuadamente menor que o de outros planetas gigantes; em termos astronômicos, tem um fluxo termal menor. Ainda não se sabe por quê a temperatura interna de Urano é tão baixa. Netuno, que tem um tamanho e composição similar, irradia 2,61 vezes mais energia no espaço do que recebe do Sol. Urano, por outro lado, irradia apenas uma pequena parte do excesso de calor. Uma das hipóteses é que possua, como a Terra tem a crosta, uma camada isolante que impediria o calor de seu nucleo chegar as camadas superiores de forma eficaz.
Atmosfera de Urano
O aerosol da camada superior dá ao planeta sua constância atmosférica, assim esconde a observação das nuvens de Urano e seu movimentos.
Embora não exista uma superfície sólida bem definida no interior de Urano, a parte mais externa da camada gasosa que é acessível ao sensoriamento remoto é chamada de atmosfera. A tênue coroa da atmosfera se estende consideravelmente até dois raios planetários a partir da superfície nominal de 1 bar de pressão, e pode ser dividida em três camadas: a troposfera, entre as altitudes de −300 e 50 km com pressão de 100 a 0,1 bar; a estratosfera, atravessando altitudes entre 50 e 4000 km e pressões entre 0,1 e 10−10 bar; e a termosfera/coroa estendendo-se de uma altitude de 4000 km a vários raios a partir da superfície nominal de 1 bar de pressão. Ao contrário da atmosfera terrestre, a de Urano não possui mesosfera.
A composição da atmosfera de Urano difere do resto do planeta, consistindo principalmente de hidrogênio molecular e hélio, (este que não se assentou no centro do planeta como nos outros gigantes gasosos) e o metano (CH4). O metano tem uma proeminente banda de absorção no espectro visível e no infravermelho próximo, deixando a cor do planeta água-marinha ou ciano. A abundância de compostos menos voláteis tais como amônia, água e sulfeto de hidrogênio no interior da atmosfera não é bem explicada. Junto ao metano, são encontrados na estratosfera traços de vários hidrocarbonetos, os quais se acredita serem produzidos a partir do metano pela fotólise induzida pela radiação solar ultravioleta. A espectroscopia também revelou traços de vapor de água, monóxido de carbono e dióxido de carbono na atmosfera superior, que só podem ter se originado de uma fonte externa, como poeira de cometas.
Troposfera de Urano
Perfil de temperatura na troposfera e estratosfera inferior de Urano. Camadas de nuvens e neblina também estão indicadas.
A troposfera é a parte mais baixa e densa da atmosfera, sendo caracterizada pela diminuição da temperatura à medida que aumenta a altitude. A temperatura cai de aproximadamente 47°C na base da troposfera nominal, a 300 km de profundidade, até -220°C a 50 km. A temperatura na região mais fria da troposfera (a tropopausa) na verdade varia numa faixa de -224 e -216°C, dependendo da latitude planetária.
Acredita-se que troposfera possui uma complexa estrutura de nuvens; lança-se a hipótese da existência de nuvens de água abaixo da faixa de pressão de 50 a 100 bar (5 a 10 MPa), nuvens de hidrosulfeto de amônia na faixa de 20 a 40 bar (2 a 4 MPa), nuvens de amônia ou sulfeto de hidrogênio entre 3 e 10 bar (0,3 a 1 MPa) e finalmente finas nuvens de metano detectadas diretamente a 1 a 2 bar (0,1 a 0,2 MPa.
Atmosfera superior de Urano
Direção dos ventos e nuvens por baixo do aerosol de Urano,
A camada do meio da atmosfera de Urano é a estratosfera, onde a temperatura no geral aumenta com a altitude, indo de -220.15°C na tropopausa para entre 526 e 576°C na base da termosfera. O calor da estratosfera é causado pela absorção da radiação UV e IR solar pelo metano e outros hidrocarbonetos, que são formados nesta parte da atmosfera como resultado da fotólise do metano. O calor também é conduzido a partir da termosfera quente. Os hidrocarbonetos ocupam uma camada relativamente estreita em altitudes entre 100 e 300 km, correspondentes a uma faixa de pressão de 10 a 0,1 mbar (1000 a 10 kPa) e temperaturas entre -201 e -105°C. Etano e acetileno tendem a condensar na parte inferior da estratosfera e tropopausa (abaixo do nível de 10 mBar) formando as camadas de névoa, que podem em parte ser responsáveis pela aparência uniforme de Urano. A concentração de hidrocarbonetos na estratosfera de Urano acima da névoa é significativamente menor que na estratosfera de outros planetas gigantes.
Como em Urano, o azul também é predominante por causa da existência do gás metano no planeta.
A parte mais externa da atmosfera de Urano é formada pela termosfera e coroa, que tem uma temperatura uniforme em torno de 526 a 576°C. As fontes de calor necessárias para manter tais valores altos não são compreendidas, uma vez que nem a radiação UV solar nem a atividade auroral podem fornecer a energia necessária. A fraca eficiência de resfriamento devido à falta de hidrocarbonetos na estratosfera superior a 0,1 mBar pode contribuir no fenômeno. Além do hidrogênio molecular, a termosfera-coroa contém muitos átomos de hidrogênio livres. Sua pequena massa e as altas temperaturas explicam porque a coroa se estende além de 50 000 km ou dois raios planetários. Esta coroa estendida é uma característica única de Urano. Seu efeito inclui o arrasto de pequenas partículas orbitando o planeta, causando uma perda gradual da poeira nos anéis de Urano.
A termosfera e a parte superior da estratosfera correspondem à ionosfera do planeta. Observações demonstram que a ionosfera ocupa altitudes de 2 000 a 10 000 km, sendo esta mais densa que a de Saturno e Netuno, o que pode ser causado pela pequena concentração de hidrocarbonetos na estratosfera. A ionosfera é sustentada principalmente pela radiação UV solar e sua densidade depende da atividade solar. A atividade auroral é insignificante quando comparada à de Júpiter e Saturno.
Clima de Urano
A poucos anos com os avanços tecnológicos pudemos verificar mudanças atmosféricas mais significativas em Urano.
Fora observado na década de 1990 que as nuvens no norte eram menores, mais nítidas, mais brilhantes e parecem residir em altitudes mais altas. O tempo de vida das nuvens variava em várias ordens de magnitude. Algumas pequenas duram horas enquanto pelo menos uma ao sul pode ter persistido desde o sobrevoo da Voyager 2 em 1986. Especula-se que Urano se torne mais parecido com Netuno durante sua estação equinocial.
Os fogos.
Por um curto período entre março e maio de 2004, várias nuvens grandes surgiram na atmosfera de Urano, dando ao planeta uma aparência semelhante a Netuno. As observações incluíram uma quebra do recorde de velocidade do vento de 229 m/s (824 km/h) e uma persistente tempestade com trovões apelidada de "fogos de artifício de quatro de julho".
A primeira mancha negra observada em Urano Em 2006, próximo de quando Urano passou pelo seu equinócio, o colar sul de nuvens de metano visualizado pela sonda Voyager quase desapareceu, enquanto um fraco colar surgiu ao norte próximo a 45 graus de latitude em Imagem obtida pela Advanced Camera for Surveys do Hubble.
O rastreamento de várias nuvens permitiu a determinação de ventos de latitude na troposfera superior de Urano. No equador os ventos são retrógrados, o que significa que seu sentido é oposto ao movimento de rotação do planeta, com velocidades de 100 a 50m/s. A velocidade do vento aumenta com a distância do equador alcançando o valor zero perto da latitude de ±20°, onde está a temperatura mínima da troposfera. ´Já perto dos polos, os ventos mudam para a direção prógrada, fluindo com a rotação do planeta. A velocidade continua a aumentar atingindo o máximo na latitude de ±60° antes de retornar a zero nos polos. A velocidade do vento na latitude de -40° varia entre 150 e 200 m/s. Uma vez que o colar oculta todas as nuvens abaixo deste paralelo, é impossível medir velocidades entre ele e o polo sul. Por outro lado, no hemisfério norte velocidades máximas de até 240 m/s são observadas perto da latitude de 50°.
Sazonalidade climática de Urano
Movimento das atividades de formação e movimento das nuvem estão migrando do polo sul para o norte de Urano após passar pelo equinócio de 2007.
A inclinação axial extrema resulta em variações sazonais extremas no tempo. Determinar a natureza das variações sazonais é difícil porque dados satisfatórios da atmosfera existem há menos de 84 anos, ou um ano uraniano completo. O mecanismo de mudanças físicas ainda não é compreendido. Perto dos solstícios de verão e inverno, os hemisférios uranianos situam-se alternadamente ou no brilho total dos raios solares ou diante do espaço profundo.
Atividade térmica de Urano
Acredita-se que o aumento de brilho do hemisfério iluminado seja resultado do espessamento de nuvens de metano e camadas de névoa localizadas na troposfera. O colar brilhante na latitude -45º também é associado com nuvens de metano. Outras mudanças na região polar sul podem ser explicadas pelas mudanças nas camadas inferiores de nuvens com a sazonalidade orbital.
Campo magnético de Urano
Termosfera de Urano.
As observações da Voyager revelaram que o campo magnético é peculiar por não ser originado no centro geométrico do planeta e porque tem uma inclinação de 59º em relação ao eixo de rotação. De fato, o dipolo magnético é deslocado do centro em direção ao polo sul rotacional por quase um terço do raio planetário. Esta geometria incomum resulta em uma magnetosfera altamente assimétrica, na qual o campo magnético na superfície no hemisfério sul pode ser muito fraco em comparação com o do hemisfério Norte. O campo magnético na superfície é estavel á 0,23 gauss (23 µT). O momento de dipolo de Urano é 50 vezes o terrestre. Uma hipótese é que, ao contrário dos campos magnéticos dos planetas telúricos e gigantes gasosos, que são gerados dentro de seus núcleos, os campos magnéticos dos gigantes de gelo são gerados pelo movimento em profundidades relativamente baixas de, por exemplo, o oceano de água-amônia.
O campo magnético de Urano se abre e se fecha diariamente.
O campo magnético de Urano devido a sa inclinação axial abre e fecha diariamente. Quando se abre, funciona como um guarda-chuva que desvia o vento solar , quando se fecha as partículas energizadas do vento solar ficam presas lá.Difícil imaginar a consequência dessa abertura e fechamento diários do campo magnético para o planeta.
Apesar do seu curioso alinhamento, outros aspectos da magnetosfera de Urano se assemelham aos de outros planetas: ela tem um choque em arco localizado a aproximadamente 23 raios planetários à frente, uma magnetopausa a 18 do raio de Urano, e uma magnetocauda e cinturão de radiação completamente desenvolvido. Em geral, a estrutura da magnetosfera de Urano é diferente da jupiteriana e mais similar à de Saturno. A magnetocauda arrasta-se por trás do planeta para dentro do espaço por milhões de quilômetros e é deformada pelo movimento lateral de rotação formando um grande saca-rolhas.
Urano tem uma aurora relativamente bem desenvolvida, que é vista como arcos brilhantes em volta de ambos os polos magnéticos. Ao contrário de Júpiter, a aurora uraniana parece ser insignificante no balanço de energia da termosfera planetária.
Anéis planetários de Urano
Imagem dos anéis de Urano obtida em 1986 pela sonda Voyager 2.
Urano tem um complexo sistema de anéis planetários, que foi o segundo a ser descoberto no Sistema Solar após os de Saturno. Os anéis são compostos de partículas extremamente escuras, cujo tamanho varia de micrômetros a frações de um metro.
Divisão dos Aneis de Urano.
Atualmente são conhecidos treze anéis, sendo o mais brilhante o anel ε. Com exceção de dois, os anéis são muito estreitos, com poucos quilômetros de extensão. São provavelmente jovens; considerações dinâmicas indicam que eles não se formaram com o planeta. A matéria dos anéis pode ter sido parte de um satélite que se fragmentou em um impacto de alta velocidade. Dos inúmeros fragmentos que se formaram como resultado deste impacto, somente poucas partículas sobreviveram em zonas estáveis limitadas, correspondentes aos atuais anéis.
Segmentação dos anéis de Urano e a orbita dos satélites pastores.
