O clima de Urano e fortemente influenciado pela inclinacao axial extrema do planeta, que induz intensas variacoes sazonais, e por sua falta de calor interno , que limita atividade atmosferica. A atmosfera de Urano e relativamente calma em comparacao com a dos outros planetas gigantes a que ele se assemelha em outros aspectos. ^{[ 1 ] [ 2 ]} Quando a sonda Voyager 2 sobrevoou Urano em 1986, ela observou um total de dez formacoes de nuvens por todo o planeta. ^{[ 3 ] [ 4 ]} Observacoes nas decadas seguintes por telescopios terrestres e pelo Telescopio Espacial Hubble revelaram nuvens brilhantes no planeta, predominantemente no hemisferio norte. Em 2006 uma mancha escura similar a Grande Mancha Escura de Netuno foi detectada. ^{[ 5 ]}

Estrutura, ventos e nuvens [ editar | editar codigo-fonte ]

Em 1986 a sonda espacial Voyager 2 mostrou que o hemisferio sul de Urano pode ser dividido em duas regioes: uma brilhante capa polar e uma regiao equatorial mais escura. ^{[ 3 ]} A divisao entre elas esta situada a uma latitude de aproximadamente -45°. A mais brilhante grande formacao na superficie visivel de Urano e uma banda fina entre as latitudes -45 e -50°, chamada de colar sul. ^{[ 3 ] [ 6 ]} Acredita-se que a capa e o colar sao regioes com densas nuvens de metano localizadas na faixa de pressao de 1,3 a 2  bar . ^{[ 7 ]} O sobrevoo da Voyager 2 coincidiu com o solsticio de verao no hemisferio sul, e o hemisferio norte nao pode ser observado. A partir de decada de 1990, quando o hemisferio norte comecou a ser iluminado pelo Sol, o Telescopio Espacial Hubble (HST) e o Telescopio Keck inicialmente nao observaram nenhum colar ou capa polar no hemisferio norte, portanto Urano parecia ser assimetrico: brilhante em torno do polo sul e uniformemente escuro na regiao a norte do colar do sul. ^{[ 6 ]} Em 2007, no entanto, quando o planeta passou por seu equinocio , o colar sul comecou a desaparecer, enquanto um colar norte fraco comecou a surgir proximo da latitude +45°. ^{[ 8 ]} A estrutura latitudinal visivel de Urano e diferente das de Jupiter e Saturno , que apresentam varias bandas coloridas. ^{[ 1 ]}

Alem da estrutura em bandas em larga escala, a Voyager 2 observou dez nuvens pequenas, a maioria alguns graus a norte do colar. ^{[ 3 ]} Em todos os outros aspectos, Urano parecia um planeta sem qualquer atividade dinamica na atmosfera. No entanto, na decada de 1990 o numero observado de nuvens brilhantes discretas aumentou significativamente. ^{[ 1 ]} A maioria delas foi encontrada no hemisferio norte, que comecava a se tornar visivel. ^{[ 1 ]} A explicacao comum mas incorreta desse fato e que nuvens brilhantes sao mais faceis de serem identificadas na parte escura do planeta, enquanto no hemisferio sul o brilhante colar dificulta a visualizacao delas. ^{[ 9 ]} Mesmo assim, existem diferencas entre as nuvens de cada hemisferio. As nuvens no hemisferio norte sao menores, mais brilhantes e possuem bordas mais bem definidas. ^{[ 10 ]} Elas parecem estar em altitudes mais elevadas, o que esta conectado com o fato de que ate 2004 nenhuma nuvem no polo sul havia sido observada no comprimento de onda de 2,2  micrometros , ^{[ 10 ]} o qual e sensivel a absorcao de metano, enquanto nuvens no norte tem sido regularmente observadas nessa faixa. O tempo de vida das nuvens varia por varias ordens de magnitude ; algumas nuvens pequenas duram apenas horas, enquanto pelo menos uma nuvem no hemisferio sul persiste desde o sobrevoo da Voyager 2 . ^{[ 1 ] [ 4 ]} Observacoes recentes tambem descobriram que as nuvens uranianas tem muito em comum com as de Netuno , apesar do clima em Urano ser muito mais calmo. ^{[ 1 ]}

Mancha escura [ editar | editar codigo-fonte ]

As manchas escuras comuns em Netuno nao tinham sido observadas em Urano ate 2006, quando a primeira foi fotografada. ^{[ 11 ]} Nesse ano, observacoes pelo Telescopio Espacial Hubble e Telescopio Keck revelaram uma pequena mancha escura no hemisferio norte do planeta. Ele se localizava na latitude 28 ± 1° norte e media aproximadamente 2° (1300 km) em latitude e 5° (2700 km) em longitude . ^{[ 5 ]} A formacao, que foi chamada Mancha Escura de Urano (UDS), se movia na direcao prograda (no mesmo sentido da rotacao de Urano) com uma velocidade media de 43,1 ± 0,1 m/s , quase 20 m/s mais rapido que as nuvens na mesma latitude. ^{[ 5 ]} A latitude da UDS permaneceu aproximadamente constante. A formacao tinha aparencia e tamanho variaveis e era frequentemente acompanhada de nuvens brancas brilhantes, que se moviam com a mesma velocidade que a UDS. ^{[ 5 ]}

O comportamento e aparencia da UDS e suas manchas companheiras era similar a da Grande Mancha Escura (GDS) de Netuno e suas companheiras, apesar de que a formacao em Urano era significativamente menor. Essa similaridade sugere que as duas tiveram a mesma origem. Acredita-se que a GDS foi um vortice anticiclonico na atmosfera de Netuno, enquanto as nuvens acompanhantes eram nuvens de metano formados em lugares com ar ascendente ( nuvens orograficas ). ^{[ 5 ]} A UDS deve ter uma natureza similar, apesar de ter aparecido diferente da GDS em alguns comprimentos de onda; a GDS tinha o maior contraste a 0,47 μm, enquanto a UDS nao era visivel nesse comprimento de onda, e a UDS demonstrou o maior contraste a 1,6 μm, onde a GDS nao foi detectada. ^{[ 5 ]} Isso implica que as manchas escuras nos dois gigantes de gelo estao localizadas em niveis de pressao diferentes; a formacao uraniana provavelmente perto de 4 bar. A coloracao escura pode ter sido causada pela diminuicao das nuvens de sulfeto de hidrogenio ou hidrossulfeto de amonio , localizadas embaixo das nuvens de metano. ^{[ 5 ]}

O surgimento de uma mancha escura no hemisferio de Urano que estava em escuridao por muitos anos indica que perto do equinocio o planeta entra em um periodo de atividade climatica elevada. ^{[ 5 ]}

Ventos [ editar | editar codigo-fonte ]

O monitoramento de varias nuvens discretas permitiu a determinacao de ventos zonais (na mesma direcao das linhas de latitude) na troposfera superior de Urano. ^{[ 1 ]} No equador os ventos sao retrogrados, soprando no sentido contrario ao da rotacao planetaria, e possuem velocidade de -100 a -50 m/s. ^{[ 1 ] [ 6 ]} A velocidade do vento diminui com o afastamento do equador, alcancando zero perto da latitude ±20°, onde o minimo de temperatura da troposfera esta situado. ^{[ 1 ] [ 12 ]} Mais perto dos polos, os ventos alternam para o sentido progrado, soprando junto com a rotacao. A velocidade dos ventos continua aumentando ate um maximo perto da latitude ±60°, e entao cai para zero nos polos. ^{[ 1 ]} Na latitude proxima de -40°, a velocidade dos ventos e de 150 a 200 m/s. Como o colar obscurece todas as nuvens abaixo desse paralelo, nao e possivel medir as velocidades entre ele o polo sul. ^{[ 1 ]} Em contraste, no hemisferio norte velocidades maximas de ate 240 m/s sao observadas perto da latitude +50°. ^{[ 1 ] [ 6 ]} Apesar da maior velocidade maxima no hemisferio norte, na verdade, latitude por latitude, os ventos sao um pouco mais lentos no norte, especialmente nas latitudes intermediarias de ±20 a ±40°. ^{[ 1 ]} Nao existem evidencias claras de que houve mudancas na velocidade dos ventos desde 1986, ^{[ 1 ] [ 6 ] [ 13 ]} e nada e conhecido sobre os muito mais lentos ventos meridionais (na direcao das linhas de longitude). ^{[ 1 ]}

Variacoes sazonais [ editar | editar codigo-fonte ]

O estudo das variacoes sazonais de Urano e dificil porque dados de alta qualidade sobre a atmosfera do planeta existem por menos de 84 anos, o periodo orbital de Urano, mas varias descobertas foram feitas. Observacoes fotometricas desde a decada de 1950 mostraram variacoes regulares no brilho aparente do planeta, com maximos de brilho nos solsticios e minimos nos equinocios. ^{[ 14 ]} Uma variacao periodica similar, com maximo no solsticio, foi notada em medicoes em micro-ondas da temperatura troposferica que comecaram na decada de 1960. ^{[ 15 ]} Medicoes da temperatura da estratosfera comecando na decada de 1970 tambem mostraram valores maximos perto do solsticio de 1986. ^{[ 16 ]}

Boa parte dessa variabilidade acontece devido a mudancas na geometria de visualizacao. Urano e um esferoide oblato , o que causa sua area visivel ser maior quando seus polos estao voltados para a Terra. Isso explica parcialmente a aparencia mais brilhante do planeta nos solsticios. ^{[ 14 ]} Alem dessa variacao, Urano tambem exibe fortes variacoes meridionais em albedo (ver secao acima). ^{[ 9 ]} Por exemplo, a regiao polar sul de Urano e muito mais brilhante do que as faixas equatoriais. ^{[ 3 ]} Ambos os polos tambem possuem brilho elevado na parte de micro-ondas do espectro, ^{[ 17 ]} e sabe-se que a estratosfera polar e mais fria que a equatorial. ^{[ 16 ]} De forma resumida, as mudancas sazonais acontecem da seguinte forma: os polos, que sao mais brilhante nas faixas espectrais do visivel e de micro-ondas, sao iluminados pelo Sol nos solsticios, resultando em um planeta mais brilhante, enquanto o equador, mais escuro, e visivel principalmente perto dos equinocios. ^{[ 9 ]}

Alem dessas variacoes, existem evidencias de mudancas em Urano ao longo de suas estacoes, causadas pela inclinacao axial extrema do planeta. Apesar de ser conhecida a existencia de uma regiao polar sul brilhante, o polo norte parece ser mais escuro, o que seria incompativel com o padrao de brilho observado; ^{[ 18 ]} durante o ultimo solsticio de verao no hemisferio norte, em 1944, Urano apresentou um alto brilho, sugerindo que o brilho do polo norte nao foi sempre baixo. ^{[ 14 ]} Isso implica que o polo iluminado do planeta fica brilhante antes do solsticio e escurece apos o equinocio. ^{[ 18 ]} Analise detalhada de dados na faixa visivel e de micro-ondas revelou que as mudancas periodicas de brilho nao sao completamente simetricas em torno dos solsticios, o que indica variacoes no padrao de albedo. ^{[ 18 ]} Os dados de micro-ondas tambem mostraram aumento no contraste polo-equador apos o solsticio de 1986. ^{[ 17 ]}

Na decada de 1990, conforme Urano se afastou do solsticio, o Telescopio Espacial Hubble e telescopios terrestres revelaram que a capa polar sul escureceu consideravelmente (com excecao do colar sul, que permaneceu claro), ^{[ 7 ]} enquanto o hemisferio norte demonstrou atividade aumentada, ^{[ 4 ]} como formacoes de nuvens e ventos fortes, reforcando as expectativas de que ele ficaria mais brilhante. ^{[ 10 ]} Em particular, esperava-se encontrar um analogo do colar polar sul no hemisferio norte, ^{[ 18 ]} o que de fato aconteceu em 2007 quando Urano passou pelo equinocio: um fraco colar norte apareceu, enquanto o colar sul ficou quase invisivel. O perfil dos ventos zonais, por outro lado, permaneceu assimetrico, com os ventos do norte sendo um pouco mais lentos que os do sul. ^{[ 8 ]} Apos o equinocio de 2007, Urano continuou com um alto nivel de atividade atmosferica, principalmente no hemisferio norte, e em 2014 foi registrada a tempestade mais brilhante ja vista no planeta, localizada na latitude +15° e no nivel de pressao de 0,33 bar. Nos proximos anos, com a aproximacao do solsticio em 2028, espera-se que o hemisferio norte fique mais calmo e coberto por nevoa, similar ao hemisferio sul quando visto pela Voyager 2 em 1986. ^{[ 19 ]}

O mecanismo de mudancas fisicas nao e claro. ^{[ 18 ]} Nos solsticios de verao e inverno, os hemisferios de Urano alternam entre luz solar continua e escuridao completa. O aumento do brilho do hemisferio iluminado pelo Sol pode ser o resultado do aumento local de nuvens de metano e de camadas de nevoa na troposfera. ^{[ 7 ]} O colar brilhante na latitude -45° tambem esta conectado a nuvens de metano. ^{[ 7 ]} Outras mudancas na regiao polar sul podem ser explicadas por mudancas nas camadas mais inferiores de nuvens. ^{[ 7 ]} A variacao na emissao em micro-ondas de Urano e provavelmente causada por mudancas na circulacao na troposfera profunda, porque muitas nuvens polares e nevoa podem impedir a conveccao. ^{[ 17 ]}

Modelos de circulacao [ editar | editar codigo-fonte ]

Varias solucoes foram propostas para explicar o clima relativamente calmo de Urano. Uma possivel explicacao para a ausencia de grandes nuvens e que o calor interno do planeta e significativamente inferior ao dos outros planetas gigantes; em outras palavras, Urano tem um baixo fluxo termal interno. ^{[ 1 ] [ 12 ]} O motivo do fluxo termal de Urano ser tao pequeno tambem nao e conhecido. Netuno, que e quase identico a Urano em tamanho e composicao, irradia 2,61 vezes mais energia para o espaco do que recebe do Sol. ^{[ 1 ]} Urano, por contraste, praticamente nao apresenta excesso de calor, irradiando no infravermelho distante uma potencia total igual a 1,06 ± 0,08 vezes a energia solar absorvida em sua atmosfera. ^{[ 20 ] [ 21 ]} De fato, o fluxo termal de Urano e de apenas 0,042 ± 0,047  W/m², que e menor que o fluxo termal interno da Terra de cerca de 0,075 W/m². ^{[ 20 ]} A menor temperatura registrada na tropopausa de Urano e 49 K (?224 °C), tornando-o o planeta mais frio no Sistema Solar, mais frio que Netuno. ^{[ 20 ] [ 21 ]}

Uma possivel explicacao para essa discrepancia sugere que quando Urano foi atingido pelo impactor gigante que resultou em sua obliquidade extrema, o evento tambem ocasionou a perda da maior parte de seu calor primordial, deixando-o com uma baixa temperatura no nucleo. Outra hipotese e que alguma barreira existe nas camadas superiores de Urano que impede que o calor do nucleo alcance a superficie. ^{[ 22 ]} Por exemplo, conveccao pode ocorrer de forma isolada em conjuntos de camadas de diferentes composicoes, inibindo o transporte de calor para cima. ^{[ 20 ] [ 21 ]}

Referencias