Lune

Le cinque lune più grandi di Urano vanno da circa 240 a 800 km (da 150 a 500 miglia) di raggio. Tutti sono stati scoperti telescopicamente dalla Terra, quattro di loro prima del 20 ° secolo (vedi sotto Osservazioni dalla Terra). Dieci piccole lune interne furono trovate dalla Voyager 2 nel 1985-86. Si stima che abbiano un raggio compreso tra circa 10 e 80 km (6 e 50 miglia) e orbitino intorno al pianeta a distanze comprese tra 49.800 e 86.000 km (31.000 e 53.500 miglia). La luna più interna, Cordelia, orbita appena allinterno degli anelli più esterni, Lambda ed Epsilon. Unundicesima minuscola luna interna, Perdita, fotografata dalla Voyager vicino allorbita di Belinda, è rimasta inosservata nelle immagini fino al 1999 e non è stata confermata fino al 2003. Due ulteriori lune interne: Cupido, vicino allorbita di Belinda, e laltra, Mab, vicino a quella di Puck —Sono stati scoperti in osservazioni dalla Terra nel 2003. Tutti e 18 i precedenti sono regolari, con orbite progrado, a bassa inclinazione e a bassa eccentricità rispetto al pianeta.

Nove piccole lune esterne approssimativamente della stessa gamma di dimensioni delle scoperte della Voyager furono scoperte dalla Terra a partire dal 1997. Questi sono satelliti irregolari, con orbite altamente ellittiche che sono inclinate ned a grandi angoli rispetto allequatore del pianeta; tutti tranne uno orbitano anche in direzione retrograda. Le loro distanze medie dal pianeta sono comprese tra 4 milioni e 21 milioni di km (2,5 milioni e 13 milioni di miglia), che è 7-36 volte la distanza della luna regolare più esterna conosciuta, Oberon. Le lune irregolari probabilmente sono state catturate in orbite attorno a Urano dopo la formazione del pianeta. Le lune regolari probabilmente si sono formate nelle loro orbite equatoriali nello stesso momento in cui si è formato il pianeta. Le proprietà delle lune uraniane conosciute sono riassunte nella tabella. I nomi e le caratteristiche orbitali e fisiche sono elencati separatamente per le lune maggiori e per le 10 piccole lune interne scoperte originariamente da Voyager.

Le quattro lune più grandi – Titania, Oberon, Umbriel e Ariel, in ordine di grandezza decrescente – hanno densità di 1,4-1,7 grammi per cm cubo. Questo intervallo è solo leggermente maggiore della densità di un ipotetico oggetto che si otterrebbe raffreddando una miscela di composizione solare e rimuovendo tutti i componenti gassosi. Loggetto rimasto sarebbe stato il 60% di ghiaccio e il 40% di roccia. In contrasto con questi quattro è Miranda, la quinta luna uraniana più grande, ma solo la metà delle dimensioni di Ariel o Umbriel. Come le lune più piccole di Saturno, Miranda ha una densità (1,2 grammi per cm cubo) leggermente inferiore al valore della composizione solare, il che indica un rapporto ghiaccio / roccia più elevato.

Il ghiaccio dacqua si manifesta negli spettri di superficie delle cinque lune maggiori. Poiché la riflettività delle lune è inferiore a quella del ghiaccio puro, lovvia implicazione è che le loro superfici sono costituite da ghiaccio dacqua sporco. La composizione della componente scura è sconosciuta, ma, a lunghezze donda diverse da quelle dellacqua, gli spettri superficiali sembrano uniformemente scuri, indicando un colore grigio neutro e quindi escludendo materiale come i minerali ferrosi, che conferirebbero una sfumatura rossastra. Una possibilità è il carbonio, proveniente dallinterno delle lune in questione o dagli anelli di Urano, che potrebbe aver rilasciato gas metano che successivamente si è decomposto per produrre carbonio solido quando bombardato da particelle cariche e luce solare ultravioletta.

Due osservazioni indicano che le superfici delle lune principali sono porose e altamente isolanti.In primo luogo, la riflettività aumenta notevolmente allopposizione, quando losservatore si trova entro 2 ° dal Sole visto dal pianeta. Tali cosiddette ondate di opposizione sono caratteristiche delle particelle vagamente impilate che si ombreggiano a vicenda tranne che in questa speciale geometria, in cui losservatore è in linea con la fonte di illuminazione e può vedere la luce che si riflette direttamente dagli spazi tra le particelle. In secondo luogo, le variazioni delle temperature superficiali sembrano seguire il Sole durante il giorno senza ritardi apprezzabili dovuti allinerzia termica. Ancora una volta, tale comportamento è caratteristico delle superfici porose che bloccano il flusso di calore verso linterno.

Praticamente tutto ciò che si sa sulla superficie distintiva I personaggi delle lune principali di Urano provengono dalla Voyager 2, che li superò velocemente in poche ore e riprodusse solo i loro emisferi meridionali illuminati dal sole. Oberon e in particolare Umbriel mostrano dense popolazioni di grandi crateri da impatto, simili agli altopiani della Luna terrestre e molti dei più antichi terreni nel sistema solare. Al contrario, Titania e Ariel hanno molti meno grandi crateri (nella gamma di 50-100 km di diametro) ma hanno numeri comparabili nelle gamme di dimensioni più piccole. Si pensa che i grandi crateri risalgano allinizio storia del sistema solare più di quattro miliardi di anni fa, quando esistevano ancora grandi planetesimi, mentre si pensa che quelli più piccoli riflettano eventi più recenti tra cui, forse, gli impatti di oggetti sganciati da altre lune nel sistema uraniano. Pertanto, le superfici di Titania e Ariel devono essere più giovani di quelle di Oberon e Umbriel. Queste differenze, che non seguono uno schema ovvio rispetto alle distanze delle lune da Urano o alle loro dimensioni, sono in gran parte inspiegabili.

I depositi vulcanici osservati sulle lune principali sono generalmente piatti, con bordi lobati e increspature superficiali caratteristiche del flusso del fluido. Alcuni depositi sono luminosi, mentre alcuni sono scuri. A causa delle temperature molto basse previste per il sistema solare esterno, il fluido in eruzione era probabilmente una miscela di acqua-ammoniaca con un punto di fusione ben al di sotto di quello del ghiaccio dacqua puro. Le differenze di luminosità potrebbero indicare differenze nella composizione delleruzione. fluido o nella storia della superficie.

canyon simili a fenditure visti sul le lune maggiori implicano lestensione e la frattura delle loro superfici. I canyon di Miranda sono i più spettacolari, alcuni sono larghi fino a 80 km (50 miglia) e profondi 15 km (9 miglia). La rottura della crosta è stata causata da unespansione del volume delle lune, che si è ipotizzato essere compresa tra l1 e il 2%, ad eccezione di Miranda, per la quale si ritiene che lespansione sia del 6%. Lespansione di Miranda potrebbe essere spiegata se tutta lacqua che componeva il suo interno fosse una volta liquida e poi si congelasse dopo la formazione della crosta. Congelando a bassa pressione, lacqua si sarebbe espansa e quindi allungato e frantumato la superficie.La presenza di acqua liquida sulla superficie in qualsiasi fase della storia della luna sembra improbabile.

Miranda ha laspetto confuso di un oggetto formato da pezzi separati che non si sono completamente uniti. La superficie di base è fortemente craterizzata, ma è interrotta da tre regioni leggermente craterizzate che gli astronomi hanno chiamato coronae (ma che non sono correlate ge ologicamente alle caratteristiche superficiali di Venere con lo stesso nome). Questi sono abbastanza quadrati, allincirca la lunghezza di un raggio di Miranda su un lato, e sono circondati da bande parallele che si curvano attorno ai bordi. I confini dove le corone incontrano il terreno craterizzato sono netti. Le corone sono diverse da tutte le caratteristiche trovate altrove nel sistema solare. Non è noto se riflettano unorigine eterogenea per la luna, un impatto gigantesco che lha distrutta o un modello unico di eruzioni dal suo interno.