Urano (planeta)

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Disambig grey.svg Nota: Para o deus da mitologia grega, consulte Urano; para demais casos, veja Urano (desambiguação).
Urano Símbolo
Urano
Planeta principal
Características orbitais
Semieixo maior 2.876.679.082 km
19,22941195 UA
Perélio 2.748.938.461 km
18,37551863 UA
Afélio 3.004.419.704 km
20,08330526 UA
Excentricidade 0,044405586
Período orbital 30799,095 dias
84,323326 anos
Período sinódico 36.966 dias
Velocidade orbital média 6,81 km/s
Inclinação Com a eclíptica: 0,772556°
Com o equador solar: 6,48°
Com o plano invariável: 1,02°
Argumento do periastro 96,541318°
Longitude do nó ascendente 73,989821°
Número de Satélites 27
Características físicas
Diâmetro equatorial 51.118 ± 8 km
Área da superfície 15,91 Terras
8,1156 × 109 km²
Volume 63,086 Terras
6,833 × 1013 km³
Massa 14,536 Terras
8,6810 × 1025 kg
Densidade média 1,27 g/cm³
Gravidade equatorial 8,69 m/s²
0,886 g
Dia sideral 17,232 horas
Velocidade de escape 21,3 km/s
Inclinação axial 97,77°
Albedo 0,300 (Bond)
0,51 (geométrico)
Temperatura média: -220,2 ºC
-224,2 ºC min -216,2 ºC max
Magnitude aparente 5,9 a 5,32
Composição da Atmosfera
Pressão atmosférica 120 kPa
Hidrogênio
Hélio
Metano
Amoníaco
Etano
Acetileno		 83%
15%
1,99%
0,01%
0,00025%
0,00001%

Urano é o sétimo planeta a partir do Sol, tem o terceiro maior raio planetário e quarta maior massa planetária do Sistema Solar. Foi nomeado em homenagem ao deus grego da antiguidade Urano, o pai de Cronos (Saturno) e o avô de Zeus (Júpiter). Embora seja visível a olho nu assim como os cinco planetas clássicos, nunca foi reconhecido pelos astrônomos antigos com um planeta por causa de sua obscura e lenta órbita.[1]. William Herschel anunciou sua descoberta em 13 de maio de 1781, expandindo as fronteiras do Sistema Solar pela primeira vez na história moderna. Urano foi também o primeiro planeta descoberto recorrendo ao uso do telescópio.

O planeta tem uma composição similar à de Netuno e ambos os planetas são de uma composição química diferente dos maiores gigantes gasosos Júpiter e Saturno. Como tal, os astrônomos algumas vezes os colocavam em uma categoria em separado, os "gigantes de gelo". A atmosfera do planeta, embora similar a Júpiter e Saturno, é, primariamente, composta de hidrogênio e hélio, contendo mais "gelos" tais como água, amônia e metano, junto com traços de hidrocarbonetos.[2] É a mais fria atmosfera planetária no Sistema Solar, com um temperatura mínima de 49 K (–224 °C). Tem uma complexa estrutura de nuvens em camadas, com água que se acredita formar as nuvens mais baixas, e metano que se acredita formar as nuvens mais exteriores.[2], ao contrário de seu interior que é formado principalmente de gelo e rochas.[3]

Como os outros planetas gigantes, Urano tem um sistema de anéis, uma magnetosfera e vários satélites naturais. O sistema de Urano tem uma configuração única entre os outros planetas porque seu eixo de rotação é inclinado de lado, quase no plano de translação. Portanto, seus pólos norte e sul estão quase onde os outros planetas têm os seus equadores [4]. Visto da Terra, os anéis de Urano podem algumas vezes parecer circular o planeta como um alvo de arquearia e suas luas giram em torno dele como os ponteiros de um relógio, embora em 2007 e 2008 tenham aparecido anéis de lado. Em 1986, imagens da sonda Voyager 2 mostraram Urano como um planeta virtualmente sem características na luz visível sem as faixas de nuvens e tempestades associadas com outros planetas gigantes.[4] Entretanto, observações terrestres tem mostrado sinais de mudanças sazonais e aumento da atividade do tempo recentemente quando Urano se aproximou de seu equinócio. A velocidade de vento no planeta pode alcançar 250 metros por segundos (900 km/h).[5]

Índice

[editar] História

[editar] Descoberta

Urano foi observado em muitas ocasiões antes de sua descoberta como um planeta, mas foi geralmente confundido com uma estrela. O registro mais antigo de sua observação foi em 1690 quando John Flamsteed observou o planeta pelo menos seis vezes, e o catalogou como 34 Tauri. O astrônomo francês Pierre Lemonnier observou Urano pelo menos doze vezes entre 1750 e 1769, [6] inclusive em quatro noites consecutivas. Sir William Herschel observou o planeta em 13 de março de 1781 enquanto no jardim deu sua casa no número 19 da New King Street na cidade de Bath, somerset (agora o Museu Herschel de Astronomia),[7] mas inicialmente o reportou (em 26 de abril de 1781) como um cometa.[8] Herschel “se engajou em uma série de observações de paralaxe de estrelas fixas”, [9] usando um telescópio de sua própria construção.

Ele registrou em seu jornal “No quartil próximo a ζ Tauri … tanto [uma] estrela Nebulosa possivelmente um cometa ".[10] Em 17 de março, ele anotou, “Olhei para o Cometa ou Estrela Nebulosa e achei que é um cometa, pela sua mudança de local”.[11] Quando apresentou sua descoberta para a Royal Society, ele continuou sua assertiva que tinha encontrado um cometa enquanto implicitamente comparando com um planeta.[12]

“ The power I had on when I first saw the comet was 227. From experience I know that the diameters of the fixed stars are not proportionally magnified with higher powers, as planets are; therefore I now put the powers at 460 and 932, and found that the diameter of the comet increased in proportion to the power, as it ought to be, on the supposition of its not being a fixed star, while the diameters of the stars to which I compared it were not increased in the same ratio. Moreover, the comet being magnified much beyond what its light would admit of, appeared hazy and ill-defined with these great powers, while the stars preserved that lustre and distinctness which from many thousand observations I knew they would retain. The sequel has shown that my surmises were well-founded, this proving to be the Comet we have lately observed. ”
Réplica do telescópio utilizado por Herschel para descobrir Urano (William Herschel Museum, Bath)

Herschel notificou o Astrônomo Real, Nevil Maskelyne, de sua descoberta e recebeu a seguinte réplica dele em 23 de Abril: “Eu não sei como chamá-lo. Parece ser um planeta regular movendo-se em uma órbita quase circular ao Sol assim como um Cometa movendo-se em uma elipse bem excêntrica. Eu ainda não observei nenhuma coma ou cauda nele.”.[13]

Enquanto Herschel continuava a cautelosamente descrever o novo objeto como um cometa, outros astrônomos já começavam a suspeitar o contrário. O astrônomo russo Anders Johan Lexell foi o primeiro a calcular a orbita do novo objeto [14] e sua órbita quase circular o levou a concluir que era um planeta ao invés de um cometa. O astrônomo alemão Johann Elert Bode descreveu a descoberta de Herschel como ‘‘uma estrela que pode ser considerada até aqui como um planeta desconhecido circulando além da órbita de Saturno”.[15] Bode concluiu que sua quase circular órbita era mais parecida com um planeta do que com um cometa.[16]

O objeto foi rapidamente universalmente aceito como um novo planeta. Em 1783, o próprio Herschel reconheceu o fato para o presidente da Royal Society Joseph Banks: “Pela observação dos mais eminentes Astrônomos na Europa parece que a nova estrela que eu tive a honra de indicar em Março de 1781, é um planeta principal do nosso Sistema Solar.”[17] Em reconhecimento a este feito, Rei Jorge III deu a Herschel um salário anual de £200 com a condição que ele se mudasse para Windsor para que a Família Real pudesse ter a chance de observar o céu usando seus telescópios.[18]

[editar] Nomeação

Maskelyne pediu a Herschel para nomear o planeta por ter sido o descobridor.[19] Em resposta a solicitação de Maskelyne, Herschel decidiu nomear o objeto como Georgium Sidus (Estrela de George), ou "Georgian Planet" em homenagem ao seu novo patrono, o Rei Jorge III.[20] Ele explicou sua decisão posteriormente em uma carta para Joseph Banks:[17]

William Herschel, descobridor de Urano


“ In the fabulous ages of ancient times the appellations of Mercury, Venus, Mars, Jupiter and Saturn were given to the Planets, as being the names of their principal heroes and divinities. In the present more philosophical era it would hardly be allowable to have recourse to the same method and call it Juno, Pallas, Apollo or Minerva, for a name to our new heavenly body. The first consideration of any particular event, or remarkable incident, seems to be its chronology: if in any future age it should be asked, when this last-found Planet was discovered? It would be a very satisfactory answer to say, 'In the reign of King George the Third' . ”

A proposta de Herschel não era muito popular fora do Reino Unido, e alternativa foram rapidamente propostas. O astrônomo Jérôme Lalande propôs que o planeta fosse nomeado Herschel em homenagem ao seu descobridor.[21] O astrônomo sueco Erik Prosperin propôs o nome Netuno que era apoiado por outros astrônomos que gostavam da idéia de comemorar as vitórias da frota da Marinha Real Britânica em curso para a Guerra da Revolução Americana até chamando o novo planeta de Neptune George III ou Neptune Great Britain.[14] Bode, entretanto, optou por Urano, a versão latinizada do deus Grego do céu Uranos. Bode argumentou que como Saturno era o pai de Júpiter, o novo planeta deveria ser nomeado após o pai de Saturno.[18][22][23] Em 1789, o colega de Bode na Academia de Ciências Real, Martin Klaproth, nomeou sua recente descoberta de um elemento como ‘’Urânio’’ em apoio à escolha de Bode.[24] Finalmente, a sugestão de Bode se tornou a mais amplamente utilizada, e se tornou universal em 1850 quando o ‘’ HM Nautical Almanac Office’’ trocou o nome Georgium Sidus por Uranus.[22]

[editar] Nomenclatura

Urano é o único planeta cujo nome é derivado de uma figura da mitologia grega ao invés da mitologia romana: o grego "Οὐρανός" foi transformado na forma em latim "Ūranus",[25] sendo o adjetivo "Uraniano".[26] Seu símbolo astronômico é Símbolo astronômico de Urano que é um híbrido ente os símbolos de Marte e do Sol porque Urano era o Céu na mitologia grega, do qual se imaginava ser dominado pelos poderes do Sol e Marte.[27] Seu símbolo astrológico é Uranus's astrological symbol.svg, que foi sugerido por Lalande em 1784. Em uma carta para Herschel, Lalande descreveu como "un globe surmonté par la première lettre de votre nom"[nota 1].[21] Na língua chinesa, coreana, japonesa e vietnamita o astro foi nomeado literalmente traduzido como a estrela rei do céu (天王星).[28][29]

[editar] Órbita e rotação

Translação de Urano ao redor do Sol a cada 84 anos terrestres. Sua distância média é de aproximadamente 3 bilhões de quilômetros (20 UA)
Imagem no infravermelho próximo feita pelo Telescópio Hubble em 1998 mostrando as faixas de nuvens, anéis planetários e satélites naturais.

A translação de Urano ao redor do Sol dura aproximadamente 84 anos terrestres e sua distância média é de aproximadamente 3 bilhões de quilômetros (20 UA). A intensidade da luz solar é de aproximadamente 1/400 da terrestre.[30] Os elementos orbitais foram calculados pela primeira vez em 1783 por Pierre-Simon Laplace.[31] Com o tempo, discrepâncias começaram a aparecer entre as orbitas preditas e observadas e, em 1841, John Couch Adams propôs que as diferenças poderiam ser devido à atração gravitacional de um planeta não-visto. Em 1845, Urbain Le Verrier começou sua própria pesquisa independente da orbita do planeta e em 23 de setembro de 1846 Johann Gottfried Galle localizou um novo planeta, nomeado posteriormente Netuno, quase na posição predita por Le Verrier.[32]

O período rotacional no interior do planeta é de 17 horas e 14 minutos. Como em todos os planetas gigantes, sua atmosfera superior experimenta ventos muito fortes na direção da rotação. Em algumas latitudes, tais como a dois terços da distância do equador ao polo sul, detalhes visíveis da atmosfera se movem tão rápido que fazem uma rotação em pouco mais de 14 horas.[33]

[editar] Inclinação axial

Urano tem uma inclinação axial de 97.77 graus, ou seja seu eixo de rotação é aproximadamente paralelo ao plano do Sistema Solar. Isto provoca mudanças sazonais completamente diferentes das observadas nos outros planetas maiores. Outros planetas podem ser visualizados como girando seus topos no plano do Sistema Solar enquanto Urano gira como se fosse uma bola rolando em uma superfície. Próximo ao solstício uraniano, um dos polos é iluminado continuamente pelo Sol enquanto a outra está oculta. Apenas uma pequena faixa perto do equador experimenta uma rápida mudança no ciclo dia-noite, mas com o horizonte muito baixo assim como nas regiões polares terrestres. No outro lado da orbita do planeta a orientação do polo em direção ao Sol é revertida. Cada polo recebe 42 anos contínuos de luz solar, seguido de 42 anos de escuridão.[34][35]

Hemisfério Norte Ano Hemisfério Sul
Solstício de Inverno 1902, 1986 Solstício de Verão
Equinócio Primaveril 1923, 2007 Equinócio Outonal
Solstício de Verão 1944, 2028 Solstício de Inverno
Equinócio Outonal 1965, 2049 Equinócio Primaveril

Um dos resultados da orientação do eixo é que, em média durante um ano, as regiões polares de Urano recebem uma grande quantidade energia do Sol em relação à região equatorial. Apesar disso, Urano é mais quente na região do equador do que nos polos. O mecanismo interior que causa isto ainda é desconhecido. A razão da inclinação axial atípica também não é conhecida com certeza, mas a especulação usual é de que durante a formação do Sistema Solar, um protoplaneta do tamanho da Terra colidiu com Urano, causando a orientação inclinada.[36] O polo sul de Urano estava apontando quase diretamente para o Sol durante o sobrevoo da sonda Voyager 2 em 1986. A nomeação deste polo como "sul" usa a definição atualmente endossada pela União Astronômica Internacional, que diz que o polo norte de um planeta ou satélite deve ser o polo sobre o plano invariável do Sistema Solar, não importa a direção em que o planeta está girando.[37][38] Uma convenção diferente é algumas vezes utilizada, em que o norte e sul do corpo são definidos de acordo com a regra da mão direita em relação à direção da rotação.[39] Em termos deste sistema de coordenadas citado o polo norte de Urano estava iluminado em 1986.

[editar] Visibilidade

Entre 1995 e 2006, a magnitude aparente do planeta flutuou entre +5.6 e +5.9, deixando-o perto do limite de visibilidade a olho nu, que é de +6.5.[40] Seu diâmetro angular vai de 3.4 a 3.7 segundos de arco, ao passo que o de Saturno é de 16 a 20 segundos e o de Júpiter é de 32 a 45 segundos. Em oposição, Urano é visível a olho nu em céus escuros, e é visível com um binóculo mesmo em condições urbanas.[41] Em telescópios amadores cujo diâmetro da objetiva seja de 15 a 23 cm, o planeta aparece como um pálido disco cinza com um distinto escurecimento de bordo. Com um telescópio de 25 cm ou maior, podem ser vistos os padrões das nuvens e alguns de seus maiores satélites, como Titânia e Oberon.[42]

[editar] Estrutura interna

Comparação de tamanho entre a Terra e Urano
Diagrama do interior do planeta

A massa de Urano é aproximadamente 14 vezes a terrestre, tornando 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.[43][44] Este valor indica que ele é feito primariamente de gelos, tais como água, amônia e metano.[3] A massa total de gelo no interior do planeta não é precisamente conhecida, com os números diferindo dependendo do modelo escolhido; deve estar entre 9.3 e 13.5 massas terrestres.[3][45] Hidrogênio e Hélio constituem de uma pequena parte do total, entre 0.5 e 1.5 massas terrestres. O restante da massa que não é gelo (de 0.5 a 3.7 massas terrestres) é contada como material rochoso.[3]

O modelo padrão da estrutura de Urano é que consiste de três camadas: um núcleo rochoso de silicatos/ferro-níquel no centro, um manto glacial no meio e uma atmosfera de hidrogênio/hélio.[3][46] O núcleo é relativamente pequeno, com uma massa de apenas 0,55 massas terrestres e 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 é relativamente sem substância, com uma massa de aproximadamente 0,5 massas terrestres e se estendendo pelos 20% restantes do raio planetário.[3][46] A densidade no núcleo é de 9 g/cm3, com uma pressão no centro de 8 milhões  bars (800 GPa) e uma temperatura aproximada de 5000 K.[45][46] O manto gelado não é composto de fato pelo gelo convencional, mas de uma fluida quente e densa consistindo de água, amônia e outros voláteis.[3][46] O fluido, que tem uma alta condutividade elétrica, é algumas vezes chamado de oceano água-amônia.[47] A composição principal de Urano e Netuno são bem diferentes das Jupiterianas e Saturnianas, com o gelo dominante sobre os gases, assim justificando sua classificação em separado como gigantes gasosos. Pode existir uma camada de água iônica onde as moléculas de água se quebram em uma sopa de íons hidrogênio e oxigênio, e numa região mais profunda água superiônica em que o oxigênio cristaliza mas os íons hidrogênio se movem livremente na estrutura do oxigênio.[48]

Enquanto o modelo considerado acima é razoavelmente padrão, não é o único; outros modelos também satisfazem as observações. Por exemplo, se quantidade substancial de hidrogênio e material rochoso são misturadas no manto gelado, a massa total de gelos no interior seria menor, e, correspondentemente, a massa total de rochas e hidrogênio seria maior. Atualmente os dados disponíveis não permitem a ciência determinar qual é o modelo correto.[45] A estrutura interior do fluido em Urano significa que não há superfície sólida. A atmosfera gasosa gradualmente transita para as camadas internas líquidas.[3] Por questão de conveniência, um esferóide oblato giratório fixa no ponto em que a pressão atmosférica é igual a 1 bar (100 kPa) é condicionalmente designado como a "superfície". Tem um polo geográfico e equatorial radii de 25 559 ± 4 e 24 973 ± 20 km, respectivamente.[43] Esta superfície será usada através do artigo como o ponto zero para a altitude.

[editar] Calor interno

O calor interno do planeta parece ser acentuadamente menor que o de outros planetas gigantes; em termos astronômicos, tem um fluxo termal menor.[5][49] Porque Urano a temperatura interna é tão baixa ainda não é compreendido. Netuno, que além de próximo tem quase o mesmo tamanho e composição, irradia 2,61 vezes energia no espaço quanto recebe do Sol.[5] Urano, por outro lado, irradia nem mesmo o excesso de calor. A energia total irradiada pelo planeta na parte do espectro do infravermelho distante (i.e. calor) é 1.06 ± 0.08 vezes a energia solar absorvida na atmosfera.[2][50] De fato, o fluxo de calor uraniano é apenas 0.042 ± 0.047 W/m2, que é menor que o fluxo interno de calor terrestre de aproximadamente 0,075 W/m2.[50] A menor temperatura registrada na tropopausa foi de 49 K (–224 °C), tornando o planeta o mais frio do Sistema Solar.[2][50]

Uma das hipóteses para estas discrepâncias sugere que quando Urano foi atingido por um impacto supermassivo, que expeliu a maior parte do seu calor primordial, restou um esgotado de temperatura.[51] Outra hipótese é de que algum tipo de barreira existe nas camadas superiores na atmosfera que impedem o calor do núcleo de atingir a superfície.[3] Por exemplo, a convecção pode acontecer em um conjunto de camadas de diferentes composições, que podem inibir a condução do calor.[2][50]

[editar] Atmosfera

Ver artigo principal: Atmosfera de Urano

Embora não exista uma superfície sólida bem definida no interior de Urano, a parte mais externa do invólucro gasoso que é acessível ao senso a distância é chamada de atmosfera.[2] A capacidade do senso de distância se estende para baixo por aproximadamente 300 km, abaixo da pressão de nível de 1 bar (100 kPa), com uma pressão correspondente por volta de 100 bar (10 MPa) e temperatura de 320 K.[52] A tênue coroa da atmosfera se estende consideravelmente até dois raios planetários a partir da superfície nominal de 1 bar de pressão.[53] A atmosfera uraniana 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 quente termosfera (ou exosfera) estendendo-se de uma altitude de 4,000 km a vários raios apartir da superfície nominal de 1 bar de pressão.[2] Ao contrário da atmosfera terrestre, a uraniana não possui mesosfera.

[editar] Composição

A composição da atmosfera uraniana é diferente do resto do planeta, consistindo principalmente de hidrogênio molecular e hélio.[2] A fração molar de hélio, i.e. o número de átomos de hélio por moléluca de gás, é de 0.15 ± 0.03[54] na atmosfera superior, o que corresponde a uma fração mássica de 0.26 ± 0.05.[2][50] O valor é muito próximo a fração mássica de hélio protosolar de 0.275 ± 0.01,[55] indicando que o hélio não se assentou no centro do planeta como nos outros gigantes gasosos. O terceiro mais abundante constituinte da atmosfera é o metano (CH4). O metano tem uma proeminente banda de absorção no visível e infravermelho próximo deixando a cor do planeta água-marinha ou ciano. As moléculas de metano computam 2,3% da atmosfera em fração molar abaixo da nuvem de metano ao nível de pressão de 1.3 bar (130 kPa); isto representa aproximadamente 20 a 30 vezes o carbono encontrado no Sol.[2][56][57] A relação de mistura, isto é, o número de moléculas do composto por molécula de hidrogênio, é muito menor do que na atmosfera superior devido a sua extremamente baixa temperatura, que baixa o nível de saturação e causa o congelamento do excesso de metano.[58] A abundância de compostos menos voláteis tais como amônia, água e sulfeto de hidrogênio no interior da atmosfera não é bem explicada. Estes compostos têm provavelmente valores maiores que os solares.[2][59] Junto ao metano, traços de vários hidrocarbonetos são encontrados na estratosfera, dos quais acredita-se serem produzido a partir do metano pela fotólise induzida pela radiação solar no ultravioleta.[60] Os compostos incluem etano (C2H6), acetileno (C2H2), metilacetileno (CH3C2H) e diacetileno (C2HC2H).[58][61][62] Espectroscopia também revelou traços de vapor de água, monóxido de carbono e dióxido de carbono na atmosfera superior, que pode ter sido somente originado de uma fonte externa como poeira de cometas.[61][62][63]

[editar] Troposfera

Perfil de temperatura da troposfera e estratosfera inferior. Nuvens e camadas de névoa também são indicadas.

A troposfera e a mais baixa e densa parte da atmosfera e é caracterizada pelo decréscimo da temperatura com a altitude.[2] A temperatura cai de aproximadamente 320 K na base da troposfera nominal a −300 km até 53 K a 50 km.[52][57] A temperatura na região mais fria da troposfera (a tropopausa) atualmente varia numa faixa de 49 e 57 K dependendo da latitude planetária.[2][49] A região da tropopausa é responsável pela maior parte das emissões de infravermelho próximo térmicas do planeta, assim determinando sua temperatura efetiva de 59.1 ± 0.3 K.[49][50]

Acredita-se que troposfera possua uma altamente 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 finalemente detectadas diretamente finas nuvens de metano a 1 a 2 bar (0.1 a 0.2 MPa).[2][56][52][64] A troposfera é uma parte muito dinâmica da atmosfera, exibindo fortes ventos, nuvens brilhantes e mudanças sazonais, que são todas discutidas abaixo.[5]

[editar] Atmosfera superior

A camada do meio da atmosfera uraniana é a estratosfera, onde a temperatura geralmente aumenta com a altitude de 53 K na tropopausa para entre 800 e 850 K na base da termosfera.[53] O calor da estratosfera é causado pela absorção da radiação UV e IR solar pelo metano e outros hidrocarbonetos,[65] que são formados nesta parte da atmosfera como resultado da fotólise do metano.[60] O calor também é conduzido a partir da termosfera quente.[65] 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 75 e 170 K.[58][61] Os hidrocarbonetos mais abundantes são metano, acetileno e etano com uma razão de mistura de aproximadamente 10−7 relativa ao hidrogênio. A razão de mistura do monóxido de carbono é similar nestas altitudes.[58][61][63] Hidrocarbonetos mais pesados e dióxido de carbono têm razões e mistura de ordem de magnitude inferior.[61] A abundância da razão da água é de aproximadamente 7×10-9.[66] Etano e acetileno tendem a condensar na parte inferior da estratosfera e tropopausa (abaixo do nível de 10 mBar) formando as camadas de névoa, [60] que podem em parte ser responsáveis pela aparência suave de Urano. A concentração de hidrocarbonetos na estratosfera uraniana acima da névoa é significantemente menor que na estratosfera de outros planetas gigantes.[58][67]

A parte mais externa da atmosfera uraniana são a termosfera e coroa, que tem uma temperatura uniforme em torno de 800 a 850 K.[2][67] 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 prover a energia necessária. A fraca eficiência de resfriamento devido a falta de hidrocarbonetos na estratosfera superior a 0.1 mBar podem contribuir no fenômeno.[53][67] Além do hidrogênio molecular, a termosfera-coroa contém muitos átomos de hidrogênios livres. Sua pequena massa conjunta com as altas temperaturas explicam porque a coroa se estende além de 50 000 km ou dois raios planetários.[53][67] Esta coroa estendida é uma característica única de Urano.[67] Seu efeito inclui o arrasto de pequenas partículas orbitando o planeta, causando uma depleção geral da poeira nos anéis uranianos.[53] A termosfera, junto com a parte superior da estratosfera, correspondem a ionosfera do planeta.[57] Observações demonstram que a ionosfera ocupa altitudes de 2 000 a 10 000 km.[57] A ionosfera uraniana é mais densa que a de Saturno e Netuno, o que pode aumentar com a pequena concentração de hidrocarbonetos na estratosfera.[67][68] A ionosfera é sustentada principalmente pela radiação UV solar e a densidade depende da atividade solar.[66] A atividade auroral é insignificante quando comparada a Júpiter e Saturno.[67][69]

[editar] Anéis planetários

Ver artigo principal: Anéis de Urano
Anéis interiores de Urano. O anel brilhoso externo é o anel ε; oito outros anéis estão presentes.
Sistema de anéis uranianos

Urano tem um complicado sistema de anéis planetários, que foi o segundo a ser descoberto no Sistema Solar após os anéis de Saturno.[70] Os anéis são compostos de partículas extremamente escuras, que variam de tamanho de micrômetros a frações de um metro.[4] Treze anéis são atualmente conhecidos, sendo o mais brilhante o anel ε. Com exceção de dois, os anéis são usualmente estreitos com poucos quilômetros de extensão. São provavelmente jovens; considerações dinâmicas indicam que eles não se formaram com o planeta. A matérias dos anéis pode ter sido parte de uma lua (ou várias) que se fragmentaram em impactos em alta velocidade. De inúmeros pedaços de destroços que se formaram como resultado deste impacto, somente poucas partículas sobreviveram em limitadas zonas estáveis correspondentes aos atuais anéis.[70][71]

William Herschel descreveu um possível anel em torno de Urano em 1789. Esta observação é geralmente considerada duvidosa, pois os anéis são relativamente fracos, e nos dois séculos seguintes nenhum outro foi registrado por observadores. Todavia Herschel fez uma precisa descrição do tamanho do anel epsilon, seu ângulo relativo a terra, cor vermelha, e mudanças aparentes enquanto Urano transitava em torno do Sol.[72][73] Os sistemas de anéis foram descobertos em definitivo em 10 de março de 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham, e Douglas J. Mink no Observatório Kuiper Airborne. A descoberta foi acidental; eles planejavam utilizar a ocultação da estrela SAO 158687 por Urano para estudar a atmosfera do planeta. Eles concluiram que deveria existir um sistema de anéis ao redor do planeta.[74] Posteriormente detectaram mais quatro anéis. Mais tarde, eles detectaram quatro outros anéis.[74] Os anéis foram diretamente fotografados quando a Voyager 2 passou pelo planeta. A sonda também descobriu dois outros francos anéis elevando o número para onze.[4]

Em dezembro de 2005, o Telescópio Espacial Hubble detectou um par de anéis desconhecidos. O maior é localizado ao dobro da distância do planeta de outros anéis conhecidos. Estes dois anéis estão tão longe do planeta que foram denominados sistemas de anéis "exteriores". O Hubble detectou também dois pequenos satélites, um dos quais, Mab, compartilha a órbita com o anel exterior recém descoberto. Os novos anéis aumentaram a quantidade total para treze anéis.[75] Em Abril de 2006, imagens dos novos anéis feitas com o Observatório Keck revelaram as cores destes: o mais externo é azul e o outro vermelho.[76][77] Uma hipótese a respeito do anel exterior azul é de que seja composto por minúsculas partículas de gelo da superfície de Mab que é pequeno o suficiente para espalhar a luz azul.[76][78] Em contraste, os anéis interiores parecem ser cinzas.[76]

[editar] Campo magnético

O campo magnético de Urano conforme observado pela Voyager 2 em 1986. S e N são os polos magnéticos sul e norte.

Antes da chegada da Voyager 2, nenhuma medição da magnetosfera uraniana tinha sido tomada, portanto sua natureza permanecia um mistério. Antes de 1986, astrônomos esperam que o campo magnético de Urano fosse alinhado ao vento solar, uma vez que estaria alinhado com os polos do planeta que estão situadas na eclíptica.[79]

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.[79][80] De fato, o dipolo magnético é deslocado do centro em direção ao polo sul rotacional quase um terço do raio planetário. Esta geometria não usual resulta em uma magnetosfera altamente assimétrica, no qual a força do campo magnético na superfície sul pode ser tão baixa quanto 0.1 gauss (10 µT), enquanto que no hemisférios norte pode ser tão forte quanto 1.1 gauss (110 µT). O campo médio na superfície é de 0.23 gauss (23 µT).[79] Em comparação, o campo magnético terrestre é aproximadamente tão forte em qualquer dos polos, e o "equador magnético" é grosso modo paralelo ao equador geográfico.[80] O momento dipolo de Urano é 50 vezes o terrestre.[79][80] Netuno tem um similar deslocamento e inclinação, sugerindo que esta pode ser uma característica dos gigantes de gelo.[80] 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.[47][81]

Apesar do seu curioso alinhamento, outros aspectos da magnetosfera uraniana são como de outros planetas: tem um choque em arco localizado a aproximadamente 23 raios planetários a frente, uma magnetopausa a 18 raios uranianos, e uma magnetocauda e cinto de radiação completamente desenvolvidos.[79][80][82] Em geral, a estrutura da magnetosfera de Urano é diferente da jupiteriana e mais similar a de Saturno.[79][80] A magnetocauda arrasta-se por trás do planeta para dentro do espaço por milhões de quilômetros e é deformada pelo movimento lateral de rotação em formando um grande saca-rolhas.[79][83]

A magnetosfera contém partículas carregadas: prótons (protões) e elétrons (eletrões) com uma pequena quantidade de íons (iões) H2+.[80][82] Nenhum íon pesado foi detectado. Muitas destas partículas provavelmente derivam da coroa atmosférica quente.[82] A energia dos íons e elétrons podem ser tão altas quanto 4 e 1.2 megaeletronvolt, respectivamente.[82] A densidade de íons de baixa energia (1 kiloelétrovolt) na magnetosfera interior é de aproximadamente 2 cm−3.[84] A população de partículas é fortemente afetada pelas luas uranianas que varrem a magnetosfera deixando notáveis lacunas. O fluxo de partículas é forte o suficiente para causar o escurecimento ou erosão espacial da superficie das luas em uma escala astronômica relativamente rápida de 100.000 anos.[82] Isto pode ser a causa da colocação uniformemente escura das luas e anéis.[71] Urano tem uma aurora relativamente bem desenvolvida, que são vistas como arcos brilhantes em volta de ambos os polos magnéticos.[67] Ao contrário de Júpiter, a aurora uraniana parece ser insignificante no balanço de energia da termosfera planetária.[69]

[editar] Clima

Ver artigo principal: Clima de Urano
Hemisfério sul de Urano na cor próxima do real (esquerda) e em comprimentos de onda curtos (direita), mostrando as faixas de nuvens fracas e a "capa" atmosférica conforme vista pela Voyager 2

Nos comprimentos de onda do visível e ultravioleta, a atmosfera é notavelmente branda em comparação com outros gigantes gasosos, inclusive Netuno do qual de outros modos se assemelha.[5] Quando a Voyager 2 sobrevoou Urano em 1986, observou um total de dez nuvens características ao longo de todo o planeta.[4][85] Uma explicação para estas escassas características é que o calor interno parece ser acentuadamente menor que de outros planetas gigantes. A menor temperatura registrada na tropopausa de Urano foi 49 K, tornando-o mais frio planeta do Sistema Solar.[2][50]

[editar] Estruturas de faixas, ventos e nuvens

Zonas de vento em Urano. Áreas sombreadas mostram o colar do sul e sua futura contraparte ao norte. A curva vermelha é um ajuste simétrico para os dados.

Em 1986 a Voyager 2 descobriu que o hemisfério sul visível de Urano pode ser dividido em duas regiões: uma tampa polar brilhante e uma faixa equatorial escura (ver figura ao lado).[4] Sua fronteira está localizada a aproximadamente -45 graus de latitude. Um faixa estreita ao longo da faixa de latitude de -45 a -50 graus é a mais brilhante e larga característica visível na superfície do planeta.[4][86] É chamada de "colar" do sul. Acredita-se que a tampa e o colar seja uma região densa de nuvens de metano localizadas dentro de uma faixa de pressão de 1.3 a 2 bar (ver acima).[87] Além da estrutura de faixas em larga escala, Voyager 2 observou dez pequenas nuvens brilhantes, a maioria situada vários graus ao norte a partir do colar.[4] Em todos os outros aspectos Urano parecia com um planeta dinamicamente morto em 1986. Infelizmente a sonda chegou durante o verão do hemisfério sul e não pode observar o hemisfério norte. No início do século XXI, quando a região polar norte tornou-se visível, o telescópio espacial Hubble e o telescópio Keck inicialmente não observaram nem um colar nem uma tampa polar no hemisfério norte. Urano parecia então ser assimétrico: brilhoso perto do polo sul e uniformemente escuro na região norte do colar sul.[86] Em 2007, quando Urano passou pelo seu equinócio, o colar sul quase desapareceu, enquanto um fraco colar surgiu ao norte próximo a 45 graus de latitude.[88]

A primeira mancha negra observada em Urano. Imagem obtida pela HST ACS em 2006.

Na década de 1990, o número de nuvens brilhantes observadas aumentou consideravelmente parte por causa das novas técnicas de imagem em alta resolução disponíveis. A maioria foi encontrada no hemisfério norte conforme começaram a se tornar visíveis.[5] Uma explicação preliminar - estas nuvens brilhantes são mais fáceis de identificar que a parte escura do planeta, enquanto que no hemisfério sul o colar brilhante as disfarçam - demonstrou ser incorreto: o número atual de características de fato aumento consideravelmente.[89][90] Todavia assim existem diferenças entre as nuvens em cada hemisfério. As nuvens no norte são menores, agudas e mais brilhantes. Elas parecem residir em altas altitudes.[90] O tempo de vida das nuvens varia em ordem de magnitude, algumas pequenas duram horas enquanto pelo menos uma ao sul pode ter persistido desde o sobrevoo da Voyager 2.[5][85] Observações recentes também revelaram que tais nuvens tem muito em comum com as neptunianas.[5] Por exemplo, a mancha escura observada em Netuno nunca tinha sido observada em Urano antes de 2006, quando a primeira característica fotografada foi apelidada de Mancha Negra Uraniana.[91] Especula-se que Urano se torne mais parecido com Netuno durante sua estação equinocial.[92]

O acompanhamento de várias nuvens características permitiu a determinação de ventos meridionais na troposfera superior do planeta. No equador os ventos são retrógrados, o que significa que seu sentido é oposto ao movimento de rotação, com velocidade de −100 to −50 m/s.[5][86] A velocidade do vento aumenta com a distância do equador alcançando o valor zero perto de ±20° latitude, onde a temperatura mínima da troposfera é localizada.[5][93] Perto dos polos, os ventos mudam para a direção progressiva, fluindo com a rotação do planeta. A velocidade continua a aumentar atingindo o máximo ±60° latitude antes de retornar ao zero nos polos. A velocidade do vento na latitude -40 varia entre 150 a 200 m/s. Uma vez que o colar oculta todas as nuvens abaixo deste paralelo, velocidades entre este e o polo sul são impossíveis de serem medidas. Por outro lado, no hemisfério norte as velocidades máximas observadas perto da latitude +50 chegam a 240 m/s.[5][86][94]

[editar] Variação sazonal

Urano em 2005. Anéis, colar sul e nuvens brilhantes no hemisfério norte são visíveis (HST ACS image).

Por um curto período entre Março e Maio de 2004, um número de largas nuvens surgiu na atmosfera, dando ao planeta uma aparência semelhante a Netuno.[90][95] As observações incluiram uma quebra do recorde de velocidade do vento para 229 m/s (824 km/h) e uma tempestade com trovões persistentemente apelidada de "fogos de artifício de quatro de julho".[85] Em 23 de agosto de 2006, pesquisadores no Space Science Institute (Boulder, CO) e da Universidade de Wisconsin observaram uma mancha negra na superfície, fornecendo aos astrônomos uma maior compreensão da atividade atmosférica do planeta.[91] Porque esta repentina elevação na atividade surgiu não é totalmente compreendido, mas parece que a inclinação axial extrema resulta em variações sazonais extremas no tempo.[35][92] Determinar a natureza das variações sazonais é difícil por casa de dados satisfatórios da atmosfera existem a menos de 84 anos, ou um ano uraniano completo. Um grande número de descobertas tem sido feitas. A fotometria sobre metade do curso do ano uraniano (começando na década de 1950) tem demonstrado uma variação regular de brilho em duas faixas espectrais, com a máxima ocorrendo nos solstícios e a mínima nos equinócios.[96] Uma variação periódica similar, com os máximos nos solstícios, tem sido observadas nas medições de microondas da troposfera profunda.[97] As medições de temperatura estratosférica que iniciaram na década de 1970 também mostraram valores máximos perto do solstício de 1986.[65] A maioria destas variabilidades é acreditada a ocorrência devido a mudanças na geometria de observação.[89]

Existem algumas razões para acreditar que mudanças físicas sazonais estão acontecendo em Urano. Enquanto o planeta é conhecido por ter uma região polar no sul brilhante, o polo norte é quase turvo, o que é incompatível com o modelo de mudanças sazonais delineado acima.[92] Durante o solstício anterior no norte em 1944, Urano mostrava elevados níveis de brilho, o que sugere que o polo norte não era sempre turvo.[96] Esta informação implica que o polo visível brilha algum tempo antes do solstício e apaga-se após o equinócio. Análises detalhadas de dados de microondas e do visível revelaram que as mudanças periódicas de brilho não são completamente simétricas em volta dos solstícios, que indicam também mudanças nos padrões dos albedos meridionais.[92] Finalmente na década de 1990, a medida que Urano se afastava do seu solstício, o Hubble e telescópios no solo revelaram que a tampa polar no sul escureceu consideravelmente (exceto o colar sul, que permanece brilhante)[87], enquanto o hemisférios norte demonstra aumento de atividade,[85] tais como formação de nuvens e ventos mais fortes, sustentando a expectativa de que deverá brilhar em breve.[90] Isto de fato aconteceu em 2007 quando o planeta passou pelo equinócio: um fraco colar no norte surgiu, enquanto colar no sul se tornou praticamente invisível, embora o perfil das zonas de ventos tenha permanecido levemente assimétrico, com os ventos ao norte sendo de certa forma mais lentos que os do sul.[88]

O mecanismo de mudanças físicas ainda não é compreendido.[92] Perto dos solstícios de verão e inverno, os hemisférios uranianos situam-se tampouco no brilho total dos raios solares ou diante do espaço profundo. Acredita-se que o 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 conectado com nuvens de metano. Outras mudanças na região polar sul podem ser explicadas pelas mudanças nas camadas de nuvens inferiores.[87] A variação da emissão de microondas do planeta é provavelmente causada pela mudança na circulação da troposfera profunda, porque nuvens polares compactas e névoa podem inibir a convecção.[98] Agora que os equinócios de outono e primavera estão próximos, as dinâmicas estão mudando e a convecção pode ocorrer novamente.[85][98]

[editar] Formação

Ver artigo principal: Formação e evolução do Sistema Solar

Muitos argumentam que as diferenças entre os gigantes de gelo os gigantes gasosos se estendem as suas formações. Acredita-se que o Sistema Solar tenha se formado a partir de uma bola de gás gigante e poeira conhecida como névoa pré-solar. Muito dos gases da névoa, principalmente hidrogênio e hélio, formaram o Sol, enquanto os grãos de poeira se aglutinaram para formar os primeiros proto-planetas. Conforme os planetas cresciam, alguns eventualmente sofreu acreção de matéria suficiente para a sua gravidade prender o resto de gás remanescente da névoa. Quanto mais prenderam, maiores se tornaram; quanto maiores se tornaram, mais gás conseguiam prender até chegar a um ponto crítico, e seu tamanho começou a crescer exponencialmente. Os planetas gigantes, com apenas algumas massas terrestres de gás da névoa, nunca alcançaram este ponto crítico.[99][100][101] Simulações recentes da migração planetária tem sugerido que ambos os gigantes de gelo formaram-se mais perto do Sol que suas atuais posições, e se moveram para o exterior, uma hipótese detalhada pelo modelo de Nice.[99]

[editar] Satélites

Ver artigo principal: Satélites de Urano
Maiores luas de Urano em ordem crescente de distância (esquerda para direita), em seus tamanhos relativos apropriados e albedos (colagem de fotografias da Voyager 2)
O sistema uraniano (imagens do NACO/VLT)

Urano tem 27 satélites naturais conhecidos.[101] Os nomes destes satélites tem sido escolhidos de personagens dos trabalhos de William Shakespeare e Alexander Pope.[46][102] Os cinco satélites principais são Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon.[46] O sistema de satélites uranianos é o menos massivo entre os gigantes gasosos; de fato, a massa combinada dos cinco maiores satélites seria menor que a massa de Tritão sozinho.[44] O maior dos satélites, Titânia, tem um raio de somente 788.9 km, ou menos da metade do que a Lua, mas um pouco maior que Reia, a segunda maior lua de Saturno, fazendo de Titânia a oitava maior lua no Sistema Solar. Os satélites tem albedos relativamente baixos, variando de 0.20 para Umbriel a 0.36 para Ariel (em luz verde).[4] As luas são conglomerados de rocha e gelo compostos com aproximadamente de 50% de cada. O gelo pode incluir amônia e dióxido de carbono.[71][103]

Entre os satélites, Ariel parece ter a mais jovem superfície com menos crateras de impacto, enquanto Umbriel parece ser a mais velha.[4][71] Miranda possui cânions com 20 km de profundidade, camadas, e uma variação caótica da idade da superfície e características.[4] Acredita-se que a atividade geológica passada tenha sido orientada por aquecimento de marés na época em que sua órbita era mais excêntrica que a atual, provavelmente como resultado da ressonância orbital de 3:1 anteriormente presente com Umbriel.[104] Processos de rifte associados com diapiros subindo naturalmente são provavelmente a origem da corona com aparência de pista de corrida.[105][106] Similarmente, acredita-se que Ariel tenha tido ressonância de 4:1 com Titânia.[107]

[editar] Exploração

Urano Crescente fotografada pela Voyager 2 quando saindo de Neptuno
Ver artigo principal: Exploração de Urano

Em 1986, a sonda interplanetária Voyager 2 da NASA chegou em Urano. O sobrevoo permanece como a única investigação do planeta executada a curta distância, e nenhuma outras visitas estão planejadas até o momento. Lançada em 1977, a Voyager 2 fez a sua aproximação máxima do planeta em 24 de janeiro de 1986, chegando a 81.500 km do planeta, antes de continuar sua jornada para Netuno. A sonda estudou a estrutura e composição química da atmosfera uraniana, [57] incluindo o clima único do planeta, provocado pela inclinação axial de 97.77°. Fez também uma investigação detalhada dos cinco maiores satélites e descobriu outros 10 novos. Examinou todos os nove sistemas de anéis conhecidos, e descobriu dois outros.[4][71][108] A sonda estudou também o campo magnético, estrutura irregular, e inclinação que foram uma magnetocauda única em forma de saca-rolha por causa de sua orientação.[79]

Uma sonda e satélite uranianos foram recomendados pela análise decenal da NASA; a proposta contempla o lançamento entre 2020-2023 e um cruzeiro de 13 anos até o planeta.[109]

[editar] Ver também

Notas

  1. ↑ Tradução livre: Um globo pela primeira letra de seu nome de família

Referências

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O Sistema Solar
O Sol Vénus A Lua Terra Satélites de Marte Cinturão de asteróides Satélites de Júpiter Anéis de Júpiter Satélites de Saturno Anéis de Saturno Satélites de Urano Anéis de Urano Neptuno Satélites de Neptuno Anéis de Neptuno Plutão Satélites de Plutão Haumea Satélites de Haumea Makemake Cintura de Kuiper Disco disperso Nuvem de OortSolar System XXX.png
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Luas de Urano
Ordenadas por distância crescente a Urano.
Luas Interiores Cordélia · Ofélia · Bianca · Créssida · Desdémona · Julieta · Pórcia · Rosalinda · Cupido · Belinda · Perdita · Puck · Mab
Luas Principais Miranda · Ariel · Umbriel · Titânia · Oberon
Outras Luas Francisco · Caliban · Stephano · Trinculo · Sycorax · Margaret · Prospero · Setebos · Ferdinand

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