Urano (planeta)

Urano es el séptimo planeta del Sistema Solar, el tercero en tamaño, y el cuarto más masivo. Toma nombre del dios griego de los cielos Urano, padre de Crono (Saturno). Aunque es detectable a simple vista en el cielo nocturno, no fue catalogado como planeta por los astrónomos de la antigüedad, debido a su escasa luminosidad. Sir William Herschel anunció su descubrimiento el 13 de marzo de 1781, ampliando las fronteras conocidas del Sistema Solar hasta entonces por primera vez en la historia moderna. Urano es también el primer planeta descubierto por medio de un telescopio.

La principal característica de Urano es la inclinación de su eje de rotación de casi noventa grados con respecto a su órbita; la inclinación no sólo se limita al mismo planeta, sino también a sus anillos, satélites y campo magnético. Urano posee además la superficie más uniforme de todos los planetas del Sistema Solar, con su característico color verde-azulado, producido por la combinación de gases presentes en su atmósfera, y tiene un sistema de anillos que no se pueden observar a simple vista. Además posee un anillo azul, una auténtica rareza planetaria.

Urano es uno de los dos planetas del Sistema Solar que tiene un movimiento retrógrado, el otro es Venus.

Descubrimiento

Urano fue el primer planeta descubierto que no era conocido en la antigüedad, aunque sí había sido observado y confundido con una estrella en muchas ocasiones. El registro más antiguo que se encuentra de él se debe a John Flamsteed, quien lo catalogó como la estrella 34 Tauri en 1691. También el astrónomo francés Pierre Le Monnier lo observó al menos en doce ocasiones entre los años 1750 y 1769.^[1]

Sir William Herschel, un músico y astrónomo alemán en la corte del rey Jorge III de Inglaterra, descubrió el planeta el 13 de marzo de 1781, utilizando un telescopio construido por él mismo, aunque en un principio reportó que se trataba de un cometa.^[2] Inicialmente le dio el nombre de Georgium Sidus (la estrella de Jorge) en honor al rey que acababa de perder las colonias británicas en América, pero había ganado una estrella. Sin embargo, el nombre no perduró más allá de Gran Bretaña. Lalande, un astrónomo francés, propuso llamarlo Herschel en honor a su descubridor; el astrónomo sueco Erik Prosperin, por su parte, propuso el nombre de Neptuno para el nuevo planeta descubierto, algo que secundaron muchos de sus colegas. Finalmente fue el astrónomo alemán Johann Elert Bode quien acuñó el nombre de Urano, padre de Cronos (cuyo equivalente romano daba nombre a Saturno), aduciendo que ya que Saturno era el padre de Júpiter, lo más lógico era que el nuevo planeta tomara nombre a su vez del padre de Saturno.^[3] Es, de hecho, el único planeta cuyo nombre se deriva de una figura de la mitología griega (su homólogo romano es Caelus). Hacia 1827, Urano era el nombre más utilizado para el planeta incluso en Gran Bretaña. El HM Nautical Almanac, sin embargo, siguió listándolo como Georgium Sidus hasta el año 1850.

El símbolo astronómico de Urano se representa como . Es un híbrido entre los símbolos del planeta Marte y el Sol, puesto que Urano era dios y personificación misma del cielo en la mitología griega, el cual creían dominado por los poderes combinados del Sol y de Marte. El símbolo astrológico, sin embargo es , sugerido por Lalande en 1784. En una carta a Herschel, Lalande lo describía como «un globe surmonté par la première lettre de votre nom» («un globo coronado por la primera letra de su apellido»). En las lenguas de China, Vietnam, Japón y Corea la traducción literal del nombre del planeta es la estrella reina del cielo (天王星) en japonés y chino.

Características físicas

Órbita e inclinación axial del eje de rotación

La órbita de Urano es de 84 años terrestres. Su distancia media con respecto al Sol es de 3.000 millones de kilómetros aproximadamente (unas 20 UA).

Las características de la órbita de Urano fueron en inicio calculadas por Pierre Simon Laplace en 1783. No tardaron en hacerse evidentes las discrepancias entre previsiones y observaciones, hasta que en 1841 John Couch Adams sugiere que estas diferencias sean acaso debidas a la influencia gravitacional de un planeta aún no descubierto. En 1845, Urbain Le Verrier comienza un estudio independiente sobre la órbita de Urano. El 23 de Septiembre de 1846, Johann Gottfried Galle, localizó el nuevo planeta, que posteriormente recibiría el nombre de Neptuno, muy cerca de la posición calculada para él por Le Verrier.

El período rotacional del interior de Urano es de 17 horas y 14 minutos, sin embargo, al igual que en los demás planetas gigantes, la atmósfera superior experimenta fuertes vientos en el sentido de su rotación, por lo que en algunas latitudes, grandes extensiones de esta atmósfera pueden llegar a rotar en tan sólo 14 horas.

La rotación de Urano, igual que la de Venus, es retrógrada y su eje está inclinado casi 90º grados sobre el plano de su órbita. Durante la mitad de cada órbita, es decir, durante 42 años, el polo norte apunta directamente hacia el Sol, y durante la otra mitad de la órbita es el hemisferio meridional el que recibe la luz solar, mientras que el hemisferio septentrional permanece en una larga noche helada. Sólo una franja relativamente estrecha en torno al ecuador experimenta un patrón normal de días y noches.^[4]

No se conocen los motivos por los que el eje del planeta está inclinado en tan alto grado, aunque se especula que quizás durante su formación el planeta pudo haber colisionado con un gran protoplaneta capaz de haber producido esta orientación anómala. Otra posibilidad es que las perturbaciones gravitatorias ejercidas por los otros planetas gigantes del Sistema Solar lo hayan forzado a inclinarse de esta manera.

Uno de los resultados de la inclinación axial de Urano es que sus regiones polares reciben durante el transcurso del año más energía solar que las regiones ecuatoriales, sin embargo, la temperatura de Urano es más elevada en su ecuador que en sus polos. El mecanismo que causa esta circunstancia es aún desconocido.^[5]

Composición y estructura interna

Estructura interna del planeta Urano

La composición de Urano, es parecida a la de Neptuno, pero muy diferente a la de Júpiter y Saturno; el hielo domina sobre los gases, lo cual justifica que algunos expertos los consideren dentro de una clasificación adicional, la de gigantes de hielo.

La masa de Urano es 14,5 veces la de la Tierra, es el menos masivo de los planetas gigantes, mientras que su densidad, 1,27 g/cm³, lo hace el segundo menos denso entre ellos, por detrás de Saturno.

El modelo generalizado de la estructura de Urano consiste en un núcleo compuesto de roca con una masa relativamente pequeña, un manto de hielos, y una atmósfera formada por hidrógeno y helio, que puede representar hasta un 15% de la masa planetaria. Urano (como Neptuno) es en muchos aspectos un gigante gaseoso cuyo crecimiento se interrumpió sin haber acumulado las grandes masas de gases de los planetas gigantes interiores Júpiter y Saturno.

En Urano hay una transición gradual de atmósfera a océano líquido; por ello, el manto de Urano no se parece a nada que exista en la Tierra.^[6] Las capas de nubes exteriores están formadas por un compuesto de hidrógeno y helio enriquecido con metano, la atmósfera interior se licua conforme desciende la profundidad, y envuelve al manto de hielos de compuestos químicos, entre ellos agua, amoníaco y metano. Este océano de agua y amoníaco posee una alta conductividad eléctrica.^[7]

No obstante existen otros modelos que satisfacen las observaciones y que consideran la posibilidad de que el porcentaje de hidrógeno y material rocoso del planeta sean superiores a lo establecido en el modelo anterior. Los datos de que disponemos actualmente no nos permiten determinar cuál de los dos modelos es el correcto.

Otra de las peculiaridades de Urano con respecto al resto de planetas gigantes, es la ausencia de los flujos de calor interno que hacen que los demás planetas gaseosos emitan más energía de la que reciben del Sol, y que quizá son los que impulsan sus complejos sistemas meteorológicos, de hecho en Urano se han registrado temperaturas aún más bajas que las existentes en el planeta más lejano del Sistema Solar, Neptuno. Una de las hipótesis que se barajan como explicación es que, como resultado de la colisión que inclinó el planeta, Urano expelió la mayor parte de su energía calórica primitiva, dejando un núcleo de baja temperatura. Otra teoría sostiene que quizá existan en el interior del planeta barreras que no permiten al calor interno de Urano emerger a la superficie.

Actividad atmosférica

Mancha oscura de Urano. Imagen obtenida en 2006.

Como los demás planetas jovianos del Sistema Solar, Urano posee bandas de nubes, pero son apenas visibles debido en parte a la existencia de metano en las capas superiores de la atmósfera, que le confieren su característico color verde-azulado.

En la época del paso del Voyager 2, en 1986, el polo sur de Urano estaba prácticamente apuntando hacia el Sol. Entonces las nubes del planeta estaban débilmente distribuidas en bandas y zonas apenas perceptibles. Las observaciones del Telescopio espacial Hubble más recientes muestran una estructura más dinámica a medida que los rayos solares han ido alcanzando las latitudes ecuatoriales. En el año 2007 el Sol iluminó directamente el ecuador del planeta. El 23 de agosto de 2006, astrónomos de la Universidad de Wisconsin-Madison usando la Cámara Avanzada para Estudios ACS del Telescopio Espacial Hubble, tomaron la imagen de una mancha oscura en Urano de forma alargada y que mide 1.700 por 3.000 kilómetros.^[8]

Imagen de Urano obtenida en 2005.

Esta actividad reciente podría estar relacionada con un cambio de estación; las estaciones en Urano parecen tener temporadas extremas en las que las corrientes atmosféricas trasladan el calor del hemisferio bañado por el Sol al hemisferio que se encuentra en la sombra. La interacción de éstas con las fuerzas de Coriolis, que circulan transversalmente a ellas, impiden la formación de patrones meteorológicos a gran escala. Conforme Urano se desplaza y el día y la noche se equilibran brevemente en ambos hemisferios, las fuerzas de Coriolis se hacen dominantes, permitiendo que se formen grandes tormentas y bandas de nubes. La sonda espacial Voyager 2 detectó, ondas de radio procedentes de relámpagos en la atmósfera de Urano, aunque no se conoce la ubicación exacta de este tipo de fenómenos.

El hemisferio sur de Urano puede ser subdividido en dos zonas claramente diferenciables a simple vista: el brillante casquete polar y las oscuras bandas ecuatoriales. Las zonas más claras parecen ser densas regiones de nubes de metano. A finales de los 90, cuando el polo norte comenzó a ser visible, el Telescopio espacial Hubble observó una ausencia de casquete polar y bandas de nubes en el hemisferio norte del planeta, demostrando así que Urano presenta una superficie asimétrica: con un polo sur brillante y una región norte más oscura y uniforme.^[9]

En 2007, sin embargo, cuando Urano se encontraba en su equinoccio, las bandas de nubes de metano cercanas al polo sur casi desaparecieron, mientras que aparecían tenues nubes al otro lado del planeta, en el hemisferio norte. En la atmósfera de Urano se podría estar produciendo asimismo un ciclo de metano: cuando la luz del sol incide en la estratosfera el metano se descompone en hidrocarburos que se condensan en forma de niebla y descienden a la troposfera, allí la temperatura se incrementa, liberando metano que se eleva de nuevo hacia la estratosfera, completando así el ciclo.^[10] Es muy posible, además, que en las capas inferiores de la atmósfera se produzcan precipitaciones en forma de metano líquido.

Existen diferencias entre las nubes que se forman en uno y otro hemisferio^[11] . Las del hemisferio norte son por lo general de menor tamaño, más brillantes y definidas, parecen además encontrarse a mayor altitud. La vida de estas nubes puede llegar a ser desde unas pocas horas a muchos años -sabemos que al menos una de las nubes fotografiadas por la Voyager 2 a su paso por Urano en 1986, aún persiste-. Observaciones recientes han evidenciado que los patrones de actividad atmosférica de Urano son muy parecidos a los de Neptuno, a pesar de que el clima de Urano es mucho más tranquilo.

Condiciones climáticas

El clima en Urano está altamente influenciado por la ausencia de calor interno, lo cual limita su actividad atmosférica; y la elevada inclinación de su eje de rotación, que provoca cambios estacionales extremos.

Determinar la naturaleza de estos cambios estacionales es muy complicado, poseemos datos de la actividad atmosférica de este planeta desde hace menos de los 84 años que corresponden a un año en Urano. El análisis fotométrico realizado desde los años 50 en Urano, muestra una variación regular en su luminosidad, con máximos en los solsticios, y mínimos en los equinoccios.

Se cree que estas variaciones son debidas en gran parte a la geometría de Urano, que es un esferoide oblato, lo cual hace que el área visible sea sensiblemente mayor cuando se observa desde los polos. Esto explica la mayor luminosidad del planeta durante sus solsticios, y además implica que las franjas ecuatoriales del planeta también captan luz solar en estos períodos, aunque en menor medida.

Durante los solsticios de verano e invierno, los hemisferios de Urano están uno de cara al Sol y el otro sumido en una larga noche. Se piensa que la luminosidad de la región soleada se acentúa debido a la actividad de las nubes de metano y capas de niebla de la troposfera, que se espesan localmente al captar la energía solar.^[12]

En el otoño de 2004, aparecieron grandes nubes en la atmósfera de Urano y se registraron vientos de hasta 824 km/h. En el ecuador estos vientos son retrógrados, es decir, circulan en sentido contrario a la rotación del planeta. Su velocidad se va incrementando a medida que se distancian del ecuador, llegando a valores cero en ciertas latitudes, en donde se han registrado los valores mínimos de temperatura en la troposfera. Cerca de los polos los vientos de Urano se mueven en el sentido de rotación del planeta, y su velocidad se va incrementando hasta los ±60° de latitud, antes de descender nuevamente a cero en los polos.

La temperatura en la atmósfera de Urano es de -215ºC aproximadamente, en su interior, sin embargo, la temperatura se eleva bruscamente, alcanzando los 2.300 °C en el océano, y hasta 7.000 °C en el núcleo rocoso.

Campo magnético

El campo magnético de Urano visto por la Voyager 2 en 1986. N y S son respectivamente los polos magnéticos norte y sur

El campo magnético de Urano es también anómalo en posición y características, ya que su eje no está centrado en el planeta sino desplazado e inclinado casi 60º grados con respecto al eje de rotación. Es posible que el campo magnético se origine en zonas no demasiado profundas del planeta, parece ser que Urano genera de algún modo magnetismo en el interior de su manto helado.

Muchas de las características de Urano, tales como la composición atmosférica y su campo magnético, las determinan las propiedades físicas y químicas de su manto de hielo. En particular, se considera que esta extensa capa de hielos que rodea al núcleo rocoso es la fuente del campo magnético detectado por la sonda Voyager 2 alrededor de Urano. La conductividad eléctrica de este manto helado es imprescindible para sostener el mecanismo planetario de generación del campo magnético. ^[13]

Neptuno también tiene un campo magnético desplazado, por lo que es posible que el curioso eje magnético de Urano no esté ligado a las peculiaridades de su eje de rotación. Por lo demás, el campo magnético de Urano es bastante similar al de otros planetas gaseosos. Sin embargo está comprobado que tiene sus características especiales.^[14] El campo magnético de Urano es poco menos intenso que el terrestre, pero a diferencia de la Tierra, Urano no posee elementos metálicos en su interior, por esta razón, debe ser generado por otro tipo de material conductor.

El campo magnético de Urano atrapa partículas de carga eléctrica elevada -electrones y protones, principalmente- en cinturones de radiación que rodean el planeta. Todas estas partículas viajan una y otra vez a través de los polos magnéticos, emitiendo ondas de radio. La misión Voyager 2 detectó y grabó algunas de estas emisiones de radio, sin embargo son tan débiles que es imposible captarlas desde la Tierra.^[15]

Sistema de anillos y satélites de Urano

Satélites de Urano

Artículo principal: Satélites de Urano

Urano, sus anillos y satélites. Imagen capturada por el Telescopio espacial Hubble. Incidentalmente la imagen muestra también el desarrollo de grandes tormentas convectivas en la atmósfera del planeta.

Urano tiene al menos 27 satélites naturales conocidos: 13 pequeños satélites internos, 10 de ellos descubiertos en 1986 por la sonda Voyager 2^[16] , 5 satélites mayores y 9 externos descubiertos a partir de 1997. El sistema de satélites de Urano es el menos masivo de entre los de los planetas gigantes.

Los nombres de los satélites de Urano se toman de los personajes de las obras de William Shakespeare y Alexander Pope, especialmente de sus protagonistas femeninas, a diferencia del resto de cuerpos del Sistema Solar cuyos nombres provienen de la mitología clásica greco-romana.

Los satélites más grandes son Titania y Oberón, de tamaño similar (1.580 y 1.520 km de diámetro, respectivamente). Otros satélites importantes son Umbriel, Ariel y Miranda. Estos eran los cinco satélites conocidos de Urano antes de que la sonda Voyager 2 llegara allí. Ninguno de los satélites de Urano tiene atmósfera.

Los satélites más grandes fueron visitados por la sonda espacial Voyager 2 en 1986, en su camino hacia los límites del Sistema Solar. Las fotografías que tomó son aún las imágenes de mayor resolución que tenemos de estos satélites tan lejanos.

En los meses anteriores a la llegada de la Voyager 2 su cámara se dedicó a la exploración del plano ecuatorial para descubrir nuevos satélites invisibles desde la Tierra. Encontró 10 satélites con diámetros de 40 a 160 km. Orbitan entre el más exterior de los anillos y Miranda. Posteriormente, a partir de los años 90, el Telescopio Espacial Hubble ha permitido aumentar el número de satélites conocidos hasta 27.

Miranda, un satélite de sólo 470 km de diámetro, principalmente está compuesto por hielo de agua y polvo.^[17] Tiene el acantilado más elevado del Sistema Solar (Verona Rupes); una altísima pared de 20 km de altura (10 veces más alta que las paredes del Gran Cañón, en la Tierra).

Algunos de los satélites de Urano presentan una superficie llena de fracturas, con terrenos claros y oscuros, lo cual señala que han estado activos en el pasado. Se cree que las fuerzas de marea de Urano generaron el suficiente calentamiento al principio de su historia como para que el criovulcanismo remodelara la superficie de algunos de los satélites interiores, como Ariel o Titania.

Principales satélites naturales de Urano
(comparados con la Luna)
Nombre	Diámetro (km)	Masa (kg)	Radio orbital (km)	Periodo orbital (d)
Miranda	470 (14%)	7,0 x 10¹⁹ (0,1%)	129.000 (35%)	1,4 (5%)
Ariel	1.160 (33%)	14 x 10²⁰ (1,8%)	191.000 (50%)	2,5 (10%)
Umbriel	1.170 (34%)	12 x 10²⁰ (1,6%)	266.000 (70%)	4,1 (15%)
Titania	1.580 (45%)	35 x 10²⁰ (4,8%)	436.000 (115%)	8,7 (30%)
Oberón	1.520 (44%)	30 x 10²⁰ (4,1%)	584.000 (150%)	13,5 (50%)

Sistema de Anillos de Urano

Artículo principal: Anillos de Urano

Anillos interiores de Urano. El anillo externo brillante es el épsilon. Se pueden observar otros ocho anillos.

Urano, como los demás planetas gigantes del Sistema Solar, posee un sistema de anillos, en este caso muy tenue y compuesto de partículas oscuras.

Los anillos de Urano fueron descubiertos fortuitamente el 10 de marzo de 1977 por James L. Elliot, Edward W. Dunham y Douglas J. Mink, quienes, utilizando el Kuiper Airborne Observatory, observaron cómo la luz de una estrella cercana a Urano se desvanecía al aproximarse el planeta. Tras analizar con detalle sus observaciones, concluyeron que la única explicación era que la estrella había sido ocultada por un sistema de anillos alrededor de Urano.

Los anillos, no obstante, no fueron observados directamente hasta que la sonda espacial Voyager 2 los fotografió en su paso por el sistema de Urano en 1986.^[18]

Recientemente y gracias a las imágenes obtenidas por astrónomos de la Universidad de Berkeley, con el sistema de infrarrojos ópticos adaptativos del telescopio Keck, ubicado en Hawái, se ha descubierto que Urano tiene un anillo de color azul^[19] y otro de color rojo, similares a los de Saturno. Los anillos azules son una rareza planetaria, mientras que el rojo es un color bastante habitual.

Esquema del sistema de Urano. Las líneas continuas son los anillos, las discontinuas las órbitas de sus satélites

Se sabe que Urano posee un sistema de 13 anillos, sus diámetros oscilan entre los 38.000 y los 98.000 km. Son extremadamente oscuros y muy probablemente están formados por hielo de agua y compuestos orgánicos oscurecidos por la radiación, un material similar al de los satélites interiores.

El sistema de anillos de Urano es muy diferente a sus homólogos de Júpiter y Saturno, sí se parece en cierto modo al sistema de Neptuno, aunque este último es menos complejo, más oscuro y se localiza a mayor distancia del planeta.^[20]

Sir William Herschel ya describió en 1789 la existencia de un posible sistema de anillos alrededor de Urano, no obstante su avistamiento se considera dudoso ya que los anillos de Urano son demasiado tenues y en los siguientes 200 años ningún observador pudo certificar su existencia. Sin embargo cabe destacar que Herschel proporcionó una muy precisa descripción del tamaño del anillo épsilon, su ángulo relativo respecto a la Tierra, su color rojizo, y los cambios aparentes del mismo durante la traslación de Urano alrededor del Sol.

En diciembre de 2005, el Telescopio Espacial Hubble detectó un par de anillos desconocidos hasta entonces. El mayor de ellos localizado al doble de distancia del planeta que los anillos ya conocidos. Por esta razón se les ha denominado sistema anular exterior. Además de este descubrimiento, el Telescopio Espacial Hubble también dio a conocer dos nuevos satélites de Urano, uno de ellos, Mab, comparte órbita con el más lejano de los anillos descubiertos.^[21]

Se cree que el sistema de anillos de Urano es relativamente joven, de no más de 600 millones de años de antigüedad. Es muy probable que su formación esté relacionada con una serie de colisiones entre varios satélites que se descompusieron en numerosas partículas. Aunque aún no se comprende bien el mecanismo por el cual las partículas se concentran en anillos más o menos estrechos, la teoría generalizada es que en ocasiones los satélites cercanos pastorean los sistemas anulares, dándoles forma. Sin embargo, en 1986 la misión Voyager 2 descubrió sólo un par de esos satélites (Cordelia y Ofelia) sobre el anillo más brillante del sistema de Urano, el anillo épsilon.

Galería de imágenes del sistema de Urano

Imágenes del Telescopio Espacial Hubble mostrando los cambios estacionales de Urano.

Descubrimiento de dos nuevos anillos en el sistema de Urano. Imágenes obtenidas por el Telescopio Espacial Hubble

Sistema de anillos y satélites de Urano. Imagen captada por la cámara infrarroja NAOS-CONICA en Paranal, Chile, 2007

Esquema del sistema de anillos y satélites de Urano, 2009

Observación de Urano

El brillo de Urano alcanza una magnitud de entre +5,5 y +6,0, por lo que puede ser observado a simple vista de manera muy tenue en un cielo excepcionalmente oscuro, aunque puede encontrarse con simples binoculares. Desde la Tierra presenta un diámetro aparente de 4 segundos de arco: para apreciarlo cómodamente se necesitan más de 100 aumentos, apareciendo en el telescopio como un borroso disco de color verdoso o amarillento con los bordes más oscuros.

Se necesitan mapas de localización para encontrar Urano en el cielo nocturno sin dificultades. En ellos figuran las estrellas que se encuentran en la zona, y la línea que va siguiendo el planeta a medida que describe su órbita. En ella se señalan mediante pequeñas marcas las posiciones que el planeta ocupa cada cierto tiempo. Debido a su lejanía, no podemos observar demasiados detalles de Urano desde la Tierra con telescopios de aficionado.^[22]

En la mayoría de los telescopios profesionales tampoco pueden destacarse detalles sobre su disco, pero gracias a la revolución de la fotografía astronómica digital es posible obtener fotometría diferencial de las latitudes del planeta con telescopios relativamente modestos. La utilización de técnicas de óptica adaptativa en algunos de los mayores telescopios del mundo como el telescopio Keck han permitido obtener algunas de las mejores imágenes de este planeta mostrando multitud de detalles en su revitalizada atmósfera.

Sus satélites mayores y externos pueden apreciarse con dificultad con telescopios de 20 cm, a condición de contar con cielos oscuros; instrumentos de 30-40 cm de diámetro permiten apreciar los cuatro más brillantes sin mucha dificultad. Sin embargo una cámara CCD acoplada a cualquier telescopio pequeño (20-25 cm) permite su captura y seguimiento.

Formación

Artículo principal: Formación y evolución del Sistema Solar

Muchos astrónomos consideran que existen sensibles diferencias entre Júpiter y Saturno, y Urano y Neptuno, en cuanto a su formación dentro del Sistema Solar. Se cree que todo nuestro sistema fue formado a partir de una enorme burbuja de polvo y gas, conocida como nebulosa solar. La mayoría de esta inmensa nebulosa estaba formada por masas de hidrógeno y helio, que dieron origen al Sol, mientras que las partículas de polvo se agrupaban creando los primeros protoplanetas. A medida que estos planetas iban aumentando de tamaño, algunos alcanzaron la suficiente masa como para que su sistema gravitatorio fuese capaz de captar trazas de gas de la nebulosa primigenia. Cuanto más gas eran capaces de atraer hacia sí, mayores se hacían, y en consecuencia su poder gravitatorio aumentaba, captando más gas hasta alcanzar un nivel crítico a partir del cual su tamaño comenzó a incrementarse exponencialmente. Los gigantes de hielo como Urano y Neptuno, no llegaron a alcanzar ese punto crítico.

Recientes simulaciones en el campo de la migración planetaria sugieren que Urano y Neptuno se formaron en una posición más cercana al Sol de la que ocupan en la actualidad^[23] , hipótesis que ha sido detallada en el modelo de Niza.

Exploración espacial de Urano

La misión espacial Voyager 2

Urano fotografiado desde la sonda Voyager 2 en 1986.

Hasta ahora, sólo una misión espacial, la sonda Voyager 2, se ha aproximado a Urano. El acercamiento ocurrió entre 1985 y 1986 como un paso breve cerca del planeta durante la trayectoria de la sonda hacia Neptuno. Las observaciones derivadas de este acercamiento dieron como resultado una mayor comprensión de la atmósfera del planeta, así como los descubrimientos de un gran número de satélites y las primeras observaciones de sus anillos.

El máximo acercamiento de la sonda tuvo lugar el 24 de enero de 1986, a una distancia de 81.500 km de las capas más altas de la atmósfera.^[24]

Durante su visita al sistema de Urano, la misión Voyager 2 descubrió 10 satélites desconocidos hasta entonces, además de uno de los efectos más asombrosos de la inclinación del planeta: el campo magnético de Urano no sólo está también inclinado casi 60º con respecto al eje de rotación, sino que es arrastrado por el movimiento del planeta siguiento una trayectoria en forma de sacacorchos.

Las imágenes que la sonda Voyager 2 tomó de los cinco mayores satélites del sistema de Urano, revelaron complejas superficies, indicativo de un pasado de gran actividad geológica. El satélite Miranda resultó ser uno de los más sorprendentes cuerpos del Sistema Solar, con cañones de hasta 20 km de profundidad.

Observación de un tránsito con el Hubble

Imagen tomada con cámara ACS del Telescopio espacial Hubble del tránsito de Ariel, y su sombra. El punto blanco cerca del centro del disco azul verdoso de Urano es el satélite helado Ariel. Ariel tiene un diámetro de 1.158 km, si «estuviéramos sobre la superficie de Urano, se vería como un eclipse solar visto en la Tierra».

El 26 de julio de 2006 con la cámara avanzada ACS del Telescopio Espacial Hubble, se logró realizar una imagen compuesta en tres longitudes de onda del infrarrojo cercano, de un tránsito del satélite natural de Urano, Ariel, que pasa junto con su sombra por el disco de este planeta, por encima de sus nubes altas de color verde-azulado. Aunque estos «tránsitos» de satélites sobre el disco son frecuentes en Júpiter, los satélites de Urano rara vez muestran sombras en la superficie del mismo planeta; recordemos que en Urano, su eje gira casi exactamente sobre el plano orbital, por lo cual durante el curso de una órbita alrededor del Sol, primero un polo de Urano es iluminado y después de 42 años el otro.^[25]

Este tránsito de un satélite atravesando la esfera de Urano, y su sombra acompañándola, casi nunca se ha visto antes y ocurre cada medio año de Urano (42 años) cuando desde la Tierra vemos de canto el plano de la órbita de los satélites. La última vez que ocurrió un equinoccio en Urano fue en 1965 y en esa ocasión pudo observarse el tránsito de uno de sus satélites.

Urano en la cultura

El planeta Urano () es el planeta regente de Acuario.

El Uranio, elemento químico descubierto en 1789 por el químico alemán Martin Heinrich Klaproth, fue nombrado tras el descubrimiento del planeta Urano.

Urano, el hechicero, es un movimiento de la obra de Gustav Holst, The Planets, escrita entre los años 1914 y 1916.

La Operación Urano, fue una exitosa operación militar de la Segunda Guerra Mundial liderada por el ejército ruso, para recuperar Stalingrado, que supuso un momento decisivo en la guerra contra las fuerzas armadas alemanas.