SATÉLITES DE URANO (UMBRIEL, ARIEL Y MIRANDA)

UMBRIEL

Umbriel, es el tercero en tamaño de los cinco satélites principales del planeta Urano y fue descubierto por Williamm Lassell el 24 de octubre de 1851. Es un cuerpo de forma esférica que mide 1.169 km de diámetro.

Sus cráteres de impacto son oscuros, haciendo que la superficie sólo refleje un 16% de la luz incidente, lo cual hace que sea el satélite de Urano con menor albedo.

En las fotografías tomadas por la Voyager 2, que visitó su superficie en 1986, se aprecia una superficie rocosa y llena de cráteres de impacto que se extienden por todo el satélite y que son fruto del bombardeo de los productos de desecho en la formación del sistema solar.

Se trata por tanto de una superficie muy vieja.

Está compuesto mayoritariamente por hielo de agua con partes de roca de carbono y metano congelado. La mayor parte de este metano se encuentra en la superficie. No parece que haya tenido actividad geológica desde hace mucho tiempo.

La característica más destacable de Umbriel es Wanda, en una zona blanca brillante con forma de anillo situada cerca del ecuador del satélite. Tiene 140 km de diámetro y no se sabe con seguridad qué es, pero probablemente sea un cráter cubierto con algún tipo de hielo.

También se conoce otro cráter llamado Skind, con un brillante pico central. Esto significa que la capa oscura no es muy profunda pues el material adyacente es blanco.

ARIEL

Es el cuarto mayor por tamaño, con más de 1000 km de diámetro. Fue descubierto el 24 de ctubre de 1851 por William Lassel al mismo tiempo que Umbriel.

La órbita de Ariel es casi circular y de muy baja inclinación respecto al ecuador de Urano. El radio de su órbita son 190.000 km, y se encuentra a unos 165.000 km de Urano, siendo su satélite más próximo.

Ariel tiene una rotación sincrónica, tardando lo mismo en girar sobre sí mismo que alrededor de Urano, empleando en ambos movimientos 2,52 días terrestres, presentando siempre la misma cara a Urano.

Es un objeto cuasi-esférico de 1.158 km de diámetro medio, sólo un poco más pequeño que Umbriel. Ariel es el más brillante de los grandes satélites de Saturno con un albedo en torno al 40%.

La superficie de Ariel es una de las más jóvenes y menos craterizadas del sistema de Urano. Sus cráteres son de 5 a 10 km.

Su historia geológica debe ser parecida a la de Titania pues sufrió de manera significativa el bombardeo con los restos de formación del sistema de satétlites de Urano y borró casi totalmente los grandes cráteres.

Su superficie presenta pruebas de tectónica global con estrechos valles limitados por fallas de estiramientos y cañones. Las fallas están mucho más desarrolladas que en Titania, llegando a alcanzar los valles de éstas decenas de km de profundidad.

Durante el bombardeo heliocéntrico, ya empezó el vulcanismo a cubrir grandes cráteres. La irradiación del calor interior enfrió este satélite desde fuera al interior, donde se congeló el agua, aumentó así el tamaño y se dilató la superficie.

También hay signos evidentes de expulsión de material desde el interior del satélite.

Su composición es similar a los otros grandes satélites de Urano (50% hielo, 30% silicatos y 20% de metano congelado).

En cuanto a su exploración, la voyager 2 en enero de 1986 fue la única que le sobrevoló, aproximándose como más cerca a 127.000 km, el 24 de enero del citado año. Solamente fotografió el hemisferio sur porque era el único sobre el que incidía luz solar.

MIRANDA

Es el menor de los cinco satélites principales de Urano y último en descubrirse, por Gerard Kuiper el 16 de febrero de 1948.

La inclinación de su órbita es muy alta.

La fricción provocada por las fuerzas de marea podría haber causado un calentamiento interior del satélite y ser el origen de la actividad geológica.

Miranda es un cuerpo cuasi-esférico de 472 km de diámetro.

Parece ser que este satélite nació de manera muy violenta, dada su extraordinaria orografía. Su superficie está formada en su mayoría por hielos de agua, con un interior posiblemente formado por rocas silicatadas y compuestos ricos en metano.

Geológicamente, Miranda ha sido el cuerpo más activo del sistema solar.

Su superficie está atravesada por grandes cañones de hasta 20 km de profundidad con regiones de terreno resquebrajado, lo que indica una muy intensa actividad geológica en el pasado.

Parece ser que Miranda, en el pasado sufrió un fuerte impacto que estuvo a punto de destruirlo.

Bibliografia:

«Planetary Satellite Mean Orbital Parameters». Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. and Synnott, S.P. (1992). «The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data». The Astronomical Journal.Widemann, T.; Sicardy, B.; Dusser, R. et al. (2009). «Titania’s radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation».Karkoschka, E. (2001). «Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope».Herschel, W (1787). «An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet». Philosophical Transactions of the Royal Society of London.Herschel, W. (1788). «On George's Planet and its satellites» (en inglés). Philosophical Transactions of the Royal Society of London.Herschel, W. (1798). «On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus; The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained» (en inglés). Philosophical Transactions of the Royal Society of London.Struve, O. (1848). «Note on the Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.Newton, B.; Teece, P. (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. Kuiper, G. P. (1949). «The Fifth Satellite of Uranus» (en inglés). Publications of the Astronomical Society of the Pacific.Lassell, W. (1852). «Beobachtungen der Uranus-Satelliten» (en alemán). Astronomische Nachrichten.Lassell, W. (1851). «On the interior satellites of Uranus» (en inglés). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Lassell, W. (1848). «Observations of Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.Lassell, W. (1850). «Bright Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Lassell,W. (1851). «Letter from William Lassell, Esq., to the Editor». Astronomical Journal.Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et al. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results».Wikipedia, la enciclopedia libre.

LA ENURESIS

La enuresis hace referencia a la evacuación repetida de orina durante el día o la noche en la cama o en la ropa, cuando tal evacuación no se debe a una afección médica. En la mayor parte de los casos este hecho suele ser involuntario, pero en ocasiones es intencionado.

La Enuresis es un trastorno evolutivo, es decir, que está ligado a la edad. Se considera que en un desarrollo y aprendizaje normales el niño va a aprender el control urinario en torno a los 3 años. Por ello, hablaremos de trastorno a partir de los cuatro años cuando ya se considera que el niño tiene la madurez suficiente para adquirir el control voluntario del reflejo de orinar.

Según el DSM-IV, para establecer un diagnóstico de enuresis la emisión de orina debe ocurrir por lo menos dos veces por semana durante un mínimo de 3 meses, o bien debe provocar malestar clínicamente significativo o deterioro social, académico o de otras áreas importantes de la actividad del niñ@.

El sujeto debe haber alcanzado una edad en la que es esperable la continencia (esto es, la edad cronológica del niño debe ser por lo menos de 5 años o, en niños con retrasos del desarrollo, una edad mental de, como mínimo, 5 años. La incontinencia urinaria no se debe exclusivamente a los efectos fisiológicos directos de una sustancia (p. ej., diurético), ni a una enfermedad médica (p. ej., diabetes, espina bífida, trastorno convulsivo).

A diferencia del DSM-IV los Criterios Diagnósticos de Investigación de la CIE-10 proponen un umbral de frecuencias distinto: al menos dos veces al mes en niños de menos de 7 años y al menos una vez al mes en edades iguales o superiores. Además, la CIE-10 incluye un criterio de exclusión muy estricto, que descarta el diagnóstico de enuresis si existe cualquier prueba de que existe otro trastorno mental.

En la CIE-10, este trastorno viene recogido con el nombre de enuresis no orgánica.

Subtipos

Enuresis nocturna, es la más frecuente y se define como la emisión de orina sólo durante el sueño nocturno. El episodio enurético ocurre típicamente durante el primer tercio de la noche. Ocasionalmente, la emisión tiene lugar durante el período de movimientos oculares rápidos (REM) del sueño y el niño puede recordar un sueño que implicaba el acto de orinar.

Enuresis diurna, que se define como la emisión de orina sólo durante las horas de vigilia. Es más frecuente en mujeres que en varones y es poco frecuente tras los 9 años de edad. El episodio enurético suele sobrevenir en la mayor parte de los casos a primeras horas de la tarde en los días escolares. La enuresis diurna se debe a veces a una resistencia a utilizar el water por ansiedad social o por una preocupación relacionada con la actividad escolar o lúdica.

Nocturna y diurna, definida como una combinación de las dos anteriores.

Se han descrito dos tipos de curso de enuresis: 

- Primaria, en la que el sujeto nunca ha establecido continencia urinaria. Se inicia a los 5 años de edad.

- Secundaria, en el que el trastorno se desarrolla después de un período de continencia urinaria establecida.  La época más frecuente de inicio es a los 5 a 8 años de edad, pero puede ocurrir en cualquier momento.

En la enuresis primaria, los trastornos psicológicos casi siempre son el resultado de una enuresis y solo raramente son la causa. Según la Asociación Americana de Psiquiatría las posibles etiologías de la enuresis nocturna primaria consisten en un retraso del desarrollo, un factor genético, desórdenes del sueño y alteraciones de los niveles de hormona antidiurética. Por otra parte, siempre se deben excluir causas secundarias como alteraciones neurológicas, infecciones urinarias y malformaciones anatómicas de uréteres, vejiga y uretra.

En niñ@s de mayor edad con enuresis se debe establecer una distinción entre la enuresis primaria y la secundaria; esta última se define como la enuresis en pacientes que han sido completamente continentes durante 6 a 12 meses. A diferencia de la enuresis primaria, en la secundaria casi siempre la causa es psicológica. Entre las causas más importantes de enuresis secundaria hay que citar los trastornos emocionales, las infecciones del aparato urinario, la apnea del sueño y las malformaciones del aparato urinario... En los pacientes con enuresis secundaria, se debe descartar la presencia de alguna causa subyacente.

Causas de la enuresis.

No se ha determinado una única causa. Lo primero que habría que descartar es que exista una causa orgánica. Se pueden desarrollar complicaciones si se hace caso omiso a la presencia de una causa física de esta afección. De la misma forma, se pueden presentar complicaciones de tipo psicosocial si el problema no se enfrenta de manera efectiva y en el momento oportuno. Por lo que se debe realizar un examen físico para descartar causas de origen físico; además se debe realizar un análisis de orina para descartar infecciones y diabetes...

Puede darse el caso de que la enuresis y los problemas emocionales se produzcan en los mismos niñ@s debido a que en ello contribuyen factores similares al desarrollo de ambos tipos de problemas. Por ejemplo, un entorno estresante en casa puede contribuir tanto a un aprendizaje insuficiente del control de esfínteres como a problemas de comportamiento.

Estudios sugieren que al menos una parte de los niñ@s con enuresis pueden tener una predisposición orgánica hacia la misma. Este factor de riesgo puede o no dar como resultado que se desarrolle la enuresis, dependiendo de varios factores relacionados con la experiencia. Como por ejemplo, las actitudes de los padres o los procedimientos de enseñanza para acostumbrar al niño a controlar sus esfínteres.

Según teorías conductuales con respecto de la enuresis, es que la micción involuntaria es el resultado de no haber aprendido a controlar la micción refleja. Este fracaso puede ser consecuencia tanto de un aprendizaje defectuoso como de influencias ambientales que interfieren con el aprendizaje (por ejemplo, un entorno caótico en casa). También añaden algunos problemas de maduración o físicos, como la capacidad de la vejiga o un déficit de activación...

Diagnóstico diferencial

No se establece el diagnóstico de enuresis en presencia de una vejiga neurogénica o de una enfermedad médica que cause poliuria o urgencia (p. ej., diabetes mellitus o diabetes insípida no tratadas) o durante una infección aguda del tracto urinario. Sin embargo, el diagnóstico de enuresis es compatible con estos procesos si había incontinencia urinaria antes de presentarse la enfermedad médica o si persiste tras la instauración del tratamiento adecuado.

Tratamiento de la enuresis

Se dirige a corregir los defectos de aprendizaje que existen detrás, a encontrar su causa y a utilizar técnicas conductuales para que el niño aprenda a controlar la micción. La duración del tratamiento varía notablemente de un niño a otro. Depende del origen del trastorno y de si éste está asociado a problemas emocionales.

 

Objetivos del tratamiento:
• Estar seco en determinadas ocasiones.
• Reducir el número de noches mojadas.
• Reducir el impacto de la enuresis en el estilo de vida del niño.
• Iniciar la continencia con éxito.
• Evitar las recaídas, con mínimos efectos adversos.


Terapia no farmacológica. La edad adecuada para alcanzar la continencia urinaria nocturna se considera los cinco años, por lo que es a partir de esta edad cuando debemos iniciar nuestra actuación.


A. Tratamiento motivacional:
• Establecer el objetivo: levantarse por la noche e ir al cuarto de baño.
• Mejorar el acceso al baño.
• Ayudar al niño a que asuma responsabilidades.
• Evitar el exceso de líquidos durante las dos horas antes de acostarse.
• Vaciar la vejiga al acostarse.
• Suprimir el uso de pañales.
• Participar con el niño en la limpieza matinal.
• Preservar la autoestima: no castigar ni reñir.
• Darle a los padres información escrita.
• Proporcionar sistema para monitorizar los progresos; calendarios.
• Facilitar el seguimiento del niño.


B. Terapia conductiva: Alarmas de enuresis (el Pipí-stop).
Son sistemas que disponen de un sensor y se colocan en el pijama del niño o en contacto con la sábana. La alarma se dispara cuando el electrodo se moja con las primeras gotas de orina. Pretende crear un reflejo condicionado que logre despertar al niño antes de que comience la micción. Es un tratamiento efectivo para la enuresis nocturna a corto y largo plazo, y su efecto de mantiene una vez suspendido en un 31-61% de casos.
Esta terapia es segura aunque precisa de buena colaboración del niño y su familia. La duración media del tratamiento está entre dos a tres meses.


Todo este entrenamiento se debe acompañar de un refuerzo por parte de los progenitores para que el niñ@ descubra las ventajas de no orinarse, ya que puede ocurrir que los padres no le presten tanta atención cuando deja de escapársele la orina.


Por otro lado, el niñ@ es el que tiene que levantarse, cambiarse el pijama... etc, y no los padres, de manera que pueda comprender que el hecho de ensuciarse no va a atraer la atención de sus padres como esperaba, sino que va a tener una consecuencia para él.


Terapia farmacológica: A pesar de que resulta una modalidad terapéutica atractiva, nunca debe usarse como tratamiento inicial y rara vez se debe plantear su utilización antes de los 8 años. De los diferentes fármacos que se han utilizado para la corrección de la enuresis nocturna en la actualidad disponemos de los siguientes:

- DDAVP (desmopresina), disminuye la cantidad de orina producida por la noche. Se obtienen resultados rápidamente.

- Antidepresivos tricíclicos (con mayor frecuencia imipramina) también pueden ayudar con la enuresis. Sin embargo, los efectos secundarios pueden ser molestos y una sobredosis puede ser potencialmente mortal. Por lo tanto, estos fármacos normalmente se utilizan cuando otros tratamientos han fallado... ...

Propuestas de tratamiento según la edad del paciente:

- Menores de 8 años: educación sobre la enuresis y apoyo; técnicas motivacionales

- Entre 8 y 11 años: alarmas (eficaz a largo plazo, pocas recaídas) y uso intermitente de desmopresina (vacaciones).

- Mayores de 12 años: terapias combinadas: alarma + medicación. Suprimir fármacos gradualmente si 2 meses seco.

Bibliografía:

Robson WL. Clinical practice. Evaluation and management of enuresis. N Engl J Med. 2009.

Fritz G. Practice parameter for the assessment and treatment of children and adolescents with enuresis. J Am Acad Child Adolesc Psychiatry. 2004.

Domínguez Hinarejos C, Estornell Moragues F, Serrano A, García Ibarra F. Enuresis. Med Clin Monografías 2003.
Evans JH. Evidence based management of nocturnal enuresis. BMJ 2001.
Glazener CMA, Evans JHC. Desmopresina para la enuresis nocturna en niños. 2000. En: La
Cochrane Library plus en español. Oxford: Update Software.
Wikipedia, enciclopedia libre... ...

  

SATÉLITES DE URANO (OBERÓN)

También conocido como Urano V, es el más exterior de los satélites del planeta Urano y el noveno más masivo del sistema solar.

Fue descubierto por William Herschel el 11 de enero de 1787.

Durante cerca de cincuenta años después de su descubrimiento no fue observado por otros instrumentos que por los de Herschel.

Hoy en día es observable desde la Tierra por un telescopio de aficionado.

ÓRBITA

Orbita Urano a una distancia de aproximadamente 584.000 km, siendo el más alejado del planeta de sus cinco principales satélites. Su órbita tiene una baja excentricidad e inclinación respecto al ecuador de Urano.

Su período orbital es alrededor de 13,5 días, coincidente con su período de rotación sobre su eje, es decir, una cara de Oberón siempre apunta a Urano, como es el caso de la Luna respecto de la Tierra, por efecto del acoplamiento de mareas.

La órbita de Oberón discurre durante una parte importante de ella fuera de la magnetosfera de Urano. Como resultado, su superficie es directamente barrida por el viento solar.

COMPOSICIÓN Y ESTRUCTURA INTERNA

Es el segundo mayor satélite de Urano detrás de Titania, y como hemos mencionado, el noveno del sistema solar.

Su densidad es de 1630 kg/metro cúbico, que es mayor que las densidades medias de los satélites de Saturno, lo que indica que están formadas de proporciones aproximadamente iguales de hielo de agua y de un componente más denso que puede incluir rocas y compuestos orgánicos pesados.

Se ha revelado la presencia de hielo de agua cristalizado.

Las líneas de absorción de este hielo son más fuertes en el hemisferio trasero, al del sentido de la traslación del satélite, que en el hemisferio delantero.

Los impactos de meteoritos tienden a romper la capa de hielo superficial dejando a la vista el interior que hay debajo.

Los candidatos más plausibles que compondrían este material oscuro incluirían rocas, dióxido de carbono, varias sales y compuestos orgánicos.

El interior de Oberón puede dividirse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado, cuyo radio podría ser de 480 km (63% del radio total del satélite y el 54% del total de su masa). El estado actual del manto es desconocido. Si este manto contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante, Oberón podría tener un océano líquido en el límite entre el núcleo y el manto con un ancho máximo de 40 km, con una temperatura de -93,15 grados centígrados.

Oberón es el segundo satélite de Urano más oscuro tras Umbriel.

La superficie presenta un color ligeramente rojo, excepto los depósitos de impacto reciente, que son grises o ligeramente azules. El hemisferio delantero es menos rojo que el trasero.

Los investigadores han identificado dos clases de accidentes geológicos en Oberón: cráteres de impacto y cañones, llamados en lenguaje astrogeológico Chasmata.

Los diámetros de los cráteres varían entre unos pocos kilómetros hasta los 206 km de Hamlet, el mayor cráter conocido. Muchos grandes cráteres están rodeados de rayos de eyección consistentes en hielo relativamente reciente.

La geología de Oberón estuvo influida por dos fuerzas antagónicas, la formación de cráteres de impacto y los procesos endógenos. La primera ha actuado durante toda la historia del satélite y es la principal responsable del aspecto actual de la superficie.

Los procesos endógenos estuvieron activos durante el período siguiente a la formación de Oberón y fueron fundamentalmente tectónicos, causando la formación de grandes cañones, producidos por el hundimiento del hielo que formaba la corteza del satélite.

ORIGEN, EVOLUCIÓN Y EXPLORACIÓN

Se piensa que Oberón se formó a partir de un disco de acreción de gas y polvo que existió alrededor de Urano durante un tiempo después de su formación o que fue creado a partir de un impacto gigantesco sobre Urano que además causaría la inclinación de su eje.

La acreción de Oberón probablemente duró unos cuantos miles de años y los impactos que la acompañaron causaron el calentamiento de la capa externa del satélite. Antes del final del proceso de formación, la superficie se congeló mientras el interior seguía calentado debido a la desintegración de elementos radiactivos presentes en las rocas.

El calor inicial de la acreción junto con la desintegración de elementos radiactivos serían suficientemente intensos como para fundir el hielo si algún anticongelante, como amoníaco, en forma de hidrato, estaba presente.

De momento, el conocimiento que se tiene de la evolución de Oberón es muy limitado.

En cuanto a su exploración, las únicas imágenes disponibles provienen de Urano por la sonda Voyager 2, en enero de 1986 que se acercó a 470.000 km. Dichas imágenes cubren aproximadamente un 40% de la superficie, aunque sólo un 25% de ellas es de buena calidad.

Desde entonces ninguna otra sonda se ha aproximado, ni está previsto ninguna misión para un futuro cercano.

Bibliografia:

«Planetary Satellite Mean Orbital Parameters». Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. and Synnott, S.P. (1992). «The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data». The Astronomical Journal.Widemann, T.; Sicardy, B.; Dusser, R. et al. (2009). «Titania’s radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation».Karkoschka, E. (2001). «Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope».Herschel, W (1787). «An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet». Philosophical Transactions of the Royal Society of London.Herschel, W. (1788). «On George's Planet and its satellites» (en inglés). Philosophical Transactions of the Royal Society of London.Herschel, W. (1798). «On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus; The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained» (en inglés). Philosophical Transactions of the Royal Society of London.Struve, O. (1848). «Note on the Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.Newton, B.; Teece, P. (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. Kuiper, G. P. (1949). «The Fifth Satellite of Uranus» (en inglés). Publications of the Astronomical Society of the Pacific.Lassell, W. (1852). «Beobachtungen der Uranus-Satelliten» (en alemán). Astronomische Nachrichten.Lassell, W. (1851). «On the interior satellites of Uranus» (en inglés). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Lassell, W. (1848). «Observations of Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.Lassell, W. (1850). «Bright Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Lassell,W. (1851). «Letter from William Lassell, Esq., to the Editor». Astronomical Journal.Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et al. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results».Wikipedia, la enciclopedia libre.