Wikipedia

Urano

sétimo planeta do Sistema Solar

Para outras páxinas con títulos homónimos véxase: Urano (homónimos).
Urano ⛢
Urano, imaxe dende a Voyager 2, o día 10 de xaneiro de 1986.
Descubrimento
Descuberto por William Herschel
Descuberto o 13 de marzo de 1781
Características orbitais
Semieixo maior 2 870 972 200 km
Excentricidade 0,04716771
Período orbital 84a 3d 15,66h
Período sinódico 369,7 días
Velocidade orbital media 6,8352 km/s
Inclinación orbital 0,76986°
Número de satélites 27
Características físicas
Diametro ecuatorial 51,724 km
Área superficial 8 130 000 000 km²
Masa 8,686×1025 kg
Densidade media 1290 kg/m³
Aceleración gravítica
á superficie 		8,69 m/s²
Período de rotación -17h 14m
Inclinación axial 97,86°
Albedo 0,51
Velocidade de escape 21,29 km/s
temp. 55 K
Temperatura
á superficie
min med max
59 K 68 K N/A K
Características atmosféricas
Presión atmosférica Varía coa profundidade
Hidróxeno 83%
Helio 15%
Metano 1,99%
Amonio 0,01%
Etano 0,00025%
Acetileno 0,00001%
Monóxido de carbono
Sulfuro de hidróxeno 		Vestixios

Urano é o sétimo planeta do sistema solar, situado entre Saturno e Neptuno, o terceiro de maior tamaño, e o cuarto máis masivo. Chámase así en honra da divindade grega do ceo Urano (do grego antigo Οὐρανός), o pai de Cronos (Saturno) e o avó de Zeus (Xúpiter). Aínda que é detectable a primeira ollada no ceo nocturno, non foi catalogado como planeta polos astrónomos da antigüidade debido á súa escasa luminosidade e á lentitude da súa órbita.[1] William Herschel anunciou o seu descubrimento o 13 de marzo de 1781, ampliando as fronteiras entón coñecidas do sistema solar, por primeira vez na historia moderna. Urano é tamén o primeiro planeta descuberto por medio dun telescopio.

Urano é similar en composición a Neptuno, e os dous teñen unha composición diferente dos outros dous xigantes gasosos (Xúpiter e Saturno). Por iso, os astrónomos ás veces clasifícanos nunha categoría diferente, os xigantes xeados. A atmosfera de Urano, aínda que é similar á de Xúpiter e Saturno por estar composta principalmente de hidróxeno e helio, contén unha proporción superior tanto de «xeo»[nota 1] como de auga, amoníaco e metano, xunto con trazas de hidrocarburos.[2][nota 2] Posúe a atmosfera planetaria máis fría do sistema solar, cunha temperatura mínima de 49 K (-224 °C). Así mesmo, ten unha estrutura de nubes moi complexa, acomodada por niveis, onde se cre que as nubes máis baixas están compostas de auga e as máis altas de metano.[2] En contraste, o interior de Urano atópase composto principalmente de xeo e rocha.

Como os outros planetas xigantes, Urano ten un sistema de aneis, unha magnetosfera, e numerosos satélites. O sistema de Urano ten unha configuración única respecto aos outros planetas debido a que o seu eixo de rotación está moi inclinado, case ata o seu plano de revolución ao redor do Sol. Polo tanto, os seus polos norte e sur atópanse onde a maioría dos outros planetas teñen o ecuador.[3] Vistos desde a Terra, os aneis de Urano dan o aspecto de que rodean o planeta como unha diana, e que os satélites viran ao seu ao redor como as agullas dun reloxo, aínda que en 2007 e 2008, os aneis aparecían de lado. O 24 de xaneiro de 1986, as imaxes do Voyager 2 mostraron a Urano como un planeta sen ningunha característica especial de luz visible e mesmo sen bandas de nubes ou tormentas asociadas cos outros xigantes.[3] Con todo, os observadores terrestres viron sinais de cambios de estación e un aumento da actividade meteorolóxica nos últimos anos a medida que Urano achégase á súa equinoccio. As velocidades do vento en Urano poden chegar ou mesmo exceder os 250 m/s (900 km/h).[4]

Historia

editar

Aínda que é visible a simple vista como os cinco planetas clásicos, nunca foi recoñecido como planeta polos antigos observadores debido á súa semiescuridade e lenta órbita.[5] Sir William Herschel anunciou o seu descubrimento o 13 de marzo de 1781, expandindo os límites coñecidos do sistema solar por primeira vez na historia. Urano foi tamén o primeiro planeta descuberto cun telescopio.

Descubrimento

editar
 
William Herschel

Urano fora observado en moitas ocasións antes de ser recoñecido como un planeta, pero xeralmente era considerado erroneamente unha estrela. Posiblemente a observación máis antiga coñecida foi a de Hiparco, quen no 128 a.C. puido rexistralo como unha estrela para o seu catálogo de estrelas que máis tarde se incorporou ao Almaxesto de Tolomeo.[6] O primeiro avistamento rexistrado foi en 1690, cando John Flamsteed observou o planeta polo menos seis veces, catalogándoo como 34 Tauri. O astrónomo francés Pierre Lemonnier observou Urano polo menos doce veces entre 1750 e 1769,[7] incluídas catro noites consecutivas.

Para o ano 1738 o astrónomo inglés John Bevis debuxou ao planeta Urano, no seu atlas "Uranographia Britannica", como tres estrelas en posicións sucesivas, ditas observacións foron feitas entre os meses de maio e xullo de 1738, con todo Bevis non detectou os trazos de planeta. Por mor das distintas observacións feitas a estas datas coñéceselles na astronomía como a era dos predescubrimentos.

Sir William Herschel observou o planeta o 13 de marzo de 1781 mentres estaba no xardín da súa casa no 19 de New King Street. na vila de Bath, Somerset (na actualidade o Herschel Museum of Astronomy),[8] pero inicialmente (o 26 de abril de 1781) informou del como un cometa.[9] Herschel participaba nunha serie de observacións da paralaxe das estrelas fixas[10][11] usando un telescopio deseñado por el mesmo.[12][nota 3]

Herschel escribiu no seu diario "No coartil próximo a ζ Tauri ... ben [unha] estrela nebulosa ou quizais un cometa".[13] O 17 de marzo anotou "Busquei o cometa ou a estrela nebulosa e atopei que se trataba dun cometa, xa que cambiara de lugar".[14] Cando presentou o seu descubrimento á Royal Society continuou afirmando que atopara un cometa aínda que tamén implicitamente comparábao a un planeta.[10]

{A potencia que tiña posta cando vin o cometa por primeira vez era de 227. Por experiencia sei que os diámetros das estrelas fixas non se magnifican proporcionalmente coas potencias máis altas, como os planetas; por tanto, agora puxen as potencias en 460 e 932, e atopei que o diámetro do cometa aumentaba en proporción á potencia, como debería ser, na suposición de que non era unha estrela fixa, mentres que os diámetros das estrelas coas que o comparei non aumentaban na mesma proporción. Ademais, o cometa, ao ser magnificado moito máis alá do que a súa luz podería admitir, aparecía nebuloso e mal definido con estas grandes potencias, mentres que as estrelas conservaban o brillo e a nitidez que, por moitas mil observacións, sabía que conservarían. A continuación demostrou que as miñas conxecturas estaban ben fundadas, demostrando que se trata do cometa que observamos ultimamente.[10]

Herschel notificou ao astrónomo real, Nevil Maskelyne, o seu descubrimento e recibiu esta resposta del o 23 de abril: "Non sei como chamalo. É case tan probable que sexa un planeta normal movéndose nunha órbita case circular ao redor do Sol como un cometa movéndose nunha elipse moi excéntrica. Aínda non vin unha coma ou cola del".[15]

Mentres Herschel continuaba describindo coidadosamente o novo obxecto como un cometa, outros astrónomos xa comezaran a sospeitar que non o era. O astrónomo finlandés-sueco Anders Johan Lexell, que traballaba en Rusia, foi o primeiro en calcular a órbita do novo obxecto,[16] e a súa traxectoria case circular levouno á conclusión de que era un planeta e non un cometa. O astrónomo alemán Johann Elert Bode describiu o descubrimento de Herschel como "unha estrela en movemento que pode ser considerada ata a data un obxecto descoñecido como un planeta circulando máis alá da órbita de Saturno".[17] Bode chegou á conclusión de que a súa órbita case círcular era máis propia dun planeta que dun cometa.[18]

O obxecto foi ao pouco tempo universalmente aceptado como un novo planeta. Cara a 1783, o propio Herschel recoñeceu este feito ao presidente da Royal Society Joseph Banks: "Pola observación dos astrónomos máis eminentes en Europa semella que a nova estrela, que tiven a honra de sinalarlles en marzo de 1781, é un planeta primario do noso Sistema Solar". En recoñecemento ao seu descubrimento, o rei Xurxo III deulle a Herschel un estipendio anual de 200 libras (equivalente a £26,000 en 2021) coa condición de que se transladase a Windsor para que a familia real tivese a oportunidade de mirar a través dos seus telescopios.[19]

Denominación

editar

Maskelyne díxolle a Herschel que bautizase o novo planeta, xa que fora un descubrimento seu. En resposta, Herschel decidiu chamalo Georgium Sidus (Estrela de Xurxo) na honra do seu novo patrón, o rei Xurxo III do Reino Unido. Explicou a súa decisión nunha carta a Joseph Banks:[20]

Nos fabulosos tempos da antigüidade os planetas recibiron as denominacións de Mercurio, Venus, Marte, Xúpiter e Saturno, como os nomes dos seus principais heroes e divindades. No presente dificilmente sería aceptable recorrer ao mesmo método e chamar Xuno, Palas, Apolo ou Minerva, ao novo corpo celeste. A primeira consideración de calquera evento particular, ou incidente destacable, semella ser a súa cronoloxía: se nun tempo futuro cabe preguntarse, cando este último planeta foi descuberto? Podería ser unha resposta moi satisfactoria dicir, 'No reinado do rei Xurxo III'.

Durante moito tempo coñeceuse como Georgian ata que, finalmente en 1850, foi rebatizado como Urano, de acordo coa tradición de dar nome de deuses aos planetas. O nome proposto por Herschel non era popular fóra de Gran Bretaña, e ao pouco tempo foron propostas alternativas. O astrónomo Jérôme Lalande propuxo bautizar ao planeta como Herschel, na honra do seu descubridor.[21] O astrónomo sueco Erik Prosperin propuxo o nome de Neptuno, que foi apoiado por outros astrónomos aos que lles gustaba a idea de conmemorar as vitorias da Royal Navy británica no curso da guerra de Revolución Americana chamando ao novo planeta Neptune George III ou Neptune Great Britain.[16] Bode optou por Urano, a versión latinizada do rei grego do ceo, Ouranos. Bode argumentou que ao igual que Saturno era o pai de Xúpiter, o novo planeta debería levar o nome do pai de Saturno.[19][22] En 1789, o colega de Bode na Royal Academy Martin Klaproth bautizou ao elemento que recentemente descubrira "uranium" para apoiar a elección de Bode. Finalmente, a suxestión de Bode foi a máis amplamente usada e fíxose universal en 1850 cando a HM Nautical Almanac Office, deixou de usar o nome de Georgium Sidus en favor de Uranus.

Órbita e rotación

editar

Urano orbita ao redor do Sol unha vez cada 84 anos, tardando unha media de sete anos en pasar por cada unha das doce constelacións do zodíaco. En 2033, o planeta realizará a súa terceira órbita completa arredor do Sol desde que foi descuberto en 1781. O planeta volveu ao punto do seu descubrimento ao nordeste de Zeta Tauri dúas veces desde entón, o 25 de marzo de 1865 e o 29 de marzo de 1949. Urano volverá a este lugar de novo o 3 abril de 2033. A súa distancia media á estrela é duns 3.000 millóns de quilómetros (ao redor de 20 UA). A diferenza entre a súa distancia mínima e máxima ao Sol é de 1,8 UA, maior que a de calquera outro planeta, aínda que non tan grande como a do planeta anano Plutón.[23] A intensidade da luz solar varía inversamente co cadrado da distancia, e así Urano (a unhas 20 veces a distancia do Sol en comparación coa Terra) é aproximadamente 1/400 da intensidade da luz na Terra.[24]

Os seus elementos orbitais foron calculados por vez primeira en 1783 por Pierre Simon Laplace.[25] Co tempo comezaron a aparecer discrepancias entre as órbitas preditas e as observadas, e en 1841 John Couch Adams propuxo por primeira vez que as diferenzas poderían deberse ao tirón gravitacional dun planeta invisible. En 1845 Urbain Le Verrier comezou a súa propia investigación independente sobre a órbita de Urano. O 23 de setembro de 1846 Johann Gottfried Galle localizou un novo planeta, posteriormente chamado Neptuno, case na posición predita por Le Verrier.[26]

O período rotacional do interior de Urano é de 17 horas e 14 minutos, xirando no sentido das agullas do reloxo (retrógrado). Como en todos os planetas xigantes, na súa atmosfera superior hai fortes ventos na dirección da rotación. Nalgunhas latitudes, como preto de dous terzos de distancia do ecuador cara ao polo sur, trazos visibles da atmosfera móvense moito máis rápido, facendo unha rotación completa en tan só 14 horas.[27]

Inclinación axial

editar
 
Vista simulada desde a Terra de Urano desde 1986 ata 2030, desde o solsticio de verán no sur en 1986 ata o equinoccio de 2007 e o solsticio de verán no norte en 2028.

O eixe de rotación de Urano é aproximadamente paralelo ao plano do sistema solar, cunha inclinación axial de 97,77° (como se define pola rotación prograda). Isto dálle cambios estacionais completamente diferentes aos dos outros planetas. Preto do solsticio, un polo mira continuamente cara ao Sol e o outro mira cara a outro lado, con só unha estreita franxa ao redor do ecuador experimentando un rápido ciclo día-noite, co Sol baixo sobre o horizonte. No outro lado da órbita de Urano invírtese a orientación dos polos cara ao Sol. Cada polo recibe uns 42 anos de luz solar continua, seguidos de 42 anos de escuridade.[28] Preto da época dos equinoccios, o Sol enfróntase ao ecuador de Urano dando un período de ciclos día-noite semellante aos que se observan na maioría dos outros planetas.

Un dos resultados desta orientación do eixo é que, promediando o ano uraniano, as rexións próximas ao polo de Urano reciben unha maior achega de enerxía do Sol que as súas rexións ecuatoriais. Con todo, Urano é máis quente no seu ecuador que nos seus polos. Descoñécese o mecanismo subxacente que causa isto. O motivo da inclinación axial infrecuente de Urano tampouco se coñece con certeza, pero a especulación habitual é que durante a formación do sistema solar, un protoplaneta do tamaño da Terra chocou con Urano, o que provocou a orientación sesgada.[29] A investigación realizada por Jacob Kegerreis da Universidade de Durham suxire que a inclinación foi o resultado de que unha rocha máis grande que a Terra chocou contra o planeta hai entre 3 e 4 millóns de anos.[30] O polo sur de Urano apuntou case directamente ao Sol na época do sobrevoo da Voyager 2 en 1986. A etiquetaxe deste polo como "sur" utiliza a definición actualmente apoiada pola Unión Astronómica Internacional, a saber, que o polo norte dun planeta ou satélite é o polo que apunta por encima do plano invariable do sistema solar, independentemente do sentido de xiro do planeta.[31][32] Ás veces úsase unha convención diferente, na que os polos norte e sur dun corpo se definen segundo a regra da man dereita en relación coa dirección de rotación.[33]

Lista de solsticios e equinoccios[34]
Hemisferio norte Ano Hemisferio sur
Solsticio de inverno 1902, 1986, 2069 Solsticio de verán
Equinoccio vernal 1923, 2007, 2092 Equinoccio de outono
Solsticio de verán 1944, 2030 Solsticio de inverno
Equinoccio de outono 1965, 2050 Equinoccio vernal

Visibilidade

editar

A magnitude aparente media de Urano é 5,68 cunha desviación estándar de 0,17, mentres que os extremos son 5,38 e 6,03.[35] Este rango de brillo está preto do límite de visibilidade a ollo nu (simple vista). Gran parte da variabilidade depende de que as latitudes planetarias sexan iluminadas polo Sol e vistas desde a Terra.[36] O seu diámetro angular está entre os 3,4 e 3,7 segundos de arco, en comparación cos 16 a 20 segundos de arco para Saturno e os 32 a 45 segundos de arco para Xúpiter.[37] En oposición, Urano é visible a simple vista nos ceos escuros, e convértese nun branco fácil con prismáticos incluso en condicións urbanas.[38] Nos telescopios de afeccionados máis grandes cun diámetro de obxectivo de entre 15 e 23 cm, Urano aparece como un disco ciano pálido cun claro escurecemento do limbo. Cun telescopio grande de 25 cm ou máis ancho, os patróns de nubes, así como algúns dos satélites máis grandes, como Titania e Oberón, poden ser visibles.[39]

Características físicas

editar

Estrutura interna

editar
 
Comparación de tamaños da Terra e Urano
 
Diagrama do interior de Urano

A masa de Urano é aproximadamente 14,5 veces a da Terra, polo que é o menos masivo dos planetas xigantes. O seu diámetro é lixeiramente maior que o de Neptuno, aproximadamente catro veces o da Terra. Unha densidade resultante de 1,27 g/cm3 converte a Urano no segundo planeta menos denso, despois de Saturno.[40][41] Este valor indica que está feito principalmente de varios xeos, como auga, amoníaco e metano.[42] Non se coñece con precisión a masa total de xeo no interior de Urano, porque xorden diferentes figuras segundo o modelo elixido; debe estar entre as 9,3 e 13,5 masas terrestres.[42][43] Hidróxeno e helio constitúen só unha pequena parte do total, con entre 0,5 e 1,5 masas terrestres.[42] O resto da masa non xeada (0,5 a 3,7 masas terrestres) é material rochoso.[42]

O modelo estándar da estrutura de Urano é que consta de tres capas: un núcleo rochoso (silicato/ferro-níquel) no centro, un manto xeado no medio e unha envoltura gasosa de hidróxeno/helio no exterior.[42][44] O núcleo é relativamente pequeno, cunha masa de só 0,55 masas terrestres e un radio inferior ao 20% do de Urano; o manto constitúe a súa maior parte, cunhas 13,4 masas terrestres, e a atmosfera superior é relativamente insustancial, cun peso dunhas 0,5 masas terrestres e esténdese no último 20% do radio de Urano.[42][44] A densidade do núcleo de Urano é de preto de 9 g/cm3, cunha presión no centro de 8 millóns bares (800 GPa) e unha temperatura duns 5000 K.[43][44] O manto de xeo non está composto de xeo no sentido convencional, senón dun fluído quente e denso que consiste en auga, amoníaco e outros volátiles.[42][44] Este fluído, que ten unha alta condutividade eléctrica, ás veces chámase océano de auga e amoníaco.[45]

A presión e a temperatura extremas nas profundidades de Urano poden romper as moléculas de metano, e os átomos de carbono condénsanse en cristais de diamante que choven polo manto como pedras de saraiba.[46][47] Este fenómeno é similar ás choivas de diamantes que, segundo os científicos, existen en Xúpiter, Saturno e Neptuno..[48][49] Experimentos a moi alta presión levados a cabo no Laboratorio Nacional Lawrence Livermore suxiren que a base do manto pode estar formada por un océano de carbono líquido metálico, quizais con "diamantes-bergs" sólidos flotantes..[50][51][52]

A composición de Urano e Neptuno difire da de Xúpiter e Saturno, xa que predomina o xeo sobre os gases, o que xustifica a súa clasificación como xigante de xeo. Pode haber unha capa de auga iónica na que as moléculas de auga descompóñense nunha sopa de ións de hidróxeno e osíxeno, e máis abaixo auga superiónica na que o osíxeno cristaliza pero os ións de hidróxeno móvense libremente dentro da rede de osíxeno.[53]

Aínda que o modelo considerado anteriormente é razoablemente estándar, non é único; outros modelos tamén satisfán as observacións. Por exemplo, se no manto xeado mestúranse cantidades substanciais de hidróxeno e material rochoso, a masa total de xeos no interior será menor e, en consecuencia, a masa total de rochas e hidróxeno será maior. Os datos dispoñibles na actualidade non permiten determinar cientificamente que modelo é o correcto.[43] A estrutura interior fluída de Urano significa que carece de superficie sólida. A atmosfera gasosa transfórmase gradualmente en capas internas líquidas.[42] Por conveniencia, un esferoide oblato xiratorio situado no punto no que a presión atmosférica é igual a 1 bar (100 kPa) desígnase condicionalmente como "superficie". Ten radios ecuatorial e polar de 25559 ±|4 km e 24973 ± 20 km, respectivamente.[40] Esta superficie utilízase ao longo deste artigo como punto cero para as altitudes.

Calor interna

editar

A calor interna de Urano parece notablemente inferior ao dos demais planetas xigantes; en termos astronómicos, ten un fluxo térmico baixo.[28][54] Aínda non se sabe por que a temperatura interna de Urano é tan baixa. Neptuno, case xemelgo de Urano en tamaño e composición, irradia ao espazo 2,61 veces máis enerxía que a que recibe do Sol,[28] pero Urano apenas irradia calor en exceso. A potencia total radiada por Urano na parte do infravermello afastado (é dicir, calor) do espectro é 106±008 veces a enerxía solar absorbida na súa atmosfera.[55][56] O fluxo de calor de Urano é só 0,042 ± 0,047 W/m2, que é inferior ao fluxo da calor interna da Terra, de aproximadamente 0.075 W/m2.[56] A temperatura máis baixa rexistrada na tropopausa de Urano é de 49 K (−224,2 °C), o que converte a Urano no planeta máis frío do sistema solar.[55][56]

Unha das hipóteses para explicar esta discrepancia suxire que Urano foi golpeado por un impacto supermasivo que lle fíxolle expeler a maior parte da súa calor primitiva, quedando cunha temperatura no núcleo moi minguada.[57] Esta hipótese do impacto tamén se utiliza nalgúns intentos de explicar a inclinación axial do planeta. Outra hipótese é que existe algún tipo de barreira nas capas superiores de Urano que impide que a calor do núcleo chegue á superficie.[42] Por exemplo, a convección pode ter lugar nun conxunto de capas de composición diferente, o que pode inhibir o transporte de calor ascendente;[55][56] quizais a dobre convección difusiva sexa un factor limitante.[42]

Nun estudo de 2021, imitáronse as condicións interiores dos xigantes de xeo comprimindo auga que contiña minerais como olivina e ferropericlase, demostrando así que nos interiores líquidos de Urano e Neptuno poderían estar disoltas grandes cantidades de magnesio. Se Urano ten máis deste magnesio que Neptuno, podería formar unha capa de illamento térmico, explicando así potencialmente a baixa temperatura do planeta.[58]

Atmosfera

editar

Aínda que non existe unha superficie sólida ben definida no interior de Urano, a parte máis externa da envoltura gasosa de Urano que é accesible á teledetección denomínase atmosfera. [55] A capacidade de teledetección esténdese até aproximadamente 300 km por baixo do nivel de 1 bar (100 kPa), cunha presión correspondente de ao redor de 100 bar (10 MPa) e unha temperatura de 320 K (47 °C) [59] . A tenue termosfera esténdese máis de dous radios planetarios desde a superficie nominal, que se define a unha presión de 1 bar.[60] A atmosfera uraniana pode dividirse en tres capas: a troposfera, que oscila entre altitudes de 300 e 50 km e presións de 100 a 0,1 bar (10 MPa a 10 kPa); a estratosfera, que abarca altitudes entre os 50 e 4,000 km e presións de entre 0,1 e 10-10 bar. (10 kPa a 10 μPa); e a termosfera que se estende desde os 4.000 km até unha altura de 50.000 km desde a superficie.[55] Non ten mesosfera.

Composición

editar
 
Diagrama da composición e capas da atmosfera de Urano, xunto co gráfico da súa presión.

A composición da atmosfera de Urano é diferente á da súa masa, xa que está formada principalmente por hidróxeno molecular e helio.[55] A fracción molar de helio, é dicir, o número de átomos de helio por molécula de gas, é 0.15±0.03[61] na troposfera superior, o que corresponde a unha fracción de masa de 0.26±0.05.[55][56] Este valor aproxímase á fracción de masa de helio protosolar de 0.275±0.01,[62] o que indica que o helio non se asentou no seu centro como nos xigantes gaseoso.[55] O terceiro compoñente máis abundante da atmosfera de Urano é o metano (CH
4).[55] O metano ten bandas de absorción prominentes no visible e infravermello próximo (IR), o que fai que Urano sexa de cor augamariña ou ciano.[55] As moléculas de metano representan o 2,3% da atmosfera en fracción molar por baixo da cuberta de nubes de metano ao nivel de presión de 1,3 bar (130 kPa); isto representa entre 20 e 30 veces a abundancia de carbono que se atopa no Sol.[55][63][64]

A proporción de mestura[n. 1] é moito menor na atmosfera superior debido á súa temperatura extremadamente baixa, que reduce o nivel de saturación e fai que o exceso de metano conxélese.<[65] A abundancia de compostos menos volátiles como o amoníaco, a auga e o sulfuro de hidróxeno na atmosfera profunda é pouco coñecida. Probablemente tamén sexan superiores aos valores solares.[55][66] Xunto co metano, na estratosfera de Urano atópanse trazas de varios hidrocarburos, que se cre que se producen a partir do metano por fotólise inducida pola radiación ultravioleta solar (UV).[67] Entre eles atópanse o etano (C
2H
6), o acetileno (C
2H
2), o metilacetileno (CH
3C
2H) e o diacetileno (C
2HC
2H). [65][68][69] A espectroscopia tamén descubriu trazas de vapor de auga, monóxido de carbono e dióxido de carbono na atmosfera superior, que só poden proceder dunha fonte externa, como o po e os cometas en inmisión. [68][69][70]

Satélites

editar

Ten 27 satélites arredor de si e máis un fino anel de po. O seu diámetro é de preto de 51.000 km, isto é, 4 veces superior ao da Terra.

Os nomes dos satélites de Urano foron extraídos de personaxes da peza O soño dunha noite de San Xoán, de William Shakespeare: Oberón, Titania, Umbriel, Ariel, Miranda, Puck, Portia, Xulieta, Crésida, Rosalinda, Belinda, Desdémona, Cordelia, Ofelia e Bianca.

Os astrónomos localizaron cinco deles entre 1787 e 1848. A misión espacial Voyager detectou os outros dez en 1985 e 1986.

Posteriormente, a partir dos anos 90, o Telescopio espacial Hubble permitiu aumentar o número de satélites coñecidos ata 27.

Exploración

editar

En 1986, a sonda interpanetaria da NASA Voyager 2 atopouse con Urano. Esa pasada segue a ser a única investigación o planeta realizada a curta distancia, e na actualidade non hai plans para novas visitas. Lanzado en 1977, o Voyager 2 realizou o seu achegamento máis próximo a Urano o 24 de xaneiro de 1986, estando a 81.500 quilómetros da súa capa de nubes, antes de continuar a súa viaxe cara a Neptuno. O Voyager 2 estudou a estrutura e a composición química da atmosfera do planeta,[64] incluída a súa meteoroloxía única, causada pola inclinación axial de 97,77°. Realizou as primeiras investigacións detalladas dos seus cinco satélites máis grandes, e descubriu 10 novas lúas. Examinou os nove aneis coñecidos e descubriu dous novos. Tamén estudou o campo magnético, a súa estrutura irregular, a súa inclinación e a súa peculiar magnetosfera.

A posibilidade de enviar a nave Cassini a Urano foi avaiada durante unha fase de planificación da extensión da súa misión no ano 2009. Precisaríanse uns 20 anos para chegar ao sistema do planeta tras deixar Saturno.

Mentres, o telescopio espacial Hubble toma imaxes de xeito periódicodende 1990.[71] En 2019, achegándose á metade do verán de 21 anos do planeta, a actividade arredor do polo inclúe unha gran pero estreita nube de metano. No planeta desenvólvense grandes ventos que sopran cara ó oeste. Tanto Urano como Neptuno non teñen unha superficie sólida, senón capas de hidróxeno e helio que rodean un interior rico en auga, que podería envolver un núcleo rochoso. O metano da atmosfera absorbe a luz vermella e dispersa lonxitudes de onda máis curtas, o que dá a estes planetas a súa característica cor ciano.[72]

Notas

editar
  1. ↑ O termo «xeos» fai referencia aos volátiles; que son elementos químicos; ou que mesmo poden ser compostos químicos, que comparten un punto de volatilidade relativamente baixo e que están asociados coas codias terrestres e as atmosferas dos planetas e os satélites. Exemplos destes elementos —ou xa sean compostos— son o nitróxeno, auga, dióxido de carbono, amoníaco, hidróxeno, metano e dióxido de xofre.
  2. ↑ En química analítica, as trazas son unha cantidade minúscula dunha substancia nunha mestura.
  3. ↑ Inicialmente acuñóuselle o nome de «Georgium Sidus» (a estrela de Jorge) en honra ao rei que acababa de perder as colonias británicas en América, pero gañara unha estrela. É, de feito, o único planeta cuxo nomee derívase dunha figura da mitoloxía grega (o seu homólogo romano é Caelus). Cara a 1827, Urano era o nome máis utilizado para o planeta mesmo en Gran Bretaña.
Referencias
  1. ↑ "MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program". Monterey Institute for Research in Astronomy. Arquivado dende o orixinal o 11 de agosto de 2011. Consultado o 21 de setembro do 2022. 
  2. ↑ 2,0 2,1 Lunine, Jonathan. I. (1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. 
  3. ↑ 3,0 3,1 Smith, B.A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; et al. (1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science 233 (4759): 97–102. Bibcode:1986Sci...233...43S. PMID 17812889. doi:10.1126/science.233.4759.43. 
  4. ↑ Sromovsky, L.A.; Fry, P.M. (2005). "Dynamics of cloud features on Uranus". Icarus 179: 459–483. Bibcode:2005Icar..179..459S. doi:10.1016/j.icarus.2005.07.022. 
  5. ↑ "MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program". Monterey Institute for Research in Astronomy. Arquivado dende o orixinal o 1 de maio de 2021. Consultado o 21 de setembro do 2022. 
  6. ↑ René Bourtembourg (2013). "Was Uranus Observed by Hipparchos?". Journal for the History of Astronomy 44 (4). pp. 377–387. Bibcode:2013JHA....44..377B. doi:10.1177/002182861304400401. 
  7. ↑ Dunkerson, Duane. "Uranus – About Saying, Finding, and Describing It". Astronomy Briefly. thespaceguy.com. Arquivado dende o orixinal o 10 de agosto de 2011. Consultado o 21 de setembro do 2022. 
  8. ↑ "In 2022 we commemorated the 200 year anniversary of the death of William Herschel". herschelmuseum.org.uk (en inglés). 2022. Consultado o 21 de setembro do 2022. 
  9. ↑ Herschel, William; Watson, Dr. (1781). "Account of a Comet, By Mr. Herschel, F. R. S.; Communicated by Dr. Watson, Jun. of Bath, F. R. S". Philosophical Transactions of the Royal Society of London 71. pp. 492–501. Bibcode:1781RSPT...71..492H. doi:10.1098/rstl.1781.0056. 
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 Journal of the Royal Society and Royal Astronomical Society 1, 30, cita en Miner, p. 8.
  11. ↑ "Ice Giants: The Discovery of Nepture and Uranus". Sky & Telescope (American Astronomical Society). 29 de xullo de 2020. Arquivado dende o orixinal o 22 November 2020. Consultado o 21 de setembro do 2022. 
  12. ↑ Account of a Comet, por Mr. Herschel, F. R. S.; comunicado por el Dr. Watson, Jun. de Bath, F. R. S., Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. 71, pp. 492-501.
  13. ↑ Royal Astronomical Society MSS W.2/1.2, 23; cita en Miner p. 8.
  14. ↑ RAS MSS Herschel W.2/1.2, 24, cita en Miner p. 8.
  15. ↑ RAS MSS Herschel W1/13.M, 14 quoted in Miner p. 8.
  16. ↑ 16,0 16,1 Lexell, A. J. (1783). "Recherches sur la nouvelle Planète, découverte par Mr. Herschel et nommé [sic] Georgium Sidus (part 1)". Acta Academiae Scientiarum Imperialis Petropolitanae. pp. 303–329. 
  17. ↑ Johann Elert Bode, Berliner Astronomisches Jahrbuch, p. 210, 1781, quoted in Miner, p. 11.
  18. ↑ Miner, p. 11.
  19. ↑ 19,0 19,1 Miner, p. 12
  20. ↑ Dreyer, J. L. E. (1912). The Scientific Papers of Sir William Herschel 1. Royal Society and Royal Astronomical Society. p. 100. ISBN 978-1-84371-022-6. 
  21. ↑ Herschel, Francisca (1917). "The meaning of the symbol H+o for the planet Uranus". The Observatory 40. p. 306. Bibcode:1917Obs....40..306H. 
  22. ↑ Littmann, Mark (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. pp. 10-11. ISBN 0-4864-3602-0. 
  23. ↑ Jean Meeus, Astronomical Algorithms (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) p 271. Dende o afelio de 1841 ata o de 2092, os perihelios son sempre 18,28 e os afelios sempre 20,10 unidades astronómicas.
  24. ↑ "Next Stop: Uranus". The Universe in the Classroom. Astronomical Society of the Pacific. 1986. Arquivado dende o orixinal o 4 de maio de 2021. Consultado o 22 de setembro do 2022. 
  25. ↑ Forbes, George (1909). "History of Astronomy". Arquivado dende o orixinal o 7 de novembro de 2015. Consultado o 22 de setembro do 2022. 
  26. ↑ O'Connor, J J.; Robertson, E. F. (setembro de 1996). "Mathematical discovery of planets". MacTutor. Arquivado dende o orixinal o 20 de agosto de 2011. Consultado o 22 de setembro do 2022. 
  27. ↑ Gierasch, Peter J.; Nicholson, Philip D. (2004). "Uranus" (PDF). World Book. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 2 de abril de 2015. Consultado o 22 de setembro do 2022. 
  28. ↑ 28,0 28,1 28,2 Sromovsky, Lawrence (2006). "Hubble captures rare, fleeting shadow on Uranus". University of Wisconsin Madison (en inglés) (publicado o news.wisc.edu). Bibcode:2005Icar..179..459S. Arquivado dende o orixinal o 20 de xullo de 2011. Consultado o 22 de setembro do 2022. 
  29. ↑ Bergstralh, Jay T.; Miner, Ellis; Matthews, Mildred (1991). Uranus. University of Arizona Press. pp. 485–486. ISBN 978-0-8165-1208-9. 
  30. ↑ Borenstein, Seth (21 de decembro de 2018). "Science Says: A big space crash likely made Uranus lopsided". Associated Press. Arquivado dende o orixinal o 19 de xaneiro de 2019. Consultado o 22 de setembro do 2022. 
  31. ↑ Seidelmann, P. K.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Davies, M. E.; De Bergh, C.; Lieske, J. H.; Oberst, J.; Simon, J. L.; Standish, E. M.; Stooke, P.; Thomas, P. C. (2000). "Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 82 (1). p. 83. Bibcode:2002CeMDA..82...83S. doi:10.1023/A:1013939327465. Arquivado dende o orixinal o 12 de maio 2020. Consultado o 22 de setembro do 2022. 
  32. ↑ "Cartographic Standards" (PDF). NASA. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 7 de abril de 2004. Consultado o 22 de setembro do 2022. 
  33. ↑ "Coordinate Frames Used in MASL". 2003. Arquivado dende o orixinal o 4 de decembro de 2004. Consultado o 22 de setembro do 2022. 
  34. ↑ Hammel, Heidi B. (5 de setembro de 2006). "Uranus nears Equinox" (PDF). A report from the 2006 Pasadena Workshop. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 25 de febreiro de 2009. 
  35. ↑ Mallama, A.; Hilton, J.L. (2018). "Computing Apparent Planetary Magnitudes for The Astronomical Almanac". Astronomy and Computing 25. pp. 10–24. Bibcode:2018A&C....25...10M. arXiv:1808.01973. doi:10.1016/j.ascom.2018.08.002. 
  36. ↑ Large brightness variations of Uranus at red and near-IR wavelengths Arquivado 2020-09-29 en Wayback Machine.
  37. ↑ Espenak, Fred (2005). "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006". NASA. Arquivado dende o orixinal o 26 de xuño de 2007. Consultado o 23 de setembro do 2022. 
  38. ↑ Williams, Dr. David R. (31 de xaneiro de 2005). "Uranus Fact Sheet". NASA. Arquivado dende o orixinal o 13 de xullo de 2017. Consultado o 23 de setembro do 2022. 
  39. ↑ Nowak, Gary T. (2006). "Uranus: the Threshold Planet of 2006". Arquivado dende o orixinal o 27 de xullo de 2011. Consultado o 23 de setembro do 2022. 
  40. ↑ 40,0 40,1 Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; et al. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 98 (3). pp. 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. 
  41. ↑ Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. (xuño de 1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal 103 (6). pp. 2068–2078. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211. 
  42. ↑ 42,00 42,01 42,02 42,03 42,04 42,05 42,06 42,07 42,08 42,09 Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (decembro de 1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science 43 (12). pp. 1517–1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  43. ↑ 43,0 43,1 43,2 Podolak, M.; Podolak, J. I.; Marley, M. S. (febreiro de 2000). "Further investigations of random models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science 48 (2–3). pp. 143–151. Bibcode:2000P&SS...48..143P. doi:10.1016/S0032-0633(99)00088-4. Arquivado dende o orixinal o 21 de decembro de 2019. Consultado o 15 de outubro do 2022. 
  44. ↑ 44,0 44,1 44,2 44,3 Faure, Gunter; Mensing, Teresa (2007). "Uranus: What Happened Here?". En Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. Introduction to Planetary Science. Springer Netherlands. pp. 369–384. ISBN 978-1-4020-5233-0. doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_18. 
  45. ↑ Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (PDF). Geophysical Research Abstracts 8. p. 05179. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 18 September 2019. Consultado o 4 de decembro do 2022. 
  46. ↑ "Is It Raining Diamonds on Uranus". Space Daily. 1 October 1999. Arquivado dende o orixinal o 22 de maio de 2013. Consultado o 6 de setembro do 2023. 
  47. ↑ Kraus, D.; et al. (September 2017). "Formation of diamonds in laser-compressed hydrocarbons at planetary interior conditions". Nature Astronomy 1 (9): 606–611. Bibcode:2017NatAs...1..606K. doi:10.1038/s41550-017-0219-9. Arquivado dende o orixinal o 29 de setembro de 2021. Consultado o 6 de setembro do 2023. 
  48. ↑ Kane, Sean (29 April 2016). "Lightning storms make it rain diamonds on Saturn and Jupiter". Business Insider. Arquivado dende o orixinal o 26 de xuño de 2019. Consultado o 6 de setembro do 2023. 
  49. ↑ Kaplan, Sarah (25 March 2017). "It rains solid diamonds on Uranus and Neptune". The Washington Post. Arquivado dende o orixinal o 27 de agosto de 2017. Consultado o 6 de setembro do 2023. 
  50. ↑ J.H. Eggert; et al. (Nov 8, 2009). "Melting temperature of diamond at ultrahigh pressure". Nature Physics 6: 40–43. Bibcode:2010NatPh...6...40E. doi:10.1038/nphys1438. 
  51. ↑ Bland, Eric (18 January 2010). "Outer planets may have oceans of diamond". ABC Science (en inglés). Arquivado dende o orixinal o 15 de xuño de 2020. Consultado o 6 de setembro do 2023. 
  52. ↑ Baldwin, Emily (21 de xaneiro de 2010). "Oceans of diamond possible on Uranus and Neptune". Astronomy Now. Arquivado dende o orixinal o 3 de decembro de 2013. Consultado o 6 de setembro do 2023. 
  53. ↑ Shiga, David (1 de setembro de 2010). "Weird water lurking inside giant planets". New Scientist (2776). Arquivado dende o orixinal o 12 February 2018. Consultado o 24 de setembro do 2023. 
  54. ↑ Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F. M.; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. (4 July 1986). "Infrared Observations of the Uranian System". Science 233 (4759). pp. 70–74. Bibcode:1986Sci...233...70H. PMID 17812891. doi:10.1126/science.233.4759.70. 
  55. ↑ 55,00 55,01 55,02 55,03 55,04 55,05 55,06 55,07 55,08 55,09 55,10 55,11 Lunine, Jonathan I. (setembro de 1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31. pp. 217–263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. 
  56. ↑ 56,0 56,1 56,2 56,3 56,4 Pearl, J. C.; Conrath, B. J.; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis, A. (marzo de 1990). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data". Icarus 84 (1). pp. 12–28. Bibcode:1990Icar...84...12P. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3. 
  57. ↑ Hawksett, David (2005). "Ten Mysteries of the Solar System: Why is Uranus So Cold?". Astronomy Now. p. 73. 
  58. ↑ Taehyun, Kim; et al. (2021). "Atomic-scale mixing between MgO and H2O in the deep interiors of water-rich planets" (PDF). Nature Astronomy 5 (8). pp. 815–821. Bibcode:2021NatAs...5..815K. doi:10.1038/s41550-021-01368-2. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 26 de febreiro de 2024. Consultado o 10 de marzo do 2024. 
  59. ↑ de Pater, Imke; Romani, Paul N.; Atreya, Sushil K. (June 1991). "Possible microwave absorption by H2S gas in Uranus' and Neptune's atmospheres" (PDF). Icarus 91 (2). pp. 220–233. Bibcode:1991Icar...91..220D. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/0019-1035(91)90020-T. hdl:2027.42/29299. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 6 de xuño de 2011. Consultado o 22 de maio do 2024. 
  60. ↑ Herbert, F.; Sandel, B. R.; Yelle, R. V.; Holberg, J. B.; Broadfoot, A. L.; Shemansky, D. E.; Atreya, S. K.; Romani, P. N. (30 de decembro de 1987). "The Upper Atmosphere of Uranus: EUV Occultations Observed by Voyager 2" (PDF). Journal of Geophysical Research 92 (A13). pp. 15,093–15,109. Bibcode:1987JGR....9215093H. doi:10.1029/JA092iA13p15093. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 6 de xuño de 2011. Consultado o 22 de maio do 2024. 
  61. ↑ Conrath, B.; Gautier, D.; Hanel, R.; Lindal, G.; Marten, A. (1987). "The Helium Abundance of Uranus from Voyager Measurements". Journal of Geophysical Research 92 (A13). pp. 15003–15010. Bibcode:1987JGR....9215003C. doi:10.1029/JA092iA13p15003. 
  62. ↑ Lodders, Katharina (10 de xullo de 2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). The Astrophysical Journal 591 (2). pp. 1220–1247. Bibcode:2003ApJ...591.1220L. doi:10.1086/375492. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 7 de novembro de 2015. Consultado o 5 de xuño do 2024. 
  63. ↑ Lindal, G. F.; Lyons, J. R.; Sweetnam, D. N.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Tyler, G. L. (30 de decembro de 1987). "The Atmosphere of Uranus: Results of Radio Occultation Measurements with Voyager 2". Journal of Geophysical Research 92 (A13). pp. 14,987–15,001. Bibcode:1987JGR....9214987L. ISSN 0148-0227. doi:10.1029/JA092iA13p14987. 
  64. ↑ 64,0 64,1 Tyler, J.L.; Sweetnam, D.N.; Anderson, J.D.; Campbell, J. K.; Eshleman, V. R.; Hinson, D. P.; Levy, G. S.; Lindal, G. F.; Marouf, E. A.; Simpson, R. A. (1986). "Voyger 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites". Science 233 (4759). pp. 79–84. Bibcode:1986Sci...233...79T. PMID 17812893. doi:10.1126/science.233.4759.79. 
  65. ↑ 65,0 65,1 Bishop, J.; Atreya, S. K.; Herbert, F.; Romani, P. (decembro de 1990). "Reanalysis of voyager 2 UVS occultations at Uranus: Hydrocarbon mixing ratios in the equatorial stratosphere" (PDF). Icarus 88 (2). pp. 448–464. Bibcode:1990Icar...88..448B. doi:10.1016/0019-1035(90)90094-P. hdl:2027.42/28293. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 18 de setembro de 2019. Consultado o 19 de decembro do 2024. 
  66. ↑ de Pater, I.; Romani, P. N.; Atreya, S. K. (December 1989). "Uranius Deep Atmosphere Revealed" (PDF). Icarus 82 (2). pp. 288–313. Bibcode:1989Icar...82..288D. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/0019-1035(89)90040-7. hdl:2027.42/27655. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 6 de xuño de 2011. Consultado o 19 de decembro do 2024. 
  67. ↑ Summers, M. E.; Strobel, D. F. (1 novembro 1989). "Photochemistry of the atmosphere of Uranus". The Astrophysical Journal 346. pp. 495–508. Bibcode:1989ApJ...346..495S. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/168031. 
  68. ↑ 68,0 68,1 Burgdorf, M.; Orton, G.; Vancleve, J.; Meadows, V.; Houck, J. (October 2006). "Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy". Icarus 184 (2). pp. 634–637. Bibcode:2006Icar..184..634B. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.006. 
  69. ↑ 69,0 69,1 Encrenaz, Thérèse (February 2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planetary and Space Science 51 (2). pp. 89–103. Bibcode:2003P&SS...51...89E. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. 
  70. ↑ Encrenaz, T.; Lellouch, E.; Drossart, P.; Feuchtgruber, H.; Orton, G. S.; Atreya, S. K. (January 2004). "First detection of CO in Uranus" (PDF). Astronomy and Astrophysics 413 (2). pp. L5–L9. Bibcode:2004A&A...413L...5E. doi:10.1051/0004-6361:20034637. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 23 de setembro de 2011. Consultado o 19 de decembro do 2024. 
  71. ↑ "HubbleSite: News - Hubble Reveals Dynamic Atmospheres of Uranus and Neptune". hubblesite.org. Consultado o 2019-02-18. 
  72. ↑ esa. "Canicas azules". European Space Agency (en castelán). Consultado o 2019-02-18. 

Véxase tamén

editar

Bibliografía

editar
  • La exploración del espacio. Lain Nicolson, James Nicholls. Editorial Bruguera (1980). OCLC 432687585.
  • Historia breve del Universo. Ricardo Moreno Luquero. Ediciones Rialp (1998). ISBN 84-321-3202-0.
  • Solar System Dynamics. Carl D. Murray, Stanley F. Dermott. Cambridge University Press (2000). ISBN 0-521-57597-4.
  • Planets Beyond. Mark Littmann. Courier Dover Publications (2004). ISBN 0-486-43602-0.
  • Cosmos: una guía de campo. Giles Sparrow. RBA (2007). ISBN 978-84-7901-245-8.
  • Giant Planets of our Solar System. Atmosphere, Composition and Structure. Patrick G.J. Irvin. Praxis (2009). ISBN 978-3-540-85157-8.

Outros artigos

editar

Ligazóns externas

editar


Erro no código da cita: As etiquetas <ref> existen para un grupo chamado "n.", pero non se atopou a etiqueta <references group="n."/> correspondente

Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Urano&oldid=6917323»
  NODES
Idea 1
idea 1
INTERN 11
todo 6