Måner (Norsk)

Uranus fem største måner spenner fra rundt 240 til 800 km (150 til 500 miles) i radius. Alle ble oppdaget teleskopisk fra jorden, fire av dem før det 20. århundre (se nedenfor Observasjoner fra jorden). Ti små indre måner ble funnet av Voyager 2 i 1985–86. De anslås å være mellom omtrent 10 og 80 km (6 og 50 miles) i radius, og de kretser rundt planeten på avstander mellom 49 800 og 86 000 km (31 000 og 53 500 miles). Den innerste månen, Cordelia, går i bane rett innenfor de ytterste ringene, Lambda og Epsilon. En 11. lille indre måne, Perdita, fotografert av Voyager nær Belindas bane, forble ubemerket på bildene frem til 1999 og ble ikke bekreftet før i 2003. To ytterligere indre måner – Amor, nær Belindas bane, og den andre, Mab, nær Pucks — Ble oppdaget i observasjoner fra jorden i 2003. Alle 18 av de ovennevnte er vanlige, har prograde, lav tilbøyelighet og lav-eksentrisitet i bane med hensyn til planeten.

Ni små ytre måner i omtrent samme størrelsesområde som Voyager-funnene ble oppdaget fra Jorden begynner i 1997. Dette er uregelmessige satellitter som har svært elliptiske baner som er inkl. ned i store vinkler til planetens ekvator; alle bortsett fra en kretser også i retrograd retning. De gjennomsnittlige avstandene deres fra planeten ligger mellom 4 millioner og 21 millioner km (2,5 millioner og 13 millioner miles), som er 7–36 ganger avstanden til den ytterste kjente vanlige månen, Oberon. De uregelmessige månene ble sannsynligvis fanget i baner rundt Uranus etter at planeten ble dannet. De vanlige månene dannet seg sannsynligvis i deres ekvatoriale baner samtidig som planeten dannet seg. Egenskapene til de kjente uranske månene er oppsummert i tabellen. Navn og orbitale og fysiske egenskaper er oppført separat for hovedmåne og de 10 små indre månene som Voyager opprinnelig oppdaget.

De fire største månene – Titania, Oberon, Umbriel og Ariel, i rekkefølge etter avtagende størrelse – har tettheter på 1,4-1,7 gram per kubikk cm. Dette området er bare litt større enn tettheten til et hypotetisk objekt som ville oppnås ved å avkjøle en blanding av solsammensetning og fjerne alle gassformige komponenter. Objektet som var igjen ville være 60 prosent is og 40 prosent stein. I motsetning til disse fire er Miranda, den femte største uranske månen, men bare halvparten av Ariel eller Umbriel. I likhet med de mindre månene til Saturn har Miranda en tetthet (1,2 gram per kubikk cm) som er litt under solsammensettingsverdien, noe som indikerer et høyere is-til-berg-forhold.

Vannis dukker opp i overflatespektrene til de fem hovedmånene. Fordi refleksjonene til månene er lavere enn ren is, er den åpenbare implikasjonen at overflatene deres består av skitten vannis. Sammensetningen av den mørke komponenten er ukjent, men ved andre bølgelengder enn vann, ser overflatespektrene jevnt mørke ut, noe som indikerer en nøytral grå farge og dermed utelukker materiale som jernholdige mineraler, som vil gi en rødlig skjær. En mulighet er karbon, som stammer fra innsiden av de aktuelle månene eller fra Uranus-ringer, som kunne ha gitt ut metangass som senere spaltet for å produsere fast karbon når den ble bombet av ladede partikler og ultrafiolett sol.

To observasjoner indikerer at overflatene til hovedmånene er porøse og sterkt isolerende.For det første øker reflektiviteten dramatisk ved motstand, når observatøren er innenfor 2 ° fra solen sett fra planeten. Slike såkalte opposisjonsstrømmer er karakteristiske for løst stablede partikler som skygger hverandre, bortsett fra i denne spesielle geometrien, hvor observatøren er i tråd med lyskilden og kan se lyset reflektere direkte ut av mellomrommene mellom partiklene. For det andre synes endringer i overflatetemperaturer å følge solen i løpet av dagen uten merkbar forsinkelse på grunn av termisk treghet. Igjen er slik oppførsel karakteristisk for porøse overflater som blokkerer den indre strømmen av varme.

Nesten alt det som er kjent om den særegne overflaten tegn fra Uranus store måner kommer fra Voyager 2, som kjørte forbi dem på få timer og bare avbildet deres solbelyste sørlige halvkule. Oberon og spesielt Umbriel viser tette populasjoner med store slagkratere, som ligner på høylandet til Jordens måne og mange av de eldste terreng i solsystemet. Derimot har Titania og Ariel langt færre store kratere (i området 50–100 km i diameter), men har sammenlignbare tall i de mindre størrelsesområdene. De store kratere antas å dateres tilbake til tidlig solsystemets historie for mer enn fire milliarder år siden, da store planetesimals eksisterte fortsatt, mens de mindre antas å gjenspeile nyere begivenheter, inkludert kanskje virkningen av gjenstander som er slått løs fra andre måner i det uranske systemet. Dermed må overflatene til Titania og Ariel være yngre enn Oberon og Umbriel. Disse forskjellene, som ikke følger et åpenbart mønster med hensyn til hverken månenes avstand fra Uranus eller deres størrelse, er stort sett uforklarlige.

Vulkanske avleiringer observert på hovedmånene er generelt flate, med flikete kanter og overflatekrimper som er karakteristiske for væskestrøm. Noen av avsetningene er lyse, mens noen er mørke. På grunn av de svært lave temperaturene som forventes for det ytre solsystemet, var den utbruddende væsken sannsynligvis en vann-ammoniakkblanding med et smeltepunkt langt under rent vannis. Lysstyrkeforskjeller kunne indikere forskjeller i sammensetningen av utbruddet flytende eller i overflatens historie.

Riftlike kløfter sett på store måner innebærer utvidelse og brudd på overflatene. Mirandas kløfter er de mest spektakulære, noen er hele 80 km (50 miles) brede og 15 km (9 miles) dype. Bruddet på skorpen ble forårsaket av en utvidelse av månenes volum, antatt å være i området 1-2 prosent, bortsett fra Miranda, som utvidelsen antas å være 6 prosent for. Mirandas utvidelse kunne forklares hvis alt vannet som utgjorde dets indre var flytende og deretter frøs etter at skorpen hadde dannet seg. Fryser under lavt trykk ville vannet utvidet seg og derved strukket og knust overflaten.Tilstedeværelsen av flytende vann på overflaten på ethvert stadium av månens historie virker usannsynlig.

Miranda har det virvlet ut som et gjenstand dannet av separate stykker som ikke helt smeltet sammen. Grunnflaten er sterkt kraterert, men den blir avbrutt av tre lett kraterede områder som astronomer har kalt koronaer (men som ikke er relatert til ologisk til overflateegenskapene til Venus med samme navn). Disse er ganske squarish, omtrent lengden på en Miranda-radius på en side, og er omgitt av parallelle bånd som bøyer seg rundt kantene. Grensene der koronene møter det kratererte terrenget er skarpe. Koronene er ulik noen funksjoner som finnes andre steder i solsystemet. Om de gjenspeiler en heterogen opprinnelse for månen, en gigantisk innvirkning som knuste den, eller et unikt mønster av utbrudd fra det indre er ikke kjent.