Luni

Cele mai mari cinci luni ale lui Uranus au o rază cuprinsă între 240 și 800 km (150 până la 500 mile). Toate au fost descoperite telescopic de pe Pământ, patru dintre ele înainte de secolul XX (vezi mai jos Observații de pe Pământ). Zece luni interioare mici au fost găsite de Voyager 2 în 1985-86. Se estimează că au o rază cuprinsă între aproximativ 10 și 80 km și orbitează planeta la distanțe cuprinse între 49.800 și 86.000 km (31.000 și 53.500 mile). Luna cea mai interioară, Cordelia, orbitează chiar în interiorul inelelor exterioare, Lambda și Epsilon. A 11-a lună interioară minusculă, Perdita, fotografiată de Voyager lângă orbita Belindei, a rămas neobservată în imagini până în 1999 și nu a fost confirmată până în 2003. Două luni interioare suplimentare – Cupidon, lângă orbita Belindei, și cealaltă, Mab, lângă Puck —Au fost descoperite în observațiile de pe Pământ în 2003. Toate cele 18 de mai sus sunt regulate, având orbite prograde, cu înclinație scăzută și cu excentricitate scăzută în raport cu planeta.

Nouă luni exterioare mici, în aproximativ aceeași gamă de dimensiuni ca și descoperirile Voyager, au fost descoperite de pe Pământ începând cu 1997. Aceștia sunt sateliți neregulați, având orbite foarte eliptice, care sunt incl. în unghiuri mari față de ecuatorul planetei; toți, cu excepția uneia, orbitează și în direcția retrogradă. Distanțele lor medii față de planetă se situează între 4 milioane și 21 de milioane de km (2,5 milioane și 13 milioane de mile), ceea ce reprezintă de 7–36 ori distanța dintre luna obișnuită cea mai exterioară, Oberon. Lunile neregulate au fost probabil capturate pe orbite în jurul lui Uranus după ce planeta s-a format. Lunile obișnuite s-au format probabil pe orbitele lor ecuatoriale în același timp în care s-a format planeta. Proprietățile lunilor uraniene cunoscute sunt rezumate în tabel. Numele și caracteristicile orbitale și fizice sunt enumerate separat pentru lunile majore și cele 10 luni interioare mici descoperite inițial de Voyager.

Cele mai mari patru luni – Titania, Oberon, Umbriel și Ariel, în ordinea dimensiunilor descrescătoare – au densități de 1,4-1,7 grame pe cm cub. Acest interval este doar puțin mai mare decât densitatea unui obiect ipotetic care ar fi obținut prin răcirea unui amestec de compoziție solară și îndepărtarea tuturor componentelor gazoase. Obiectul care a rămas ar fi 60% gheață și 40% rocă. Spre deosebire de aceste patru este Miranda, a cincea cea mai mare lună uraniană, dar doar jumătate din mărimea lui Ariel sau Umbriel. La fel ca lunile mai mici ale lui Saturn, Miranda are o densitate (1,2 grame pe cm cub) care este ușor sub valoarea compoziției solare, ceea ce indică un raport mai mare gheață-rocă.

Gheața de apă apare în spectrele de suprafață ale celor cinci luni majore. Deoarece reflectivitățile lunilor sunt mai mici decât cea a gheții pure, implicația evidentă este că suprafețele lor constau din gheață de apă murdară. Compoziția componentei întunecate este necunoscută, dar, la alte lungimi de undă decât cele ale apei, spectrele de suprafață par uniform întunecate, indicând o culoare gri neutră și excludând astfel materiale precum mineralele purtătoare de fier, care ar conferi o nuanță roșiatică. O posibilitate este carbonul, care provine din interiorul lunilor în cauză sau din inelele lui Uranus, care ar fi putut elibera gaz metan care s-a descompus ulterior pentru a produce carbon solid atunci când este bombardat de particule încărcate și de lumina ultravioletă solară.

Două observații indică faptul că suprafețele lunilor majore sunt poroase și extrem de izolatoare.În primul rând, reflectivitatea crește dramatic la opoziție, atunci când observatorul se află la 2 ° de Soare așa cum este privit de pe planetă. Astfel de așa-numitele supratensiuni de opoziție sunt caracteristice particulelor slab stivuite care se umbresc reciproc, cu excepția acestei geometrii speciale, în care observatorul este în linie cu sursa de iluminare și poate vedea lumina care se reflectă direct în afara spațiilor dintre particule. În al doilea rând, modificările temperaturilor de suprafață par să urmeze Soarele în timpul zilei, fără întârzieri semnificative din cauza inerției termice. Din nou, un astfel de comportament este caracteristic suprafețelor poroase care blochează fluxul interior de căldură.

Practic tot ce se știe despre suprafața distinctivă personajele lunilor majore ale lui Uranus provin de la Voyager 2, care a trecut peste ele în câteva ore și a imaginat doar emisferele lor sudice luminate de soare. terenuri din sistemul solar. În schimb, Titania și Ariel au mult mai puține cratere mari (în intervalul de 50-100 km în diametru), dar au un număr comparabil în intervalele de dimensiuni mai mici. Se crede că craterele mari datează de la începutul anului istoria sistemului solar acum mai bine de patru miliarde de ani, când planetesimale mari existau încă, în timp ce cele mai mici sunt considerate a reflecta evenimente mai recente, inclusiv, probabil, impactul obiectelor dezlănțuite din alte luni din sistemul uranian. Astfel, suprafețele din Titania și Ariel trebuie să fie mai tinere decât cele din Oberon și Umbriel. Aceste diferențe, care nu urmează un model evident în ceea ce privește distanțele lunilor față de Uranus sau dimensiunile lor, sunt în mare parte inexplicabile.

Depozitele vulcanice observate pe lunile majore sunt în general plane, cu margini lobate și ondulații de suprafață caracteristice fluxului de fluid. Unele dintre depozite sunt luminoase, în timp ce unele sunt întunecate. Datorită temperaturilor foarte scăzute așteptate pentru sistemul solar exterior, fluidul în erupție a fost probabil un amestec apă-amoniac cu un punct de topire mult sub cel al gheții de apă pură. Diferențele de luminozitate ar putea indica diferențe în compoziția erupției. fluid sau în istoria suprafeței.

Canioane Riftlike văzute pe lunile majore implică extinderea și fracturarea suprafețelor lor. Canioanele Mirandei sunt cele mai spectaculoase, unele având o lățime de până la 80 km și adâncime de 15 km. Ruptura crustei a fost cauzată de o expansiune a volumului lunilor, dedusă ca fiind în intervalul 1-2 procente, cu excepția Mirandei, pentru care expansiunea este considerată a fi de 6 procente. Extinderea Mirandei ar putea fi explicată dacă toată apa care alcătuia interiorul său a fost odată lichidă și apoi a înghețat după formarea crustei. Înghetând sub presiune scăzută, apa s-ar fi extins și astfel s-ar fi întins și sfărâmat suprafața.Prezența apei lichide la suprafață în orice etapă a istoriei lunii pare puțin probabilă.

Miranda are aspectul confuz al unei obiect format din piese separate care nu s-au contopit total. Suprafața de bază este puternic craterată, dar este întreruptă de trei regiuni ușor craterate pe care astronomii le-au numit coroane (dar care nu sunt legate de ge ologic față de trăsăturile de suprafață ale lui Venus cu același nume). Acestea sunt destul de pătrate, aproximativ de lungimea unei raze Miranda pe o parte și sunt înconjurate de benzi paralele care se curbează în jurul marginilor. Limitele în care coroanele se întâlnesc cu terenul craterat sunt ascuțite. Coroanele sunt diferite de orice caracteristici găsite în altă parte a sistemului solar. Nu se știe dacă reflectă o origine eterogenă a lunii, un impact uriaș care a spulberat-o sau un model unic de erupții din interiorul ei.