rotaciÓn y campo magnÉtico de urano daniel beato estela fernández física del sistema solar
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ROTACIÓN Y CAMPO MAGNÉTICO DE URANO
Daniel BeatoEstela Fernández
Física del Sistema Solar
Rotación y campo magnético de Urano
Rotación de Urano
Periodo: -17h 14m
Estudiada mediante:- Líneas espectrales- Forma del planeta
- Variaciones del campo magnético- Armónicos esféricos del campo gravitatorio
- Vientos zonales…
Oblicuidad de Urano
Hipótesis sin colisión
Hipótesis sin colisión
Interacción tipo Espín – órbita
Dos rotaciones superpuestas
+Resonancias
Hipótesis con colisión
Modelo de Niza
Conservación del momento angular
Conservación de la energía
Cuerpo perteneciente al Sistema Solar
Dificultades:
- Satélites en el plano ecuatorial
- Órbitas de los satélites irregulares
CAMPO MAGNÉTICO
Características del campo magnético de Urano:
• Está muy inclinado respecto a su eje de rotación.
• Está desplazado del centro geométrico.
Muy similar al campo magnético de Neptuno
Interiores planetarios
Júpiter
Urano 2·103 (Wm)-1 a 40GPa
0.7RU
HIPÓTESIS
• Schulz y Paulikas (1990): inversiones del campo magnético.
• Gran oblicuidad de Urano Mecanismo alternativo para Neptuno.
• Ruzmaikin y Starchienko (1991) : una capa delgada de C metálico.
• Hubbard et al. (1995): capa delgada dínamo en el exterior del hielo.
Stanley y Bloxham
Núcleo fluido:• Modelos numéricos de
dinamo de Kuang y Bloxham (1997) y Kuang y Bloxham (1999) .
• Geometría propuesta por Podolak et al.
Núcleo sólido:• Aislante.• Capa externa dinamo.
Tierra
Urano
Neptuno
Modelo numérico
La última misión propuesta para Urano se llama Uranus Pathfinder, con la se pretenden estudiar el origen y la evolución de los
Planetas gigantes helados.
Referencias
• Helled, R., Anderson, J.D., Schubert, G., Uranus and Neptune: shape and rotation, 2010 arXiv:1006.3840v1
• Trauger, J. T., Roesler, F. L, A redetermination of the Uranus period, 1978ApJ...219.1079T
• Brown, R., Goody, R., The rotation of Uranus II, 1980ApJ...235.1066B
• Parisi, M. G. et al. Constraints to Uranus’ great collision II, Planet. Space Sci., Vol. 45, No. 2, pp. 181-287, 1997
• Parisi, M. G. et al. Constraints to Uranus’ great collision IV, A&A 482, 657–664 (2008)
• Boué, G., Laskar, J., A collisionless scenario for Uranus tilting, 2010ApJ, 712:L44–L47
Referencias• Sabine Stanley & Jeremy Bloxham, Science (2006)• J. E. P. Connerney & Mario H. Acuña, Journal (1987)• Richard Holme & Jeremy Bloxham, Journal (1996)• Podolak, M., Hubbard, W. H. & Stevenson, D. J. in Uranus (eds Bergstralh, J. T. Miner, E.
D. & Matthews, M. S.) 29-61 (Univ. Arizona Press, Tucson, 1991)• Roberts, P. H. & Glatzmaier, G. A. The geodynamo, past, present and future. Geophys.
Astrophys. Fluid Dyman. 94, 47-84 (2001)• Kuang, W. & Bloxham, J. An earth-like numerical dynamo model. Nature 389, 371–374
(1997).• Kuang, W. J. & Bloxham, J. Numerical modelling of magnetohydrodynamic
convection in a rapidly rotating spherical shell: weak and strong field dynamo action. J. Comput. Phys. 153, 51–81 (1999).
• Dormy, E., Valet, J. P. & Courtillot, V. Numerical models of the geodynamo and observational constraints. Geochem. Geophys. Geosyst. 1, 2000GC000062 (2000).
• http://www.mssl.ucl.ac.uk/planetary/missions/uranus/downloads/up_expastron_submitted.pdf
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