El Sistema Solar (VII): Urano, el Gigante Helado

-Periodo orbital: 30.799,095 d (84,32 años)
-Radio orbital medio: 2,877 x 10⁹ km (19,229 UA)
-Masa: 8,681 x 10²⁵ kg (14,563 M_T)
-Radio: 25,559 km (4,007 R_T)
-Gravedad en la superficie: 8,69 m/s²
-Satélites: 27

Nota: Todas las magnitudes están expresadas en unidades del SI, usando notación científica en los casos requeridos. 1UA ≈ 150 x 10⁶ km, que es la distancia entre el Sol y la Tierra. M_T = 5,9736 x 10²⁴ kg, que es la masa de la Tierra y R_T = 6.371 km su radio.

En nuestro periplo por el Sistema Solar llegamos a nuestra séptima parada, Urano, el tercero de los gigantes gaseosos. Es el único planeta cuyo nombre no podemos encontrar en la mitología romana sino que tenemos que recurrir a la griega donde aparece Ouranos, el dios del cielo. Aunque la primera observación registrada fue en 1690, no fue hasta más de 90 años después cuando se reconoció que era otro de los planetas del Sistema Solar, siendo confundido primero con una estrella y más tarde con un cometa debido a su largo periodo orbital.

A pesar de que dijimos que los cuatro gigantes gaseosos se incluyen dentro de la clasificación de planetas jovianos, tanto Neptuno como el propio Urano son denominados más habitualmente como los «gigantes helados«. Esto es debido a que, a diferencia de sus predecesores en cuya composición predomina el hielo y el hidrógeno, en estos planetas encontramos una mayor concentración de «hielos» de diversos compuestos como amoniaco, metano o agua.

A pesar de tener menos masa que Neptuno, su radio es ligeramente mayor que éste. Esto es debido a que, como en el caso de Saturno, su densidad media es relativamente baja. Comparte su estructura interna con los otros gigantes gaseosos que hemos mencionado: en el centro tiene un núcleo rocoso, una gruesa envoltura helada alrededor de éste y por último una capa compuesta en su mayor parte por helio e hidrógeno.

Aunque Urano alcanza en su atmósfera las temperaturas más bajas de todos los planetas del Sistema Solar (49 K ó -224 ºC) en su interior se llegan a tener temperaturas de hasta 5000 ºC. ¿Cómo es posible que existan entonces compuestos en forma de hielo? Esto es debido a que lo que existe en estas capas internas no es hielo como nosotros lo conocemos sino un estado de agregación con características similares a las que mencionamos cuando hablábamos del hidrógeno metálico.

A pesar de estar a temperaturas extremadamente altas, las presiones son también tan elevadas (800 GPa) que los átomos de los diferentes compuestos son comprimidos hasta alcanzar un estado similar a los sólidos que vemos normalmente. Y es que un sólido es básicamente un compuesto en cuyo interior las fuerzas entre sus diferentes átomos son tan intensas que impiden que éstos se muevan libremente como pasa en un gas o un líquido.

La diferencia con un sólido a temperatura ambiente es que los átomos se encuentran tan juntos que  llegan a ionizarse. Los electrones, como en el caso del hidrógeno metálico, suelen moverse libremente como en un metal mientras que los núcleos forman estructuras cristalinas. Es el caso del agua iónica, que se cree que puede existir en esta capa helada de Urano.

La atmósfera de Urano es en cierto modo peculiar. Posee una estructura de bandas similar a Júpiter y Saturno, aunque es aún más difusa que la del último. Además para observarla es necesario recurrir a fotografías en el rango del infrarrojo (IR). Como ya hemos dicho, en su composición predomina la presencia de hidrógeno y helio, aunque hay otro compuesto también bastante abundante, el metano (CH₄).

El metano es el responsable del brillante color cyan de Urano que podemos percibir al observarlo a través de un telescopio. Esto es debido a que sus bandas de absorción más importantes se encuentran en el IR cercano y principio del visible, es decir, que absorbe las longitudes de ondas correspondientes al infrarrojo y la parte «roja» del espectro visible de la luz que proviene del Sol y por lo tanto solo vemos la parte del espectro electromagnético correspondiente a longitudes más cortas, es decir al azul y el violeta.

Imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble en el IR cercano que muestra las bandas de nubes, los anillos y tres lunas de Urano.

En la troposfera, la parte más interna de la atmósfera de Venus, nos encontramos con que, como en la mayoría de casos, la temperatura desciende según ascendemos. Es allí donde se encuentran las regiones más frías que, como ya hemos dicho, llegan a estar a 49 K. Allí es también donde se desarrollan todos los fenómenos meteorológicos propios de Urano como fuertes vientos y brillantes nubes.

Los vientos de Urano también son peculiares. En el ecuador son retrógrados, es decir, soplan en sentido en sentido contrario a la rotación del planeta, a una velocidad de entre 50 y 100 m/s  (180-360 km/h). Según nos alejamos del ecuador su velocidad va disminuyendo hasta que se hace nula a unos 20º de latitud. A partir de ese punto invierten su dirección y se vuelven progrados, que como podéis imaginar es lo contrario a retrógrados. Su velocidad se incrementa entonces hasta que alcanzamos los 60º de latitud, punto a partir del cual vuelve a disminuir hasta hacerse nula de nuevo en los polos. Estos vientos puede llegan a alcanzar velocidades de hasta 200 m/s (720 km/h) en algunas regiones.

Si seguimos ascendiendo por la atmósfera, cuando llegamos a la estratosfera nos encontramos con que en vez de disminuir, la temperatura aumenta según ascendemos llegando a alcanzar los 850 K (577 ºC). Se cree que esto es debido a la absorción de radiación por parte del metano.Es precisamente esta interacción entre el metano de la atmósfera y la radiación ultravioleta procedente del Sol la que da lugar a una gran variedad de hidrocarburos, como el etano (C₂H₆) y el acetileno(C₂H₂), a través de un proceso llamado fotólisis.

Por encima de la estratosfera se encuentra la termosfera y por último nos encontramos con la característica más llamativa de la atmósfera de Urano y única de este planeta, su corona, que se extiende hasta más de dos veces el radio del propio planeta. Esta corona está formada en su mayor parte por hidrógeno y se encuentra a una temperatura más o menos uniforme de entre 800 y 850 K. La fuente de calor necesaria para poder mantener estas condiciones todavía es desconocida, ya que la absorción de radiación por sí sola no sería suficiente.

Esta corona tiene un efecto de fricción sobre las partículas de polvo que la atraviesan, igual que el que sufren las naves espaciales en el proceso de reentrada en la atmósfera o los meteoritos. La consecuencia es que estas partículas reducen su velocidad y acaban siendo atrapadas por la gravedad de Urano orbitando finalmente alrededor del planeta y pasando a formar  parte de sus anillos. Y es que sí, Urano también tiene anillos. Pero antes de hablar sobre ellos tenemos que comentar el que, sin duda, es el rasgo más significativo de este planeta.

Como sabéis, el eje de rotación de la Tierra está ligeramente inclinado respecto del plano de la eclíptica. Esta es la causa existan estaciones. Pues bien, Urano es el caso extremo, ya que su eje tiene una inclinación de más de 90 grados. Para visualizar la dinámica de su movimiento hay que tener en cuenta que la dirección en la que apunte el eje permanece constante a lo largo de su órbita alrededor del Sol. La consecuencia de esto es que durante medio periodo orbital (unos 42 años) uno de los polos recibe luz constantemente mientras que el otro se encuentra en penumbra.

Es lógico pensar entonces que, dado que uno de los polos recibe gran parte de la radiación durante un periodo de tiempo tan prolongado, este debe encontrarse mucho más caliente que el resto del planeta. Sin embargo se ha observado que, a pesar de todo, el ecuador sigue estando a mayor temperatura que el resto del planeta. Las razones de que esto ocurra se desconocen todavía. Por otro lado, la causa de esta inclinación tan severa en el eje de rotación de Urano se cree que pudo ser debida a una colisión con un planeta de grandes dimensiones, aproximadamente del tamaño de la Tierra.

Todos los demás elementos orbitales de Urano, como sus satélites y sus anillos se ven también afectados por esta extraña configuración. Vistos de la Tierra, dichos anillos se encuentran formando una especie de diana alrededor del planeta. Y es que en el caso de Urano si que podemos hablar de anillos reales y no de discos como ocurría en el caso de Saturno ya que, con la excepción de dos de ellos, son muy delgados con apenas unos pocos kilómetros de ancho. También, como pasa con Saturno, nos encontramos con algunos anillos en el interior de los cuales orbita algún satélite de Urano. Este es el caso de el anillo μ y la luna Mab.

Como buen gigante gaseoso que es, Urano tiene también una importante colección de lunas que asciende a 27 ejemplares. Éstas fueron nombradas a partir de personajes de diferentes obras de Shakespeare y Alexander Pope.  Entre ellas destaca Titania, el mayor satélite de Urano que es a la vez el octavo de todo el Sistema Solar. Sin embargo, aun si sumáramos la masa de los cinco lunas mayores obtendríamos una cantidad inferior a la masa de Tritón, la luna más grande de Neptuno. Esto hace que su sistema satelital sea el menos masivo dentro de los gigantes gaseosos (no se puede tener todo).

Campo magnético de Urano.

Por último haremos una breve mención a su magnetosfera. De ella podemos mencionar que tiene una fuerte inclinación de 59º respecto del eje de rotación del planeta lo cual es bastante inusual, aunque teniendo en cuenta la propia inclinación del eje nada resulta demasiado extraño. Además, el eje del dipolo magnético que genera la magnetosfera se encuentra descentrado, es decir que pasa a una distancia del centro del planeta de casi un tercio de su radio. Esto hace que la intensidad del campo en los diferentes hemisferios sea muy diferente, llegando a ser 10 veces mayor en el norte que en el sur. Dadas las dimensiones del planeta, el campo magnético en la «superficie» de Urano es, sin embargo, similar al que tenemos en la Tierra.

En el siguiente capítulo de la serie visitaremos al «primo-hermano» de Urano, Neptuno y daremos por finalizada nuestra visita a los planetas del Sistema Solar, dejando de nuevo la Tierra para posteriores capítulos (se merece un trato especial, ¿no creéis?). Veremos como en vez de Neptuno quizá debería llamarse Eolo y cuales son sus parecidos y diferencias con el otro gigante helado.

 

~ por Kleiser en 21 enero, 2011.