ROTACIÓN Y CAMPO MAGNÉTICO DE URANO
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ROTACIÓN Y CAMPO MAGNÉTICO DE URANO
Daniel BeatoEstela Fernández
Física del Sistema Solar
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Rotación y campo magnético de Urano
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Rotación de Urano
Periodo: -17h 14m
Estudiada mediante:- Líneas espectrales- Forma del planeta
- Variaciones del campo magnético- Armónicos esféricos del campo gravitatorio
- Vientos zonales…
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Oblicuidad de Urano
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Hipótesis sin colisión
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Hipótesis sin colisión
Interacción tipo Espín – órbita
Dos rotaciones superpuestas
+Resonancias
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Hipótesis con colisiónModelo 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
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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
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Interiores planetarios
Júpiter
Urano 2·103 (Wm)-1 a 40GPa
0.7RU
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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.
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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.
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Tierra
Urano
Neptuno
Modelo numérico
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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.
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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
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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