Księżyce

Pięć największych księżyców Urana ma promień od około 240 do 800 km (150 do 500 mil). Wszystkie zostały odkryte teleskopowo z Ziemi, cztery z nich przed XX wiekiem (patrz poniżej Obserwacje z Ziemi). Dziesięć małych księżyców wewnętrznych zostało znalezionych przez Voyagera 2 w latach 1985–86. Szacuje się, że ich promień wynosi od około 10 do 80 km (od 6 do 50 mil) i krążą wokół planety w odległości od 49 800 do 86 000 km (od 31 000 do 53 500 mil). Najbardziej wewnętrzny księżyc, Cordelia, krąży tuż wewnątrz najbardziej zewnętrznych pierścieni, Lambda i Epsilon. Jedenasty mały księżyc wewnętrzny, Perdita, sfotografowany przez Voyagera w pobliżu orbity Belindy, pozostał niezauważony na zdjęciach do 1999 r. I został potwierdzony dopiero w 2003 r. Dwa dodatkowe księżyce wewnętrzne – Kupidyn w pobliżu orbity Belindy i drugi, Mab, w pobliżu Pucka —Zostały odkryte podczas obserwacji z Ziemi w 2003 roku. Wszystkie 18 z powyższych jest regularnych, mających orbity progresywne, o niskim nachyleniu i małej ekscentryczności względem planety.

Na Ziemi w 1997 roku odkryto dziewięć małych księżyców zewnętrznych o mniej więcej takim samym zakresie rozmiarów, jak znalezione przez Voyagera. Są to nieregularne satelity o bardzo eliptycznych orbitach, które są nachylone ned pod dużymi kątami do równika planety; wszystkie oprócz jednego również orbitują w kierunku wstecznym. Ich średnia odległość od planety wynosi od 4 do 21 milionów km (od 2,5 do 13 milionów mil), czyli 7–36 razy więcej niż odległość od najbardziej oddalonego znanego księżyca regularnego, Oberona. Nieregularne księżyce prawdopodobnie zostały schwytane na orbitach wokół Urana po uformowaniu się planety. Regularne księżyce prawdopodobnie uformowały się na swoich orbitach równikowych w tym samym czasie, gdy powstała planeta. Właściwości znanych księżyców Urana podsumowano w tabeli. Nazwy oraz cechy orbitalne i fizyczne są wymienione oddzielnie dla głównych księżyców i 10 małych księżyców wewnętrznych pierwotnie odkrytych przez Voyagera.

Cztery największe księżyce – Tytania, Oberon, Umbriel i Ariel, w kolejności malejącej wielkości – mają gęstość 1,4–1,7 grama na cm sześcienny. Zakres ten jest tylko nieznacznie większy niż gęstość hipotetycznego obiektu, którą można by uzyskać przez schłodzenie mieszaniny kompozycji słonecznej i usunięcie wszystkich składników gazowych. Obiekt, który pozostał, składałby się w 60% z lodu i 40% ze skał. W przeciwieństwie do tych czterech jest Miranda, piąty co do wielkości księżyc Urana, ale tylko o połowę mniejszy od Ariel lub Umbriel. Podobnie jak mniejsze księżyce Saturna, Miranda ma gęstość (1,2 grama na cm sześcienny) nieco poniżej wartości składu Słońca, co wskazuje na wyższy stosunek lodu do skały.

Lód wodny pojawia się w widmach powierzchniowych pięciu głównych księżyców. Ponieważ współczynniki odbicia księżyców są niższe niż w przypadku czystego lodu, oczywistym wnioskiem jest to, że ich powierzchnie składają się z brudnego lodu wodnego. Skład ciemnego składnika jest nieznany, ale przy długościach fal innych niż woda, widma powierzchniowe wydają się równomiernie ciemne, co wskazuje na neutralny szary kolor, a tym samym wyklucza materiał, taki jak minerały zawierające żelazo, które nadawałyby czerwonawy odcień. Jedną z możliwości jest węgiel, pochodzący z wnętrza omawianych księżyców lub z pierścieni Urana, który mógł uwolnić gaz metanowy, który później rozłożył się, tworząc stały węgiel po bombardowaniu przez naładowane cząstki i słoneczne światło ultrafioletowe.

Dwie obserwacje wskazują, że powierzchnie głównych księżyców są porowate i silnie izolujące.Po pierwsze, współczynnik odbicia dramatycznie wzrasta na opozycji, gdy obserwator znajduje się w odległości 2 ° od Słońca, patrząc z planety. Takie tak zwane przepięcia przeciwstawne są charakterystyczne dla luźno ułożonych cząstek, które cieniują się nawzajem, z wyjątkiem tej specjalnej geometrii, w której obserwator znajduje się w jednej linii ze źródłem światła i może zobaczyć światło odbijające się bezpośrednio z przestrzeni między cząstkami. Po drugie, wydaje się, że zmiany temperatury powierzchni podążają za Słońcem w ciągu dnia bez znacznego opóźnienia spowodowanego bezwładnością termiczną. Ponownie, takie zachowanie jest charakterystyczne dla porowatych powierzchni, które blokują przepływ ciepła do wewnątrz.

Praktycznie wszystko, co wiadomo o charakterystycznej powierzchni postacie głównych księżyców Urana pochodzą z sondy Voyager 2, która minęła je w ciągu kilku godzin i sfotografowała tylko ich oświetlone słońcem półkule południowe. Oberon, a zwłaszcza Umbriel, wykazują gęstą populację dużych kraterów uderzeniowych, podobnych do wyżyn Księżyca Ziemi i wielu najstarszych tereny w Układzie Słonecznym. Z kolei Tytania i Ariel mają znacznie mniej dużych kraterów (o średnicy 50–100 km), ale ich liczbę w mniejszych zakresach są porównywalne. Uważa się, że duże kratery pochodzą z wczesnych lat historia Układu Słonecznego ponad cztery miliardy lat temu, kiedy nadal istniały duże planetozymale, podczas gdy uważa się, że mniejsze odzwierciedlają nowsze wydarzenia, w tym być może uderzenia obiektów wyrzuconych z innych księżyców w układzie Urana. Zatem powierzchnie Tytanii i Ariel muszą być młodsze niż powierzchnie Oberona i Umbriela. Te różnice, które nie są zgodne z oczywistym wzorem, jeśli chodzi o odległości księżyców od Urana lub ich rozmiary, są w dużej mierze niewyjaśnione.

Osady wulkaniczne obserwowane na głównych księżycach są na ogół płaskie, z klapowanymi krawędziami i pofałdowaniami powierzchni charakterystycznymi dla przepływu płynu. Niektóre z nich są jasne, podczas gdy niektóre są ciemne. Ze względu na bardzo niskie temperatury spodziewane w zewnętrznym Układzie Słonecznym, wylewający się płyn był prawdopodobnie mieszaniną wody i amoniaku o temperaturze topnienia znacznie poniżej temperatury topnienia czystego lodu wodnego. Różnice jasności mogą wskazywać na różnice w składzie erupcji płyn lub w historii powierzchni.

Kaniony przypominające szczeliny widoczne na główne księżyce oznaczają wydłużanie się i pękanie ich powierzchni. Kaniony Mirandy są najbardziej spektakularne, niektóre mają aż 80 km (50 mil) szerokości i 15 km (9 mil) głębokości. Pęknięcie skorupy było spowodowane ekspansją objętości księżyców, o której można wnioskować, że mieści się w zakresie 1-2%, z wyjątkiem Mirandy, dla której ekspansja szacowana jest na 6%. Ekspansję Mirandy można wytłumaczyć, gdyby cała woda tworząca jej wnętrze była kiedyś ciekła, a następnie zamarzła po utworzeniu się skorupy. Zamarzając pod niskim ciśnieniem, woda rozszerzyłaby się, a tym samym rozciągnęła i rozbiła powierzchnię.Obecność wody w stanie ciekłym na powierzchni na jakimkolwiek etapie historii Księżyca wydaje się mało prawdopodobna.

Miranda ma pomieszany wygląd obiekt utworzony z oddzielnych kawałków, które nie połączyły się całkowicie. Podstawowa powierzchnia jest mocno pokryta kraterami, ale jest ona przerywana przez trzy lekko pokryte kraterami regiony, które astronomowie nazwali koronami (ale które nie są logicznie do powierzchniowych cech Wenus o tej samej nazwie). Są dość kwadratowe, mniej więcej długości jednego promienia Mirandy na boku i są otoczone równoległymi pasmami, które zakrzywiają się wokół krawędzi. Granice, w których korony stykają się z terenem pokrytym kraterami, są ostre. Korony nie przypominają żadnych innych obiektów w Układzie Słonecznym. Nie wiadomo, czy odbijają one heterogeniczne pochodzenie księżyca, gigantyczne uderzenie, które go roztrzaskało, czy też unikalny wzór erupcji z jego wnętrza.