Miranda (astronomía)

De Wikipedia, la enciclopedia libre.
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
Miranda
( Urano V)
PIA18185 Miranda's Icy Face.jpg
El Polo Sur de Miranda capturado por la Voyager 2
de 480 km a una resolución de 2,7 km
Satélite de Urano
Descubrimiento 16 de febrero de 1948
Descubridor Gerard Peter Kuiper
Parámetros orbitales
Semieje mayor 129872 kilometros
Periodo orbital 1.413479 días
Respeto a la inclinación
en equat. de Urano
4.232 °
Excentricidad 0,0013
Datos físicos
Dimensiones 480 × 468,4 × 465,8 kilometros
Diámetro medio 471,6 kilometros
Superficie 2790 000 km²
Volumen 54 835 000 km³
Masa
6,59 × 10 19 kg
Densidad media 1,20 g / cm³
Aceleración de gravedad en la superficie 0,079 m / s²
Velocidad de escape 0,19 kilómetros por segundo
Período de rotación Rotación sincrónica
Inclinación axial nada
Temperatura
superficial
~ 59 K (promedio)
~ 86K (máx.)
Presión atm nada
Albedo 0,32
Datos de observación
Aplicación Magnitude. 15,8

Miranda es el satélite más pequeño e interno de Urano entre las cinco lunas principales . Descubierto por Gerard Kuiper el 16 de febrero de 1948 en el observatorio McDonald , el mismo astrónomo sugirió su nombre, derivado del personaje homónimo de La tempestad de Shakespeare . [1] También se designa a Urano V.

Hasta la fecha, las únicas imágenes de primer plano de Miranda provienen de la nave espacial Voyager 2 , tomadas durante su sobrevuelo de Urano en enero de 1986 . Solo se fotografió y, por lo tanto, se estudió el hemisferio sur de la luna, ya que estuvo iluminado por la luz solar durante la reunión. Fue una afortunada coincidencia que la luna fuera el objeto más cercano, a unos 30.000 km, de la sonda, ya que resultó ser el objeto más interesante del sistema de Urano: las imágenes tomadas, de hecho, revelan una actividad geológica pasada mucho mayor. al que ha afectado a las otras lunas del planeta. La Voyager 2 tenía que acercarse lo más posible a Urano para tener el empuje necesario para llegar a Neptuno , esto nos permitió tener imágenes con resolución, de la superficie de Miranda, de unos cientos de metros.

La superficie parece estar compuesta de agua helada mezclada con compuestos de silicatos y carbonatos , con la presencia de amoníaco también . Al igual que las otras lunas de Urano, su órbita se encuentra en un plano perpendicular a la órbita del planeta alrededor del Sol y, al igual que el planeta, está sujeto a variaciones estacionales extremas.

Como otras lunas de Urano, Miranda probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeaba al planeta poco después de su formación, o después del evento catastrófico que produjo su inusual inclinación . Sin embargo, Miranda está inclinada 4.338 ° con respecto al plano del ecuador de Urano, y es la inclinación más marcada entre las principales lunas de Urano. Miranda podría haber sido solo una pequeña luna inerte congelada cubierta de cráteres de impacto , pero las imágenes de la Voyager mostraban un mundo con una superficie sorprendentemente variada y única, un mosaico de diferentes áreas con diferentes características, con vastas llanuras onduladas salpicadas de cráteres y atravesado por una red. de escarpadas fallas y acantilados . Esta área tiene tres impresionantes coronas , cuyo diámetro es de más de 200 km. Estas formaciones geológicas y la inclinación anómala de la órbita sugieren una historia pasada y una actividad geológica compleja. La geología de Miranda parece haberse caracterizado por fuerzas de marea , resonancias orbitales , diferenciación planetaria parcial y movimientos de convección , por la expansión de su manto y por episodios de criovulcanismo .

Historia de observaciones

Descubrimiento y denominación

Miranda fue descubierta el 16 de febrero de 1948 por el astrónomo estadounidense de origen holandés Gerard Kuiper , quien la observó desde el Observatorio McDonald en Texas , 97 años después del descubrimiento de Ariel y Umbriel . Kuiper en realidad estaba tratando de obtener datos precisos sobre los cuatro satélites de Urano conocidos hasta ahora, a saber, Titania , Oberon , Ariel y Umbriel. [2]

Siguiendo una propuesta de John Herschel , hijo de William , el descubridor de Urano, todas las lunas de ese planeta tomaron el nombre de personajes de las obras de William Shakespeare y Alexander Pope . Miranda es hija del mago Próspero , duque de Milán , en la obra de Shakespeare La tempestad . [2] El satélite también se conoce a veces como "Urano V".

Asimismo, las notables formaciones geológicas de Miranda llevan el nombre de lugares en las obras de Shakespeare. [3]

Misiones espaciales

Las únicas imágenes de alta resolución de Miranda fueron tomadas por la nave espacial Voyager 2 , que fotografió el satélite durante su paso cercano a Urano en enero de 1986, cuando se encontraba a un mínimo de 31.000 km de Miranda, considerablemente menos que la que estaba entre la sonda. y las otras lunas de Urano. [4] Las mejores imágenes de Miranda tienen una resolución de 500 m, una resolución suficiente para poder compilar un mapa geológico y poder contar los cráteres. [5] En el momento del sobrevuelo cercano , el hemisferio sur de Miranda (como el de las otras lunas) apuntaba hacia el Sol , por lo que el hemisferio norte (sumido en la oscuridad) no pudo ser estudiado. [6] Ninguna otra nave espacial ha visitado Urano (y Miranda). El programa de sonda y orbitador Urano , propuesto por la NASA en 2011, prevé el lanzamiento para los años 2020-2023, y podría profundizar el conocimiento de los satélites de Urano, incluido Miranda. [7] La misión fue el tercer programa de mayor prioridad de los años 2013-2022, pero, sin embargo, se ha suspendido porque tiene una prioridad menor que los de Marte y Europa, la luna de Júpiter. [8] [9]

Parámetros orbitales

Estar a una distancia de aprox. A 129.900 km de Urano, Miranda es el más cercano al planeta entre sus principales satélites. La órbita está significativamente inclinada con respecto al plano orbital de Urano y su excentricidad es también un orden de magnitud mayor que la de las otras lunas principales de Urano . [10] Estas características orbitales podrían ser la consecuencia de resonancias orbitales que tuvo en el pasado con otras lunas de Urano: Miranda podría haber tenido una resonancia de 3: 1 con Umbriel y quizás una resonancia de 5: 3 con Ariel. Urano está ligeramente aplanado en los polos y también se alimenta menos de satélites que Júpiter y Saturno , por lo tanto, sus lunas pueden escapar más fácilmente de las fuerzas gravitacionales que mantienen constantes las resonancias a lo largo del tiempo. Su excentricidad y sobre todo su singular inclinación orbital pudo haber nacido cuando Miranda escapó de estas resonancias. [11]

Miranda está en rotación sincrónica con Urano, de hecho el período orbital de Miranda es de 1.413 días terrestres y coincide con el período de rotación por lo que la luna siempre gira el mismo hemisferio hacia el planeta. [6] Sin embargo, la orientación de los hemisferios y, en consecuencia, de los polos geográficos no siempre han sido las observadas por la Voyager 2 durante su paso, pero se ha revelado la existencia de una orientación antigua. [12]

Composición y estructura interna

Vista de cerca de las Rupes de Verona que, con una altura de 20 km, es el acantilado más alto del sistema solar.

Existe una clara distinción entre los diferentes satélites en función de su forma y tamaño. Los satélites con un diámetro superior a 400 km tienen forma esférica, por lo que la altura de los relieves es insignificante en comparación con su tamaño, [3] y con un radio medio de 235 km, Miranda se acerca a este límite. [13] Es el menos denso de los principales satélites de Urano, con una densidad de 1,15 ± 0,15 g / cm³ es similar al del hielo de agua. Las observaciones infrarrojas sugieren que la superficie está compuesta de hielo de agua mezclado con compuestos de silicatos y carbonatos . Las mismas observaciones superficiales también sugieren la presencia de amoniaco (NH3) en un porcentaje del 3%. Según las mediciones realizadas por la Voyager 2 , el porcentaje de rocas representa entre el 20 y el 40% de la masa total del satélite. [14]

Miranda podría estar parcialmente diferenciado , con un núcleo de silicato y un manto de hielo, que podría tener 135 km de espesor, mientras que el núcleo tendría un radio de unos 100 km. [15] Si este modelo es correcto, la disipación de calor interno de Miranda se produce por conducción térmica . [15] Sin embargo, la presencia de las coronas podría ser evidencia de un movimiento de convección térmica en la superficie que se originaría en su interior y que justificaría una diferenciación parcial de Miranda. [12]

Superficie

Las principales formaciones geológicas de Miranda: los cráteres en amarillo, las coronas en azul, las regiones en marrón, las rocas en lila y los surcos en verde.
Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: cráteres de Miranda, Coronae de Miranda, Regiones de Miranda, Rupēs de Miranda y Sulci de Miranda .

La apariencia de la superficie de Miranda es sorprendente y única: se evidencian varias capas superpuestas, algunas recientes y otras más antiguas, surcadas por cañones (los más profundos del sistema solar), acantilados , por vastas estructuras elipsoidales, llamadas coronas , que podrían ser la cima de diapiri y han sido producidos por la salida de material más cálido desde el interior de la luna. [12] [16] Los cañones parecen ser grabens , mientras que otras estructuras podrían ser consecuencia de fenómenos relacionados con el criovulcanismo . Los diapiros pueden haber causado variaciones en la densidad local del interior de la luna, provocando que el eje de rotación de Miranda se desplazara, [17] en un proceso similar a lo que se cree que ocurrió en Encelado, la luna de Saturno . Miranda es uno de los pocos cuerpos celestes del sistema solar que tiene una circunferencia en el ecuador más corta que la circunferencia polar.

Se cree que estas actividades pueden haber sido causadas por las fuerzas de marea generadas por Urano. Otra teoría, ahora considerada menos confiable, sugiere que Miranda fue golpeada por un cuerpo masivo que fragmentó la luna. Los fragmentos se volverían a ensamblar posteriormente en diferentes posiciones dando lugar a la extraña morfología superficial actual. [dieciséis]

La órbita de Miranda está inclinada 4,34 °; esta inclinación es muy inusual para una luna tan cerca de su planeta. Puede haber estado en resonancia orbital 3: 1 con Umbriel en algún momento. La fricción de las mareas resultante puede haber causado el calentamiento interno de la luna y, por lo tanto, ser el culpable de la actividad geológica pasada.

Las regiones

Las regiones identificadas en las imágenes tomadas por la Voyager 2 se denominan "Regio Mantova", "Efeso Regio", "Sicilia Regio" y "Regio Dunsinane". [18] Indican áreas caracterizadas por terreno ondulado y llanuras más o menos marcadas por antiguos cráteres de impacto . [6] En estos suelos antiguos también hay fallas y escarpes normales , algunos tan antiguos como la formación de las regiones, mientras que otros son mucho más recientes y parecen haberse formado después de las coronas. Estas fallas van acompañadas de grabens causados ​​por la actividad tectónica antigua. La superficie de estas regiones es bastante uniforme y oscura, sin embargo, los acantilados que dominan algunos cráteres de impacto revelan la presencia de material mucho más brillante en profundidad. [6]

Urano visto por Miranda

Desde el hemisferio que Miranda gira hacia Urano, el planeta permanece fijo en el cielo, alcanzando un tamaño de 22º (40 veces la Luna llena vista desde la Tierra ) [19] . Por otro lado, es posible ver periódicamente a los otros satélites cruzar la bóveda celeste.

Nota

  1. ^ (EN) GP Kuiper , El quinto satélite de Urano , en Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico, Vol. 61, n. 360, junio de 1949, pág. 129.
  2. ^ a b GP Kuiper, El quinto satélite de Urano ( PDF ), en Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , vol. 61, 360, 1949, pág. 129.
  3. a b ( FR ) André Brahic,De feux et de glaces, ardentes géantes , Odile Jacob, 2010, ISBN 978-2-7381-2330-5 .
  4. ^ EC Stone, El encuentro de la Voyager 2 con Urano , en Journal of Geophysical Research , 92, n. 14, 1987, págs. 873-76, DOI : 10.1029 / JA092iA13p14873 .
  5. ^ JB Plescia, Historia de los cráteres de Miranda: implicaciones para los procesos geológicos , en Ícaro , vol. 73, n. 3, 1987, págs. 442-461, DOI : 10.1016 / 0019-1035 (88) 90055-3) .
  6. ^ a b c d BA Smith, LA Soderblom, R. Beebe, D. Bliss, RH Brown, SA Collins, JM Boyce, GA Briggs, A. Brahic, JN Cuzzi, D. Morrison, Voyager 2 en el sistema de Urano - Imágenes resultados científicos , en Science , vol. 233, julio de 1986, págs. 43-64, DOI : 10.1126 / science.233.4759.43 .
  7. ^ (EN) La tercera misión insignia de mayor prioridad es la misión Uranus Orbiter and Probe (PDF) en solarsystem.nasa.gov, NASA. Consultado el 31 de marzo de 2015 (archivado desde el original el 2 de abril de 2015) .
  8. ^ Lean misiones estadounidenses a Marte, se recomienda la luna de Júpiter , en reuters.com . Consultado el 3 de mayo de 2019 (archivado desde el original el 24 de septiembre de 2015) .
  9. ^ Michael Schirber, Misiones propuestas para explorar el misterioso planeta inclinado Urano , en space.com , Space.com , octubre de 2011.
  10. ^ Parámetros orbitales medios del satélite planetario , en ssd.jpl.nasa.gov , NASA . Consultado el 1 de abril de 2015 .
  11. ^ WC Tittemore, J. Wisdom, Evolución de las mareas de los satélites uranianos III. Evolución a través de las conmensurabilidades de movimiento medio Miranda-Umbriel 3: 1, Miranda-Ariel 5: 3 y Ariel-Umbriel 2: 1 , en Icarus, American Astronomical Society , vol. 85, n. 2, 1990, págs. 394-443, DOI : 10.1016 / 0019-1035 (90) 90125-S .
  12. ^ a b c ( EN ) RT Pappalardo, Reynolds, SJ; Greeley, R., Bloques de inclinación extensionales en Miranda: evidencia de un origen de surgencia de Arden Corona , en Journal of Geophysical Research , vol. 102, E6, Elsevier Science, 1997, págs. 13,369-13,380, DOI : 10.1029 / 97JE00802 .
  13. ^ PC Thomas, Radios, formas y topografía de los satélites de Urano a partir de coordenadas de extremidades , en Ícaro , vol. 73, marzo de 1988, págs. 427-441, DOI : 10.1016 / 0019-1035 (88) 90054-1 . Consultado el 6 de abril de 2015 .
  14. James M. Bauer, The Near Infrared Septrum of Miranda , in Icarus , vol. 158, 2002, págs. 178-190, DOI : 10.1006 / icar.2002.6876 . Consultado el 6 de abril de 2015 .
  15. ^ a b Hauke ​​Hussmann, Frank Sohl, Tilman Spohn, océanos subsuperficiales e interiores profundos de satélites de planetas exteriores de tamaño mediano y grandes objetos transneptunianos , en Ícaro , vol. 185, 2006, págs. 258-273, DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.06.005 .
  16. ^ A b (EN) Andrew Chaikin, El nacimiento de la luna provocadora de Urano todavía desconcierta a los científicos en Space.com, Imaginova Corp., 16 de octubre de 2001. Consultado el 29 de noviembre de 2010.
  17. (EN) R. Pappalardo, Greeley, R., Evidencia estructural para la reorientación de Miranda sobre un paleo-polo , en Lunar and Planetary Inst., Vigésima Cuarta Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria. Parte 3: Nueva Zelanda , 1993, págs. 1111-1112. Consultado el 29 de noviembre de 2010 .
  18. ^ Resultados de búsqueda de nomenclatura para Miranda , en planetarynames.wr.usgs.gov , IAU. Consultado el 6 de abril de 2015 .
  19. ^ (ES) Concepción del artista: Urano visto desde su luna Miranda. , en Realfi .

Otros proyectos

enlaces externos

Control de autoridad LCCN ( EN ) sh95005335
Sistema solar Portal del Sistema Solar : acceda a las entradas de Wikipedia sobre objetos del Sistema Solar