Miranda (satelit)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Sari la navigare Sari la căutare
Miranda
PIA18185 Miranda's Icy Face.jpg
Descoperire
DescoperitorGerard Kuiper  Modificați la Wikidata
Data descoperirii  Modificați la Wikidata
Nomenclatură
Denumit după
Miranda[*]  Modificați la Wikidata
Caracteristici orbitale
129.872 km  Modificați la Wikidata
Satelit pentruUranus  Modificați la Wikidata
Caracteristici fizice
Masă66 zettagram[1]  Modificați la Wikidata
15,8  Modificați la Wikidata
Miranda

Miranda este unul dintre sateliții lui Uranus. Astronomii cred că era o lună destul de netedă, care a fost spartă de un meteorit. Fragmentele au fost reunite de gravitație; fiind insuficientă căldură pentru a se topi în această poziție, Miranda a rămas un bulgăre zgrunțuros, din fragmente.

Miranda are o suprafață foarte ciudată. Are canioane de 12 ori mai adânci decât Marele Camion de pe Pământ.

Descoperire[modificare | modificare sursă]

Miranda a fost descoperită la 16 februarie 1948 de astronomul planetar Gerard Kuiper folosind Telescopul Otto Struve de la Observatorul McDonald de 2.080 mm (10 inci). Mișcarea sa în jurul lui Uranus a fost confirmată la 1 martie 1948. [ A fost primul satelit al lui Uranus descoperit în aproape 100 de ani. Kuiper a ales să numească obiectul „Miranda” după personajul din Furtuna lui Shakespeare, deoarece cele patru luni descoperite anterior de Uranus, Ariel, Umbriel, Titania și Oberon, au fost toate numite după personaje ale lui Shakespeare sau ale lui Alexander Pope. Cu toate acestea, lunile anterioare fuseseră numite în mod specific după zâne, în timp ce Miranda era un om. Ulterior, sateliții descoperiți ai lui Uranus au fost numiți după personaje de la Shakespeare și Pope, indiferent dacă erau sau nu zâne. Luna este, de asemenea, desemnată Uranus V.

Orbita[modificare | modificare sursă]

Dintre cei cinci sateliți rotunzi ai lui Uranus, Miranda orbitează cel mai aproape de el, la aproximativ 129.000 km de suprafață; aproximativ un sfert din nou până la cel mai îndepărtat inel al său. Perioada sa orbitală este de 34 de ore și, la fel ca cea a Lunii, este sincronă cu perioada de rotație, ceea ce înseamnă că arată întotdeauna aceeași față cu Uranus, o afecțiune cunoscută sub denumirea de blocare a mareelor. Înclinarea orbitală a Mirandei (4,34 °) este neobișnuit de mare pentru un corp atât de apropiat de planeta sa - de aproximativ zece ori mai mare decât a celorlalți mari sateliți uranieni și de 73 de ori mai mare decât Oberon. Motivul pentru acest lucru este încă incert; nu există rezonanțe de mișcare medie între luni care ar putea să o explice, ducând la ipoteza că lunile trec ocazional prin rezonanțe secundare, ceea ce la un moment dat în trecut a dus la blocarea Miranda pentru o vreme într-o rezonanță 3: 1 cu Umbriel, înainte de un comportament haotic indus de rezonanțele secundare, l-a mutat din nou din el. În sistemul uranian, datorită gradului mai mic de oblitere al planetei și a dimensiunii relative mai mari a sateliților săi, evadarea dintr-o rezonanță a mișcării medii este mult mai ușoară decât pentru sateliții Jupiter sau Saturn.

Compozitie si structura interna[modificare | modificare sursă]

La 1,2 g / cm3, Miranda este cel mai puțin dens dintre sateliții rotunzi ai lui Uranus. Această densitate sugerează o compoziție de peste 60% gheață de apă. [19] Suprafața Mirandei poate fi în mare parte gheață de apă, deși este mult mai stâncoasă decât sateliții corespunzători din sistemul Saturn, indicând faptul că căldura cauzată de decăderea radioactivă ar fi putut duce la diferențierea internă, permițând ca roca silicată și compușii organici să se așeze în interiorul acesteia. Miranda este prea mică pentru ca orice căldură internă să fie reținută de-a lungul vârstei sistemului solar. Miranda este cel mai puțin sferic dintre sateliții lui Uranus, cu un diametru ecuatorial cu 3% mai lat decât diametrul său polar. Doar apă a fost detectată până acum pe suprafața Mirandei, deși s-a speculat că metanul, amoniacul, monoxidul de carbon sau azotul pot exista și la concentrații de 3%. Aceste proprietăți în vrac sunt similare cu luna lui Saturn Mimas, deși Mimas este mai mic, mai puțin dens și mai oblat. Tocmai modul în care un corp la fel de mic ca Miranda ar putea avea suficientă energie internă pentru a produce nenumăratele caracteristici geologice văzute la suprafața sa nu este stabilit cu certitudine, deși ipoteza favorizată în prezent este că a fost condus de încălzirea mareelor ​​în timpul trecut a fost în rezonanță orbitală 3: 1 cu Umbriel. Rezonanța ar fi crescut excentricitatea orbitală a lui Miranda la 0,1 și ar fi generat frecare mareică datorită forțelor variate ale mareei de la Uranus. Pe măsură ce Miranda se apropia de Uranus, forța mareelor ​​a crescut; pe măsură ce s-a retras, forța mareelor ​​a scăzut, provocând o flexie care ar fi încălzit interiorul Mirandei cu 20 K, suficient pentru a declanșa topirea. Perioada de flexiune a mareelor ​​ar fi putut dura până la 100 de milioane de ani. De asemenea, dacă clatratul a existat în Miranda, așa cum sa ipotezat pentru sateliții lui Uranus, ar fi putut acționa ca un izolator, deoarece are o conductivitate mai mică decât apa, crescând temperatura Mirandei și mai mult. Este posibil ca Miranda să fi fost, de asemenea, într-o rezonanță orbitală 5: 3 cu Ariel, ceea ce ar fi contribuit și la încălzirea sa internă. Cu toate acestea, încălzirea maximă atribuibilă rezonanței cu Umbriel a fost probabil de aproximativ trei ori mai mare.

Suprafata[modificare | modificare sursă]

Datorită orientării aproape laterale a lui Uranus, numai emisfera sudică a Mirandei era vizibilă pentru Voyager 2 când a sosit. Suprafața observată are regiuni moale de teren rupt, indicând o activitate geologică intensă în trecutul Mirandei și este străbătută de canioane uriașe, considerate a fi rezultatul tectonicii extensionale; pe măsură ce apa lichidă a înghețat sub suprafață, s-a extins, provocând despicarea gheții de la suprafață, creând graben. Canioanele au sute de kilometri lungime și zeci de kilometri lățime. Miranda are, de asemenea, cea mai mare stâncă cunoscută din sistemul solar, Verona Rupes, care are o înălțime de 20 km (12 mi). O parte din terenul Mirandei are, probabil, o vechime mai mică de 100 de milioane de ani, pe baza numărului de cratere, în timp ce regiunile considerabile posedă numere de cratere care indică un teren antic.

În timp ce numărul craterelor sugerează că majoritatea suprafeței lui Miranda este veche, cu o istorie geologică similară cu ceilalți sateliți uranieni, puține dintre aceste cratere sunt deosebit de mari, ceea ce indică faptul că majoritatea trebuie să se fi format după un eveniment major de reafacere în trecutul său îndepărtat. Craterele de pe Miranda par, de asemenea, să aibă margini înmuiate, care ar putea fi rezultatul fie al ejectării, fie al criovulcanismului. Temperatura la polul sud al Mirandei este de aproximativ 85 K, o temperatură la care gheața de apă pură adoptă proprietățile rocii. De asemenea, materialul criovolcanic responsabil pentru suprafață este prea vâscos pentru a fi fost apă lichidă pură, dar prea fluid pentru a fi fost apă solidă. Mai degrabă, se crede că a fost un amestec vâscos, de tip lavă, de apă și amoniac, care îngheață la 176 K (-97 ° C), sau poate etanol.

Emisfera observată a Mirandei conține trei structuri canelate gigantice asemănătoare corecilor, numite coroane, fiecare cu o lățime de cel puțin 200 km și o adâncime de până la 20 km, numite Arden, Elsinore și Inverness după locații din piesele lui Shakespeare. Inverness este mai mic în altitudine decât terenul înconjurător (deși cupolele și crestele sunt de o altitudine comparabilă), în timp ce Elsinore este mai mare, raritatea relativă a craterelor de pe suprafețele lor înseamnă că acoperă terenul craterat anterior. Coroanele, care sunt unice pentru Miranda, au sfidat inițial explicația ușoară; o ipoteză timpurie a fost că Miranda, la un moment dat în trecutul său îndepărtat, (înainte de oricare dintre craterele actuale) fusese complet sfâșiată, poate de un impact masiv, și apoi reasamblată într-un amestec aleatoriu. Materialul de bază mai greu a căzut prin scoarță, iar coroanele s-au format pe măsură ce apa a reînghetat.

Cu toate acestea, actuala ipoteză favorizată este că acestea s-au format prin procese extinse la vârfurile diapirelor sau apariții de gheață caldă din interiorul Mirandei.Coroanele sunt înconjurate de inele de falii concentrice cu un număr similar de crater scăzut, sugerând că au jucat un rol în formarea lor. Dacă coroanele s-au format prin downwelling dintr-o perturbare catastrofală, atunci defectele concentrice s-ar prezenta ca fiind comprimate. Dacă s-ar forma prin umflare, cum ar fi prin diapirism, atunci ar fi blocuri de înclinare extensionale și ar prezenta caracteristici extensionale, așa cum dovezile actuale sugerează că fac. Inelele concentrice s-ar fi format pe măsură ce gheața s-ar îndepărta de sursa de căldură. [34] Este posibil ca diapirsele să fi schimbat distribuția densității în interiorul Mirandei, ceea ce ar fi putut determina Miranda să se reorienteze, similar unui proces despre care se crede că s-a produs la luna activă geologic a lui Saturn, Encelad. Dovezile sugerează că reorientarea ar fi fost la fel de extremă ca 60 de grade de la punctul sub-uranian. Pozițiile tuturor coroanelor necesită un model de încălzire a mareelor, în concordanță cu faptul că Miranda este solidă și nu are un ocean lichid intern. Prin modelarea computerizată, se crede că Miranda ar putea avea o coroană suplimentară pe emisfera neimaginată.

Observare si exploratie[modificare | modificare sursă]

Magnitudinea aparentă a Mirandei este de +16,6, făcându-l invizibil pentru mulți telescoape amatori. Practic toate informațiile cunoscute cu privire la geologie și geografie au fost obținute în timpul zborului lui Uranus realizat de Voyager 2 la 25 ianuarie 1986 . toate celelalte luni uraniene. Dintre toți sateliții uranieni, Miranda avea cea mai vizibilă suprafață. Echipa de descoperire se așteptase ca Miranda să semene cu Mimas și s-a trezit cu pierderea pentru a explica geografia unică a lunii în fereastra de 24 de ore înainte de a publica imaginile în presă. [29] În 2017, ca parte a sondajului său științific planetar, NASA a evaluat posibilitatea ca un orbitator să se întoarcă la Uranus o vreme în anii 2020. Uranus a fost destinația preferată față de Neptun datorită alinierilor planetare favorabile, ceea ce înseamnă timpi de zbor mai scurți.

  1. ^ https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par, accesat în   Lipsește sau este vid: |title= (ajutor)