Luas

As cinco maiores luas de Urano variam de cerca de 240 a 800 km (150 a 500 milhas) de raio. Todos foram descobertos telescopicamente da Terra, quatro deles antes do século 20 (veja abaixo Observações da Terra). Dez pequenas luas internas foram encontradas pela Voyager 2 em 1985-86. Eles são estimados em cerca de 10 a 80 km (6 e 50 milhas) de raio e orbitam o planeta a distâncias entre 49.800 e 86.000 km (31.000 e 53.500 milhas). A lua mais interna, Cordelia, orbita apenas dentro dos anéis mais externos, Lambda e Epsilon. Uma 11ª pequena lua interna, Perdita, fotografada pela Voyager perto da órbita de Belinda, permaneceu despercebida nas imagens até 1999 e não foi confirmada até 2003. Duas luas internas adicionais – Cupido, perto da órbita de Belinda, e a outra, Mab, perto de Puck – foram descobertos em observações da Terra em 2003. Todos os 18 acima são regulares, com órbitas progressivas, de baixa inclinação e de baixa excentricidade em relação ao planeta.

Nove pequenas luas externas em aproximadamente o mesmo intervalo de tamanho que as descobertas da Voyager foram descobertas na Terra no início de 1997. Estes são satélites irregulares, com órbitas altamente elípticas que são incli ned em grandes ângulos para o equador do planeta; todos menos um também orbitam na direção retrógrada. Suas distâncias médias do planeta estão entre 4 milhões e 21 milhões de km (2,5 milhões e 13 milhões de milhas), o que é 7–36 vezes a distância da lua regular mais externa conhecida, Oberon. As luas irregulares provavelmente foram capturadas em órbitas ao redor de Urano após a formação do planeta. As luas regulares provavelmente se formaram em suas órbitas equatoriais ao mesmo tempo que o planeta se formou. As propriedades das luas uranianas conhecidas estão resumidas na tabela. Nomes e características orbitais e físicas são listados separadamente para as luas principais e as 10 pequenas luas internas originalmente descobertas pela Voyager.

As quatro maiores luas – Titânia, Oberon, Umbriel e Ariel, em ordem de tamanho decrescente – têm densidades de 1,4-1,7 gramas por cm cúbico. Este intervalo é apenas ligeiramente maior do que a densidade de um objeto hipotético que seria obtido pelo resfriamento de uma mistura de composição solar e remoção de todos os componentes gasosos. O objeto que restaria seria 60 por cento de gelo e 40 por cento de rocha. Em contraste com essas quatro está Miranda, a quinta maior lua uraniana, mas apenas metade do tamanho de Ariel ou Umbriel. Como as luas menores de Saturno, Miranda tem uma densidade (1,2 gramas por cm cúbico) que está ligeiramente abaixo do valor da composição solar, o que indica uma relação gelo-rocha mais alta.

O gelo da água aparece nos espectros de superfície das cinco luas principais. Como a refletividade das luas é menor do que a do gelo puro, a implicação óbvia é que suas superfícies consistem em gelo de água sujo. A composição do componente escuro é desconhecida, mas, em comprimentos de onda diferentes daqueles da água, os espectros de superfície parecem uniformemente escuros, indicando uma cor cinza neutra e, portanto, descartando materiais como minerais contendo ferro, que confeririam uma coloração avermelhada. Uma possibilidade é o carbono, originado de dentro das luas em questão ou dos anéis de Urano, que poderia ter liberado gás metano que mais tarde se decompôs para produzir carbono sólido quando bombardeado por partículas carregadas e luz ultravioleta solar.

Duas observações indicam que as superfícies das luas principais são porosas e altamente isolantes.Primeiro, a refletividade aumenta dramaticamente na oposição, quando o observador está a 2 ° do Sol, visto do planeta. Esses chamados surtos de oposição são característicos de partículas fracamente empilhadas que sombreiam umas às outras, exceto nesta geometria especial, na qual o observador está alinhado com a fonte de iluminação e pode ver a luz refletida diretamente para fora dos espaços entre as partículas. Em segundo lugar, as mudanças nas temperaturas da superfície parecem seguir o Sol durante o dia sem atraso apreciável devido à inércia térmica. Novamente, esse comportamento é característico de superfícies porosas que bloqueiam o fluxo de calor para dentro.

Praticamente tudo o que se sabe sobre a superfície distinta caracteres das luas principais de Urano vêm da Voyager 2, que passou por eles em poucas horas e registrou imagens apenas de seus hemisférios sul iluminados pelo sol. Oberon e particularmente Umbriel exibem densas populações de grandes crateras de impacto, semelhantes às terras altas da Lua da Terra e muitas das mais antigas terrenos no sistema solar. Em contraste, Titânia e Ariel têm muito menos crateras grandes (na faixa de 50-100 km de diâmetro), mas têm números comparáveis nas faixas de tamanho menores. Acredita-se que as grandes crateras datem do início história do sistema solar há mais de quatro bilhões de anos, quando grandes planetesimais ainda existiam, enquanto os menores são pensados para refletir eventos mais recentes, incluindo, talvez, os impactos de objetos arrancados de outras luas no sistema uraniano. Assim, as superfícies de Titânia e Ariel devem ser mais jovens do que as de Oberon e Umbriel. Essas diferenças, que não seguem um padrão óbvio em relação às distâncias das luas de Urano ou seus tamanhos, são amplamente inexplicadas.

Os depósitos vulcânicos observados nas luas principais são geralmente planos, com bordas lobadas e ondulações superficiais características de fluxo de fluido. Alguns dos depósitos são brilhantes, embora alguns são escuros. Devido às temperaturas muito baixas esperadas para o sistema solar externo, o fluido em erupção era provavelmente uma mistura de água e amônia com um ponto de fusão bem abaixo do gelo de água pura. As diferenças de brilho podem indicar diferenças na composição do gelo em erupção fluido ou na história da superfície.

Canyons semelhantes a fendas vistos no luas principais implicam extensão e fratura de suas superfícies. Os cânions de Miranda são os mais espetaculares, alguns com até 80 km (50 milhas) de largura e 15 km (9 milhas) de profundidade. A ruptura da crosta foi causada por uma expansão no volume das luas, inferida estar na faixa de 1–2 por cento, exceto para Miranda, para a qual a expansão é estimada em 6 por cento. A expansão de Miranda poderia ser explicada se toda a água que compõe seu interior fosse uma vez líquida e então congelou após a formação da crosta. Congelando sob baixa pressão, a água teria se expandido e, portanto, esticado e estilhaçado a superfície.A presença de água líquida na superfície em qualquer estágio da história da lua parece improvável.

Miranda tem a aparência confusa de um objeto formado a partir de peças separadas que não se fundiram totalmente. A superfície básica tem muitas crateras, mas é interrompida por três regiões com crateras leves que os astrônomos chamaram de coronae (mas que não estão relacionadas com ologicamente, às características da superfície de Vênus de mesmo nome). Estes são bastante quadrados, aproximadamente do comprimento de um raio de Miranda de um lado, e são cercados por faixas paralelas que se curvam em torno das bordas. Os limites onde as coronas encontram o terreno com crateras são nítidos. As coronas são diferentes de quaisquer outras características encontradas em outras partes do sistema solar. Não se sabe se eles refletem uma origem heterogênea da lua, um impacto gigante que a destruiu ou um padrão único de erupções de seu interior.