sábado, 2 de diciembre de 2006

Lunas de Urano

En el cielo de Urano no hay planetas brillantes. Saturno, el más cercano, parece una estrella pálida (Saturno está tan lejos de Urano como de la Tierra).

Pero hay cinco objetos que brillan más que Saturno. Son las cinco lunas grandes.

Además, Urano tiene otros 10 satélites con diámetros por debajo de los 170 Km, que giran cerca del planeta entre 25.000 y 60.000 Km de la superficie. Los últimos descubrimientos (agosto 2004) revelan la existencia de otros pequeños satélites, hasta un total de 27.

titaniaTitania: Es la luna más grande de Urano, con 1.580 Km. de diámetro. Está cubierta por pequeños cráteres y rocas muy rugosas, con fallas que indican que las fuerzas internas han moldeado su superficie.

Titania es muy parecida a la luna Oberón tanto en tamaño, como en composición de la superficie y albedo que está entre 0,25 y 0,3 siendo su aspecto gris y bastante uniforme a excepción de algunos brillantes rayos que emergen de algunos cráteres. Los rayos brillantes se forman en satélites helados cuando el impacto de la formación del cráter expulsa al exterior hielo límpio que antes estaba enterrado. No obstante sus similitudes hay diferencias fundamentales en la evolución de estas dos lunas gemelas.

Posee un diámetro de 1578 km y no tiene atmósfera. Su densidad media es de 1,72 g/cm³ indicando una composición química de hielos con algunas componentes de rocas y silicatos. Debido a su proximidad con Urano su periodo de rotación es de 8,7 días, igual que su periodo orbital, estando gravitacionalmente acoplado al planeta central es decir presentando siempre la misma cara a Urano.

La superficie de Titania presenta pruebas de tectónica global con estrechos valles limitados por fallas de estiramiento. Según el modelo aceptado para la evolución de Titania, durante el bombardeo heliocéntrico, ya empezó el vulcanismo a cubrir los grandes cráteres bién por la acción de la lava o bién porque la corteza estaba caliente y blanda y derrumbó sus paredes. La irradiación del calor interior enfrió al satélite desde fuera hacia el interior del satélite. 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, quiza acompañada de emisión de fluidos que causaron las llanuras actuales. Finalmente y hace unos 3.000 millones de años el bombardeo planetario terminó.

Oberón: Se caracteriza por una superficie helada, cubierta de cráteres, algunos de un tamaño considerable. Tiene reflejos brillantes en algunos lugares, igual que Calisto, la luna de Júpiter.

Oberón es muy parecido a la luna Titania tanto en tamaño, como en composición de la superficie y albedo que está entre 0,25 y 0,3 siendo su aspecto gris y bastante uniforme a excepción de algunos brillantes rayos que emergen de algunos cráteres. Los rayos brillantes se forman en satélites helados cuando el impacto de la formación del cráter expulsa al exterior hielo límpio que antes estaba enterrado. No obstante sus similitudes hay diferencias fundamentales en la evolución de estas dos lunas gemelas.

Oberón tiene un diámetro de 1.523 kilómetros, no tiene atmósfera y su densidad media es de 1,6 g/cm³. Su periodo orbital es de 13,5 días, siendo el satélites más exterior de Urano. Está compuesto en un 50% de hielos de agua, 30% de rocas silicatadas y es un 20% compuestos de carbono y nitrógeno relacionados con el metano.

Posee una superficie helada vieja con gran densidad de impactos de tamaño entre 12 km.
Sus manchas oscuras en el fondo de los cráteres puede ser debido a que los ríos volcánicos mezcla de hielo y rocas carbonatadas contenían metano que se oscureció al llegar a la superficie. Se distinguen algunas montañas, muchos cráteres y algunas regiones tipo Chasma.

umbriel2Umbriel es el tercer satélite más grande de Urano y el más oscuro de sus satélites mayores. Fue descubierto por William Lassell en 1851.

Umbriel es un cuerpo de forma esférica que mide 1.169 km de diámetro. Aproximadamente, la misma medida que Ariel, otro de los satélites de Urano. A diferencia de las otras lunas de Urano, los cráteres de Umbriel son oscuros, haciendo que la superficie solo refleje un 16% de la luz incidente, siendo por tanto la luna de Urano con menor albedo.
Está compuesto mayoritariamente por hielo de agua con partes de roca de carbono y metano congelado. La mayor parte de este metano se encuentra a 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 (ver imagen). Esto significa que la capa oscura no es muy profunda pues el material adyacente es blanco.

inset-ura_ariel-largeAriel es un satélite natural del planeta Urano descubierto el 24 de octubre de 1851 por William Lassell. Fue descubierto al mismo tiempo que Umbriel.

Ariel es un objecto quasi-esférico de 1.158 km de diámetro, sólo un poco más pequeño que que Umbriel. Pero mientras Umbriel es el más oscuro de los grandes satélites, Ariel es el más brillante, con un albedo que llega al 40%.

Ariel presenta siempre la misma cara a Urano pues emplea 2,52 días en girar en su órbita y en torno así mismo.

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. La superficie de Ariel es una de las más jóvenes y menos craterizada del sistema de Urano, con cráteres de entre 5 y 10 km de diámetro pero carece de grandes cráteres.

El Voyager 2 tomó las primeras imágenes de cerca de Ariel en su exploración cerca de Urano de enero de 1986. Sólo se fotografió el hemisferio sur porque era el único sobre el que incidía la luz solar.

Su superficie, al igual que Oberón y Titania, tuvo que sufrir el impacto de cuerpos restos de la formación del Sistema solar, pero la historia geológica de Ariel es más parecida a la de Titania pues sufrió de manera significativa el bombardeo con los restos de formación del sistema de satélites de Urano 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. Según el modelo aceptado para la evolución de Ariel, durante el bombardeo heliocéntrico, ya empezó el vulcanismo a cubrir los grandes cráteres bién por la acción de la lava o bién porque la corteza estaba caliente y blanda y derrumbó sus paredes. La irradiación del calor interior enfrió al satélite desde fuera hacia el interior del satélite. 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. Las fallas están mucho más desarrolladas que en el caso de Titania y en algunos lugares los valles de las fallas alcanzan decenas de km. de profundidad.

Sólo se han encontrado un tercio de cráteres con origen en el borbardeo planetocéntrico por lo que es señal de que han sido borrados y su superficie reconstruida por un proceso volcánico.

También hay signos más evidentes que en Titania de expulsión de material desde el interior del satélite. 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 víscoso 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 km. de altura

inset-ura_miranda-large
Miranda es el más pequeño e interior de los principales satélites naturales de Urano. Fue descubierto por el astrónomo americano de origen holandés Gerard Kuiper en 1948.

La inclinación de la órbita de Miranda (4,22º) es muy alta para un cuerpo tan próximo a su planeta. Es posible que en algún momento estuviese en resonancia orbital 3:1 con Umbriel. La fricción provocada por las fuerzas de marea podría haber causado un calentamiento al interior del satélite y ser el origen de la actividad geológica.

Miranda es un cuerpo cuasi-esférico de 472 km de diámetro. Todo parece indicar que el nacimiento del satélite fue extremadamente violento, debido a la extraordinaria orografía. La superficie de Miranda está formada en su mayoría de hielos de agua, siendo el interior posiblemente formado por rocas silicatadas y compuestos ricos en metano.

Geológicamente, Miranda ha sido el cuerpo más activo del Sistema Solar. La superficie está atravesada por grandes cañones de hasta 20 km de profundidad con regiones de terreno resquebrajado indicando una muy intensa actividad geológica en el pasado. Se piensa que esta actividad geológica podría estar relacionada con efectos de marea producidos por Urano. Sin embargo, es más aceptada la teoría de que en el pasado Miranda sufrió un fuerte impacto que estuvo a punto de destruir la luna. Otra teoría, que ahora ya no se considera tan válida, dice que en el pasado Miranda sufrió un fuerte impacto que la partió en trozos. Con el tiempo, el fragmentos se volvieron a juntar dando el aspecto de cuerpo remendado que tiene actualmente. En cualquiera caso, todo parece indicar que el nacimiento del satélite fue extremadamente violento, a causa de su extraordinaria orografía


La lista completa de satelites de Urano es la sig:

Cordelia
Ofelia
Bianca
Crésida
Desdémona
Julieta
Porcia
Rosalinda
Belinda
Puck
Miranda
Ariel
Umbriel
Titania
Oberón


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1 comentario:

Anónimo dijo...
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