UranusUranus, a şaptea planetă a Sistemului Solar, a fost prima planetă descoperită în timpurile moderne. Dacă Mercur, Venus, Marte, Jupiter şi Saturn sunt vizibile uşor pe cer, fiind cunoscute din antichitate, Uranus este greu de detectat cu ochiul liber.

 

 

 

Deşi multe persoane au observat planeta de timpuriu, au tratat-o ca pe o simplă stea; abia în 1781 William Herschel, muzician profesionist şi astronom amator, observând planeta cu ajutorul telescopului a realizat că aceasta se vede ca un mic disc ce se deplasa printre stelele fixe. Din acest moment, nimeni nu a mai fost sigur că ştie unde sunt graniţele Sistemului Solar.

Uranus este singura planetă a sistemului cu denumire de origine greacă, pentru toate celelalte fiind adoptate numele romane ale zeităţilor. Dacă planetele ar fi purtat numele greceşti ale zeilor, am fi avut astăzi Hermes (Mercur), Afrodita (Venus), Gheea (Terra), Ares (Marte), Zeus (Jupiter), Cronos (Saturn) şi Poseidon (Neptun).

A şaptea planetă are şi alte însuşiri unice. Axa sa de rotaţie este aproape paralelă cu planul orbitei, cu polii îndreptaţi, pe rând, spre Soare. Deşi atmosfera nu este calmă, este singura planetă de dimensiuni mari care arată, de la depărtare, foarte banal, fără benzi provocate de vânturi şi fără furtuni. Cu toate că nu este cea mai depărtată, este cea mai rece.

Uranus este similar ca şi compoziţie cu Neptun şi diferit faţă de celelalte două planete gigant mai mari, Jupiter şi Saturn. Face parte din grupa de planete giganţi de gheaţă – astfel de grupe s-au conturat în special odată cu descoperirea a tot mai multor planete extrasolare.

Ca şi celelalte planete mari, Uranus deţine un sistem de inele, numeroşi sateliţi şi o magnetosferă.


CARACTERISTICI ORBITALE

La o distanţă de Soare de aproximativ 3 miliarde de kilometri (20 UA), planeta are nevoie de 84 de ani pentru a completa o orbită. O rotaţie o efectuează în aproape 17 ore şi jumătate.

Axa de rotaţie are o înclinaţie de 98 de grade, aproape paralelă cu planul Sistemului Solar. De fapt, în prezent s-a stabilit convenţional această înclinaţie, ceea ce înseamnă că mişcarea sa de rotaţie estre retrogradă, însă există dezbateri pe această temă în continuare. Ar putea fi considerată o înclinaţie ceva mai mică de 90 grade, iar rotaţia ar fi normală. Evident, din acest motiv nu se poate cunoaşte clar care este polul nord şi care este polul sud. Şi în cazul planetei Venus au existat aceste probleme, dar acceptarea a fost înlesnită de faptul că o mişcare de rotaţie normală ar fi implicat o înclinaţie a axei de aproape 180 grade!

Ciudata poziţionare a axei face ca planeta practic să se rostogolească pe orbită. Anotimpurile aici sunt complet diferite decât pe celelalte planete. Fiecare pol are parte de 42 de ani de lumină, pentru ca apoi să urmeze alţi 42 de ani de întuneric. Doar în timpul echinocţiilor, când ecuatorul este îndreptat către Soare, există o succesiune zi-noapte similară cu cea cu care suntem obişnuiţi pe Pământ şi pe care o regăsim pe celelalte planete. În prezent, Uranus tocmai a trecut, în 2007, de echinocţiu.

Cauza poziţiei lui Uranus nu este cunoscută, dar se presupune că se datorează unui impact cu un corp de dimensiuni planetare.

Câmpul magnetic al planetei nu trece prin centrul acesteia şi este deviat cu aproape 60 grade faţă de axa de rotaţie. Din această cauză, magnetosfera este pronunţat asimetrică. Neptun prezintă de asemenea o geometrie ciudată şi o deviere a câmpului magnetic, ceea ce poate duce la concluzia că acesta nu ia naştere, ca în cazul celorlalte planete, în nucleu, ci mai degrabă în manta, şi s-ar putea să fie o situaţie des întâlnită în cazul giganţilor de gheaţă.


STRUCTURA

Uranus este mai mare în dimensiuni ca vecinul său Neptun, dar are masa mai mică, şi implicit o densitate mai scăzută. Cel mai puţin masiv dintre planetele gigant, Uranus totuşi are o masă de 14,5 ori mai mare decât cea a Terrei.

Compoziţia planetei este în mare partea gheaţă de diverse tipuri (apă, amoniac, metan). Există o mică parte de hidrogen şi heliu, şi de asemenea o parte de rocă. Proporţiile acestor componente nu sunt exact cunoscute. Structura internă conţine un nucleu de rocă, învelit într-o manta groasă de gheaţă, iar la suprafaţă elemente uşoare ca hidrogenul şi heliul, sub formă gazoasă. Gheaţa este de fapt în mare parte sub formă lichidă, din cauza presiunii şi temperaturii din interior, asemănându-se mai degrabă cu un ocean subteran de apă şi amoniac.

În timp ce toate celelalte planete mari radiază considerabil mai multă căldură decât primesc de la Soare, chiar şi în cazul lui Neptun, care este mai departe de stea, Uranus aproape nu eliberează căldură deloc. Din această cauză, şi pentru că primeşte doar a 400-a parte din energia solară primită de Pământ, planeta este cea mai rece din Sistemul Solar, cu o temperatură de doar 57 K (-216 C).

Este posibil ca Uranus să fi pierdut o bună parte din căldura internă primordială în urma ipoteticului impact ce i-a schimbat axa de rotaţie. Dar explicaţia poate fi şi existenţa unui mecanism ce împiedică transportul căldurii interne către suprafaţă.


ATMOSFERA

Atmosfera uraniană este formată în proporţie de peste 80% din hidrogen, 15% heliu, peste 2% metan şi urme de alte gaze: etan, acetilenă, metil-acetilenă, monoxid şi dioxid de carbon, vapori de apă. Metanul este cel ce dă culoarea albastră-verzuie a planetei.

Structura sa este complexă, cu straturi de nori de diferite compoziţii. Există vânturi puternice pe Uranus, în ciuda aparenţei liniştite a planetei. Straturile de nori se rotesc rapid în jurul planetei, unele mai repede decât aceasta. În funcţie de anotimp, viteza vântului poate atinge şi 900 km/h. La ecuator vânturile sunt retrograde, în direcţia inversă rotaţiei planetei.

Înclinaţia axei planetei duce la variaţii sezoniere extreme. A fost observată chiar şi o “Pată întunecată”, similară cu Marea Pată Roşie de pe Jupiter, mult mai mică şi cu o durată mai redusă de existenţă. Clima de pe Uranus nu este complet înţeleasă deoarece nu avem date despre atmosfera planetei care să acopere un întreg an uranian, ce durează 84 de ani tereştri.


INELE ŞI SATELIŢI

La fel ca toate celelalte planete mari ale Sistemului Solar, Uranus are un sistem de inele. Acestea sunt întunecate, la fel ca cele ale lui Jupiter, şi compuse din roci de până la câţiva metri în diametru, la fel ca cele ale lui Saturn. Inelele sunt în număr de 13, şi în afară de două celelalte nu depăşesc câţiva kilometri în lăţime. Uranus a fost prima planetă, după Saturn, cunoscută a avea inele.

Nu doar Uranus este răsturnat, ci şi întregul sistem al său. Sateliţii, ca şi inelele, se rotesc în jurul planului ecuatorial al planetei, în sensul de rotaţie al acesteia. Există 10 sateliţi reduşi ca dimensiune (Puck, Belinda, Rosalid, Portia, Juliet, Desdemona, Cressida, Bianca, Ophelia, Cordelia), apoi urmează cei 5 sateliţi mari ce au fost descoperiţi cu telescoapele pământene (Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon), iar pe orbitele îndepărtate întâlnim alţi sateliţi, prea mici şi puţin importanţi ca să aibă un nume propriu.

 

 

 

Uranus si cei mai mari 6 sateliti

Uranus şi cei mai mari 6 sateliţi ai săi. De la stânga la dreapta: Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania şi Oberon

 


Miranda

Ca şi Frankenstein, Miranda pare să fi fie făcută din bucăţi ce nu se potrivesc. Multă vreme astronomii chiar au crezut că acest aspect se datorează unui impact apocaliptic ce a rupt satelitul în bucăţi ce s-au reasamblat datorită gravitaţiei.

De 7 ori mai redusă în dimensiuni la Luna, Miranda pare prea mică pentru a avea activitate tectonică intensă. Şi totuşi, satelitul ne arată cel mai ciudat relief extraterestru, cu canioane de 12 ori mai adânci ca Marele Canion. Cu toate că este o lună mică, în trecut Miranda pare să fi fost în rezonanţă de 3:1 cu Umbriel şi de 5:3 cu Ariel, iar forţele mareice ar fi putut fi îndeajuns de puternice încât să rezulte o activitate tectonică impresionantă care să-i confere aspectul prezent. Aceste rezonanţe ar fi şi explicaţia înclinării importante a axei de rotaţie a satelitului, neobişnuită pentru o orbită atât de aproape de planetă.

Miranda este unul dintre puţinele corpuri din Sistemul Solar ce are o circumferinţă ecuatorială mai mică decât circumferinţa polară. Este compus în special din gheaţă, cu o parte de silicaţi şi compuşi organici în interior. Suprafaţa sa are un albedo aproape la fel de ridicat ca a lui Ariel.


Ariel

Toţi sateliţii uranieni de mari dimensiuni se crede că sunt formaţi parţial din gheaţă şi parţial din rocă. Ariel nu face excepţie. Suprafaţa sa reflectă cel mai bine lumina, şi totuşi păstrează peste jumătate din lumina solară primită, solul fiind întunecat de-a lungul eonilor de depuneri de carbonaţi.

Ariel s-a format din discul de acreţie ce a înconjurat planeta imediat după naşterea acesteia. Ca şi ceilalţi sateliţi uranieni mari, Ariel are probabil un interior diferenţiat, stratificat, cu un nucleu de rocă în centru înconjurat de o manta de gheaţă. Această diferenţiere a avut nevoie de căldură internă; un corp ceresc trebuie să rămână îndeajuns de multă vreme cald încât să permită alunecarea treptată în interior a materialului mai greu. Această energie a fost obţinută din efectele mareice produse de Uranus şi de alţi sateliţi ai acestuia; Ariel pare să fi fost în trecut în rezonanţă de 5:3 cu Miranda şi de 4:1 cu Titania. Scăparea din aceste rezonanţe este mai uşoară în cazul unor planete mai reduse ca dimensiuni cum este Uranus, decât în cazul unora mari, ca Jupiter şi Saturn; acest proces poate genera o căldură internă considerabilă.

Este puţin probabil ca Ariel să mai aibă un ocean lichid în interior. La un moment dat însă sunt indicii că un astfel de ocean ar fi existat, deoarece suprafaţa satelitului nu datează de la formarea sa, ci este mai nouă, cea mai recentă comparativ cu ceilalţi sateliţi uranieni. O serie de formaţiuni prezintă depuneri, posibil apărute în urma criovulcanismului.

Pe Ariel găsim canioane de zeci de kilometri, cu adâncimi de 1-2 km. Cel mai mare este denumit Kachina Chasma şi are o lungime de 620 km. Multe cratere au forma unui poligon, indicând o structură iniţială cristalină. Cel mai mare crater este Yangoor, cu o circumferinţă de 78 km.

Ariel, ca şi Luna, arată mereu aceeaşi faţă către planetă. O revoluţie o realizează în 2,5 zile. Orbita sa se află aproximativ deasupra ecuatorului lui Uranus, fiind astfel aproape perpendiculară cu planul Sistemului Solar. Din această cauză satelitul experimentează anotimpuri extreme.


Umbriel

Umbriel este asemănător cu Ariel din multe puncte de vedere. S-a format în acelaşi mod, din discul de acreţie originar, orbitează perpendicular pe orbita lui Uranus şi are parte de aceeaşi climă extremă ca planeta mamă şi ceilalţi sateliţi ai săi. Este format din gheaţă şi rocă, probabil diferenţiat la interior datorită căldurii interne date de efectele mareice ale atracţiei lui Uranus şi posibilei rezonanţe din trecut cu Miranda. Arată aceeaşi faţă către planetă.

Ca şi caracteristici particulare, Umbriel are cea mai întunecată suprafaţă dintre sateliţii importanţi ai lui Uranus. Urmele lăsate de cratere sunt mai mari şi mai numeroase. Wakolo, cel mai mare crater, are 210 km în diametru. Craterul Wunda, cu un diametru de 131 km, prezintă o formaţiune ciudată, un inel de material deschis la culoare, ce pare a fi un depozit de material cauzat de impact. Ca şi Ariel, şi pe Umbriel există numeroase canioane cu lungimi de până la sute de kilometri.


Titania

Titania este cel mai mare satelit al lui Uranus, cu un diametru de aproape 1.600 km. Toate trăsăturile comune lui Ariel şi Umbriel le posedă şi Titania.

Există şi aspecte importante de menţionat. Se poate spune că satelitul are o atmosferă. Pe toţi sateliţii majori ai lui Uranus au fost descoperite urme de dioxid de carbon la suprafaţă, însă Titania, fiind mai masivă, poate reţine acest dioxid de carbon în cantitate mai mare. Atmosfera este sezonieră, în perioada solstiţiului de vară având densitate maximă. Alte gaze, ca azotul şi metanul, sunt prea uşoare ca să poată fi reţinute de gravitaţia scăzută a Titaniei. Presiunea atmosferică la sol este de doar a zecea trilioana parte dintr-un bar.

Cel mai mare crater este Gertrude, cu 326 km în diametru. Canioanele sunt enorme, şi sunt intersectate de alte văi şi crăpături. Messina Chasma se întinde de la ecuator până în apropierea polului sud pe o lungime de 1,500 km.


Oberon

Şi Oberon are aceleaşi trăsături ce sunt comune sateliţilor uranieni prezentaţi anterior.

Oberon are suprafaţa cu cele mai multe cratere dintre sateliţii majori ai lui Uranus. Urmele impacturilor acoperă solul până aproape de saturaţie, acel punct de unde orice impact nou necesită distrugerea unui crater existent deja. Acest lucru ne indică o suprafaţă foarte veche, nemodificată încă de la formarea satelitului. Oberon, aflându-se la o depărtare mai mare de planetă, a fost mai puţin supus la efectele mareice şi şi-a pierdut probabil primul căldura internă. Şi Oberon, ca şi ceilalţi sateliţi, are un sistem de canioane şi fracturi.

 

Distanţa medie faţă de Soare

2.870.658.186 km (19,189 UA)

Periheliu (cel mai apropiat punct de Soare)

2.734.998.229 km (18,593 UA)

Afeliu (cel mai îndepărtat punct de Soare)

3.006.318.143 km (19,766 UA)

Raza

25.362 km (3,9809 ori cea a Terrei)

Circumferinţa

159.354 km

Volumul

68.334.355.695.584 km3 (63 ori cel al Terrei)

Masa

8,6810 x 10^25 kg (14,536 ori cea a Terrei)

Densitatea

1,27 g/cm3 (0,230 din cea a Terrei)

Aria suprafeţei

8.083.079.690 km2 (15,847 ori cea a Terrei)

Gravitaţia de suprafaţă la ecuator

8,87 m/s2 (91% din cea a Terrei)

Viteza de evadare

21,38 km/s

Perioada de rotaţie siderală (durata zilei)

0,718 zile (retrograd)

Perioada orbitală siderală (durata anului)

84,02 ani

Viteza orbitală medie

6,80 km/s (0,228 din cea a Terrei)

Excentricitatea orbitală

0,04725 (2,828 ori cea a Terrei)

Înclinaţia orbitei faţă de ecliptică

0,77 grade

Înclinaţia axei faţă de orbită

97,8 grade (Terra are o înclinaţie a axei de 23,45 grade)

Circumferinţa orbitală

18.026.802.831 km (19,180 ori cea a Terrei)

Temperatura la suprafaţă

-216 grade Celsius (57 K)

Numărul de sateliţi

27

 

 

CARACTERISTICI

MIRANDA

ARIEL

UMBRIEL

TITANIA

OBERON

Perigeu (cel mai apropiat punct de planetă)

129.731 km

190.671 km

264.963 km

435.820 km

582.683 km

Apogeu (cel mai îndepărtat punct de planetă)

130.069 km

191.129 km

267.037 km

436.780 km

584.317 km

Circumferinţa orbitei

816.185 km

1.199.460 km

1.671.321 km

2.741.353 km

3.666.237 km

Diametru

471,6 km

1.157,8 km

1.169,4 km

1.577,8 km

1.522,8 km

Volumul

54.918.670 km3

812.641.988 km3

837.313.109 km3

2.056.622.001 km3

1.848.958.769 km3

Masa

6,5941x10^19 kg

1,2948x10^21 kg

1,2214x10^21 kg

3,4200x10^21 kg

2,8834x10^21 kg

Densitatea

1,214 g/cm3

1,592 g/cm3

1,459 g/cm3

1,662 g/cm3

1,559 g/cm3

Aria suprafeţei

698.711 km2

4.211.308 km2

4.296.117 km2

7.820.847 km2

7.285.102 km2

Gravitaţia de suprafaţă la ecuator

0,079 m/s2

0,258 m/s2

0,238 m/s2

0,367 m/s2

0,332 m/s2

Viteza de evadare

695 km/h

1,967 km/h

1.901 km/h

2.738 km/h

2.559 km/h

Perioada de rotaţie

sincronă

sincronă

sincronă

sincronă

sincronă

Perioada de revoluţie

1,41 zile

2,52 zile

4,14 zile

8,71 zile

13,46 zile

Viteza orbitală medie

24.068 km/h

19.832 km/h

16.805 km/h

13.120 km/h

11.349 km/h

Excentricitatea orbitală

0,0013

0,0012

0,0039

0,0011

0,0014

Înclinaţia orbitei faţă de ecuatorul planetei

4,338 grade

0,041 grade

0,128 grade

0,079 grade

0,068 grade


Dacă găsiţi scientia.ro util, vă rugăm să susţineţi site-ul printr-o donaţie.

Găzduire 2019: 485 €. Donat: 106.55


PayPal ()
CoinGate Payment ButtonCriptomonedă