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