Månar

Uranus fem största månar sträcker sig från cirka 240 till 800 km (150 till 500 miles) i radie. Alla upptäcktes teleskopiskt från jorden, fyra av dem före 1900-talet (se nedan Observationer från jorden). Tio små inre månar hittades av Voyager 2 1985–86. De beräknas vara mellan cirka 10 och 80 km (6 och 50 mil) i radie, och de kretsar runt planeten på avstånd mellan 49 800 och 86 000 km (31 000 och 53 500 mil). Den innersta månen, Cordelia, kretsar precis innanför de yttersta ringarna, Lambda och Epsilon. En 11: e lilla innermåne, Perdita, fotograferad av Voyager nära Belindas bana, förblev obemärkt i bilderna fram till 1999 och bekräftades inte förrän 2003. Ytterligare två inre månar – Cupid, nära Belindas bana, och den andra, Mab, nära Pucks —Upptäcktes i observationer från jorden 2003. Alla 18 ovanstående är regelbundna, har kretslopp, låg lutning och låg excentricitet i förhållande till planeten.

Nio små yttermånar i ungefär samma storleksintervall som Voyager-fynden upptäcktes från jorden från 1997. Dessa är oregelbundna satelliter med mycket elliptiska banor ned i stora vinklar mot planetens ekvatorn; alla utom en kretsar också i retrograd riktning. Deras genomsnittliga avstånd från planeten ligger mellan 4 miljoner och 21 miljoner km (2,5 miljoner och 13 miljoner miles), vilket är 7–36 gånger avståndet från den yttersta kända vanliga månen, Oberon. De oregelbundna månarna fångades sannolikt i banor runt Uranus efter att planeten bildades. De vanliga månarna bildades troligen i sina ekvatoriella banor samtidigt som planeten bildades. Egenskaperna hos de kända uranska månarna sammanfattas i tabellen. Namn och orbitala och fysiska egenskaper listas separat för de stora månarna och de 10 små inre månarna som ursprungligen upptäcktes av Voyager.

De fyra största månarna – Titania, Oberon, Umbriel och Ariel, i ordning efter minskande storlek – har densiteter på 1,4-1,7 gram per kubik cm. Detta intervall är bara något större än densiteten hos ett hypotetiskt objekt som skulle uppnås genom att kyla en blandning av solkomposition och avlägsna alla gasformiga komponenter. Objektet som återstod skulle vara 60 procent is och 40 procent sten. I motsats till dessa fyra står Miranda, den femte största uranska månen, men bara hälften av Ariel eller Umbriel. Liksom de mindre månarna i Saturnus har Miranda en densitet (1,2 gram per kubik cm) som ligger något under solens sammansättningsvärde, vilket indikerar ett högre förhållande mellan is och sten.

Vattenis dyker upp i ytspektra för de fem huvudmånarna. Eftersom månens reflektionsförmåga är lägre än för ren is är den uppenbara innebörden att deras ytor består av smutsigt vattenis. Kompositionen för den mörka komponenten är okänd, men vid andra våglängder än för vatten verkar ytspektra jämnt mörka, vilket indikerar en neutral grå färg och därmed utesluter material som järnbärande mineraler, vilket skulle ge en rödaktig nyans. En möjlighet är kol, som kommer från insidan av månarna i fråga eller från Uranus ringar, som kunde ha släppt metangas som senare sönderdelades för att producera fast kol när det bombades av laddade partiklar och ultraviolett sol.

Två observationer tyder på att huvudmånarnas ytor är porösa och mycket isolerande.För det första ökar reflektionsförmågan dramatiskt vid opposition, när observatören befinner sig inom 2 ° från solen sett från planeten. Sådana så kallade oppositionsbågar är karakteristiska för löst staplade partiklar som skuggar varandra utom i denna speciella geometri, där observatören är i linje med källan till belysning och kan se ljuset reflektera direkt tillbaka från utrymmet mellan partiklarna. För det andra verkar förändringar i yttemperaturer följa solen under dagen utan någon märkbar fördröjning på grund av termisk tröghet. Återigen är ett sådant beteende karakteristiskt för porösa ytor som blockerar det inre flödet av värme.

Praktiskt taget allt som är känt om den distinkta ytan karaktärer från Uranus stora månar kommer från Voyager 2, som rusade förbi dem på några timmar och bara avbildade deras solbelysta södra halvklotet. Oberon och särskilt Umbriel visar täta populationer av stora slagkratrar, som liknar höglandet på Jordens måne och många av de äldsta terräng i solsystemet. Däremot har Titania och Ariel betydligt färre stora kratrar (i intervallet 50–100 km i diameter) men har jämförbara antal i de mindre storleksområdena. De stora kratrarna antas gå tillbaka till de tidiga solsystemets historia för mer än fyra miljarder år sedan, när stora planetesimals fanns fortfarande, medan de mindre tros återspegla nyare händelser, inklusive kanske effekterna av föremål som slogs loss från andra månar i det uranska systemet. Således måste ytorna på Titania och Ariel vara yngre än Oberon och Umbriels ytor. Dessa skillnader, som inte följer ett uppenbart mönster med avseende på månens avstånd från Uranus eller deras storlekar, är i stort sett oförklarliga.

Vulkaniska avlagringar som observerats på huvudmånarna är i allmänhet plana, med flikiga kanter och ytkrusningar som är karaktäristiska för vätskeflöde. vissa är mörka. På grund av de mycket låga temperaturerna som förväntas för det yttre solsystemet var den utbrottande vätskan förmodligen en vatten-ammoniakblandning med en smältpunkt långt under den för rent vattenis. Ljusskillnader kan indikera skillnader i sammansättningen av utbrottet flytande eller i ytans historia.

Riftliknande kanjoner sett på stora månar innebär förlängning och sprickbildning av deras ytor. Mirandas kanjoner är de mest spektakulära, några är så mycket som 80 km (50 miles) breda och 15 km (9 miles) djupa. Bristen på skorpan orsakades av en mångvolymutvidgning, som antas ligga i intervallet 1–2 procent, förutom Miranda, för vilken expansionen tros vara 6 procent. Mirandas expansion kunde förklaras om allt vatten som utgör dess inre en gång var flytande och sedan frös efter att skorpan hade bildats. Fryser under lågt tryck skulle vattnet ha expanderat och därmed sträckt och krossat ytan.Närvaron av flytande vatten på ytan i något skede av månens historia verkar osannolikt.

Miranda har ett virvlande utseende objekt bildat av separata bitar som inte helt smälter samman. Grundytan är kraftigt kraterad, men den avbryts av tre lätt kraterade regioner som astronomer har kallat koronaer (men som inte är relaterade till ologiskt till ytan hos Venus med samma namn). Dessa är ganska squarish, ungefär längden på en Miranda-radie på en sida, och omges av parallella band som böjer sig runt kanterna. Gränserna där koronaerna möter den kratererade terrängen är skarpa. Koronaerna skiljer sig inte från alla funktioner som finns någon annanstans i solsystemet. Oavsett om de återspeglar ett heterogent ursprung för månen, en gigantisk inverkan som krossade den eller ett unikt mönster av utbrott från dess inre är inte känt.