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Clima de Urano

El hemisferio sur de Urano en color natural aproximado (izquierda) y en longitudes de onda más altas (derecha), mostrando sus tenues bandas de nubes y su "capucha" atmosférica, ...

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El hemisferio sur de Urano en color natural aproximado (izquierda) y en longitudes de onda más altas (derecha), mostrando sus tenues bandas de nubes y su "capucha" atmosférica, tal como las vio la Voyager 2.

El clima de Urano está fuertemente influenciado tanto por su falta de calor interno, que limita la actividad atmosférica, como por su extrema inclinación axial, que induce una intensa variación estacional. La atmósfera de Urano es notablemente insípida en comparación con la de los otros planetas gigantes a los que, por lo demás, se asemeja mucho. [ 1 ] [ 2 ] Cuando la Voyager 2 sobrevoló Urano en 1986, observó un total de diez formaciones nubosas en todo el planeta. [ 3 ] [ 4 ] Observaciones posteriores desde la Tierra o realizadas por el Telescopio Espacial Hubble en las décadas de 1990 y 2000 revelaron nubes brillantes en el hemisferio norte (invierno). En 2006, se detectó una mancha oscura similar a la Gran Mancha Oscura de Neptuno . [ 5 ]

Estructura en bandas, vientos y nubes

Urano en 2005. Se aprecian anillos, un collar austral y una ligera nube en el hemisferio norte.
Imágenes del Hubble que muestran los cambios estacionales en la atmósfera de Urano. El sur de Urano se encuentra en la parte superior derecha y el norte en la parte inferior izquierda. El casquete polar sur desapareció entre 2007 y 2011, y el casquete polar norte apareció entre 2010 y 2015.

Las primeras sugerencias sobre bandas y fenómenos meteorológicos en Urano surgieron en el siglo XIX, como la observación en marzo y abril de 1884 de una banda blanca que rodeaba parcialmente el ecuador de Urano, solo dos años después del equinoccio de primavera de Urano. [ 6 ]

En 1986, Voyager 2 descubrió que el hemisferio sur visible de Urano se puede subdividir en dos regiones: un casquete polar brillante y bandas ecuatoriales oscuras (véase la figura de la derecha). [ 3 ] Su límite se encuentra aproximadamente a -45 grados de latitud . Una banda estrecha que abarca el rango latitudinal de -45 a -50 grados es la característica grande más brillante en la superficie visible de Urano. [ 3 ] [ 7 ] Se le llama un "collar" sur. Se cree que el casquete y el collar son una región densa de nubes de metano ubicada dentro del rango de presión de 1,3 a 2 bar . [ 8 ] Desafortunadamente, Voyager 2 llegó durante el apogeo del verano austral de Urano y no pudo observar el hemisferio norte . Sin embargo, a finales de la década de 1990 y principios del siglo XXI, cuando la región polar norte se hizo visible, el Telescopio Espacial Hubble (HST) y el telescopio Keck inicialmente no observaron ni un collar ni un casquete polar en el hemisferio norte. [ 7 ] Por lo tanto, Urano parecía ser asimétrico: brillante cerca del polo sur y uniformemente oscuro en la región al norte del collar sur. [ 7 ] En 2007, sin embargo, cuando Urano pasó su equinoccio, el collar sur casi desapareció, mientras que un tenue collar norte emergió cerca de los 45 grados de latitud . [ 9 ] La estructura latitudinal visible de Urano es diferente de la de Júpiter y Saturno , que muestran múltiples bandas estrechas y coloridas. [ 1 ] 

Además de la estructura de bandas a gran escala, Voyager 2 observó diez pequeñas nubes brillantes, la mayoría ubicadas varios grados al norte del collar. [ 3 ] En todos los demás aspectos, Urano parecía un planeta dinámicamente muerto en 1986. Sin embargo, en la década de 1990 el número de características de nubes brillantes observadas aumentó considerablemente. [ 1 ] La mayoría de ellas se encontraron en el hemisferio norte cuando comenzaron a hacerse visibles. [ 1 ] La explicación común, aunque incorrecta, de este hecho era que las nubes brillantes son más fáciles de identificar en su parte oscura, mientras que en el hemisferio sur el collar brillante las enmascara. [ 10 ] No obstante, hay diferencias entre las nubes de cada hemisferio. Las nubes del norte son más pequeñas, más definidas y más brillantes. [ 11 ] Parecen estar a mayor altitud , lo cual está relacionado con el hecho de que hasta 2004 (ver más abajo) no se había observado ninguna nube polar austral en la longitud de onda de 2,2 micrómetros , [ 11 ] que es sensible a la absorción de metano , mientras que las nubes del norte se han observado regularmente en esta banda de longitud de onda . La vida útil de las nubes abarca varios órdenes de magnitud. Algunas nubes pequeñas viven durante horas, mientras que al menos una nube austral ha persistido desde el sobrevuelo de la Voyager. [ 1 ] [ 4 ] Observaciones recientes también descubrieron que las características de las nubes en Urano tienen mucho en común con las de Neptuno, aunque el clima en Urano es mucho más tranquilo. [ 1 ] 

Mancha oscura de Urano

La primera mancha oscura observada en Urano. La imagen fue obtenida por el instrumento ACS del telescopio espacial Hubble en 2006.

Las manchas oscuras comunes en Neptuno nunca se habían observado en Urano antes de 2006, cuando se fotografió la primera característica de este tipo. [ 12 ] En ese año, las observaciones del Telescopio Espacial Hubble y del Telescopio Keck revelaron una pequeña mancha oscura en el hemisferio norte (invierno) de Urano. Estaba ubicada a una latitud de aproximadamente 28 ± 1° y medía aproximadamente 2° (1300  km) de latitud y 5° (2700  km) de longitud. [ 5 ] La característica llamada Mancha Oscura de Urano (UDS) se movía en la dirección prograda con respecto a la rotación de Urano con una velocidad promedio de 43,1 ± 0,1 m/s , que es casi 20 m/s más rápido que la velocidad de las nubes a la misma latitud. [ 5 ] La latitud de la UDS era aproximadamente constante. La característica era variable en tamaño y apariencia y a menudo estaba acompañada por una nube blanca brillante llamada Compañera Brillante (BC), que se movía casi a la misma velocidad que el propio UDS. [ 5 ]

El comportamiento y la apariencia de UDS y su brillante compañera fueron similares a las Grandes Manchas Oscuras de Neptuno (GDS) y sus brillantes compañeras, respectivamente, aunque UDS era significativamente más pequeña. Esta similitud sugiere que tienen el mismo origen. Se hipotetizó que las GDS eran vórtices anticiclónicos en la atmósfera de Neptuno , mientras que se pensó que sus brillantes compañeras eran nubes de metano formadas en lugares donde el aire está ascendiendo ( nubes orográficas ). [ 5 ] Se supone que UDS tiene una naturaleza similar, aunque se veía diferente de GDS en algunas longitudes de onda. Aunque GDS tenía el mayor contraste a 0,47 μm, UDS no era visible en esta longitud de onda. Por otro lado, UDS demostró el mayor contraste a 1,6 μm, donde no se detectaron GDS. [ 5 ] Esto implica que las manchas oscuras en los dos gigantes de hielo están ubicadas en niveles de presión algo diferentes: la característica de Urano probablemente se encuentra cerca de 4 bar. El color oscuro de UDS (así como de GDS) puede deberse al adelgazamiento de las nubes subyacentes de sulfuro de hidrógeno o hidrosulfuro de amonio . [ 5 ]   

Velocidades del viento zonal en Urano. Las áreas sombreadas muestran el collar sur y su futura contraparte norte. La curva roja representa un ajuste simétrico a los datos.

La aparición de una mancha oscura en el hemisferio de Urano que había estado en la oscuridad durante muchos años indica que cerca del equinoccio Urano entró en un período de elevada actividad meteorológica. [ 5 ]

vientos

El seguimiento de numerosas características de las nubes permitió determinar los vientos zonales que soplan en la troposfera superior de Urano. [ 1 ] En el ecuador los vientos son retrógrados, lo que significa que soplan en dirección opuesta a la rotación planetaria. Sus velocidades son de −100 a −50  m/s. [ 1 ] [ 7 ] Las velocidades del viento aumentan con la distancia del ecuador, alcanzando valores cero cerca de ±20° de latitud, donde se encuentra el mínimo de temperatura de la troposfera. [ 1 ] [ 13 ] Más cerca de los polos, los vientos cambian a una dirección prograda, fluyendo con su rotación. Las velocidades del viento continúan aumentando alcanzando máximos en ±60° de latitud antes de caer a cero en los polos. [ 1 ] Las velocidades del viento en −40° de latitud varían de 150 a 200  m/s. Debido a que el collar oculta todas las nubes por debajo de ese paralelo, las velocidades entre este y el polo sur son imposibles de medir. [ 1 ]  En contraste, en el hemisferio norte se observan velocidades máximas de hasta 240 m/s cerca de +50 grados de latitud. [ 1 ] [ 7 ] Estas velocidades a veces llevan a afirmaciones incorrectas de que los vientos son más rápidos en el hemisferio norte. De hecho, latitud por latitud, los vientos son ligeramente más lentos en la parte norte de Urano, especialmente en las latitudes medias de ±20 a ±40 grados. [ 1 ] Actualmente no hay acuerdo sobre si se han producido cambios en la velocidad del viento desde 1986, [ 1 ] [ 7 ] [ 14 ] y no se sabe nada sobre vientos meridionales mucho más lentos . [ 1 ]

Variación estacional

Determinar la naturaleza de esta variación estacional es difícil porque existen datos buenos sobre la atmósfera de Urano desde hace menos de un año uraniano completo (84 años terrestres). [ 15 ] Sin embargo, se han realizado varios descubrimientos. La fotometría a lo largo de medio año uraniano (a partir de la década de 1950) ha mostrado una variación regular en el brillo en dos bandas espectrales , con máximos que ocurren en los solsticios y mínimos que ocurren en los equinoccios . [ 16 ] Se ha observado una variación periódica similar, con máximos en los solsticios, en mediciones de microondas de la troposfera profunda iniciadas en la década de 1960. [ 17 ] Las mediciones de temperatura estratosférica que comenzaron en la década de 1970 también mostraron valores máximos cerca del solsticio de 1986. [ 18 ]

Las imágenes del HST muestran cambios en la atmósfera de Urano a medida que se acerca a su equinoccio (imagen de la derecha).

Se cree que la mayor parte de esta variabilidad se debe a cambios en la geometría de observación . Urano es un esferoide oblato , lo que hace que su área visible sea mayor cuando se observa desde los polos . Esto explica en parte su apariencia más brillante en los solsticios. [ 16 ] También se sabe que Urano exhibe fuertes variaciones zonales en el albedo (ver más arriba). [ 10 ] Por ejemplo, la región polar sur de Urano es mucho más brillante que las bandas ecuatoriales . [ 3 ] Además, ambos polos demuestran un brillo elevado en la parte de microondas del espectro, [ 19 ] mientras que se sabe que la estratosfera polar es más fría que la ecuatorial. [ 18 ] Por lo tanto, el cambio estacional parece ocurrir de la siguiente manera: los polos, que son brillantes tanto en las bandas espectrales visibles como de microondas, entran en la vista en los solsticios, lo que resulta en un planeta más brillante, mientras que el ecuador oscuro es visible principalmente cerca de los equinoccios, lo que resulta en un planeta más oscuro. [ 10 ] Además, las ocultaciones en los solsticios sondean la estratosfera ecuatorial más caliente. [ 18 ]

La magnitud visible de Urano en dos bandas espectrales (gráfico superior) [ 16 ] ajustada a la distancia, la temperatura efectiva de microondas (gráfico central) y la temperatura estratosférica (gráfico inferior). [ 17 ] La banda azul está centrada en 470  nm, la amarilla en 550  nm.

Sin embargo, hay algunas razones para creer que se están produciendo cambios estacionales en Urano. Aunque se sabe que Urano tiene una región polar sur brillante, el polo norte es bastante tenue, lo que es incompatible con el modelo del cambio estacional descrito anteriormente. [ 20 ] Durante su solsticio norte anterior en 1944, Urano mostró niveles elevados de brillo, lo que sugiere que el polo norte no siempre fue tan tenue. [ 16 ] Esta información implica que el polo visible se ilumina algún tiempo antes del solsticio y se oscurece después del equinoccio . [ 20 ] El análisis detallado de los datos visibles y de microondas reveló que los cambios periódicos de brillo no son completamente simétricos alrededor de los solsticios, lo que también indica un cambio en los patrones de albedo . [ 20 ] Además, los datos de microondas mostraron aumentos en el contraste polo-ecuador después del solsticio de 1986. [ 19 ] Finalmente, en la década de 1990, a medida que Urano se alejaba de su solsticio , el Hubble y los telescopios terrestres revelaron que el casquete polar sur se oscureció notablemente (excepto el collar sur, que permaneció brillante), [ 8 ] mientras que el hemisferio norte demostró una actividad creciente, [ 4 ] como formaciones de nubes y vientos más fuertes, lo que reforzó las expectativas de que pronto se iluminaría. [ 11 ] En particular, se esperaba que apareciera en su parte norte un análogo del brillante collar polar presente en su hemisferio sur a −45°. [ 20 ] Esto sucedió en 2007 cuando Urano pasó un equinoccio: surgió un tenue collar polar norte, mientras que el collar sur se volvió casi invisible, aunque el perfil del viento zonal permaneció asimétrico, con vientos del norte ligeramente más lentos que los del sur. [ 9 ]

El mecanismo de los cambios físicos aún no está claro. [ 20 ] Cerca de los solsticios de verano e invierno , los hemisferios de Urano se encuentran alternativamente bajo el resplandor de los rayos del Sol o mirando hacia el espacio profundo. Se cree que el brillo del hemisferio iluminado por el Sol resulta del engrosamiento local de las nubes de metano y las capas de neblina ubicadas en la troposfera . [ 8 ] El collar brillante a −45° de latitud también está relacionado con las nubes de metano. [ 8 ] Otros cambios en la región polar sur pueden explicarse por cambios en las capas inferiores de nubes. [ 8 ] La variación de la emisión de microondas de Urano probablemente se deba a cambios en la circulación troposférica profunda , ya que las nubes polares espesas y la neblina pueden inhibir la convección. [ 19 ]

Durante un breve período en la segunda mitad de 2004, aparecieron varias nubes grandes en la atmósfera de Urano, dándole una apariencia similar a la de Neptuno . [ 11 ] [ 21 ] Las observaciones incluyeron velocidades récord del viento de 824  km/h y una tormenta eléctrica persistente conocida como "fuegos artificiales del 4 de julio". [ 4 ] No se sabe con certeza por qué se produjo este repentino aumento de actividad, pero parece que la extrema inclinación axial de Urano da como resultado variaciones estacionales extremas en su clima. [ 12 ] [ 20 ]

Modelos de circulación

Imagen de Urano tomada por el telescopio espacial Hubble en 1998 que muestra nubes en el hemisferio norte.
El color verdoso de la atmósfera de Urano se debe al metano y al smog fotoquímico de gran altitud. La sonda Voyager 2 capturó esta imagen del séptimo planeta mientras abandonaba el sistema uraniano a finales de enero de 1986. Esta imagen muestra Urano aproximadamente a lo largo de su polo de rotación.

Se han propuesto varias soluciones para explicar el clima tranquilo en Urano. Una explicación propuesta para esta escasez de características nubosas es que el calor interno de Urano parece marcadamente menor que el de los otros planetas gigantes; en términos astronómicos, tiene un flujo térmico interno bajo . [ 1 ] [ 13 ] Todavía no se comprende por qué el flujo de calor de Urano es tan bajo. Neptuno , que es el gemelo cercano de Urano en tamaño y composición, irradia 2,61 veces más energía al espacio de la que recibe del Sol. [ 1 ] Urano, por el contrario, apenas irradia calor en exceso. La potencia total irradiada por Urano en la parte del espectro infrarrojo lejano (es decir, calor ) es 1,06  ±  0,08 veces la energía solar absorbida en su atmósfera . [ 22 ] [ 23 ] De hecho, el flujo de calor de Urano es de solo 0,042  ±  0,047  W/m 2 , que es menor que el flujo de calor interno de la Tierra de aproximadamente 0,075  W/m 2 . [ 22 ] La temperatura más baja registrada en la tropopausa de Urano es de 49  K (−224  °C), lo que convierte a Urano en el planeta más frío del Sistema Solar, más frío que Neptuno . [ 22 ] [ 23 ]

Otra hipótesis afirma que cuando Urano fue "derribado" por el impactor supermasivo que causó su extrema inclinación axial, el evento también provocó que expulsara la mayor parte de su calor primordial, dejando su núcleo con una temperatura reducida. Otra hipótesis plantea que existe algún tipo de barrera en las capas superiores de Urano que impide que el calor del núcleo llegue a la superficie. [ 24 ] Por ejemplo, la convección puede tener lugar en un conjunto de capas de composición diferente, lo que podría inhibir el transporte de calor ascendente . [ 22 ] [ 23 ]

Referencias

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Fuentes

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  • ¿Cuál es la temperatura de Urano? por Nola Taylor
  • Datos sobre Urano