Holdak

Az Uránusz öt legnagyobb holdja körülbelül 240–800 km (150–500 mérföld) sugarú. Mindegyiket teleszkóposan fedezték fel a Földről, közülük négyet a 20. század előtt (lásd alább: Megfigyelések a Földről). Tíz kis belső holdat talált a Voyager 2 1985–86-ban. Becslések szerint körülbelül 10 és 80 km (6 és 50 mérföld) közötti sugarúak, és 49 800 és 86 000 km (31 000 és 53 500 mérföld) között keringenek a bolygó körül. A legbelső hold, a Cordelia éppen a legkülső gyűrűk, a Lambda és az Epsilon belsejében kering. Egy 11. apró belső hold, a Perdita, amelyet Voyager fényképezett Belinda pályája közelében, 1999-ig észrevétlen maradt a képeken, és csak 2003-ban erősítették meg. Két további belső hold – Ámor, Belinda pályája közelében, a másik pedig Mab, Puck közelében – a Földről származó megfigyelések fedezték fel 2003-ban. Mind a 18 fenti szabályos, progresszív, alacsony dőlésszögű és alacsony excentricitású kering a bolygóhoz képest.

ned nagy szögben a bolygó egyenlítőjéhez képest; egy kivételével mind a retrográd irányban is kering. Átlagos távolságuk a bolygótól 4 millió és 21 millió km (2,5 és 13 millió mérföld) között van, ami 7–36-szorosa a legismertebb szabályos hold, Oberon távolságának. A szabálytalan holdakat valószínűleg a bolygó kialakulása után az Uránusz körüli pályákra fogták. A szabályos holdak valószínűleg egyenlítői pályájukon egyidőben alakultak ki a bolygó kialakulásával. Az ismert urán holdak tulajdonságait a táblázat foglalja össze. A fő holdak és a Voyager által eredetileg felfedezett 10 kis belső hold külön-külön felsorolja a neveket, az orbitális és fizikai jellemzőket.

A négy legnagyobb hold – Titania, Oberon, Umbriel és Ariel, a méret csökkenő sorrendjében – 1,4–1,7 gramm / köb cm. Ez a tartomány csak kissé nagyobb, mint egy hipotetikus objektum sűrűsége, amelyet a napkompozíció keverékének lehűtésével és az összes gázos komponens eltávolításával lehetne elérni. A megmaradt tárgy 60 százalékos jég és 40 százalék szikla lenne. Ezzel a négyel ellentétben Miranda, az ötödik legnagyobb urán hold, de csak fele akkora, mint Ariel vagy Umbriel. A Szaturnusz kisebb holdjaihoz hasonlóan a Miranda sűrűsége (1,2 gramm / köb cm) kissé elmarad a napkompozíció értékétől, ami magasabb jég / kő arányt jelez.

Az öt nagy hold felszíni spektrumában vízjég jelenik meg. Mivel a holdak fényvisszaverő képességei alacsonyabbak, mint a tiszta jégé, nyilvánvaló következménye, hogy felszínük piszkos vizes jégből áll. A sötét komponens összetétele ismeretlen, de a vízen kívüli hullámhosszon a felületi spektrumok egyenletesen sötétnek tűnnek, semleges szürke színre utalnak, és így kizárják az olyan anyagokat, mint a vastartalmú ásványok, amelyek vöröses árnyalatot kölcsönöznek. Az egyik lehetőség a szóban forgó holdak belsejéből vagy az Uránusz gyűrűiből származó szén, amely metángázt szabadíthatott fel, amely később lebomlott, hogy szilárd szén keletkezzen, amikor töltött részecskék és napsugárzás ultraibolya fénnyel bombázták.

Két megfigyelés azt mutatja, hogy a fő holdak felülete porózus és erősen szigetelő.Először is, a visszaverődés drámai módon növekszik az ellentétben, amikor a megfigyelő a bolygóról nézve 2 ° -on belül van a Naptól. Az ilyen, úgynevezett ellentétes hullámok jellemzőek a lazán egymásra rakódó részecskékre, amelyek árnyékolják egymást, kivéve ezt a különleges geometriát, amelyben a megfigyelő egy vonalban van a megvilágítás forrásával, és látja, hogy a fény visszaverődik a részecskék közötti terekből. Másodszor, úgy tűnik, hogy a felszíni hőmérséklet változása a nap folyamán követi a Napot, a termikus tehetetlenség miatt nem észlelhető jelentős késés. Ismételten ez a viselkedés jellemző a porózus felületekre, amelyek blokkolják a befelé irányuló hőáramlást.

Gyakorlatilag minden, ami ismert a megkülönböztető felületről Az Uránusz fő holdjainak karakterei a Voyager 2-ből származnak, amely néhány óra alatt elhaladt mellettük, és csak napsütötte déli féltekéjüket ábrázolta. Oberon és különösen az Umbriel nagy sűrű kráterek sűrű populációit mutatják, hasonlóan a Föld holdjaihoz és a legrégebbi a Titán és az Ariel jóval kevesebb nagy kráterrel rendelkezik (50–100 km átmérőjű tartományban), de a kisebb mérettartományokban összehasonlítható számuk van. Úgy gondolják, hogy a nagy kráterek már a a Naprendszer története több mint négymilliárd évvel ezelőtt, amikor még mindig léteztek nagy bolygók, míg a kisebbekről azt gondolják, hogy a legfrissebb eseményeket tükrözik, beleértve az urán rendszer más holdjaitól eldobott tárgyak hatásait is. Így a Titania és Ariel felületének fiatalabbnak kell lennie, mint Oberon és Umbriel felületeinek. Ezek a különbségek, amelyek sem a holdak Urántól való távolságát, sem méretét tekintve nem követnek nyilvánvaló mintát, nagyrészt megmagyarázhatatlanok.

A nagyobb holdakon megfigyelt vulkanikus lerakódások általában laposak, karéjos szélűek és felületi hullámai jellemzőek a folyadék áramlására. A lerakódások egy része világos, míg némelyik sötét. A külső naprendszer várhatóan nagyon alacsony hőmérséklete miatt a kitörő folyadék valószínűleg víz-ammónia keverék volt, amelynek olvadáspontja jóval a tiszta vizes jég olvadáspontja alatt volt. A fényerő-különbségek a kitörő összetételében mutatkozhatnak különbségek. folyadék vagy a felszín történetében.

Riftszerű kanyonok láthatók a a nagy holdak felszínük meghosszabbítását és repedését jelentik. Miranda kanyonjai a leglátványosabbak, némelyikük akár 80 km (50 mérföld) széles és 15 km (9 mérföld) mély is. A kéreg megrepedését a holdak térfogatának növekedése okozta, arra a következtetésre jutottak, hogy 1-2 százalék közötti tartományba esnek, kivéve Mirandát, amelynek a tágulás vélhetően 6 százalékos. Miranda terjeszkedése megmagyarázható, ha a belsejét alkotó összes víz egyszer folyékony lenne, majd a kéreg kialakulása után megfagyna. Alacsony nyomáson lefagyva a víz kitágult volna, és ezáltal megnyújtotta és összetörte a felszínt.A felszínen folyékony víz jelenléte a Hold történelmének bármely szakaszában valószínűtlennek tűnik.

Miranda összetévesztett megjelenése különálló darabokból összeállított tárgy, amely nem egyesült teljesen. Az alapfelület erősen kráterezett, de három, enyhén kráteres régió szakítja meg, amelyeket a csillagászok koronáknak neveztek (de amelyek nem kapcsolódnak egymáshoz). ológiailag az azonos nevű Vénusz felületi jellemzőire). Ezek meglehetősen négyzetesek, nagyjából az egyik Miranda-sugár hossza az oldalon, és párhuzamos sávok veszik körül, amelyek a szélek körül görbülnek. Élesek azok a határok, ahol a koronák találkoznak a kráteres tereppel. A koronák nem különböznek a Naprendszer másutt található jellemzőitől. Hogy tükrözik-e a hold heterogén eredetét, óriási hatást, amely szétzilálta, vagy a kitörések egyedi mintázata a belsejéből nem ismert.