달

천왕성에서 가장 큰 5 개의 위성은 반경이 약 240 ~ 800km (150 ~ 500 마일)입니다. 모두 지구에서 망원경으로 발견되었으며, 그중 4 개는 20 세기 이전에 발견되었습니다 (아래의 지구 관측 참조). 보이저 2 호는 1985 ~ 86 년에 10 개의 작은 내달을 발견했습니다. 그들은 반경이 약 10 ~ 80km (6 ~ 50 마일)로 추정되며, 49,800 ~ 86,000km (31,000 ~ 53,500 마일) 거리에서 행성을 공전합니다. 가장 안쪽의 달인 Cordelia는 가장 바깥 쪽 고리 인 Lambda와 Epsilon 바로 안쪽을 공전합니다. Voyager가 Belinda 궤도 근처에서 촬영 한 11 번째 작은 내달 Perdita는 1999 년까지 이미지에서 눈에 띄지 않았으며 2003 년까지 확인되지 않았습니다. 두 개의 추가 내달 – Belinda의 궤도 근처에있는 Cupid와 Puck의 근처에있는 Mab —2003 년 지구 관측에서 발견되었습니다. 위의 18 개 모두 행성에 대해 전진, 낮은 경사, 낮은 편심 궤도를 가진 규칙적인 것입니다.

1997 년부터 지구에서 보이저가 발견 한 것과 거의 같은 크기 범위의 작은 외부 위성 9 개가 지구에서 발견되었습니다. 이들은 경사가 높은 타원형 궤도를 갖는 불규칙한 위성입니다. 행성의 적도에 대해 큰 각도로 ned; 하나를 제외하고 모두 역행 방향으로 궤도를 돌고 있습니다. 행성으로부터의 평균 거리는 400 만 ~ 2,100 만 km (250 만 ~ 1300 만 마일)이며, 이는 가장 바깥쪽으로 알려진 일반 위성 인 오베론 (Oberon) 거리의 7 ~ 36 배입니다. 불규칙한 달은 행성이 형성된 후 천왕성 주변의 궤도에 포착되었을 가능성이 있습니다. 일반 위성은 아마도 행성이 형성되는 동시에 적도 궤도에서 형성되었을 것입니다. 알려진 천왕성 위성의 특성이 표에 요약되어 있습니다. Voyager가 처음 발견 한 주요 위성과 10 개의 작은 내부 위성에 대한 이름과 궤도 및 물리적 특성이 별도로 나열됩니다.

4 개의 가장 큰 위성 (티타니아, 오베론, 움 브리 엘, 아리엘)은 크기가 작아지는 순서대로 밀도가 입방 cm 당 1.4–1.7g입니다. 이 범위는 태양 성분의 혼합물을 냉각하고 모든 기체 성분을 제거하여 얻을 수있는 가상 물체의 밀도보다 약간 더 큽니다. 남은 물체는 얼음 60 %와 바위 40 %가 될 것입니다. 이 네 개와 대조적으로 미란다는 5 번째로 큰 천왕성 위성이지만 아리엘이나 움 브리 엘의 절반 크기에 불과합니다. 토성의 작은 위성과 마찬가지로 미란다는 태양 조성 값보다 약간 낮은 밀도 (입방 센티미터 당 1.2g)를 가지며 이는 더 높은 얼음 대 바위 비율을 나타냅니다.

물 얼음이 다섯 개의 주요 위성의 표면 스펙트럼에서 나타납니다. 달의 반사율이 순수한 얼음의 반사율보다 낮기 때문에 달의 표면이 더러운 물 얼음으로 구성되어 있다는 것이 분명한 의미입니다. 어두운 성분의 구성은 알 수 없지만 물 이외의 파장에서는 표면 스펙트럼이 균일하게 어둡게 보이며 중성 회색을 나타내므로 철분 함유 미네랄과 같은 물질이 붉은 빛을 띠게됩니다. 한 가지 가능성은 문제의 달 내부 또는 천왕성의 고리에서 발생하는 탄소입니다. 메탄 가스는 나중에 하전 된 입자와 태양 자외선에 노출 될 때 분해되어 고체 탄소를 생성 할 수 있습니다.

두 가지 관찰에 따르면 주요 위성의 표면은 다공성이며 단열성이 높습니다.첫째, 관측자가 행성에서 볼 때 태양의 2 ° 내에있을 때 반대쪽에서 반사율이 극적으로 증가합니다. 이러한 소위 반대 서지는 관찰자가 조명 원과 일치하고 입자 사이의 공간에서 직접 반사되는 빛을 볼 수있는 특수한 기하학을 제외하고는 서로 그림자가되는 느슨하게 쌓인 입자의 특징입니다. 둘째, 표면 온도의 변화는 열 관성으로 인한 눈에 띄는 지연없이 낮 동안 태양을 따르는 것처럼 보입니다. 다시 말하지만, 이러한 동작은 내부 열 흐름을 차단하는 다공성 표면의 특징입니다.

특이한 표면에 대해 알려진 거의 모든 것 천왕성의 주요 위성의 특성은 보이저 2에서 비롯되었습니다. 보이저 2는 몇 시간 만에 지나가고 햇볕이 잘 드는 남반구 만 이미지화했습니다. 오베론과 특히 움 브리 엘은 지구의 달의 고지대와 가장 오래된 많은 분화구와 유사한 대규모 충돌 분화구가 밀집된 인구를 표시합니다. 반면, Titania와 Ariel은 직경이 50-100km 범위의 큰 분화구가 훨씬 적지 만 크기가 작은 범위에서는 비슷한 수를 가지고 있습니다. 큰 분화구는 초기로 거슬러 올라갑니다. 40 억년 전 태양계의 역사 큰 행성은 여전히 존재했지만, 작은 행성은 아마도 천왕성 시스템의 다른 달에서 떨어진 물체의 영향을 포함하여 더 최근의 사건을 반영하는 것으로 생각됩니다. 따라서 Titania와 Ariel의 표면은 Oberon과 Umbriel의 표면보다 젊어 야합니다. 천왕성과 달의 거리 나 크기와 관련하여 명백한 패턴을 따르지 않는 이러한 차이점은 대부분 설명 할 수 없습니다.

주위 월에서 관찰 된 화산 퇴적물은 일반적으로 평평하며, 유체 흐름의 특징 인 로브 가장자리와 표면 잔물결이 있습니다. 퇴적물 중 일부는 밝지 만 일부는 어둡습니다. 외부 태양계에서 예상되는 매우 낮은 온도 때문에 분출 유체는 녹는 점이 순수한 물 얼음보다 훨씬 낮은 수 암모니아 혼합물이었을 것입니다. 밝기 차이는 분출 구성의 차이를 나타낼 수 있습니다. 유체 또는 표면의 역사에서.

주요 위성은 표면의 확장과 파단을 의미합니다. 미란다의 협곡은 가장 장관이며, 일부는 폭이 80km (50 마일), 깊이가 15km (9 마일)에 이릅니다. 지각의 파열은 달의 부피의 팽창으로 인해 발생했으며, 팽창이 6 %로 생각되는 Miranda를 제외하고는 1-2 % 범위에있는 것으로 추정됩니다. 미란다의 팽창은 내부를 구성하는 모든 물이 한때 액체였다가 지각이 형성된 후 얼었다면 설명 할 수 있습니다. 저압에서 얼면 물이 팽창하여 표면이 늘어나고 산산조각이 났을 것입니다.달의 역사의 어느 단계에서나 표면에 물이있을 가능성은 거의 없습니다.

미란다는 완전히 병합되지 않은 별도의 조각으로 형성된 물체. 기본 표면은 무겁게 크레이트로되어 있지만 천문학 자들이 coronae라고 명명 한 세 개의 가벼운 크레이트 영역에 의해 중단됩니다. 같은 이름의 금성의 표면 특징에 대해 논리적으로). 이것들은 상당히 정사각형이며, 대략 한쪽에 미란다 반경 하나의 길이이며, 가장자리를 휘는 평행 한 띠로 둘러싸여 있습니다. 코로나가 크레이터 지형과 만나는 경계는 날카 롭습니다. 코로나는 태양계의 다른 곳에서 발견되는 특징과는 다릅니다. 달의 이질적인 기원을 반영하는지, 달을 산산조각 낸 거대한 충격 또는 내부에서 발생하는 독특한 폭발 패턴을 반영하는지 여부는 알려져 있지 않습니다.