Måner

Uranus fem største måner spænder fra omkring 240 til 800 km (150 til 500 miles) i radius. Alle blev opdaget teleskopisk fra Jorden, fire af dem før det 20. århundrede (se nedenfor Observationer fra Jorden). Ti små indre måner blev fundet af Voyager 2 i 1985-86. De anslås at være mellem ca. 10 og 80 km (6 og 50 miles) i radius, og de kredser om planeten i afstande mellem 49.800 og 86.000 km (31.000 og 53.500 miles). Den inderste måne, Cordelia, kredser lige inden for de yderste ringe, Lambda og Epsilon. En 11. lille indre måne, Perdita, fotograferet af Voyager nær Belindas bane, forblev ubemærket på billederne indtil 1999 og blev ikke bekræftet før i 2003. To yderligere indre måner – Amor nær Belindas bane og den anden, Mab, nær Pucks —Opdaget i observationer fra Jorden i 2003. Alle 18 af ovenstående er regelmæssige, med prograde, lav hældning og lav excentricitet i kredsløb med hensyn til planeten.

Ni små ydre måner i stort set samme størrelsesområde som Voyager-fundene blev opdaget fra Jorden begyndende i 1997. Disse er uregelmæssige satellitter med meget elliptiske baner, der er inkl. ned i store vinkler til planetens ækvator; alle bortset fra en kredser også i retrograd retning. Deres gennemsnitlige afstande fra planeten ligger mellem 4 millioner og 21 millioner km (2,5 millioner og 13 millioner miles), hvilket er 7–36 gange afstanden til den yderst kendte almindelige måne, Oberon. De uregelmæssige måner blev sandsynligvis fanget i baner omkring Uranus, efter at planeten blev dannet. De regelmæssige måner dannedes sandsynligvis i deres ækvatoriale baner på samme tid som planeten dannedes. Egenskaber for de kendte uranske måner er opsummeret i tabellen. Navne og orbitale og fysiske egenskaber er angivet separat for de store måner og de 10 små indre måner, der oprindeligt blev opdaget af Voyager.

De fire største måner – Titania, Oberon, Umbriel og Ariel, i rækkefølge efter faldende størrelse – har tætheder på 1,4-1,7 gram pr. kubik cm. Dette interval er kun lidt større end densiteten af et hypotetisk objekt, der ville opnås ved at afkøle en blanding af solsammensætning og fjerne alle de gasformige komponenter. Objektet, der blev tilbage, ville være 60 procent is og 40 procent sten. I modsætning til disse fire er Miranda, den femte største uranske måne, men kun halvt så stor som Ariel eller Umbriel. Ligesom de mindre måner i Saturn har Miranda en densitet (1,2 gram pr. Kubik cm), der er lidt under solsammensætningsværdien, hvilket indikerer et højere is-til-sten-forhold.

Vandis dukker op i overfladespektrene af de fem store måner. Fordi månernes reflektionsevne er lavere end ren is, er den åbenlyse implikation, at deres overflader består af snavset vandis. Sammensætningen af den mørke komponent er ukendt, men ved andre bølgelængder end vandets overfladespektre virker jævnt mørke, hvilket indikerer en neutral grå farve og dermed udelukker materiale som jernholdige mineraler, som vil give en rødlig nuance. En mulighed er kulstof, der stammer fra inde i de pågældende måner eller fra Uranus ringe, som kunne have frigivet metangas, der senere nedbrydes til at producere fast kulstof, når den bombarderes af ladede partikler og ultraviolet sollys.

To observationer indikerer, at hovedmånernes overflader er porøse og stærkt isolerende.For det første øges reflektionsevnen dramatisk ved opposition, når observatøren er inden for 2 ° fra solen set fra planeten. Sådanne såkaldte modstandsbølger er karakteristiske for løst stablede partikler, der skygger hinanden undtagen i denne specielle geometri, hvor observatøren er på linje med belysningskilden og kan se lyset reflektere direkte tilbage fra mellemrummene mellem partiklerne. For det andet synes ændringer i overfladetemperaturer at følge solen i løbet af dagen uden nogen mærkbar forsinkelse på grund af termisk inerti. Igen er sådan opførsel karakteristisk for porøse overflader, der blokerer den indadgående strøm af varme.

Næsten alt hvad der er kendt om den markante overflade tegn på Uranus store måner kommer fra Voyager 2, der kørte forbi dem på få timer og kun afbildede deres solbelyste sydlige halvkugler. Oberon og især Umbriel viser tætte befolkninger med store slagkratere, der ligner højlandet på Jordens måne og mange af de ældste terræner i solsystemet. I modsætning hertil har Titania og Ariel langt færre store kratere (i området 50-100 km i diameter), men har sammenlignelige antal i de mindre størrelsesområder. De store kratre antages at dateres tilbage til det tidlige solsystemets historie for mere end fire milliarder år siden, hvornår store planetesimals eksisterede stadig, mens de mindre menes at afspejle nyere begivenheder, herunder måske virkningerne af genstande, der er slået løs fra andre måner i det uranske system. Således skal overfladerne af Titania og Ariel være yngre end Oberon og Umbriels overflader. Disse forskelle, som ikke følger et indlysende mønster med hensyn til hverken månernes afstand til Uranus eller deres størrelse, er stort set uforklarlige.

Vulkanske aflejringer observeret på hovedmånerne er generelt flade med fladede kanter og overfladebølger, der er karakteristiske for fluidstrøm. Nogle af aflejringerne er lyse, nogle er mørke. På grund af de meget lave temperaturer, der forventes i det ydre solsystem, var den udbrudte væske sandsynligvis en vand-ammoniakblanding med et smeltepunkt langt under den for rent vandis. Lysstyrkeforskelle kunne indikere forskelle i sammensætningen af det udbrudte væske eller i overfladens historie.

Riftlignende kløfter set på store måner indebærer forlængelse og brud på deres overflader. Mirandas kløfter er de mest spektakulære, nogle er helt op til 80 km (50 miles) brede og 15 km (9 miles) dybe. Bruddet på skorpen var forårsaget af en udvidelse af månernes volumen, der blev udledt til at være i området 1-2 procent, bortset fra Miranda, for hvilken udvidelsen menes at være 6 procent. Mirandas udvidelse kunne forklares, hvis alt vandet, der udgør dets indre, engang var flydende og derefter frøs, efter at skorpen var dannet. Fryser under lavt tryk ville vandet have ekspanderet og derved strakt og knust overfladen.Tilstedeværelsen af flydende vand på overfladen på ethvert tidspunkt i månens historie synes usandsynligt.

Miranda har det sammenblandede udseende af et genstand dannet af separate stykker, der ikke helt fusionerede. Grundfladen er stærkt kratereret, men den afbrydes af tre let kraterede områder, som astronomer har kaldt koronaer (men som ikke er beslægtede ologisk til overfladefunktioner i Venus med samme navn). Disse er ret firkantede, omtrent længden af en Miranda-radius på en side og er omgivet af parallelle bånd, der kurver rundt om kanterne. Grænserne, hvor koronaerne møder det kratererede terræn, er skarpe. Koronaerne er i modsætning til andre funktioner, der findes andre steder i solsystemet. Om de afspejler en heterogen oprindelse for månen, en kæmpe indvirkning, der knuste den, eller et unikt mønster af udbrud fra dens indre er ikke kendt.