ANÉIS PLANETÁRIOS
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. 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 planeta gelado cerca de uma a três vezes a massa da Terra 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.
Sistema de anéis uraniano.
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 ε, seu ângulo relativo à Terra, cor vermelha, e mudanças aparentes enquanto Urano transitava em torno do Sol. O sistema de anéis foi definitivamente descoberto em 10 de março de 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham, e Douglas J. Mink no Kuiper Airborne Observatory. A descoberta foi acidental; eles planejavam utilizar a ocultação da estrela SAO 158687 por Urano para estudar a atmosfera do planeta. Quando suas observações foram analisadas, eles descobriram que a estrela tinha desaparecido rapidamente cinco vezes antes e depois de ser ocultada pelo planeta. Eles concluíram que deveria existir um sistema de anéis ao redor do planeta. Mais tarde, eles detectaram quatro outros anéis. Os anéis foram fotografados diretamente quando a Voyager 2 passou pelo planeta. A sonda também descobriu outros dois anéis fracos, elevando o número para onze.
Anéis interiores de Urano. O anel brilhante externo é o anel ε; oito outros anéis estão presentes.
Em dezembro de 2005, o Telescópio Espacial Hubble detectou um par de anéis desconhecidos. O maior é localizado no dobro da distância do planeta do que os outros anéis conhecidos. Estes dois anéis estão tão longe do planeta que foram denominados sistema 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. Em abril de 2006, imagens dos novos anéis feitas com o Observatório Keck revelaram as suas cores: o mais externo é azul e o outro, vermelho. Uma hipótese a respeito do anel exterior azul é de que seja composto por minúsculas partículas de gelo da superfície de Mab que são pequenas o suficiente para espalhar a luz azul. Em contraste, os anéis interiores parecem ser cinza.
CAMPO MAGNÉTICO
Antes da chegada da Voyager 2 não havia sido feita nenhuma medição da magnetosfera uraniana, portanto sua natureza permanecia um mistério. Antes de 1986, astrônomos esperavam 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.
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 tão baixa quanto 0,1 gauss (10 µT), enquanto que no hemisfério norte pode ser tão forte quanto 1,1 gauss (110 µT). O campo magnético na superfície é de 0,23 gauss (23 µT). Em comparação, o campo magnético terrestre é quase igualmente forte em qualquer dos polos, e o "equador magnético" é aproximadamente paralelo ao equador geográfico. O momento de dipolo de Urano é 50 vezes o terrestre. O campo magnético de Netuno tem um deslocamento e inclinação similar, sugerindo que esta pode ser uma característica dos gigantes de gelo. 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 conforme observado pela Voyager 2 em 1986. S e N são os polos magnéticos sul e norte.
Apesar do seu curioso alinhamento, outros aspectos da magnetosfera uraniana são como os de outros planetas: ela tem um choque em arco localizado a aproximadamente 23 raios planetários à frente, uma magnetopausa a 18 raios uranianos, e uma magnetocauda e cinturão de radiação completamente desenvolvidos. 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.
A magnetosfera contém partículas carregadas: prótons e elétrons com uma pequena quantidade de íons de H2+. Nenhum íon pesado foi detectado. Muitas destas partículas provavelmente derivam da coroa atmosférica quente. A energia dos íons e elétrons podem ser de até 4 e 1,2 megaeletronvolt, respectivamente. A densidade de íons de baixa energia (1 kiloelétrovolt) na magnetosfera interior é de aproximadamente 2 cm−3. A população de partículas é fortemente afetada pelas 28 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 superfície das luas em uma escala astronômica relativamente rápida de 100 000 anos. Isto pode ser a causa da cor escura das luas e anéis. 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.
CLIMA
Nos comprimentos de onda visível e ultravioleta, a atmosfera uraniana é notavelmente uniforme em comparação aos outros gigantes gasosos, inclusive Netuno, que de outros modos se assemelha a Urano. Quando a Voyager 2 sobrevoou o planeta em 1986, observou um total de dez formações de nuvens em todo o planeta. Uma explicação para essa escassez de detalhes é que o calor interno parece ser acentuadamente menor que o de outros planetas gigantes. A menor temperatura registrada na tropopausa de Urano foi de 49 K, tornando-o o planeta mais frio do Sistema Solar.
Estruturas de faixas, ventos e nuvens
Em 1986 a Voyager 2 descobriu que o hemisfério sul visível de Urano pode ser dividido em duas regiões: uma calota polar brilhante e uma faixa equatorial escura (ver figura ao lado). Sua fronteira está localizada a aproximadamente -45 graus de latitude. Um faixa estreita de -45 a -50 graus de latitude é a mais brilhante grande característica visível na superfície do planeta. É chamada de "colar" do sul. Acredita-se que a calota 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). Além da estrutura de faixas em larga escala, a Voyager 2 observou dez pequenas nuvens brilhantes, a maioria situada vários graus ao norte do colar. Em todos os outros aspectos Urano parecia, em 1986, um planeta dinamicamente morto. Infelizmente a sonda chegou durante o verão do hemisfério sul e não pôde 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 nenhum colar ou calota polar no hemisfério norte. Urano parecia então ser assimétrico: brilhoso perto do polo sul e uniformemente escuro na região norte do colar sul. 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.
A primeira mancha negra observada em Urano. Imagem obtida pela Advanced Camera for Surveys do Hubble em 2006.
Na década de 1990, o número de nuvens brilhantes observadas aumentou consideravelmente, em parte por causa das novas técnicas disponíveis de imagem em alta resolução. A maioria foi encontrada no hemisfério norte conforme ele se tornou visível. Uma explicação preliminar - que as nuvens brilhantes são mais fáceis de serem identificadas na parte escura do planeta, pois no hemisfério sul o colar brilhante as disfarça - mostrou ser incorreta: de fato, o número verdadeiro de nuvens brilhantes aumentou consideravelmente. Mesmo assim havia diferenças entre as nuvens em cada hemisfério. As nuvens no norte são menores, mais nítidas, mais brilhantes e parecem residir em altitudes mais altas. O tempo de vida das nuvens varia 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. Observações recentes também revelaram que tais nuvens têm muito em comum com as de Netuno. Por exemplo, a mancha escura observada em Netuno nunca tinha sido observada em Urano antes de 2006, quando a primeira mancha desse tipo foi fotografada. Especula-se que Urano se torne mais parecido com Netuno durante sua estação equinocial.
Velocidade do vento em diferentes zonas de Urano. Áreas sombreadas mostram o colar do sul e sua futura contraparte ao norte. A curva vermelha é um ajuste simétrico para os dados.
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 −50 m/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. 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°.
Variação Sazonal
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". Em 23 de agosto de 2006 pesquisadores do 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. Não é compreendido como esta repentina elevação na atividade surgiu, mas parece que 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. Um grande número de descobertas tem sido feito. A fotometria ao longo de metade do ano uraniano (começando na década de 1950) tem demonstrado uma variação regular de brilho em duas áreas do espectro, com o máximo ocorrendo nos solstícios e o mínimo nos equinócios. Uma variação periódica similar, com os máximos nos solstícios, tem sido observada nas medições de micro-ondas da troposfera profunda. Medições de temperatura na estratosfera iniciadas na década de 1970 também mostraram valores máximos perto do solstício de 1986. Acredita-se que a maioria desta variabilidade ocorre devido a mudanças na geometria de observação.
Existem razões para acreditar que estão acontecendo mudanças físicas sazonais em Urano. Enquanto o planeta é conhecido por ter uma brilhante região polar no sul, o polo norte é escuro, o que é incompatível com o modelo de mudanças sazonais descrito acima. Durante o anterior solstício do norte, em 1944, Urano mostrava elevados níveis de brilho, o que sugere que o polo norte não foi sempre escuro. Esta informação implica que o polo visível clareia antes do solstício e escurece após o equinócio. Análises detalhadas de dados de micro-ondas e luz visível revelaram que as mudanças periódicas de brilho não são completamente simétricas nos solstícios, que indicam também mudanças nos padrões meridionais de albedos. Finalmente, na década de 1990, à medida que Urano se afastava do seu solstício, o Hubble e telescópios terrestres revelaram que a calota polar no sul escureceu consideravelmente (exceto o colar sul, que permanece brilhante), enquanto o hemisfério norte demonstrou aumento de atividade, tais como formação de nuvens e ventos mais fortes, sustentando a expectativa de que deveria clarear em breve. Isto de fato aconteceu em 2007 quando o planeta passou pelo equinócio: um fraco colar no norte surgiu, enquanto o colar no sul se tornou praticamente invisível, embora o perfil das zonas de ventos tenha permanecido levemente assimétrico, com os ventos do norte sendo mais lentos que os do sul.
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. 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. A variação da emissão de micro-ondas do planeta é provavelmente causada pela mudança na circulação da troposfera profunda, porque nuvens polares compactas e névoa podem inibir a convecção. Agora que os equinócios de outono e primavera estão próximos, as dinâmicas estão mudando e a convecção pode ocorrer novamente.
FORMAÇÃO
Muitos argumentam que as diferenças entre os gigantes de gelo e os gigantes gasosos se estendem à sua formação. Acredita-se que o Sistema Solar tenha se formado a partir de uma bola gigante de gás e poeira conhecida como nebulosa pré-solar. Grande parte dos gases da nebulosa, principalmente hidrogênio e hélio, formaram o Sol, enquanto os grãos de poeira se aglutinaram para formar os primeiros protoplanetas. Conforme os planetas cresciam, alguns eventualmente sofreram acreção de matéria suficiente para a sua gravidade prender o resto de gás remanescente da nebulosa. Quanto mais gás prendiam, maiores se tornavam; quanto maiores se tornavam, mais gás conseguiam prender até chegar a um ponto crítico, e seu tamanho começou a crescer exponencialmente. Os gigantes de gelo, com apenas algumas massas terrestres de gás da nebulosa, nunca alcançaram este ponto crítico. Simulações recentes de migração planetária têm sugerido que ambos os gigantes de gelo se formaram mais perto do Sol do que suas atuais posições, e se moveram para o exterior mais tarde, uma hipótese detalhada pelo modelo de Nice.
SATÉLITES
Urano tem 29 satélites naturais conhecidos, os nomes dos quais foram escolhidos a partir de personagens das obras de William Shakespeare e Alexander Pope. Os cinco principais são Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon A massa total dos satélites uranianos é a menor entre os gigantes gasosos; de fato, a massa combinada dos cinco maiores seria menor que a de Tritão, o maior satélite de Netuno. O maior dos satélites, Titânia, tem um raio de somente 788,9 km, menos da metade do raio da Lua mas um pouco maior que Reia, a segunda maior lua de Saturno, fazendo de Titânia a oitava maior lua do Sistema Solar. Os satélites têm albedos relativamente baixos, variando de 0,20 para Umbriel a 0,36 para Ariel. As luas são conglomerados compostos por aproximadamente de 50% de gelo e 50% de rocha, do qual o gelo pode incluir amônia e dióxido de carbono.
Ariel parece ter a superfície mais jovem e tem menor quantidade de crateras de impacto, enquanto a de Umbriel parece ser a mais velha. Miranda é um dos corpos mais estranhos do Sistema Solar com cânions de 20 km de profundidade e uma mistura característica de superfícies antigas e novas. Acredita-se que sua atividade geológica tenha sido orientada por aquecimento de marés numa época em que sua órbita era mais excêntrica que a atual, provavelmente como resultado da ressonância orbital de 3:1 anteriormente mantida com Umbriel. Processos de rifte associados com a ascensão de diapiros são provavelmente a origem da sua corona com aparência de pista de corrida. Do modo similar, acredita-se que Ariel tenha tido ressonância de 4:1 com Titânia.
EXPLORAÇÃO
Em novembro de 1985, a sonda interplanetária Voyager 2 iniciou o sobrevoo do planeta atingindo a distância mais próxima 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 incluindo o clima, único entre os planetas do sistema solar, provocado pela inclinação axial de 97,77°, os cinco maiores satélites e os nove anéis até então conhecidos. A sonda também estudou o campo magnético, sua estrutura irregular e a inclinação que formam uma magnetocauda em forma de saca-rolha por causa de sua orientação. A Voyager 2 também descobriu outros dez satélites e mais dois anéis, nomeados posteriormente como lambda (λ) e Zeta (ζ).
A possibilidade de enviar a sonda Cassini a Urano foi avaliada em 2009 num plano de prolongar a missão da sonda. Ela levaria cerca de 20 anos para chegar ao sistema uraniano após deixar Saturno. Uma sonda e satélite uranianos foram recomendados pelo projeto Planetary Science Decadal Survey de 2013-2022 publicado em 2011; a proposta inclui o lançamento entre 2020-2023 e uma viagem de 13 anos até o planeta. A Agência Espacial Europeia avaliou uma missão de "classe-média" chamada Uranus Pathfinder.
Em agosto de 2004 o Telescópio Espacial Hubble foi utilizado para observação do planeta tendo descoberto mais dois satélites e dois anéis. Observações posteriores feitas por telescópios em solo registraram imagens em infravermelhos de somente um dos anéis recém descobertos. Cientistas sugerem que esta diferença de observação indique uma origem diferente para os dois anéis recém descobertos. O externo, não visualizado pelas observação terrestre em infravermelho, teria sido formado pela colisão de asteróides no satélite Mab enquanto o interno seria composto de partículas menores semelhantes a poeira e com uma coloração vermelha.
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Veja também / See also:
◙ URANO / URANUS (Part 1 of 3);
◙ URANO / URANUS (Part 2 of 3).
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