Urano

Urano

Urano [Lat. scient. Uranus, dal gr. oyranós "cielo, volta celeste", e nome del dio gr. del cielo] [ASF] Il settimo, in ordine di distanza dal Sole, tra i pianeti del Sistema Solare: v. Sistema Solare: V 279 b (per le grandezze che lo riguardano, 271 Tab. 1.1 e Tab. 1.2). È stato il primo pianeta a essere scoperto, nei tempi moderni, con l'uso del telescopio. Fra il 1690 e il 1770, esso venne osservato da vari astronomi (J. Flamsteed, J. Bradley, P. Le Monnier e T. Mayer), i quali, tuttavia, lo confusero con una stella; fu W. Herschel, il 13 marzo 1781, ad accorgersi per primo che U. si spostava rispetto allo sfondo delle stelle fisse; in un primo momento egli lo ritenne una cometa, ma le osservazioni eseguite nei mesi successivi permisero a J. de Saron e A. Lexell di stabilire (indipendentemente l'uno dall'altro) che si trattava di un pianeta, situato oltre l'orbita di Saturno; Herschel chiamò l'oggetto, che aveva scoperto, Georgium Sidus "astro georgiano", in onore del re d'Inghilterra Giorgio III: il nome U., proposto da J.E. Bode nel 1781, venne accettato universalmente soltanto verso la metà del secolo scorso. L'orbita di U. ha un semiasse maggiore di 2868 milioni di chilometri (19.18 UA), un'eccentricità pari a 0.047 e un'inclinazione rispetto al piano dell'eclittica di 0.773°. Il periodo del suo moto di rivoluzione intorno al Sole è di 84.01 anni. Il moto di rotazione di U. presenta due caratteristiche singolari: esso è retrogrado (cioè avviene nel senso orario per un osservatore situato sul polo nord eclittico, come per Venere e Plutone) e il suo asse è molto vicino al piano dell'orbita, formando un angolo di 97.9° con la normale al piano dell'eclittica (quello della Terra forma con tale retta un angolo di 23.4°). Le anomalie del moto di rotazione di U. vengono attribuite a un impatto con un planetesimo (di massa ² 5 % di quella del pianeta), avvenuto ai primordi della storia del Sistema Solare. Il periodo di rotazione interno di U. (diverso da quello della sua atmosfera, v. oltre) è di 17h 54m. Per dimensioni, U. si colloca al terzo posto fra i pianeti, dopo Giove e Saturno; per massa, invece, al quarto posto, essendo superato anche da Nettuno. Infatti, il suo diametro medio misura 50 800 km (4 volte quello della Terra) e la massa è di 8.66 1025 kg (cioè 14.5 volte quella della Terra); di conseguenza, la densità media è 1.30 g/cm3. L'accelerazione di gravità alla superficie è 11.5 m/s2; la velocità di fuga 21.6 km/s. La riflettività della sua superficie è ² 56 %. (a) L'esplorazione di Urano. Al telescopio, U. appare come un disco di colore verde-azzurro, il cui diametro angolare varia, nel corso degli anni, da un minimo di 3.1'' a un massimo di 3.7''. Poiché non si distinguono su esso strutture, è difficile, con osservazioni da Terra, misurare la sua velocità di rotazione. Nel passato, si era riusciti a determinare l'orientazione dell'asse di rotazione del pianeta, ma assai incerte erano le stime del periodo (per il quale si davano valori da 10 a 24 ore). Negli anni '30, l'analisi spettroscopica della luce solare riflessa dal pianeta diede la prima indicazione della presenza di metano nella sua atmosfera. In seguito, le osservazioni alle lunghezze d'onda infrarosse rivelarono anche la presenza dell'idrogeno molecolare. Nel 1970, U. venne per la prima volta fotografato, usando un telescopio trasportato a bordo di un pallone stratosferico: queste immagini, la cui risoluzione era dieci volte migliore di quella delle fotografie riprese dal suolo, consentirono di determinare con maggior precisione il diametro del pianeta, ma non rivelarono la presenza di strutture simili a quelle visibili su Giove o Saturno. Di U., dunque, si conosceva ben poco, quando esso fu raggiunto dalla sonda Voyager 2, l'unica che lo abbia finora visitato; il massimo avvicinamento della sonda al pianeta ebbe luogo il 24 gennaio 1986 e durò poche ore. (b) Struttura interna. U., pur essendo assai meno massiccio di Giove, ha pressappoco la sua stessa densità media; se ne deduce che esso è più ricco percentualmente di elementi pesanti. La fig. mostra l'ipotetica struttura interna del pianeta, simile a quella di Nettuno. Partendo dal centro, si distinguono: un nucleo roccioso di silicati e metalli; un guscio di "ghiacci" (H₂O, NH₃ e CH₄); un mantello di idrogeno molecolare liquido e, infine, un'atmosfera gassosa. U. non possiederebbe uno strato di idrogeno metallico (cioè idrogeno ionizzato) liquido, perché le temperature e le pressioni esistenti alla base del mantello non sarebbero sufficienti a ionizzare l'idrogeno, che si troverebbe pertanto tutto nello stato molecolare neutro. È possibile, però, che la fase liquida sia in parte costituita da altre molecole ionizzate (per es., NH₄+, OH-). Nel nucleo si raggiungerebbe una temperatura di ² 7000 K e una pressione di 6 1010 Pa. A differenza degli altri tre grandi pianeti esterni, U. non possiede un'intensa sorgente di calore interna: infatti, il flusso di calore che, proveniente dal suo interno, ne attraversa la superficie, è all'incirca uguale a quello che gli giunge dal Sole. (c) L'atmosfera. Secondo le osservazioni di Voyager 2, l'atmosfera di U. è costituita per l'83 % (in volume) di idrogeno (H₂), per il 15 % di elio (He) e per il 2 % di metano (CH₄). È proprio quest'ultimo gas che, assorbendo la luce rossa e arancione, conferisce al pianeta il suo caratteristico colore verde-azzurro; vi sono poi tracce di acetilene (C₂H₂) ed etano (C₂H₆); non sono stati individuati, invece, l'ammoniaca e il vapor acqueo. In base all'andamento della temperatura e della pressione con la quota (partendo dalla base dell'atmosfera, la temperatura dapprima diminuisce, raggiungendo un minimo di circa 60 K, e poi aumenta nuovamente verso l'esterno) si distinguono, come nelle atmosfere degli altri pianeti esterni, due strati fondamentali, la troposfera e la mesosfera, separati da una superficie d'inversione termica, la tropopausa. Data la sua maggiore distanza dal Sole, U. ha un'atmosfera più fredda di quelle di Giove e di Saturno: per es., alla profondità alla quale la pressione atmosferica ha il valore di 1 atmosfera, la temperatura è di ² 70 K su U., mentre è di 175 K su Giove e di 140 K su Saturno. D'altra parte, l'atmosfera di U. si trova pressappoco alle stesse temperature di quella di Nettuno, che pure è più lontano dal Sole e, quindi, riceve da questo meno energia; il fenomeno è dovuto al fatto che su Nettuno il deficit di energia solare è compensato dal flusso di calore proveniente dall'interno del pianeta. Alla mancanza, su U., di un'efficiente sorgente di calore interna si attribuisce anche il fatto che l'atmosfera di questo pianeta sia assai più quieta non soltanto di quelle di Giove e di Saturno, ma anche di quella di Nettuno. Le immagini fornite dal Voyager 2 hanno comunque rivelato che anche su U. esistono sistemi nuvolosi con una struttura a bande, simile a quella delle nubi di Giove e di Saturno. Queste nubi, che consistono di cristalli di metano, si formano a un'altitudine ove la temperatura è ² 80 K e la pressione ² 1.3 atmosfere; al di sotto di esse dovrebbero trovarsi altre nuvole, che non è possibile osservare, di ammoniaca e di acqua (l'assenza di tali gas negli strati più alti dell'atmosfera dipenderebbe appunto dal fatto che essi si condenserebbero in nubi a quote inferiori). I sistemi nuvolosi sono distribuiti in fasce di latitudine costante, come quelli di Giove e di Saturno e ciò è sorprendente perché la distribuzione della luce solare sui tre pianeti è assai diversa; infatti, mentre su Giove e Saturno la regione più illuminata dal Sole è sempre la fascia equatoriale, su U., a causa dell'orientazione anomala del suo asse di rotazione, vi è un ciclo stagionale quanto mai marcato. (d) Magnetismo. Il campo magnetico di U. è stato scoperto dal Voyager 2. Esso ha la peculiarità di derivare da un dipolo fortemente eccentrico e inclinato rispetto al-l'asse di rotazione del pianeta. In un primo momento, si sospettò che queste caratteristiche del campo magnetico, che sembravano uniche nel Sistema Solare, dipendessero dall'orientazione anomala dell'asse di rotazione del pianeta. Tale ipotesi, tuttavia, è caduta quando si è scoperto che anche Nettuno possiede un campo magnetico simile. Si pensa che la struttura dei campi magnetici dei due pianeti sia dovuta al fatto che essi sono generati da correnti elettriche che circolano in strati relativ. poco profondi. Le misure del campo magnetico ottenute dal Voyager hanno anche permesso di determinare il periodo di rotazione del pianeta (la rotazione, infatti, a causa dell'eccentricità del dipolo, induce una variazione periodica dell'intensità del campo in ogni dato punto dello spazio circostante il pianeta). (e) Satelliti. Di U. si conoscono 15 satelliti, per le caratteristiche dei quali, v. Sistema Solare: V 272 Tab. 1.3, 273 Tab. 1.4. I due maggiori (Titania e Oberon), che hanno diametri di oltre 1500 km, furono individuati dallo stesso scopritore di U., Herschel, nel 1787. Altri tre satelliti vennero scoperti in seguito con osservazioni al telescopio: Ariel e Umbriel, nel 1851, da W. Lassell e Miranda, nel 1948, da G. Kuiper. I dieci più piccoli, con diametri da 50 km a 170 km, sono stati scoperti dal Voyager 2 fra il 1985 e il 1986. Fra i sistemi di satelliti dei pianeti esterni, quello di U. è il più regolare: tutti i suoi membri, infatti, percorrono orbite pratic. circolari e giacenti nel piano equatoriale del pianeta (l'orbita più ellittica è quella di Ofelia, che ha una eccentricità pari a 0.01; l'orbita che si discosta di più dal piano equatoriale di U. è quella di Miranda, che è inclinata di 4.2°). Nessuno dei satelliti di U. si muove nel senso retrogrado. Un ruolo di satelliti pastore è svolto da Cordelia e Ofelia, che confinano, con il loro campo gravitazionale, le particelle dell'anello ε (v. oltre); si suppone l'esistenza di altri piccoli satelliti pastore, sfuggiti alle osservazioni del Voyager, per spiegare le caratteristiche dinamiche di altri anelli. (f) Anelli. La scoperta degli anelli avvenne il 10 marzo 1977, quando, per la prima volta nella storia delle osservazioni di U., si verificò l'occultazione di una stella dietro al disco del pianeta; lo studio del fenomeno permise di riconoscere 5 anelli, che vennero denominati nell'ordine, procedendo dall'interno verso l'esterno, con le lettere greche α, β, γ, δ, ε. Le osservazioni successive del Voyager 2, rivelarono l'esistenza di altri quattro anelli più tenui: tre di essi (denominati 6, 5, 4) sono interni all'anello α, mentre il quarto (η) è intermedio fra β e γ. La ragione per cui gli anelli di U., a differenza di quelli di Saturno, noti fin dal 17° sec., sono stati scoperti solo recentemente non dipende solo dalla maggiore lontananza di questo pianeta; essi, infatti, sono assai tenui (la loro massa è appena 1/1000 di quella degli anelli di Saturno) e gli oggetti che li compongono sono confinati in bande assai sottili, inframezzate da ampi vuoti: v. Sistema Solare: V 279 b. ◆ [FSP] Esplorazione di U.: v. Sistema Solare, esplorazione del: V 286 a.