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ROTACIÓN Y CAMPO MAGNÉTICO DE URANO

ROTACIÓN Y CAMPO MAGNÉTICO DE URANO. Daniel Beato Estela 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

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ROTACIÓN Y CAMPO MAGNÉTICO DE URANO

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Presentation Transcript

  1. ROTACIÓN Y CAMPO MAGNÉTICO DE URANO Daniel Beato Estela Fernández Física del Sistema Solar

  2. Rotación y campo magnético de Urano

  3. Rotación de Urano Periodo: -17h 14m Estudiada mediante: • Líneas espectrales • Forma del planeta • Variaciones del campo magnético • Armónicos esféricos del campo gravitatorio • Vientos zonales…

  4. Oblicuidad de Urano

  5. Hipótesis sin colisión

  6. Hipótesis sin colisión Interacción tipo Espín – órbita Dos rotaciones superpuestas + Resonancias

  7. 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

  8. 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

  9. Interiores planetarios Júpiter Urano 2·103(Wm)-1 a 40GPa 0.7RU

  10. 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.

  11. 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.

  12. Tierra Urano Neptuno Modelo numérico

  13. La última misión propuesta para Urano se llama UranusPathfinder, con la se pretenden estudiar el origen y la evolución de los Planetas gigantes helados.

  14. 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

  15. 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 (edsBergstralh, 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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