Monde

Die fünf größten Monde von Uranus haben einen Radius von 240 bis 800 km. Alle wurden teleskopisch von der Erde aus entdeckt, vier davon vor dem 20. Jahrhundert (siehe unten Beobachtungen von der Erde). Zehn kleine innere Monde wurden von Voyager 2 in den Jahren 1985 bis 1986 gefunden. Ihr Radius wird auf etwa 10 bis 80 km geschätzt, und sie umkreisen den Planeten in Entfernungen zwischen 49.800 und 86.000 km (31.000 und 53.500 Meilen). Der innerste Mond, Cordelia, kreist direkt innerhalb der äußersten Ringe, Lambda und Epsilon. Ein elfter winziger innerer Mond, Perdita, der von der Voyager in der Nähe der Umlaufbahn von Belinda fotografiert wurde, blieb in den Bildern bis 1999 unbemerkt und wurde erst 2003 bestätigt. Zwei weitere innere Monde – Cupid in der Nähe von Belindas Umlaufbahn und der andere, Mab in der Nähe von Pucks – wurden bei Beobachtungen von der Erde im Jahr 2003 entdeckt. Alle 18 oben genannten sind regelmäßig und weisen prograde Umlaufbahnen mit geringer Neigung und geringer Exzentrizität in Bezug auf den Planeten auf.

Neun kleine äußere Monde in ungefähr demselben Größenbereich wie die Funde der Voyager wurden ab 1997 von der Erde aus entdeckt. Dies sind unregelmäßige Satelliten mit stark elliptischen Bahnen, die inkl in großen Winkeln zum Äquator des Planeten; alle bis auf einen kreisen auch in retrograder Richtung. Ihre mittleren Entfernungen vom Planeten liegen zwischen 4 Millionen und 21 Millionen km (2,5 Millionen und 13 Millionen Meilen), was dem 7- bis 36-fachen der Entfernung des äußersten bekannten regulären Mondes Oberon entspricht. Die unregelmäßigen Monde wurden wahrscheinlich in Umlaufbahnen um Uranus gefangen genommen, nachdem sich der Planet gebildet hatte. Die regulären Monde bildeten sich wahrscheinlich in ihren äquatorialen Bahnen zur gleichen Zeit wie der Planet. Die Eigenschaften der bekannten Uranmonde sind in der Tabelle zusammengefasst. Namen sowie orbitale und physikalische Eigenschaften werden für die Hauptmonde und die 10 kleinen inneren Monde, die ursprünglich von der Voyager entdeckt wurden, getrennt aufgeführt.

Die vier größten Monde – Titania, Oberon, Umbriel und Ariel in der Reihenfolge abnehmender Größe – haben Dichten von 1,4 bis 1,7 Gramm pro Kubikzentimeter. Dieser Bereich ist nur geringfügig größer als die Dichte eines hypothetischen Objekts, die durch Abkühlen eines Gemisches aus Sonnenzusammensetzung und Entfernen aller gasförmigen Komponenten erhalten würde. Das verbleibende Objekt wäre 60 Prozent Eis und 40 Prozent Gestein. Im Gegensatz zu diesen vier ist Miranda, der fünftgrößte uranische Mond, aber nur halb so groß wie Ariel oder Umbriel. Wie die kleineren Monde des Saturn hat Miranda eine Dichte (1,2 Gramm pro Kubikzentimeter), die geringfügig unter dem Wert der Sonnenzusammensetzung liegt, was auf ein höheres Verhältnis von Eis zu Gestein hinweist.

Wassereis zeigt sich in den Oberflächenspektren der fünf Hauptmonde. Da die Reflektivitäten der Monde geringer sind als die von reinem Eis, besteht die offensichtliche Folgerung darin, dass ihre Oberflächen aus schmutzigem Wassereis bestehen. Die Zusammensetzung der dunklen Komponente ist unbekannt, aber bei anderen Wellenlängen als denen von Wasser scheinen die Oberflächenspektren gleichmäßig dunkel zu sein, was auf eine neutrale graue Farbe hinweist und somit Material wie eisenhaltige Mineralien ausschließt, die einen rötlichen Schimmer verleihen würden. Eine Möglichkeit ist Kohlenstoff, der aus dem Inneren der fraglichen Monde oder aus Uranus Ringen stammt und Methangas freigesetzt haben könnte, das sich später zersetzt, um festen Kohlenstoff zu erzeugen, wenn es mit geladenen Teilchen und ultraviolettem Sonnenlicht bombardiert wird.

Zwei Beobachtungen zeigen, dass die Oberflächen der Hauptmonde porös und hochisolierend sind.Erstens nimmt das Reflexionsvermögen bei Opposition dramatisch zu, wenn sich der Beobachter vom Planeten aus gesehen innerhalb von 2 ° zur Sonne befindet. Solche sogenannten Gegenstöße sind charakteristisch für lose gestapelte Partikel, die sich gegenseitig beschatten, außer in dieser speziellen Geometrie, in der der Betrachter mit der Beleuchtungsquelle ausgerichtet ist und das Licht direkt aus den Räumen zwischen den Partikeln reflektieren kann. Zweitens scheinen Änderungen der Oberflächentemperaturen der Sonne während des Tages ohne nennenswerte Verzögerung aufgrund der thermischen Trägheit zu folgen. Wiederum ist ein solches Verhalten charakteristisch für poröse Oberflächen, die den Wärmefluss nach innen blockieren.

Praktisch alles, was über die charakteristische Oberfläche bekannt ist Die Charaktere von Uranus Hauptmonden stammen von Voyager 2, die in wenigen Stunden an ihnen vorbeiraste und nur ihre sonnenbeschienenen südlichen Hemisphären abbildete. Oberon und insbesondere Umbriel weisen dichte Populationen von großen Einschlagkratern auf, ähnlich dem Hochland des Erdmondes und vielen der ältesten Terrains im Sonnensystem. Im Gegensatz dazu haben Titania und Ariel weitaus weniger große Krater (im Bereich von 50 bis 100 km Durchmesser), aber vergleichbare Zahlen in den kleineren Größenbereichen. Es wird angenommen, dass die großen Krater bis in die frühen Jahre zurückreichen Geschichte des Sonnensystems vor mehr als vier Milliarden Jahren, als Es gab immer noch große Planetesimale, während die kleineren vermutlich neuere Ereignisse widerspiegeln, einschließlich möglicherweise der Auswirkungen von Objekten, die von anderen Monden im uranischen System losgeschlagen wurden. Daher müssen die Oberflächen von Titania und Ariel jünger sein als die von Oberon und Umbriel. Diese Unterschiede, die weder hinsichtlich der Entfernung der Monde von Uranus noch hinsichtlich ihrer Größe einem offensichtlichen Muster folgen, sind weitgehend ungeklärt.

Auf den Hauptmonden beobachtete vulkanische Ablagerungen sind im Allgemeinen flach, mit gelappten Kanten und Oberflächenwellen, die für den Flüssigkeitsfluss charakteristisch sind. Einige der Ablagerungen sind hell, während Einige sind dunkel. Aufgrund der sehr niedrigen Temperaturen, die für das äußere Sonnensystem erwartet werden, war die ausbrechende Flüssigkeit wahrscheinlich ein Wasser-Ammoniak-Gemisch mit einem Schmelzpunkt, der weit unter dem von reinem Wassereis liegt. Helligkeitsunterschiede könnten auf Unterschiede in der Zusammensetzung des Ausbruchs hinweisen Flüssigkeit oder in der Geschichte der Oberfläche.

Rissartige Schluchten auf dem Hauptmonde bedeuten Ausdehnung und Bruch ihrer Oberflächen. Mirandas Schluchten sind die spektakulärsten, einige sind bis zu 80 km breit und 15 km tief. Das Aufbrechen der Kruste wurde durch eine Ausdehnung des Mondvolumens verursacht, von der angenommen wurde, dass sie im Bereich von 1 bis 2 Prozent liegt, mit Ausnahme von Miranda, für die die Ausdehnung auf 6 Prozent geschätzt wird. Mirandas Expansion könnte erklärt werden, wenn das gesamte Wasser, aus dem sich sein Inneres zusammensetzt, einmal flüssig wäre und dann gefroren wäre, nachdem sich die Kruste gebildet hatte. Unter niedrigem Druck gefroren, hätte sich das Wasser ausgedehnt und dadurch die Oberfläche gedehnt und zerbrochen.Das Vorhandensein von flüssigem Wasser auf der Oberfläche in jedem Stadium der Mondgeschichte scheint unwahrscheinlich.

Miranda hat das durcheinandergebrachte Aussehen eines Objekt aus getrennten Stücken, die nicht vollständig verschmolzen sind. Die Grundfläche ist stark kraterartig, wird jedoch von drei leicht kraterartigen Regionen unterbrochen, die Astronomen Coronae genannt haben (die aber nicht verwandt sind) ologisch zu Oberflächenmerkmalen der gleichnamigen Venus). Diese sind ziemlich quadratisch, ungefähr so lang wie ein Miranda-Radius an einer Seite und von parallelen Bändern umgeben, die sich um die Kanten krümmen. Die Grenzen, an denen die Koronae auf das kraterartige Gelände treffen, sind scharf. Die Koronae unterscheiden sich von allen anderen Merkmalen des Sonnensystems. Ob sie einen heterogenen Ursprung für den Mond, einen riesigen Aufprall, der ihn zerschmetterte, oder ein einzigartiges Muster von Eruptionen aus seinem Inneren widerspiegeln, ist nicht bekannt.