ÓRBITA E ROTAÇÃO
Urano completa uma volta ao redor do Sol a cada aproximadamente 84 anos terrestres. Sua distância média ao Sol é de aproximadamente 3 bilhões de quilômetros (20 UA). A intensidade da luz solar é de cerca de 1/400 da terrestre. Os elementos orbitais do planeta foram calculados pela primeira vez em 1783 por Pierre-Simon Laplace. Com o tempo, discrepâncias começaram a aparecer entre as órbitas previstas e observadas e, em 1841, John Couch Adams propôs que as diferenças poderiam ser causadas devido à atração gravitacional de um planeta desconhecido. Em 1845, Urbain Le Verrier começou uma pesquisa independente da órbita de Urano e em 23 de setembro de 1846 Johann Gottfried Galle localizou um novo planeta, nomeado posteriormente Netuno, quase na posição prevista por Le Verrier.
Translação de Urano ao redor do Sol a cada 84 anos terrestres. Sua distância média ao Sol é de aproximadamente 3 bilhões de quilômetros (20 UA).
O período de rotação no interior de Urano 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 muito mais rápido, completando uma rotação em pouco mais de 14 horas.
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, 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 uraniano, 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.
Imagem no infravermelho próximo feita pelo Telescópio Hubble em 1998 mostrando as faixas de nuvens, anéis planetários e satélites naturais.
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 isto ainda é desconhecido. A razão da inclinação axial anormal também não é bem conhecida, 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. O polo sul de Urano estava virado 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 acima do plano invariável do Sistema Solar, independentemente da direção que o planeta está girando. 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. De acordo com esse último sistema de coordenadas o polo norte de Urano estava iluminado em 1986.
Visibilidade
Entre 1995 e 2006, a magnitude aparente de Urano variou entre +5,6 e +5,9, deixando-o perto do limite de visibilidade a olho nu, que é de +6,5.[63] Seu diâmetro angular vai de 3,4 a 3,7 segundos de arco, comparado ao de Saturno que 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 áreas urbanas. 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.
ESTRUTURA INTERNA
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 total de gelo no interior do planeta não é conhecida com precisão, visto que valores diferentes aparecem dependendo do modelo escolhido; deve estar entre 9,3 e 13,5 massas terrestres. Hidrogênio e hélio constituem 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 considerado material rochoso.
Diagrama do interior do planeta.
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 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 tem uma massa de aproximadamente 0,5 massas terrestres e se estende pelos 20% restantes do raio planetário. A densidade do núcleo é de 9 g/cm3, com uma pressão no centro de 8 milhões de bars (800 GPa) e uma temperatura aproximada de 5 000 K. 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. Esse fluido, que tem uma alta condutividade elétrica, é algumas vezes chamado de oceano de água-amônia. A composição principal de Urano e Netuno é bem diferente da de Júpiter e Saturno, com o gelo dominando sobre os gases, assim justificando sua classificação em separado como gigantes gelados. 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.
Enquanto o modelo acima é considerado o padrão, não é o único; outros modelos também satisfazem as observações. Por exemplo, se uma quantidade substancial de hidrogênio e material rochoso for misturada ao manto de gelo, a massa total de gelos no interior seria menor, e assim a massa total de rochas e hidrogênio seria maior. Atualmente os dados disponíveis não permitem determinar qual é o modelo correto. A estrutura interior do fluido em Urano significa que não há superfície sólida. A atmosfera gasosa gradualmente transita para as camadas internas líquidas. Por questão de conveniência, um esferoide oblato giratório fixo no ponto em que a pressão atmosférica é igual a 1 bar (100 kPa) é condicionalmente designado como a "superfície". Tem um raio polar e equatorial de 25 559 ± 4 e 24 973 ± 20 km, respectivamente. Esta superfície será usada através do artigo como o ponto zero para a altitude.
Calor interno
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. A energia total irradiada pelo planeta na parte do espectro do infravermelho distante (ou seja, calor) é 1,06 ± 0,08 vezes a energia solar absorvida na atmosfera. De fato, o fluxo de calor uraniano é de apenas 0,042 ± 0,047 W/m2, que é menor que o fluxo interno de calor terrestre de aproximadamente 0,075 W/m2. A menor temperatura registrada na tropopausa de Urano foi de 49 K (–224 °C), tornando-o o planeta mais frio do Sistema Solar.
Contudo, dois estudos enviados ao periódico da Universidade de Cornell em 2025 afirmam que o calor irradiado pelo planeta seja entre 12,5% e 15% maior do que a quantidade recebida pelo Sol, uma quantia significantemente diferente do que os 6% aceitos até então. Esta divergência de valores se dá pelo avanço na tecnologia recente dos telescópios, possibilitando uma aquisição de dados mais apurada, e levaram os astrônomos a concluírem que, possivelmente, a Voyager 2 ou mediu erroneamente os índices de calor quando de sua passagem por Urano - em 1986 - ou a passagem se deu em um momento incomum, esta última sendo a hipótese mais aceita.
Uma das hipóteses para estas discrepâncias sugere que quando Urano foi atingido por um grande impacto, que expeliu a maior parte do seu calor primordial, ele foi deixado com uma temperatura mais baixa no núcleo. Outra hipótese é de que existe algum tipo de barreira nas camadas superiores na atmosfera que impede o calor do núcleo de atingir a superfície. Por exemplo, pode acontecer convecção em um conjunto de camadas de diferentes composições, que podem inibir a condução do calor.
ATMOSFERA
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. O sensoriamento remoto consegue penetrar até 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. A tênue coroa da atmosfera se estende consideravelmente até dois raios planetários a partir da superfície nominal de 1 bar de pressão. 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 4 000 km e pressões entre 0,1 e 10−10 bar; e a termosfera/coroa estendendo-se de uma altitude de 4 000 km a vários raios a partir da superfície nominal de 1 bar de pressão. Ao contrário da atmosfera terrestre, a uraniana não possui mesosfera.
Urano pelo Telescópio Espacial James Webb (fevereiro de 2023).
Composição
A composição da atmosfera uraniana é diferente do resto do planeta, consistindo principalmente de hidrogênio molecular e hélio. A fração molar de hélio, o número de átomos de hélio por molécula de gás, é de 0,15 ± 0,03 na atmosfera superior, o que corresponde a uma fração de massa de 0,26 ± 0,05. O valor é muito próximo à fração de massa de hélio protossolar de 0,275 ± 0,01, 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 espectro visível e no infravermelho próximo, deixando a cor do planeta água-marinha ou ciano. As moléculas de metano correspondem a 2,3% da atmosfera por fração molar ao nível de pressão de 1,3 bar (130 kPa); isto representa aproximadamente 20 a 30 vezes a abundância de carbono encontrada no Sol. 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 à sua temperatura extremamente baixa, que diminui o nível de saturação e causa o congelamento do excesso de metano. 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. 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. Os compostos incluem etano (C2H6), acetileno (C2H2), metilacetileno (CH3C2H) e diacetileno (C2HC2H). 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
Perfil de temperatura da troposfera e estratosfera inferior. Nuvens e camadas de névoa também são 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 320 K na base da troposfera nominal, a −300 km, até 53 K a 50 km. A temperatura na região mais fria da troposfera (a tropopausa) na verdade varia numa faixa de 49 e 57 K, dependendo da latitude planetária. A região da tropopausa é responsável pela maior parte das emissões térmicas de infravermelho próximo do planeta, assim determinando sua temperatura efetiva de 59,1 ± 0,3 K.
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). A troposfera é uma parte muito dinâmica da atmosfera, exibindo fortes ventos, nuvens brilhantes e mudanças sazonais, que são todas discutidas abaixo.
Atmosfera superior
A camada do meio da atmosfera uraniana é a estratosfera, onde a temperatura no geral aumenta com a altitude, indo de 53 K na tropopausa para entre 800 e 850 K 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 (1 000 a 10 kPa) e temperaturas entre 75 e 170 K. Os hidrocarbonetos mais abundantes são metano, acetileno e etano com uma razão de mistura de aproximadamente 10−7 em relação ao hidrogênio. A razão de mistura do monóxido de carbono é similar nestas altitudes. A razão de mistura de hidrocarbonetos mais pesados e dióxido de carbono é três ordens de magnitude inferior. A taxa de abundância de água é de aproximadamente 7×10−9. 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 uraniana acima da névoa é significativamente menor que na estratosfera de outros planetas gigantes.
A parte mais externa da atmosfera uraniana é formada pela termosfera e coroa, que tem uma temperatura uniforme em torno de 800 a 850 K. 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 depleção geral da poeira nos anéis uranianos. 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. A ionosfera uraniana é 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.
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Veja também / See also:
◙ URANO / URANUS (Part 1 of 3);
◙ URANO / URANUS (Part 3 of 3).
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