Άνοιγμα κυρίου μενού

Αλλαγές

→‎Μαγνητόσφαιρα: το πολικό σέλας στον Ουρανό (επεξεργασία με το ProveIt)
 
Οι παρατηρήσεις του Voyager αποκάλυψαν ότι το μαγνητικό πεδίο είναι ιδιαίτερο, τόσο επειδή δεν προέρχεται από το γεωμετρικό κέντρο του πλανήτη, όσο και επειδή έχει κλίση 59 ° ως προς τον άξονα περιστροφής.<ref name=1986Ness>{{cite journal|last=Ness|first=Norman F.|coauthors=Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. |title=Magnetic Fields at Uranus|journal=Science|volume=233|pages=85–89|year=1986|bibcode=1986Sci...233...85N |doi=10.1126/science.233.4759.85 |pmid=17812894|issue=4759}}</ref> Στην πραγματικότητα, το μαγνητικό δίπολο μετατοπίζεται από το κέντρο του πλανήτη προς το Νότιο πόλο περιστροφής έως και κατά το ένα τρίτο της ακτίνας του πλανήτη. Αυτή η ασυνήθιστη γεωμετρία έχει ως αποτέλεσμα μία εξαιρετικά ασύμμετρη μαγνητόσφαιρα, όπου η ένταση του μαγνητικού πεδίου στην επιφάνεια στο νότιο ημισφαίριο μπορεί να είναι τόσο χαμηλή της τάξεως του 0,1 Gauss (10 μT), ενώ στο βόρειο ημισφαίριο μπορεί να είναι τόσο υψηλή όσο 1,1 gauss (110 μT).<ref name=1986Ness/> Ο μέσος όρος πεδίου στην επιφάνεια είναι 0,23 [[gauss]] (23 μT).<ref name=1986Ness/> Σε σύγκριση, το μαγνητικό πεδίο της Γης είναι περίπου το ίδιο ισχυρό είτε στους πόλους είτε στο «μαγνητικό ισημερινό" της και είναι περίπου παράλληλο προς τη γεωγραφική ισημερινό του. Η διπολική ροπή του Ουρανού είναι 50 φορές αυτή της Γης.<ref name=Russell993>{{cite journal|last=Russell|first=C.T.|title= Planetary Magnetospheres |journal=Rep. Prog. Phys.|volume=56|pages=687–732|year=1993|doi= 10.1088/0034-4885/56/6/001}}</ref> Ο Ποσειδώνας έχει ομοίως μετατοπισμένο και εκλινές μαγνητικό πεδίο, γεγονός που υποδηλώνει ότι αυτό μπορεί να είναι ένα κοινό χαρακτηριστικό των γιγάντων του πάγου. Μια υπόθεση είναι ότι, σε αντίθεση με τα μαγνητικά πεδία των χερσαίων και των γιγάντιων αερίων, τα οποία παράγονται εντός των πυρήνων τους, στους γίγαντες πάγου τα μαγνητικά πεδία μάλλον δημιουργούνται από την κίνηση σε σχετικά μικρά βάθη, για παράδειγμα, στον ωκεανό νερού-αμμωνίας.<ref name=Atreya2006/><ref>{{cite journal|last=Stanley|first=Sabine|coauthors=Bloxham, Jeremy|title=Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields|journal=Letters to Nature|volume=428|issue=6979|pages=151–153| url=http://mahi.ucsd.edu/johnson/ES130/stanley2004-nature.pdf|format=PDF|accessdate=2007-08-05|year=2004|pmid=15014493|doi=10.1038/nature02376|archiveurl = http://web.archive.org/web/20070807213745/http://mahi.ucsd.edu/johnson/ES130/stanley2004-nature.pdf |archivedate = August 7, 2007|deadurl=yes}}</ref>
 
Όταν παρατηρήθηκε το 1986 από το Βόγιατζερ 2, ο Ουρανός έχει σχετικά καλά ανεπτυγμένο πολικό σέλας, το οποίο φαινόταν σαν λαμπερά τόξα γύρω από τους μαγνητικούς πόλους.<ref name="Herbert & Sandel 1999">{{cite journal | title=Ultraviolet observations of Uranus and Neptune | author=Floyd Herbert, Bill R. Sandel | journal=Planetary and Space Science | year=1999 | month=Αύγουστος-Σεπτέμβριος | volume=47 | issue=8-9 | pages=1119–1139 | doi=10.1016/S0032-0633(98)00142-1}}</ref> Το 2011 το πολικό σέλας παρατηρήθηκε ύστερα από προσεκτικά προγραμματισμένες παρατηρήσεις από το [[Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ]]. Το πολικό σέλας του Ουρανού ήταν βραχύβιο, με διάρκεια λίγων λεπτών, και φαινόταν σαν λαμπερές κηλίδες, αρκετά διαφορετικό από αυτό που παρατήρησε το Βόγιατζερ. Η διαφορά στην εμφάνιση πιθανόν οφείλεται στο γεγονός ότι το Βόγιατζερ πέρασε κοντά από τον πλανήτη στo ηλιοστάσιό του, όταν ο μαγμητικός άξονας του πλανήτη είχε μεγάλη κλίση ως προς τον ηλιακό άνεμο, ενώ οι παρατηρήσεις από το Χαμπλ έγιναν κοντά στην ισημερία, όταν οι μαγνητικοί πόλοι δείχνουν προς στον Ήλιο μια φορά την ημέρα. Επίσης, το φαινόμενο το 1986 ήταν πιο έντονο στην πλευρά του πλανήτη που δεν φωτίζεται και που δεν μπορεί να παρατηρηθεί από τη Γη.<ref>{{cite press release | url=http://www.agu.org/news/press/pr_archives/2012/2012-19.shtml | title=Uranus auroras glimpsed from Earth | accessdate=2013-07-23 | date=13 Απριλίου 2013 | publisher=American Geophysical Union}}</ref> Αντίθετα με τον Δία, το σέλας του Ουρανό μοιάζει να μην είναι σημαντικό για την ενεργειακή ισορροπία στην θερμόσφαιρα του πλανήτη.<ref name="Lam Miller et al. 1997">{{cite journal | title=Variation in the H3+ Emission of Uranus | author=Hoanh An Lam, Steven Miller, Robert D. Joseph, Thomas R. Geballe, Laurence M. Trafton, Jonathan Tennyson καιGilda E. Ballester | journal=The Astrophysical Journal Letters | year=1997 | month=Ιανουάριος | volume=474 | issue=1 | pages=L73 | doi=10.1086/310424}}</ref>
 
== Παρατήρηση ==
63.567

επεξεργασίες