Manen

De vijf grootste manen van Uranus hebben een straal van ongeveer 240 tot 800 km (150 tot 500 mijl). Ze werden allemaal telescopisch vanaf de aarde ontdekt, vier van hen vóór de 20e eeuw (zie hieronder Waarnemingen vanaf de aarde). Tien kleine binnenmanen werden gevonden door Voyager 2 in 1985-86. Ze worden geschat op een straal tussen ongeveer 10 en 80 km (6 en 50 mijl), en ze cirkelen rond de planeet op afstanden tussen 49.800 en 86.000 km (31.000 en 53.500 mijl). De binnenste maan, Cordelia, draait net binnen de buitenste ringen, Lambda en Epsilon. Een 11e kleine binnenmaan, Perdita, gefotografeerd door Voyager nabij de baan van Belinda, bleef tot 1999 onopgemerkt in de beelden en werd pas in 2003 bevestigd. Twee extra binnenmanen – Cupido, vlakbij de baan van Belinda, en de andere, Mab, vlakbij die van Puck. – werden ontdekt in waarnemingen vanaf de aarde in 2003. Alle 18 bovenstaande zijn regelmatig, hebben prograde, lage inclinatie en lage excentriciteitsbanen ten opzichte van de planeet.

Negen kleine buitenmanen in ongeveer hetzelfde bereik als de Voyager-vondsten werden vanaf de aarde ontdekt vanaf 1997. Dit zijn onregelmatige satellieten met zeer elliptische banen die schuin onder grote hoeken ten opzichte van de evenaar van de planeet; op één na draaien ze ook allemaal in de retrograde richting. Hun gemiddelde afstand tot de planeet ligt tussen 4 miljoen en 21 miljoen km (2,5 miljoen en 13 miljoen mijl), wat 7-36 keer de afstand is van de buitenste bekende gewone maan, Oberon. De onregelmatige manen werden waarschijnlijk in banen rond Uranus gevangen nadat de planeet was gevormd. De reguliere manen zijn waarschijnlijk gevormd in hun equatoriale banen op hetzelfde moment dat de planeet zich vormde. Eigenschappen van de bekende Uranische manen zijn samengevat in de tabel. Namen en orbitale en fysieke kenmerken worden afzonderlijk vermeld voor de grote manen en de 10 kleine binnenmanen die oorspronkelijk door Voyager zijn ontdekt.

De vier grootste manen – Titania, Oberon, Umbriel en Ariel, in volgorde van afnemende grootte – hebben een dichtheid van 1,4 – 1,7 gram per kubieke cm. Dit bereik is slechts iets groter dan de dichtheid van een hypothetisch object dat zou worden verkregen door een mengsel van zonnesamenstelling af te koelen en alle gasvormige componenten te verwijderen. Het object dat overbleef, zou 60 procent ijs en 40 procent steen zijn. In tegenstelling tot deze vier is Miranda, de vijfde grootste maan van Uran, maar slechts half zo groot als Ariël of Umbriël. Net als de kleinere manen van Saturnus heeft Miranda een dichtheid (1,2 gram per kubieke cm) die iets onder de zonnesamenstellingswaarde ligt, wat duidt op een hogere ijs-tot-rotsverhouding.

Waterijs verschijnt in de oppervlaktespectra van de vijf grote manen. Omdat de weerspiegelingen van de manen lager zijn dan die van puur ijs, is de voor de hand liggende implicatie dat hun oppervlak bestaat uit vuil waterijs. De samenstelling van de donkere component is onbekend, maar bij andere golflengten dan die van water lijken de oppervlaktespectra gelijkmatig donker, wat duidt op een neutrale grijze kleur en dus materiaal zoals ijzerhoudende mineralen, die een roodachtige tint zouden geven, uitsluiten. Een mogelijkheid is koolstof, afkomstig van de binnenkant van de manen in kwestie of van de ringen van Uranus, die methaangas kunnen hebben vrijgemaakt dat later uiteenviel tot vaste koolstof wanneer het werd gebombardeerd door geladen deeltjes en ultraviolet zonlicht.

Twee waarnemingen geven aan dat de oppervlakken van de grote manen poreus en sterk isolerend zijn.Ten eerste neemt het reflectievermogen dramatisch toe bij oppositie, wanneer de waarnemer zich binnen 2 ° van de zon bevindt, gezien vanaf de planeet. Dergelijke zogenaamde oppositiepieken zijn kenmerkend voor losjes gestapelde deeltjes die elkaar overschaduwen, behalve in deze speciale geometrie, waarin de waarnemer in lijn is met de verlichtingsbron en het licht direct uit de ruimtes tussen de deeltjes kan zien reflecteren. Ten tweede lijken veranderingen in oppervlaktetemperaturen de zon gedurende de dag te volgen zonder noemenswaardige vertraging als gevolg van thermische inertie. Nogmaals, dergelijk gedrag is kenmerkend voor poreuze oppervlakken die de binnenwaartse warmtestroom blokkeren.

Vrijwel alles wat bekend is over het onderscheidende oppervlak karakters van de belangrijkste manen van Uranus komen uit Voyager 2, die er in een paar uur langs snelde en alleen hun zonovergoten zuidelijk halfrond in beeld bracht. Oberon en met name Umbriël vertonen dichte populaties van grote inslagkraters, vergelijkbaar met de hooglanden van de maan van de aarde en veel van de oudste terreinen in het zonnestelsel. Titania en Ariel daarentegen hebben veel minder grote kraters (in het bereik van 50-100 km in diameter) maar hebben vergelijkbare aantallen in de kleinere afmetingsbereiken. De grote kraters dateren waarschijnlijk uit het begin geschiedenis van het zonnestelsel meer dan vier miljard jaar geleden, wanneer grote planetesimalen bestonden nog steeds, terwijl men denkt dat de kleinere recentere gebeurtenissen weerspiegelen, waaronder misschien de inslagen van objecten die door andere manen in het Uranische stelsel zijn losgeslagen. De oppervlakken van Titania en Ariel moeten dus jonger zijn dan die van Oberon en Umbriel. Deze verschillen, die geen duidelijk patroon volgen met betrekking tot de afstanden van de manen tot Uranus of hun afmetingen, zijn grotendeels onverklaard.

Vulkanische afzettingen die op de grote manen worden waargenomen, zijn over het algemeen vlak, met gelobde randen en rimpelingen aan het oppervlak die kenmerkend zijn voor een vloeistofstroom. Sommige afzettingen zijn helder, terwijl sommige zijn donker. Vanwege de zeer lage temperaturen die worden verwacht voor het buitenste zonnestelsel, was de uitbarstende vloeistof waarschijnlijk een water-ammoniakmengsel met een smeltpunt ver onder dat van zuiver waterijs. Helderheidsverschillen kunnen duiden op verschillen in de samenstelling van de uitbarsting vloeistof of in de geschiedenis van het oppervlak.

Riftachtige canyons gezien op de grote manen impliceren uitbreiding en breuk van hun oppervlakken. De canyons van Miranda zijn de meest spectaculaire, sommige zijn wel 80 km breed en 15 km diep. Het scheuren van de korst werd veroorzaakt door een vergroting van het volume van de manen, waarvan werd aangenomen dat deze tussen de 1 en 2 procent lag, behalve bij Miranda, waarvan wordt aangenomen dat de uitzetting 6 procent is. Mirandas expansie zou kunnen worden verklaard als al het water in de binnenkant ooit vloeibaar was en dan bevroor nadat de korst zich had gevormd. Als het onder lage druk bevriest, zou het water zijn uitgezet en daardoor het oppervlak uitgerekt en verbrijzeld.De aanwezigheid van vloeibaar water op het oppervlak in elk stadium van de geschiedenis van de maan lijkt onwaarschijnlijk.

Miranda heeft het verwarde uiterlijk van een object gevormd uit afzonderlijke stukken die niet volledig zijn samengevoegd. Het basisoppervlak is sterk bekraterd, maar wordt onderbroken door drie licht bekraterde gebieden die astronomen coronae hebben genoemd (maar die geen verband houden met ge ologisch naar oppervlakkenmerken van Venus met dezelfde naam). Deze zijn vrij vierkant, ongeveer de lengte van één Miranda-straal aan een kant, en zijn omgeven door parallelle banden die rond de randen buigen. De grenzen waar de coronae het kraterachtige terrein ontmoeten, zijn scherp. De coronae zijn anders dan alle kenmerken die elders in het zonnestelsel worden aangetroffen. Of ze een heterogene oorsprong van de maan weerspiegelen, een gigantische inslag die de maan heeft verbrijzeld, of een uniek patroon van uitbarstingen vanuit het binnenste, is niet bekend.