Měsíce

Pět největších měsíců Uranu se pohybuje v okruhu asi 240 až 800 km (150 až 500 mil). Všechny byly objeveny teleskopicky ze Země, čtyři z nich před 20. stoletím (viz níže Pozorování ze Země). Voyager 2 našel v letech 1985–86 deset malých vnitřních měsíců. Odhaduje se, že mají poloměr asi 10 až 80 km (6 až 50 mil) a obíhají kolem planety ve vzdálenostech mezi 49 800 a 86 000 km (31 000 až 53 500 mil). Nejvnitřnější měsíc Cordelie obíhá těsně uvnitř nejvzdálenějších prstenců, Lambda a Epsilon. 11. malý vnitřní měsíc, Perdita, vyfotografovaný Voyagerem poblíž oběžné dráhy Belindy, zůstal na obrázcích bez povšimnutí až do roku 1999 a nebyl potvrzen až do roku 2003. Dva další vnitřní měsíce – Cupid, poblíž oběžné dráhy Belindy, a druhý, Mab, poblíž Puckova —Byly objeveny při pozorováních ze Země v roce 2003. Všech 18 výše uvedených je pravidelných, s postupnou dráhou, nízkou nakloněním a nízkou excentricitou ve vztahu k planetě.

Od počátku roku 1997 bylo ze Země objeveno devět malých vnějších měsíců zhruba ve stejném rozsahu velikosti, jaké našly nálezy Voyageru. Jedná se o nepravidelné satelity s vysoce eliptickými drahami, které jsou ve velkých úhlech k rovníku planety; všichni kromě jednoho také obíhají v retrográdním směru. Jejich průměrné vzdálenosti od planety se pohybují mezi 4 miliony a 21 miliony km (2,5 milionu a 13 milionů mil), což je 7–36násobek vzdálenosti nejvzdálenějšího známého pravidelného měsíce Oberon. Poté, co se planeta zformovala, byly nepravděpodobné měsíce pravděpodobně zachyceny na oběžné dráhy kolem Uranu. Pravidelné měsíce se pravděpodobně formovaly na svých rovníkových drahách současně se vznikem planety. Vlastnosti známých uranských měsíců jsou shrnuty v tabulce. Jména a orbitální a fyzikální vlastnosti jsou uvedeny samostatně pro hlavní měsíce a 10 malých vnitřních měsíců původně objevených Voyagerem.

Čtyři největší měsíce – Titania, Oberon, Umbriel a Ariel v pořadí podle zmenšující se velikosti – mají hustotu 1,4–1,7 gramu na kubický cm. Tento rozsah je jen o málo větší než hustota hypotetického objektu, který by se získal ochlazením směsi slunečního složení a odstraněním všech plynných složek. Objekt, který zůstal, by byl 60 procent ledu a 40 procent skály. Na rozdíl od těchto čtyř je Miranda, pátý největší uranský měsíc, ale jen o polovinu větší než Ariel nebo Umbriel. Stejně jako menší měsíce Saturnu má Miranda hustotu (1,2 gramu na kubický cm), která je mírně pod hodnotou slunečního složení, což naznačuje vyšší poměr ledu a horniny.

V povrchových spektrech pěti hlavních měsíců se objevuje vodní led. Protože odrazivost měsíců je nižší než odrazivost čistého ledu, zjevným důsledkem je, že jejich povrchy sestávají ze znečištěného vodního ledu. Složení temné složky není známé, ale při vlnových délkách jiných než voda se povrchová spektra zdají být rovnoměrně tmavá, což naznačuje neutrální šedou barvu a vylučuje tak materiál, jako jsou minerály obsahující železo, což by dodávalo načervenalý nádech. Jednou z možností je uhlík pocházející z vnitřku příslušných měsíců nebo z Uranových prstenů, které mohly uvolňovat metanový plyn, který se později rozložil na pevný uhlík, když byl bombardován nabitými částicemi a slunečním ultrafialovým světlem.

Dvě pozorování naznačují, že povrchy hlavních měsíců jsou porézní a vysoce izolační.Nejprve se odrazivost dramaticky zvyšuje při opozici, když je pozorovatel při pohledu z planety do 2 ° od Slunce. Takovéto tzv. Opoziční rázy jsou charakteristické pro volně naskládané částice, které se navzájem stínují, s výjimkou této speciální geometrie, ve které je pozorovatel v souladu se zdrojem osvětlení a může vidět světlo odrážející se přímo zpět z prostorů mezi částicemi. Zadruhé, zdá se, že změny povrchových teplot sledují Slunce během dne bez znatelného zpoždění kvůli tepelné setrvačnosti. Takové chování je opět charakteristické pro porézní povrchy, které blokují přívod tepla.

Prakticky vše, co je známo o výrazném povrchu postavy hlavních měsíců Uranu pocházejí z Voyageru 2, který kolem nich proletěl během několika hodin a zobrazil pouze jejich sluncem zalité jižní polokoule. Oberon a zejména Umbriel zobrazují hustou populaci velkých impaktních kráterů, podobných vysočinám Měsíce Země a mnoha nejstarších terény ve sluneční soustavě. Naproti tomu Titania a Ariel mají mnohem méně velkých kráterů (v rozmezí 50–100 km v průměru), ale mají srovnatelné počty v menších velikostních rozsazích. Předpokládá se, že velké krátery pocházejí z raných dob historie sluneční soustavy před více než čtyřmi miliardami let, kdy velké planetesimály stále existovaly, zatímco u menších se předpokládá, že odrážejí novější události, včetně, možná, dopadů předmětů, které byly uvolněny z jiných měsíců v uranském systému. Povrchy Titanie a Ariel tedy musí být mladší než povrchy Oberona a Umbriela. Tyto rozdíly, které nenásledují zřejmý vzorec, pokud jde o vzdálenosti měsíců od Uranu nebo jejich velikosti, jsou do značné míry nevysvětlené.

Sopečné usazeniny pozorované na hlavních měsících jsou obecně ploché, s laločnatými hranami a povrchovými vlnami charakteristickými pro tok tekutin. Některé z usazenin jsou světlé, zatímco některé jsou tmavé. Vzhledem k velmi nízkým teplotám očekávaným pro vnější sluneční soustavu byla erupční tekutina pravděpodobně směsí voda-amoniak s bodem tání hluboko pod bodem čistého vodního ledu. Rozdíly jasu mohou naznačovat rozdíly ve složení erupce tekutina nebo v historii povrchu.

Riftlike kaňony vidět na velké měsíce znamenají prodloužení a zlomení jejich povrchů. Mirandiny kaňony jsou nejpozoruhodnější, některé mají šířku až 80 km a hloubku 15 km. Prasknutí kůry bylo způsobeno expanzí objemu měsíců, která byla odvozena v rozmezí 1–2 procent, s výjimkou Mirandy, u které se předpokládá expanze 6 procent. Mirandina expanze by mohla být vysvětlena, kdyby veškerá voda tvořící její vnitřek byla jednou kapalná a poté zmrzla po vytvoření kůry. Zmrazení pod nízkým tlakem by voda expandovala, a tím by roztáhla a rozbila povrch.Přítomnost kapalné vody na povrchu v jakékoli fázi historie měsíce se zdá nepravděpodobná.

Miranda vypadá neuspořádaně objekt vytvořený ze samostatných částí, které se úplně nesloučily. Základní povrch je silně kráterovaný, ale je přerušen třemi lehce kráterovanými oblastmi, které astronomové pojmenovali coronae (ale které nesouvisí s ge logicky k povrchovým rysům stejnojmenné Venuše). Jedná se o poměrně čtvercové, zhruba o délku jednoho poloměru Mirandy na straně, a jsou obklopeny paralelními pruhy, které se ohýbají kolem okrajů. Hranice, kde se korony setkávají s kráterovým terénem, jsou ostré. Korony jsou na rozdíl od jiných vlastností nalezených jinde ve sluneční soustavě. Není známo, zda odrážejí heterogenní původ měsíce, obrovský dopad, který jej rozbil, nebo jedinečný vzor erupcí z jeho nitra.