Urano tiene 27 lunas
UMBRIEL; TITANIA; OBERON; ARIEL: CRÉSIDA; PUCK; DESDEMONA; MIRANDA; SICORAX; PRÓSPERO; SETEBOS; PERDITA; MAB; TRÍNCULO; STEFANO; CALIBAN; CORDELLA; CUPIDO; ROSALINDA; PORCIA; OFELIA; FRANCISCO; BELINDA; BLANCA; MARGARITA; JULIETA; FERDINANDO
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01-UMBRIEL
Umbriel es un satélite de Urano descubierto el 24 de octubre de 1851 por William Lassell, al mismo tiempo que Ariel, y nombrado por un personaje del poema de Alexander Pope El rizo robado. El nombre fue sugerido en 1852 por John Herschel, hijo del descubridor de Urano William Herschel, a petición del propio Lassell. Está constituido principalmente por hielo con una parte sustancial de roca y su interior puede estar diferenciado en un núcleo rocoso y un manto de hielo. La superficie es la más oscura de los satélites principales de Urano (con esto, su nombre recuerda a la palabra latina «umbra», sombra en español) y parece haber sido esculpida básicamente por impactos. Sin embargo, la presencia de cañones sugiere que ha sufrido tempranos procesos endógenos que provocaron el rejuvenecimiento superficial y borraron los terrenos más antiguos.
Cubierto por numerosos cráteres de impacto que llegan a alcanzar los 210 km de diámetro, Umbriel es el segundo satélite de Urano más craterizado tras Oberón. Su característica superficial más destacada es un anillo brillante en el fondo del cráter Wunda. Al igual que el resto de satélites, se formó a partir del disco de acreción que rodeaba al planeta poco después de su formación. La Voyager 2 es la única sonda que ha visitado el sistema de Urano. En enero de 1986 tomó varias imágenes de Umbriel, lo que permitió cartografiar cerca del 40 % de la superficie.
Umbriel fue descubierto por William Lassell el 24 de octubre de 1851. En la misma noche también encontró a Ariel.45 Aunque William Herschel, descubridor de Titania y Oberón, afirmó a finales del siglo XVIII que había visto otros cuatro satélites de Urano,6 sus observaciones no se confirmaron y esos objetos se consideran espurios.7
Todos los satélites de Urano llevan nombres de personajes de obras de William Shakespeare y Alexander Pope. Umbriel, al igual que los otros tres satélites uranianos conocidos en ese momento, fue nombrado en 1852 siguiendo una sugerencia hecha por John Herschel a petición de Lassell.8 Umbriel es el duende melancólico de la obra de Pope El rizo robado;9 su nombre recuerda a la palabra latina «umbra» que significa sombra. También se designa Urano II.10
Órbit
Umbriel orbita alrededor de Urano a una distancia de unos 266 000 km. Es el tercero más alejado de los cinco satélites mayores, con una órbita casi circular y muy poco inclinada respecto al plano ecuatorial de Urano.11 Su periodo orbital es de alrededor de 4,1 días terrestres, coincidente con el período de rotación. En otras palabras: Umbriel es un satélite de rotación y traslación síncronas por efecto de las fuerzas de marea con una de sus caras siempre apuntando a Urano.12 La órbita cae completamente dentro de la magnetosfera uraniana.13 Esto es importante porque los hemisferios posteriores de los satélites sin atmósfera que orbitan dentro de una magnetosfera se ven golpeados por el plasma de aquella que rota junto con el planeta principal.14 Este bombardeo puede dar lugar a un oscurecimiento de los hemisferios posteriores, efecto que se observa en todos los satélites uranianos excepto en Oberón.12 Umbriel también actúa como sumidero de las partículas cargadas de la magnetosfera, lo que crea una caída pronunciada en el recuento de partículas energéticas cerca de la órbita de este satélite como observó la Voyager 2 en 1986.15
Características física
Umbriel es un cuerpo de forma esférica que mide 1169 km de diámetro, aproximadamente la misma medida que Ariel, otro de los satélites de Urano. A diferencia de los otros satélites uranianos, los cráteres de impacto de Umbriel son oscuros, haciendo que la superficie solo refleje un 16 % de la luz incidente, siendo por tanto el satélite de Urano con menor albedo. Quizá por ello, necesitó la nave Voyager 2 acercarse más antes de poder detectarlos. Si Umbriel no hubiese tenido cráteres se hubiese tratado de una superficie extremadamente joven. En las fotografías tomadas por la Voyager 2, que lo visitó en el año 1986, se aprecia una superficie rocosa y llena de cráteres de impacto, que se extienden por todo el satélite y que son fruto del bombardeo de los productos de desecho en la formación del sistema solar. Se trata por tanto de una superficie muy vieja. La única diferencia con Oberón es la ausencia de rayos brillantes. Los rayos brillantes se forman en satélites helados cuando el impacto que provoca la formación de un cráter expulsa al exterior hielo limpio que antes estaba enterrado. Esta ausencia que acentúa la uniformidad del satélite puede deberse a:
- Que los micrometeoritos han mezclado la materia de los rayos con la adyacente muy oscura.
- Que los rayos contuvieran metano oscurecido luego por radiaciones de alta energía.
- Que el satélite tenga una capa profunda de material oscuro y los impactos que formaron los cráteres no hayan podido formar rayos brillantes. Se han observado rayos oscuros en Ganímedes un satélite de Júpiter.
Está compuesto mayoritariamente por hielo de agua con partes de roca de carbono y metano congelado. La mayor parte de este metano se encuentra en la superficie. No parece que haya tenido actividad geológica desde hace mucho tiempo.
La característica más destacable de Umbriel es Wunda, una zona blanca brillante con forma de anillo situada cerca del ecuador del satélite. Tiene 140 km de diámetro y no se sabe con seguridad qué es pero probablemente sea un cráter cubierto con algún tipo de hielo. También se conoce otro cráter llamado Skind, con un brillante pico central. Esto significa que la capa oscura no es muy profunda pues el material adyacente es blanco.
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02-TITANIA
Titania, también designado como Urano IV, es el mayor de los satélites del planeta Urano y el octavo del sistema solar. Descubierto por William Herschel el 11 de enero de 1787, Titania recibe su nombre de un personaje, la reina de las Hadas, de la obra de William Shakespeare El sueño de una noche de verano. Su órbita está completamente dentro de la magnetosfera de Urano.
Titania está compuesto de partes aproximadamente iguales de hielo y roca que están probablemente diferenciados en un núcleorocoso y un manto de hielo. Una capa de agua líquida puede que esté presente en el límite entre el núcleo y el manto. La superficie de Titania, que es oscura y de color ligeramente rojizo, parece que ha sido modelada tanto por impactos como por procesos endógenos. Está cubierta por numerosos cráteres de impacto que llegan a alcanzar diámetros de 326 km, pero está menos craterizada que el satélite más externo de Urano, Oberón. Titania sufrió probablemente un remodelado superficial endógeno que eliminó una antigua superficie más craterizada. La superficie de Titania está atravesada por un sistema de enormes cañones y escarpes resultado de una expansión en una fase temprana de su evolución. Como todos los satélites de Urano, Titania se formó probablemente a partir del disco de acreción que rodeaba Urano justo después de la formación del planeta.
Estudios espectroscópicos realizados en la banda del infrarrojo hechos entre 2001 y 2005 revelaron la presencia de hielo de agua y dióxido de carbono en la superficie de Titania, lo que sugiere que es posible que posea una tenue atmósfera de dióxido de carbono. Medidas realizadas durante una ocultación estelar de Titania establecieron un límite superior a la presión atmosférica en la superficie de entre 10 y 20 nbar
El sistema de Urano ha sido estudiado de cerca una sola vez por la sonda espacial Voyager 2 en enero de 1986. Se tomaron muchas fotografías de Titania que permitieron cartografíar el 40 % de su superficie.Titania fue descubierta por William Herschel el 11 de enero de 1787, el mismo día en que descubrió también Oberón, el segundo mayor satélite de Urano.56 Más tarde informó del descubrimiento de cuatro satélites más,7 aunque posteriormente se revelaron como falsos avistamientos.8 Durante cerca de cincuenta años después de su descubrimiento Titania y Oberón no fueron observados por otros instrumentos que por los de Herschel, aunque el satélite es observable desde la Tierra con un telescopio de aficionado de hoy en día a partir de los 150-200 mm, bien a simple vista o con cámaras CCD.9
Todos los satélites de Urano recibieron nombres de personajes de obras de William Shakespeare o Alexander Pope. El nombre de Titania viene de Titania, reina de las Hadas en El sueño de una noche de verano.10 Los nombres de los satélites fueron sugeridos por John Herschel, hijo del descubridor, en 1852 a pedido de William Lassell,11 que había descubierto dos satélites de Urano más, Ariel y Umbriel, el año anterior.12
Titania fue inicialmente considerada como el «primer satélite de Urano» y por ello recibió la denominación de Urano I por Lassell,13 aunque a veces usase la denominación de Herschel, para quien Titania y Oberón eran Urano II y Urano IV respectivamente.14 Finalmente Lassell numeró los cuatro satélites conocidos hasta ese momento por orden de su distancia al planeta y por tanto Titania fue denominada como Urano III.15
Órbita
Titania orbita Urano a una distancia de aproximadamente 436 000 km, siendo el segundo más alejado del planeta de sus cinco principales satélites. La órbita de Titania tiene una baja excentricidad e inclinación respecto del ecuador de Urano.1 Su periodo orbital es alrededor de 8,7 días coincidente con el periodo de rotación sobre su eje; es decir, una cara de Titania siempre apunta a Urano, como en el caso de la Luna respecto de la Tierra, por efecto del acoplamiento de marea.16
La órbita de Titania discurre completamente dentro de la magnetosfera de Urano.17 Este efecto es importante porque en todos los satélites que orbitan en el interior de la magnetosfera de Urano, todos excepto Oberón, el hemisferio que queda a la espalda del movimiento de traslación del satélite a lo largo de su órbita, se ve barrido por el plasma magnetosférico que rota junto con el planeta.18 Este bombardeo supone el oscurecimiento de esos hemisferios, efecto que se observa en todos los satélites excepto en Oberón.17
Debido a la gran inclinación del eje de rotación de Urano que le hace estar "tumbado" respecto del Sol, al girar sus satélites en el plano ecuatorial también se ven sometidos a un ciclo estacional extremo. Ambos hemisferios norte y sur pasan 42 años en completa oscuridad y luego otros 42 años de iluminación continua.17 Una vez cada 42 años, cuando Urano está en el equinoccio y su plano ecuatorial interseca con la Tierra, se producen ocultaciones mutuas de los satélites. En 2007–2008 se observaron un gran número de esos eventos incluyendo dos ocultaciones de Titania por Umbriel el 15 de agosto y el 8 de diciembre de 2007.1920
Composición y estructura interna
Titania es el mayor de los satélites de Urano y el octavo del sistema solar. Su densidad es de 1710 kg/m³,2 que es mayor que las densidades medias de los satélites de Saturno, lo que indica que están formados de proporciones aproximadamente iguales de hielo de agua y de un componente más denso que puede incluir rocas y compuestos orgánicos pesados.2116 La presencia de hielo de agua está refrendada por observaciones espectroscópicas, que revelaron la presencia de hielo de agua cristalizado. Las líneas de absorción del hielo de agua son más fuertes en el hemisferio delantero —el del sentido de la traslación del satélite— que en el hemisferio trasero. Esto es lo contrario a lo observado en Oberón, en donde el hemisferio trasero muestra líneas de absorción de agua más fuertes que en el delantero. La causa de esta asimetría no está clara, pero puede estar relacionada con el bombardeo de partículas cargadas procedentes de la magnetosfera de Urano, que es más fuerte en el hemisferio trasero, debido a la corrotación del plasma magnetosférico con el satélite. Partículas de alta energía someten a la superficie a un proceso de pulverización catódica descomponiendo el agua y los compuestos orgánicos, dejando como residuo un oscuro material rico en carbono.17
Excepto el agua, el único compuesto identificado en la superficie de Titania por espectroscopia infrarroja es el dióxido de carbono, que se concentra fundamentalmente en el hemisferio trasero.17 Otros posibles candidatos para la superficie oscura incluyen rocas y varias sales y compuestos orgánicos.16 El origen del dióxido de carbono es también desconocido. Puede haberse producido localmente a partir de carbonatos o de compuestos orgánicos bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar o por partículas energéticas cargadas provenientes de la magnetosfera de Urano. El proceso anterior explicaría la asimetría en la distribución, porque el hemisferio trasero está sujeto a una mayor influencia de la magnetosfera planetaria que el hemisferio delantero. Otra posible fuente es la surgencia de dióxido de carbono primordial atrapado en el interior del hielo de agua en el interior del satélite. El escape de dióxido de carbono puede estar relacionado con el pasado geológico de Titania.17
El interior de Titania puede dividirse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. Si éste es el caso, el radio del núcleo, sería de 520 km, el 66—% del radio total del satélite, y el 58 % del total de su masa. La presión en el centro de Titania es de aproximadamente 0,58 GPa (5,8 kbar). El estado actual del manto es desconocido. Si el manto contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante, Titania podría contener un océano líquido en el límite entre el núcleo y el manto. El ancho de este océano seria como máximo de 50 km y su temperatura rondaría los 190 K.21 De todas maneras la estructura interna de Titania depende en gran medida de la historia termal del satélite, que es, hoy en día, poco conocida.
Accidentes superficiales y geología
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Titania tiene un brillo intermedio entre los más oscuros Oberón y Umbriel y los más brillantes Ariel y Miranda.4 Su superficie muestra un marcado efecto de oposición, su reflectividad cae desde un 35 % en un ángulo de fase de cero grados hasta un 25 % a un ángulo de un grado. Asimismo tiene un relativamente bajo valor de albedo de Bond, un 17 %.4 La superficie presenta un color ligeramente rojo.22
Por otro lado, los depósitos de impactos recientes son más azulados, mientras que las suaves llanuras del hemisferio delantero, respecto al sentido de la traslación del satélite, cerca del cráter Úrsula y a lo largo de algunas fosas tectónicas son más rojos.23 Es posible que exista una asimetría entre los hemisferios delantero y trasero.24 El anterior parecer ser más rojo que el último en un 8 %. El enrojecimiento de la superficie se debe probablemente a la erosión espacial causada por el bombardeo de partículas cargadas y micrometeoritos durante toda la vida del sistema solar.22
Los investigadores han identificado dos clases de accidentes geológicos en Titania: cráteres de impacto, cañones —llamados en lenguaje astrogeológico chasmata— y escarpes —llamados rupes.25 La superficie de Titania está menos craterizada que las superficies de Oberón y Umbriel, lo que significa que es mucho más reciente.23 Los diámetros de los cráteres varían entre unos pocos kilómetros hasta los 326 km de Gertrude, el mayor cráter conocido.23 Algunos cráteres como Úrsula y Jessica están rodeados de rayos de eyección consistentes en hielo relativamente reciente.16 Todos los cráteres de Titania tienen fondos planos y picos centrales. La única excepción es Úrsula que tiene un foso en el centro. Al oeste de Gertrude hay una área de irregular topografía, la llamada llanura sin nombre, que puede ser otro cráter de impacto ya degradado con un diámetro de 330 km.23
La superficie de Titania está cortada por un sistema de enormes fallas normales y escarpes. En algunos lugares, las fallas paralelas en la corteza helada de Titania forman fosas tectónicas.26 El más destacado de los cañones de Titania es el Messina Chasma, que corre a lo largo de 1500 km desde el ecuador hasta casi el polo sur.25 Las fosas tectónicas son de entre 20 y 50 km de ancho y tienen una profundidad de entre 2 y 5 km.16 Los escarpes no relacionados con cañones, son llamados en lenguaje astrogeológico rupes, como Rousillon Rupes cerca de Úrsula.25 Las regiones a lo largo de algunos escarpes y cerca de Úrsula parecen de relieve suave a la resolución de las imágenes de la Voyager 2. Esas suaves planicies se formaron más tarde en la historia geológica de Titania, después de que se formaran la mayoría de los cráteres. El remodelado de la superficie puede haberse debido a procesos endógenos, incluyendo erupciones de material fluido del interior, criovulcanismo, o puede deberse al efecto de borrado que producen los materiales eyectados de un gran impacto cercano.23 Las fosas tectónicas son probablemente los accidentes más jóvenes de Titania ya que cortan cráteres e incluso las llanuras de suave relieve.26
La geología de Titania estuvo influida por dos fuerzas antagónicas: la formación de cráteres de impacto y los procesos endógenos.26 La primera ha actuado durante toda la historia del satélite y abarco toda la superficie del satélite. Los segundos también fueron globales en su alcance, pero sólo fueron activos durante un tiempo concreto después de su formación.23 Estos procesos arrasaron el terreno original fuertemente craterizado, explicando el relativamente bajo número de cráteres presentes en la superficie de Titania hoy en día. Episodios de remodelado superficial pueden haber ocurrido posteriormente y ser responsables de la formación de las llanuras,16 las cuales pueden haberse formado también por los materiales eyectados en la formación de un cráter de impacto. Los procesos endógenos más recientes fueron principalmente de naturaleza tectónica y causaron la formación de cañones que son realmente gigantescas roturas de la capa de hielo superficial. Estas roturas fueron causadas por la expansión de Titania de aproximadamente un 0,7 %.26
La lista de los principales accidentes geológicos de Titania es la siguiente:25
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03 -OBERON
Radio: 761,4 km
Gravedad: 0,346 m/s²
Fecha de descubrimiento: 11 de enero de 1787
Período orbital: 13 días
Área de superficie: 7 285 000 km²
Oberón o Urano V es el más exterior de los satélites principales del planeta Urano. Es el segundo más grande y más masivo y el noveno más masivo del sistema solar. Descubierto por William Herschel el 11 de enero de 1787, Oberón recibe su nombre de un personaje, el rey de las Hadas, de la obra de William Shakespeare El sueño de una noche de verano. Su órbita está parcialmente fuera de la magnetosfera de Urano.
Oberón está compuesto de partes aproximadamente iguales de hielo y roca que están probablemente diferenciados en un núcleorocoso y un manto de hielo. Una capa de agua líquida puede que esté presente en el límite entre el núcleo y el manto. La superficie de Oberón, que es oscura y de color ligeramente rojizo, parece que ha sido modelada por el impacto de asteroides y cometas. Está cubierta por numerosos cráteres de impacto que llegan a alcanzar un diámetro de 210 km. Oberón posee un sistema de cañones y escarpes formados por la expansión de su interior en una fase temprana de su evolución. Este satélite se formó probablemente a partir del disco de acreción que rodeaba Urano tras la formación del planeta.
Hasta el momento, el sistema de Urano ha sido estudiado de cerca una sola vez por la sonda espacial Voyager 2 en enero de 1986. Se tomaron muchas fotografías de Oberón que permitieron cartografíar el 40 % de su superficie.
Descubrimiento y denominación
Oberón fue descubierto por William Herschel el 11 de enero de 1787, el mismo día en que descubrió también Titania, el mayor satélite de Urano.67 Más tarde informó del descubrimiento de cuatro satélites más,8 aunque posteriormente se revelaron como falsos avistamientos.9 Durante cerca de cincuenta años después de su descubrimiento Titania y Oberón no fueron observados por otros instrumentos que por los de Herschel, aunque el satélite es observable desde la Tierra con un telescopio de aficionado de hoy en día a partir de los 15-20 cm de apertura.10
Todos los satélites de Urano recibieron nombres de personajes de obras de William Shakespeare o Alexander Pope. El nombre de Oberón viene de Oberón, rey de las Hadas en El sueño de una noche de verano.11 Los nombres de los satélites fueron sugeridos por John Herschel, hijo del descubridor, en 1852 a pedido de William Lassell,12 quien había descubierto dos satélites de Urano más, Ariel y Umbriel, el año anterior.13
Oberón fue inicialmente considerado como el segundo satélite de Urano y por ello recibió la denominación de Urano II por Lassell,14 aunque a veces usase la denominación de Herschel, para quien Titania y Oberón eran Urano II y Urano IV respectivamente.15 Finalmente Lassel numeró los cuatro satélites conocidos hasta ese momento por orden de su distancia al planeta y por tanto Oberón fue denominado como Urano V.16
Órbita
Oberón orbita Urano a una distancia de aproximadamente 584 000 km, siendo el más alejado del planeta de sus cinco principales satélites. La órbita de Oberón tiene una baja excentricidad e inclinación respecto del ecuador de Urano.1 Su periodo orbital es de alrededor de 13,5 días coincidente con su periodo de rotación sobre su eje; es decir, una cara de Oberón siempre apunta a Urano, como en el caso de la Luna respecto de la Tierra, por efecto del acoplamiento de mareas.17
La órbita de Oberón discurre durante una parte importante de ella fuera de la magnetosfera de Urano.18 Como resultado, su superficie es directamente barrida por el viento solar.5 Este efecto es importante porque en el resto de los satélites, los cuales orbitan en el interior de la magnetosfera de Urano, el hemisferio que queda a la espalda del movimiento de traslación del satélite a lo largo de su órbita, se ve barrido por el plasma magnetosférico que rota junto con el planeta. Este bombardeo supone el oscurecimiento de esos hemisferios, efecto que se observa en todos los satélites excepto en Oberón.5 Debido a la gran inclinación del eje de rotación de Urano que le hace estar tumbado respecto del Sol, al girar sus satélites en el plano ecuatorial también se ven sometidos a un ciclo estacional extremo. Ambos hemisferios norte y sur pasan 42 años en completa oscuridad y luego otros 42 años de iluminación continua.5 Una vez cada 42 años, cuando Urano está en el equinoccio y su plano ecuatorial interseca con la Tierra, se producen ocultaciones mutuas de los satélites. Una de esas ocultaciones, que duró unos seis minutos, se observó el 4 de mayo de 2007 cuando Oberón oculto a Umbriel.19
Composición y estructura interna
Oberón es el segundo mayor satélite de Urano detrás de Titania, y el noveno más grande del sistema solar. Su densidad2 es de 1630 kg/m³, que es mayor que las densidades medias de los satélites de Saturno, lo que indica que están formados de proporciones aproximadamente iguales de hielo de agua y de un componente más denso que puede incluir rocas y compuestos orgánicos pesados.20 La presencia de hielo de agua está refrendada por observaciones espectroscópicas, que revelaron la presencia de hielo de agua cristalizado. Las líneas de absorción del hielo de agua son más fuertes en el hemisferio trasero al del sentido de la traslación del satélite que en el hemisferio delantero. Esto es lo contrario a lo observado en el resto de satélites de Urano, en los que el hemisferio delantero es el que muestra líneas de absorción de hielo de agua más fuertes. La causa de esta asimetría no está clara, pero puede estar relacionada con el historial de impactos recibidos en la superficie, que es mayor en el hemisferio delantero.5 Los impactos de meteoritos tienden a romper la capa de hielo superficial dejando a la vista el interior más oscuro que hay debajo. Mientras otros componentes no hayan sido identificados en la superficie, los candidatos más probables que compondrían este material oscuro incluirían rocas, dióxido de carbono y varias sales y compuestos orgánicos.175
El interior de Oberón puede dividirse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. Si este es el caso, el radio del núcleo, sería de 480 km, el 63 % del radio total del satélite, y el 54 % del total de su masa. La presión en el centro de Oberón es de aproximadamente 0,5 GPa (5 kbar). El estado actual del manto es desconocido. Si el manto contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante, Oberón podría contener un océano líquido en el límite entre el núcleo y el manto. El ancho de este océano seria como máximo de 40 km y su temperatura rondaría los 180 K.20 De todas maneras la estructura interna de Oberón depende en gran medida de la historia termal del satélite, que es, hoy en día, poco conocida.
Accidentes superficiales y geología[edi
Oberón es el segundo satélite de Urano más oscuro tras Umbriel.4 Su superficie muestra un marcado efecto de oposición, su reflectividad cae desde un 31 % en un ángulo de fase de cero grados hasta un 22 % a un ángulo de un grado, asimismo tiene un muy bajo valor de albedo de Bond, un 14 %.4 La superficie presenta un color ligeramente rojo, excepto en lo depósitos de impacto recientes, que son grises o ligeramente azules.21 Los hemisferios delantero y trasero respecto de la traslación del satélite son asimétricos, el primero es menos rojo que el segundo. El enrojecimiento de las superficies puede ser el resultado de erosión espacialcausada por el bombardeo de la superficie por partículas cargadas y micrometeoritos durante toda la vida del sistema solar.22
Los investigadores han identificado dos clases de accidentes geológicos en Oberón: cráteres de impacto y cañones, llamados en lenguaje astrogeológico chasmata.17 La antigua superficie de Oberón es la más craterizada de los satélites de Urano, con una densidad de impactos cercana a la saturación, es decir, cuando la formación de nuevos cráteres se equilibra con la destrucción de los antiguos. Este alto número de cráteres significa que la superficie de Oberón es también la más antigua de entre los satélites de Urano. Los diámetros de los cráteres varían entre unos pocos kilómetros hasta los 206 km de Hamlet.23 Muchos grandes cráteres están rodeados de rayos de eyección consistentes en hielo relativamente reciente.17 Los cráteres más grandes, Hamlet, Otelo y Macbeth, tienen fondos de materiales oscuros depositados después de su formación.23 Un pico de una altura de aproximadamente 11 km se observó en algunas imágenes del Voyager 2 cerca del limbo sureste de Oberón y puede ser el pico central de un gran cráter de impacto de aproximadamente 375 km de diámetro.24 La superficie está cruzada por un sistema de cañones que son menos extensos que los encontrados en Titania.17 Los cañones son probablemente fallas normales o escarpes y en algunos casos fosas tectónicasque pueden ser recientes o antiguos. Los depósitos brillantes de escarpes transversales de ciertos grandes cráteres antiguos indican que son de formación más reciente.25 El cañón más destacado es el Mommur Chasma.26
La geología de Oberón estuvo influida por dos fuerzas antagónicas: la formación de cráteres de impacto y los procesos endógenos.25 La primera ha actuado durante toda la historia del satélite y el la principal responsable del aspecto actual de su superficie.23 Los procesos endógenos estuvieron activos durante el periodo siguiente a la formación de Oberón. Estos procesos fueron fundamentalmente tectónicos y causaron la formación de grandes cañones, producidos por el hundimiento del hielo que formaba la corteza del satélite. La formación de cañones destruyó la superficie más antigua. La rotura y hundimiento de la placa superficial de hielo fue causada por la expansión de Oberón un 0,5 %, proceso que ocurrió en dos fases, dando lugar a cañones de dos edades diferentes.25
La naturaleza de las superficies oscuras, que principalmente se presentan en el hemisferio delantero y dentro de cráteres, no es conocida. Algunos investigadores han presentado la hipótesis de que son de material criovolcánico análogos a los mares de la Luna,23 mientras que otros piensan que los impactos de meteoritos profundizaron en la superficie hasta el material más oscuro existente por debajo del hielo. En este último caso, Oberón debería estar parcialmente diferenciado con una placa helada en su superficie sobre un interior no diferenciado.21
La lista de los principales accidentes geológicos de Oberón es la siguiente:27
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04 -ARIEL
| Ariel | ||
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Fotografía de Ariel tomada por la Voyager 2 el 24 de enero de 1986 a 130 000 km de distancia.
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| Descubrimiento | ||
| Descubridor | William Lassell | |
| Fecha | 24 de octubre de 1851 | |
| Categoría | Satélite natural | |
| Elementos orbitales | ||
| Longitud del nodo ascendente | 22,394° | |
| Inclinación | 0,041° | |
| Argumento del periastro | 115,349° | |
| Semieje mayor | 190 000 km | |
| Excentricidad | 0,0012 | |
| Anomalía media | 39,481° | |
| Elementos orbitales derivados | ||
| Época | 1 de enero de 1980 TT | |
| Período orbitalsideral | 2,52 días | |
| Características físicas | ||
| Masa | 1,35×1021 kg | |
| Volumen | 812 600 000 km³ | |
| Dimensiones | 1162,2×1155,8×1155,4 km | |
| Densidad | 1,67 g/cm³ | |
| Área de superficie | 4 211 300 km² | |
| Diámetro | 1157,8 km | |
| Gravedad | 0,27 m/s² | |
| Velocidad de escape | 0,56 km/s | |
| Periodo de rotación | 2,52 días | |
| Albedo | 0,39 | |
| Características atmosféricas | ||
| Temperatura | ≈58 K | |
| Cuerpo celeste | ||
| Anterior | Miranda | |
| Siguiente | Umbriel | |
Ariel es el cuarto satélite más grande de Urano y el segundo en proximidad de los satélites principales. Fue descubierto en 1851 por William Lassell y nombrado por un personaje de dos diferentes obras de la literatura inglesa. Se conoce el 35 % de la superficie del satélite por el sobrevuelo de la sonda Voyager 2 en 1986, el único acercamiento al sistema uraniano hasta la fecha. Es el decimocuarto satélite en tamaño del sistema solar.
Orbita en el plano ecuatorial del planeta que, al ser perpendicular a la órbita de Urano alrededor del Sol, hace que el satélite tenga un ciclo estacional extremo. Al igual que el resto de satélites uranianos, se formó probablemente a partir del disco de acreción que rodeaba el planeta tras su formación. Se cree que está compuesto por una mezcla equilibrada de rocas y hielos, y diferenciado en un núcleo rocoso rodeado por un manto de hielo. Tiene una superficie compleja, constituida por extensos terrenos craterizados y cortados por sistemas de escarpes, cañones y crestas. Muestra signos de actividad geológica más reciente que en el resto de satélites, quizá producto del calentamiento de marea.
Descubrimiento y denominación
Ariel fue descubierto por William Lassell el 24 de octubre de 1851. En la misma noche también encontró Umbriel.12 Aunque William Herschel, descubridor de Titania y Oberón, afirmó a finales del siglo XVIII que había visto otros cuatro satélites de Urano,3 sus observaciones no se confirmaron y esos objetos se consideran espurios.456
Todos los satélites de Urano llevan nombres de personajes de obras de William Shakespeare y Alexander Pope. Umbriel, al igual que los otros tres satélites uranianos conocidos en ese momento, fue nombrado en 1852 siguiendo una sugerencia hecha por John Herschel a petición de Lassell.7 Ariel es la lideresa de las sílfides en la obra de Pope El rizo robado 8 y el hada que sirve a Próspero en la obra de Shakespeare La tempestad.9 También se designa Urano I.10
Órbita y rotación
La órbita de Ariel es casi circular — su excentricidad es 0,0012— y de muy baja inclinación respecto al ecuador de Urano (0,260°). El radio de su órbita es de unos 190 000 km, por lo que es el satélite más próximo a Urano de los cuatro mayores. Concretamente se encuentra a unos 165 000 km de su superficie.
Ariel tiene rotación síncrona; es decir, tarda lo mismo en girar sobre sí mismo que alrededor de Urano, empleando en ambos movimientos 2,52 días terrestres. Debido a ello, presenta siempre la misma cara a Urano —al igual que lo hace la Luna con la Tierra—. Por lo tanto existe un hemisferio de Ariel desde el que se puede ver siempre a Urano y otro hemisferio desde el que no.
Características físicas
Ariel es un objeto cuasiesférico de 1158 km de diámetro medio, sólo un poco más pequeño que Umbriel. Pero mientras Umbriel es el más oscuro de los grandes satélites, Ariel es el más brillante, con un albedo en torno al 40 %.
Superficie
La superficie de Ariel es una de las más jóvenes y menos craterizada del sistema de Urano. Posee cráteres de entre 5 y 10 km de diámetro pero carece de grandes cráteres.
Su superficie, al igual que la de Oberón y Titania, tuvo que sufrir el impacto de cuerpos remanentes de la formación del sistema solar. Pero la historia geológica de Ariel debe ser más parecida a la de Titania pues sufrió de manera significativa el bombardeo de los restos de la formación del sistema de satélites uranianos, que fue posterior y que, en el caso de Ariel, borró casi totalmente los grandes cráteres. La diferencia con Titania reside en que la actividad geológica en Ariel fue más intensa y prolongada.
La superficie de Ariel presenta pruebas de tectónica global con estrechos valles limitados por fallas de estiramiento y cañones. Las fallas están mucho más desarrolladas que en el caso de Titania y en algunos lugares los valles de las fallas alcanzan decenas de kilómetros de profundidad.
Según el modelo aceptado para la evolución de Ariel, durante el bombardeo heliocéntrico, el vulcanismo empezó a cubrir los grandes cráteres, bien por la acción de la lava, bien porque la corteza estaba caliente y blanda y derrumbó sus paredes. La irradiación del calor interior enfrió el satélite desde fuera hacia dentro. El agua se congeló en su interior, aumentó su tamaño y la superficie entera del satélite tuvo que dilatarse, causando en la superficie una red de fallas de expansión.
Sólo se han encontrado un tercio de cráteres con origen en el bombardeo planetocéntrico por lo que es señal de que han sido borrados y su superficie reconstruida por un proceso volcánico posterior.
También hay signos evidentes de que Titania expulsa material desde su interior. En algunos sitios, paralela a la falla, se observa material que fluyó del interior del satélite similar a la lava que fluye en las dorsales oceánicas de la Tierra. La diferencia es que el material que fluyó del interior de Ariel no era lava sino una mezcla caliente de hielo y roca bastante viscoso y que se desplazó de forma similar a un glaciar terrestre sepultando los accidentes más antiguos y formando sus bordes una abrupta escarpadura de un kilómetro de altura.
Nomenclatura
Los accidentes geográficos de Ariel que recibieron nombre oficial11 se presentan a continuación divididas en tres tipos:
| Cráter | Origen |
|---|---|
| Abans | Aban, espíritu de las minas de hierro (mitología persa) |
| Agape | Agape, espíritu del poema La Reina de las Hadas del poeta inglés EdmundSpenser |
| Ataksak | Ataksak (mitología inuit) |
| Befana | Befana (cultura de Italia) |
| Berylune | Bérylune, personaje del poema El pájaro azul de (Maurice Maeterlinck) |
| Deive | Deive (cultura de Lituania) |
| Djadek | Djadek (cultura checa) |
| Domovoy | Domovoi (mitología eslava) |
| Finvara | Finvarra (mitología irlandesa) |
| Gwyn | Gwyn ap Nudd (mitología irlandesa) |
| Huon | Huon of Bordeaux (literatura de Francia) |
| Laica | Laica (mitología inca) |
| Mab | Queen Mab (Folklore británico) |
| Melusine | Melusine (literatura de Francia) |
| Oonagh | Oonagh (mitología irlandesa) |
| Rima | Rima (Mansiones Verdes de Guillermo Enrique Hudson) |
| Yangoor | Yangoor (espíritu que trae el día) |
- Chasmata (depresiones)
| Chasma | Orige |
|---|---|
| Brownie Chasma | Brownies (folklore británico) |
| Kachina Chasma | Kachina (mitología hopi) |
| Kewpie Chasma | Kewpie (folklore británico) |
| Korrigan Chasma | Korrigans (folklore bretón) |
| Kra Chasma | Kra (Creencias del pueblo akan) |
| Pixie Chasma | Pixie (folklore británico) |
| Sylph Chasma | Sylph, sílfide (folklore británico) |
| Valles | Origen |
|---|---|
| Leprechaun Vallis | Leprechauns de la mitología irlandesa |
| Sprite Vallis | Duendecillo (Sprite) de la mitología celta |
Composición
La composición de Ariel es similar a los otros grandes satélites de Urano: 50 % hielo de agua, 30 % de silicatos y 20 % de metano congelado.
Exploración espacial
El Voyager 2 es la única sonda que ha visitado Urano y su sistema de anillos y satélites, haciendo un sobrevuelo en enero de 1986. La máxima aproximación a Ariel fue de 127 000 km el 24 de enero12 —un 77 % de la distancia de Ariel a la superficie de Urano—. Tomó las primeras imágenes cercanas de Ariel, aunque sólo se fotografió el hemisferio sur porque era el único sobre el que incidía la luz solar.
Observación
El telescopio espacial Hubble observó un raro tránsito de Ariel, el 26 de julio de 2006, cuando este proyectó su sombra sobre Urano. Tales tránsitos solo ocurren durante los equinoccios al estar inclinada 98° la órbita de Ariel alrededor de Urano respecto a la órbita de Urano alrededor del Sol.13
Durante el último equinoccio en Urano —diciembre de 2007—, Ariel produjo eclipses sobre el centro de Urano.14
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05-CRÉSIDA
Crésida (Cressida en inglés) es un satélite interior de Urano. Fue descubierto en imágenes tomada por la sonda Voyager 2el 9 de enero de 1986, y recibió la designación temporal S/1986 U 3.6 Su nombre provienes de la hija troyana de Calchas, una heroína trágica de una obra de William Shakespeare. También recibe la designación Uranus IX.7
Crésida pertenece al Grupo de Porcia, que incluye a Bianca, Desdémona, Julieta, Porcia, Rosalinda, Cupido, Belinda y Perdita.4 Estos satélites poseen órbitas y propiedades fotométricas similares. Desafortunadamente, salvo su órbita,84 el radio de 41 km y albedo geométrico de 0,08 no se conoce prácticamente nada más.1
En las fotografías tomadas por Voyager 2, Crésida aparece como un objeto alargado, con el eje mayor apuntando a Urano.8 Su superficie es de color gris.
06-PUCK
07-DESDEMONA
08-MIRANDA
09-SÍCORAX
10-PRÓSPERO
11-SETEBOS
12-PERDITA
13-MAB
14-TRÍNCULO
15-STEFANO
16-CALIBAN
17-CORDELLA
18-CUPIDO
19-ROSALINDA
20-PORCIA
21OFELIA
22-FRANCISCO
23-BELINDA
24-BLANCA
25-MARGARITA
26-JULIETA
27-FERDINANDO
Fecha de nacimiento: 15 de noviembre de 1738, Hannover, Alemania
Fallecimiento: 25 de agosto de 1822, Observatory House, Slough, Reino Unido
Ocupación: astrónomo, músico, inventor
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