Lunas

Las cinco lunas más grandes de Urano tienen un radio de aproximadamente 240 a 800 km (150 a 500 millas). Todos fueron descubiertos telescópicamente desde la Tierra, cuatro de ellos antes del siglo XX (ver más abajo Observaciones desde la Tierra). La Voyager 2 encontró diez pequeñas lunas interiores en 1985–86. Se estima que tienen entre 10 y 80 km (6 y 50 millas) de radio, y orbitan el planeta a distancias entre 49,800 y 86,000 km (31,000 y 53,500 millas). La luna más interna, Cordelia, orbita justo dentro de los anillos más externos, Lambda y Epsilon. Una undécima luna interior diminuta, Perdita, fotografiada por la Voyager cerca de la órbita de Belinda, pasó desapercibida en las imágenes hasta 1999 y no fue confirmada hasta 2003. Dos lunas interiores adicionales: Cupido, cerca de la órbita de Belinda, y la otra, Mab, cerca de la de Puck. —Fueron descubiertos en observaciones desde la Tierra en 2003. Los 18 anteriores son regulares, tienen órbitas progradas, de baja inclinación y de baja excentricidad con respecto al planeta.

Nueve pequeñas lunas exteriores en aproximadamente el mismo rango de tamaño que los hallazgos de la Voyager fueron descubiertas en la Tierra a partir de 1997. Estos son satélites irregulares, que tienen órbitas altamente elípticas que son incli ned en grandes ángulos al ecuador del planeta; todos menos uno también orbitan en dirección retrógrada. Sus distancias medias del planeta se encuentran entre 4 millones y 21 millones de km (2,5 millones y 13 millones de millas), que es de 7 a 36 veces la distancia de la luna regular más externa conocida, Oberon. Las lunas irregulares probablemente fueron capturadas en órbitas alrededor de Urano después de que se formara el planeta. Las lunas regulares probablemente se formaron en sus órbitas ecuatoriales al mismo tiempo que se formó el planeta. Las propiedades de las lunas de Urano conocidas se resumen en la tabla. Los nombres y las características orbitales y físicas se enumeran por separado para las lunas principales y las 10 lunas interiores pequeñas descubiertas originalmente por la Voyager.

Las cuatro lunas más grandes, Titania, Oberon, Umbriel y Ariel, en orden de tamaño decreciente, tienen densidades de 1,4 a 1,7 gramos por cm cúbico. Este rango es solo ligeramente mayor que la densidad de un objeto hipotético que se obtendría enfriando una mezcla de composición solar y eliminando todos los componentes gaseosos. El objeto que quedaría sería 60 por ciento de hielo y 40 por ciento de roca. En contraste con estos cuatro está Miranda, la quinta luna más grande de Urano, pero solo la mitad del tamaño de Ariel o Umbriel. Al igual que las lunas más pequeñas de Saturno, Miranda tiene una densidad (1,2 gramos por cm cúbico) que está ligeramente por debajo del valor de composición solar, lo que indica una mayor proporción de hielo a roca.

El hielo de agua aparece en los espectros de superficie de las cinco lunas principales. Debido a que las reflectividades de las lunas son más bajas que las del hielo puro, la implicación obvia es que sus superficies consisten en agua helada. Se desconoce la composición del componente oscuro, pero, en longitudes de onda distintas a las del agua, los espectros de la superficie parecen uniformemente oscuros, lo que indica un color gris neutro y, por lo tanto, descarta materiales como los minerales que contienen hierro, que impartirían un tinte rojizo. Una posibilidad es el carbono, que se origina en el interior de las lunas en cuestión o en los anillos de Urano, que podría haber liberado gas metano que luego se descompuso para producir carbono sólido cuando fue bombardeado por partículas cargadas y luz solar ultravioleta.

Dos observaciones indican que las superficies de las lunas principales son porosas y altamente aislantes.Primero, la reflectividad aumenta drásticamente en oposición, cuando el observador está a 2 ° del Sol visto desde el planeta. Estas llamadas oleadas de oposición son características de partículas sueltas que se ensombrecen entre sí, excepto en esta geometría especial, en la que el observador está alineado con la fuente de iluminación y puede ver la luz reflejada directamente en los espacios entre las partículas. En segundo lugar, los cambios en las temperaturas de la superficie parecen seguir al Sol durante el día sin un retraso apreciable debido a la inercia térmica. Nuevamente, tal comportamiento es característico de las superficies porosas que bloquean el flujo de calor hacia adentro.

Prácticamente todo lo que se sabe sobre la superficie distintiva Los personajes de las lunas principales de Urano provienen de la Voyager 2, que pasó a toda velocidad junto a ellos en unas pocas horas y solo tomó imágenes de sus hemisferios sur iluminados por el sol. Oberón y, en particular, Umbriel muestran densas poblaciones de cráteres de gran impacto, similares a las tierras altas de la Luna de la Tierra y muchos de los más antiguos. terrenos en el sistema solar. En contraste, Titania y Ariel tienen muchos menos cráteres grandes (en el rango de 50 a 100 km de diámetro) pero tienen números comparables en los rangos de tamaño más pequeños. Se cree que los cráteres grandes se remontan a los primeros historia del sistema solar hace más de cuatro mil millones de años, cuando Todavía existían grandes planetesimales, mientras que se cree que los más pequeños reflejan eventos más recientes, incluidos, quizás, los impactos de objetos desprendidos de otras lunas en el sistema de Urano. Por lo tanto, las superficies de Titania y Ariel deben ser más jóvenes que las de Oberon y Umbriel. Estas diferencias, que no siguen un patrón obvio con respecto a las distancias de las lunas a Urano o sus tamaños, son en gran parte inexplicables.

Los depósitos volcánicos observados en las lunas principales son generalmente planos, con bordes lobulados y ondas superficiales características del flujo de fluidos. Algunos de los depósitos son brillantes, mientras que algunas son oscuras. Debido a las temperaturas muy bajas previstas para el sistema solar exterior, el fluido en erupción probablemente era una mezcla de agua y amoníaco con un punto de fusión muy por debajo del del hielo de agua pura. Las diferencias de brillo podrían indicar diferencias en la composición de la fluido o en el historial de la superficie.

Cañones parecidos a grietas vistos en el las lunas mayores implican extensión y fractura de sus superficies. Los cañones de Miranda son los más espectaculares, algunos tienen hasta 80 km (50 millas) de ancho y 15 km (9 millas) de profundidad. La ruptura de la corteza fue causada por una expansión en el volumen de las lunas, que se infiere en el rango de 1 a 2 por ciento, excepto en Miranda, para la cual se cree que la expansión es del 6 por ciento. La expansión de Miranda podría explicarse si toda el agua que forma su interior fuera alguna vez líquida y luego se congelara después de que se formara la corteza. Al congelarse a baja presión, el agua se habría expandido y, por lo tanto, se habría estirado y destrozado la superficie.La presencia de agua líquida en la superficie en cualquier etapa de la historia de la luna parece poco probable.

Miranda tiene la apariencia confusa de un objeto formado a partir de piezas separadas que no se fusionaron totalmente. La superficie básica está muy llena de cráteres, pero está interrumpida por tres regiones ligeramente cráter que los astrónomos han llamado coronas (pero que no están relacionados ge lógicamente a las características superficiales de Venus del mismo nombre). Estos son bastante cuadrados, aproximadamente la longitud de un radio de Miranda en un lado, y están rodeados por bandas paralelas que se curvan alrededor de los bordes. Los límites donde las coronas se encuentran con el terreno lleno de cráteres son nítidos. Las coronas son diferentes a las características que se encuentran en otras partes del sistema solar. No se sabe si reflejan un origen heterogéneo de la luna, un impacto gigante que la hizo añicos o un patrón único de erupciones en su interior.