Urano (planeta) CIENCIA

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Ciencia

El planeta U. fue descubierto por el astrónomo inglés W. Herschell (v.) el 13 mar. 1781, aun cuando en principio creyó que se trataba de un cometa. Su nombre fue sugerido por Bode. El mismo Herschell descubre en 1787 los dos primeros satélites de U., Oberón y Titania, de los que anunció su movimiento retrógrado en 1798. Los satélites Ariel y Umbriel fueron hallados por Lassell (1851), y Miranda, el último conocido, por Kuiper en 1949 (V. SATÉLITES).

En oposición media, U. parece una estrella de magnitud 5,5 aproximadamente. Observado con grandes instrumentos, su aspecto es el de un disco elíptico, de color azul verdoso claro, con pronunciado oscurecimiento hacia el borde y una débil aparición de bandas paralelas al ecuador del planeta.

La observación espectroscópica ha permitido identificar en su atmósfera moléculas de metano (Wildt, 1932) e hidrógeno (Kuiper, 1949, y Herzberg), aun cuando se sospecha la existencia de N2 y He. Calculando, a temperatura y presión normales, la altura total de atmósfera de cada componente, se ha llegado a los siguientes resultados: 2x105 cm. de CH4, 4,2x106 cm. de H2 y N2, 8,6x105 cm. de He (Urey, 1959).

Masa, forma y dimensiones. A partir del movimiento de sus satélites, la masa de U. ha sido determinada por numerosos autores, desde Herschell, que obtuvo M =1/18.567 de la masa solar. Un resumen de los valores más concordantes para M-1 son los siguientes:

O. Struve (1871) ... 22.039H. Struve (1912) ... ...22.577

Newcomb (1873) ... 22.600V. den Bosch (1927). 22.877

Hall (1893) ... ... ... 22.577Harris (1950) ... ... ... 22.934

Considerando el valor M-1 =22.870 como más seguro, resulta que la masa de U. es aproximadamente 14,58 veces mayor que la de la Tierra, lo que equivale a un total de 8,7x1028 gr.

Camichel (1944-47), usando un disco artificial (v. PLANETAS), obtiene diámetros aparentes comprendidos entre 3",36 y 3",45, con un promedio de 3",42. Reduciendo este diámetro aparente a la unidad astronómica de distancia, resulta un promedio de 65",03. Kuiper (1947), con micrómetro de doble imagen, llega al valor 65",4, que concuerda perfectamente con el anterior. Calculando el radio correspondiente, se obtiene un total de 23.600 Km. de radio medio, que es 3,7 veces mayor que el radio terrestre.

Por otra parte, medidas directas de los semidiámetros polar y ecuatorial conducen a Lowell y Slipher (1914) a los valores 34",27 y 36",17, respectivamente, si bien el semidiámetro polar debía ser corregido por inclinación del eje, obteniendo 33",1, lo que da un achatamiento del orden de 1/12. Freitas (1959), con micrómetro filar, mide 34",63 y 36",79, de donde se llega a un achatamiento del orden de 1/17. Lvoff (1932), basándose en el movimiento secular del nodo de los satélites, obtiene 1/18, que es confirmado posteriormente por Parenago. Admitiendo un achatamiento del orden de 1/16, se obtiene un radio ecuatorial de 24.370 Km. y un radio polar de 22.850 Km.

Con estos datos, el volumen de U. viene a ser 52,5 veces superior al terrestre, en tanto que su densidad es 1,55 con relación al agua y 0,278 con relación a la Tierra. De igual modo se obtiene una velocidad de escape de 21,9 Km/seg., lo que implica una atmósfera densa, y una aceleración de la gravedad en el ecuador del orden de 946 cm.seg-2, o sea, 0,97 de la terrestre.

Brillo y rotación. El brillo del planeta, así como sus variaciones, han sido muy estudiados por comparación con estrellas de magnitud conocida o con los satélites galileanos de Júpiter, aplicando todas las técnicas fotométricas en uso. La magnitud media para la oposición media dada por Parenago (1917) y basada en las observaciones de Zólner, Müller, Pickering, Holetschek, Padova, Campbell, Wirtz, Vsessviatky y Parenago, es m=5,62, en tanto que Harris (1961), con datos de Zölner, Müller, Stebbins y Jacobsen, Güssow, Calder, Observatorio Lowell, Kuiper y Harris, obtiene mv=5,52. Con este último valor, la magnitud de U. a la unidad de distancia astronómica (UA) del Sol y la Tierra es

mvo= -7,19.

Las variaciones de brillo pueden esquematizarse en los trabajos de Becker (1933) y Neis (1950), que se resumen en el cuadro adjunto:

CausaPeriodoVar. en magnit.

Distancia al Sol84,02 años0,2 mag.

Distancia a la Tierra1,0"0,43"

Posición del eje polar42,01"0,31"

Cambios atmosféricos8,4"0,3"

Cambios por rotación10,75 horas0,08-0,15"

Por lo que se refiere a los cambios de brillo por rotación del planeta, tales variaciones no han sido confirmadas por todos los observadores. Campbell (1917), empleando este procedimiento, llegó a un periodo de rotación de 10 h. 49 min., confirmando así el valor obtenido por medidas espectroscópicas, esto es, 10 h. 50 min., dado por Lowell y Slipher (1912), quienes también comprobaron -el carácter retrógrado del movimiento. Métodos dinámicos, basados en el achatamiento de U. y en su semejanza con Saturno, condujeron a Bergstrand (1909) a calcular un periodo de 11 h.

Albedo y temperaturas. El valor de albedo integral dado por Stebbins, es A=0,43, pero la estimación de la integral de fase para otras longitudes de onda distintas de la visual resulta poco segura. Los valores dados por Russell (1916), para el albedo geométrico p, la integral de fase q, y el albedo visual de Bond Av, en el caso del planeta U., son los siguientes:

p=0,42, q=1,5, Av =0,63.

Medidas más recientes de Sinton (1959), dan: para el azul,

p=0,67, A=0,97,

y para el amarillo,

p=0,62; A=0,89.

Finalmente, los valores consignados por Harris (1961), para ?=5540 Å, son:

p=0,565, q=1,65, Av =0,93,

que es, sin duda, el mayor albedo registrado entre todos los planetas.

Las temperaturas deducidas para un albedo de 0,6 son T=50°, Th=60º, TP=71°.

(v. PLANETAS). Medidas radiométricas de Coblentz, Lampland y Menzel, sólo han permitido fijar un límite superior de 100º K.

Órbita. La distancia de U. al Sol oscila entre 20,2 y 18,3 UA, con un semieje mayor de 19,15 UA y un periodo de 84 años, aproximadamente. La excentricidad (=0,046) e inclinación (=0°,772) de su órbita son pequeñas (V. PLANETAS II).

R. CID PALACIOS.

BIBL.: A. F. O?D. ALEXANDER, The Planet Uranus, Londres 1965; Planets and Satellites, ed. G. P. KUIPER, Chicago 1961; A. DANJON, Astronomie Générale, París 1959.