Uranus (planeta)

Uranus es la setena planeta dau Sistèma Solar per òrdre de distància au Soleu après Saturne e avans Neptun. Es una planeta giganta e gasosa coma Jupitèr, Saturne e Neptun. Tèn donc la tresena talha e la quatrena massa dau Sistèma Solar. Son atmosfèra de color blava es fòrça espessa e es la pus freja entre lei planetas. De mai, coma leis autrei planetas gigantas, Uranus tèn un sistèma danèus. Dins aquò, sa caracteristica pus espectaclosa es son axe de rotacion clinat de maniera quasi parallèla au plan dau Sistèma Solar. Aquela especificitat se retròba egalament dins la forma de la magnetosfèra e dins leis orbitas dei 29 satellits coneguts que tèn Uranus.

En causa de son alunchament, Uranus es coneguda per sei temperaturas fòrça bassas e per lei dificultats per lestudiar. Ansin, foguèt la premiera planeta desconeguda durant lAntiquitat que foguèt descubèrta amb un telescòpi en 1781 per William Herschel. De mai, a lora dara, gaire de telescòpis pòdon veire de detalhs de la planeta e una unica sonda espaciala visitèt lo sistèma dUranus. Foguèt la mission estatsunidenca Voyager 2 en 1986 après un viatge de nòu ans.

Aquela planeta foguèt nomada Uranus en onor daqueu dieu roman quèra lo paire de Saturne. Lapelacion foguèt donada de la mema maniera que lo dieu Saturne èra lo paire de Jupitèr.

Caracteristicas fisicas

Uranus fa partida dei planetas gigantas gasosas amb Jupitèr, Saturne e Neptun. Sa densitat es donc relativament febla amb una valor de 1,27. Sa massa, egala a 14,5 còps la massa de la Tèrra, es la quatrena dau Sistèma Solar mai son rai eqüatoriau de quasi , representant quatre còps lo rai terrèstre, es lo tresen dau Sistèma Solar.Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P. (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal 103 (6): 2068–2078.Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al. (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mech. Dyn. Astr. 90: 155–180.

Estructura intèrna

thumb|left|Estructura intèrna possibla per Uranus.

La composicion dUranus es mau coneguda e varia segon lei modèls utilizats. Leis elements principaus formant la planeta serián de glaç daiga, damoniac e de metan que comptarián per una massa compresa entre 9,3 e 13,5 massas terrèstras.Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 43 (12): 1517–1522.Podolak, M.; Podolak, J.I.; Marley, M.S. (2000). "Further investigations of random models of Uranus and Neptune". Planet. Space Sci. 48: 143–151. Idrogèn e èli, fòrça presents dins lei composicions de Jupitèr e Saturne, son pus rars sus Uranus amb solament una massa situada entre 0,5 e 1,5 massas terrèstras. Lo rèsta de la massa de la planeta, entre 0,5 e 3,7 massas terrèstras, seriá rocassós.

Lo modèl classic de lestructura intèrna dUranus es un nuclèu rocassós au centre de la planeta, enviroutat per un mantèu fach de glaç e subremontat duna envolopa gasosa dèli e didrogèn.Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). "Uranus: What Happened Here?". in Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.. Introduction to Planetary Science. Springer Netherlands. Lo nuclèu seriá relativament pichon amb una massa de 0,55 massa terrèstra e auriá un rai egau a 20% dau rai de la planeta. Sa densitat seriá pròcha de 9 amb una pression de e una temperatura de . Lo mantèu de glaç Lo tèrme de glaç designa aicí un còrs fluid e caud, somés a de pressions e temperaturas autas, e non un còrs coma lo glaç daiga visible divèrn. representariá la màger part de la planeta amb una massa de 13,4 massas terrèstras. Enfin, latmosfèra Per convencion, lo limit entre linterior de la planeta e son atmosfèra es fixat a una pression dun bar. dèli e didrogèn aviá una massa egala a 0,5 massa terrèstra per una espessor egala a 20% dau rai planetari.

Dins aquò, aqueu modèl es pas totalament satisfasent. Ansin, de quantitats de materiaus rocassós o didrogèn podrián èsser mescladas dins lo mantèu de glaç. La consequéncia es que lei percentatges dei materiaus rocassós o didrogèn podrián èsser pus importants. A lora dara, i a pas de donadas per resòuvre aqueu problèma.

Un autre fach incomprés pertocant lestructura intèrna dUranus es son flux termic relativament feble a respècte deis autrei planetas gigantas dau Sistèma Solar.Sromovsky, L.A.; Fry, P.M. (2005). "Dynamics of cloud features on Uranus". Icarus 179: 459–483.Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F.M.; et al. (1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science 233 (4759): 70–74. Per exemple, Neptun emet un flux 2,6 còps superior a la quantitat denergia recebuda dau Soleu. Òr, en comparason, dins linfraroge, Uranus emet solament 1,08 còps lo flux solar absorbit per son atmosfèra.Pearl, J.C.; Conrath, B.J.; Hanel, R.A.; and Pirraglia, J.A. (1990). "The Albedo, Effective Temperature, and Energy Balance of Uranus as Determined from Voyager IRIS Data". Icarus 84: 12–28. Ansin, lo flux termic, egau a , es inferior au flux terrèstre. Una ipotèsi per explicar aqueleis observacions seriá lexisténcia dun jaç que, per exemple, dispersariá la calor per conveccion e empachariá adonc son passatge vèrs la superficia.

Atmosfèra

thumb|left|Comparason entre lei talhas de la Tèrra e dUranus.

A respècte dau rèsta de la planeta, latmosfèra dUranus a una composicion fòrça diferenta, tenent principalament didrogèn (83 %), dèli (15 %) e de metan (1,99 %). De mesuras espectroscopicas mostrèron tanben la preséncia de traças detan, dacetilèn, de metilacetilèn, de diacetilèn, de dioxid de carbòni, de monoxid de carbòni e daiga. Leis aparelhs scientifics pòdon obtenir de mesuras fins a una prefondor de sota la superficia nominala.dePater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (1991). "Possible Microwave Absorption in by H2S gas Uranus’ and Neptune’s Atmospheres" (PDF). Icarus 91: 220–233. En aquel endrech, la pression es egala a amb una temperatura de quasi . Aquela atmosfèra se pòt devesir en divèrseis estructuras : una troposfèra entre -300 e , una estratosfèra entre 50 e e una termosfèra/corona entre e .Lunine, Jonathan. I. (1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263. I a pas de mesosfèra.

Dautra part, latmosfèra dUranus sembla dèsser calma a respècte daquelei de Jupitèr o de Saturne amb una color blava unida sus leis imatges de la sonda Voyager 2. Pasmens, Uranus tèn tanben una estructura de nívols en bendas e una activitat climatica activa.

Troposfèra

La troposfèra es lo jaç bas de latmosfèra e lo pus actiu entre leis altituds e . La temperatura baissa amb laltitud de a a a onte se situa la tropopausa. Pasmens, la temperatura de la tropopausa varia leugierament entre -224 e amb la latitud. Aquelei valors fan quUranus a latmosfèra pus freja dau Sistèma Solar. Enterin, la pression varia de a . Lestructura dei nívols seriá complèxa amb la preséncia de nívols daigan dins lei zonas amb una pression situada entre e , de nívols didrosulfur damòni entre 20 e , de nívols damoniac o de sulfur didrogèn entre 3 e e finalament de nívols de metan entre 1 e .Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San (2005). "Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets – a Case for Multiprobes". Space Sci. Rev. 116: 121–136. Pasmens, la màger part dei jaç de nívols es especulativa car Voyager 2 a solament observat la preséncia dei nívols de metan.G.F. Lindal, J.R. Lyons, D.N. Sweetnam et al., « The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2 », dans J. of Geophys. Res., vol. 92, 1987, pp. 14 987 – 15 001.

Estratosfèra

Lestratosfèra es lo jaç intermediari de latmosfèra dUranus. Sa temperatura varia de a la basa a - a la cima. Lo rescaufament es probablament causat per lei transferiments de calor dempuei la termosfèra e la preséncia de metan e dautreis idrocarburs formats per la dissociacion dei moleculas de metan sus lei rais solars.Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F. (1989). "Photochemistry of the Atmosphere of Uranus". The Astrophysical Journal 346: 495–508.Young, Leslie A.; Bosh, Amanda S.; Buie, Marc; et al. (2001). "Uranus after Solstice: Results from the 1998 November 6 Occultation" (PDF). Icarus 153: 236–247. Aqueleis idrocarburs son situats dins un jaç relativament fin entre 100 e .Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et al. (2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus atmosphere by infrared spectroscopy". Icarus 184: 634–637Bishop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P. (1990). "Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere" (PDF). Icarus 88: 448–463. Forman adonc una bruma probablament responsabla de laspècte calme de la planeta.

Termosfèra e corona

thumb|upright|Fotografia dUranus facha en 2005 amb son sistèma danèus e de nívols atmosferics.

Latmosfèra exteriora dUranus es compausada de la termosfèra e dun jaç dich corona. La temperatura de la termosfèra es quasi constanta entre e .Herbert, Floyd; Sandel, B.R.; Yelle, R.V.; et al. (1987). "The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2". J. Of Geophys. Res. 92: 15,093–15,109. Es donc pus importanta que per la termosfèra de Saturne (environ ) mai se conois pas la rason daqueu fenomèn. Defiech, lei radiacions ultravioletas dau Soleu o lactivitat dauròras polaras fornisson pas lenergia necessària.Floyd Herbert et Bill R. Sandel, « Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune », dans Planet. Space Sci., vol. 47, 1999, p. 1119–1139. De mai, lactivitat deis auròras polaras es insignificanta a respècte de Jupitèr o de Saturne. La corona es facha de moleculas de diidrogèn e datòms didrogèn. Aquela composicion explica la talha unica dins lo Sistèma Solar de la corona fins a amb, per consequéncia, la creacion duna tirassiera per lei particulas orbitant près dUranus. Ansin, la corona entraïna especialament una reduccion de la quantitat de poussa dins lo sistèma danèus de la planeta.

Ionosfèra

Lionosfèra dUranus es situada entre e dins lei partidas auta de lestratosfèra e bassa de la termosfèra. Es pus densa que leis ionosfèras de Saturne e de Neptun, probablament en causa de la preséncia duna concentracion febla didrocarburs dins lestratosfèra.Trafton, L.M.; Miller, S.; Geballe, T.R.; et al. (1999). "H2 Quadrupole and H3+ Emission from Uranus: the Uranian Thermosphere, Ionosphere, and Aurora". The Astrophysical Journal 524: 1059–1023. Lionosfèra es principalament sostenguda per lei rais ultraviolets dau Soleu. Leis auròras polaras an pas de ròtles importants coma per Jupitèr o Saturne.Hoanh An Lam, Steven Miller, Robert D. Joseph et al., « Variation in the H+3 emission from Uranus », dans The Astrophysical Journal, vol. 474, 1997, p. L73–L76.

Bendas, vents e nívols

En 1986, la sonda Voyager 2 observèt lemisfèri sud dUranus destiu mai manca lemisfèri nòrd. Leis observacions de la sonda, puei de telescòpis Hubble, e Keck mostrèron que lemisfèri sud èra devesit entre una calòta polara brilhanta e de bendas sornas a leqüator. Lo limit èra una benda estrecha, entre lei latituds -45° e -50°, dicha còl polar.B.A. Smith, L.A. Soderblom, A. Beebe et al., « Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results », dans Science, vol. 233, 1986, p. 97–102H.B. Hammel, I. de Pater, S. Gibbard et al., « Uranus in 2003: Zonal winds, banded structure, and discrete features », dans Icarus, vol. 175, 2005, p. 534–545 Se supausa que la calòta e lo còl polars tènon de nívols de metan amb una pression entre 1,3 e . La planeta sembla donc assimetrica amb de regions lusentas e sornas.