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Satélites de Urano & Neptuno

13 Abr

Satélites de Urano.

Miranda.

Dimensiones: 480×468,4×465.8 km.

Masa: 6,59×1019 kg.

Densidad: 1,20 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 129.390 km.

Período orbital: 1,413 días.

Inclinación: 4,232º (respecto al eje de Urano).

Excentricidad orbital: 0,0013.

Temperatura superficial: 60 – 84 K.

Fecha de descubrimiento: 16 de Febrero de 1948 (Gerard P. Kuiper).

Miranda es la menor de las lunas de Urano, posee baja densidad y parece estar compuesta principalmente por agua helada y una pequeña cantidad de silicatos, rocas en su interior y de diversos compuestos orgánicos (metano). Su superficie muy abrupta, parece haber sido quebrada por efecto de una intensa actividad geológica en el pasado, estando atravesada por enormes cañones y crestas. También es muy posible la presencia de criovolcanes y el afloramiento de diapiros de hielo caliente. Todo ello convirtió en el pasado a Miranda el cuerpo más activo de todo el Sistema Solar. Las fuerzas y efectos de marea de Urano parecen haber sido las causantes de la actividad geológica de Miranda aunque también se cree que sufrió el impacto de algún objeto que estuvo a punto de destruir el propio satélite. Los fragmentos que salieron despedidos de dicho impacto, volvieron más tarde a juntarse, dando el actual aspecto irregular y “dañado” de Miranda. La sonda espacial Voyager 2 fotografió este satélite durante el sobrevuelo que realizó sobre Urano.

Miranda

Ariel.

Diámetro: 1.158 km.

Masa: 1,353×1021 kg.

Densidad: 1,66 g/cm3.

Semieje mayor de la órbita: 191.020 km.

Período orbital: 2,520 días.

Inclinación: 0,260º (respecto al ecuador de Urano).

Excentricidad orbital: 0,0012.

Temperatura superficial: 60 – 84 K.

Fecha de descubrimiento: 24 de Octubre de 1851 (William Lassell).

Ariel es el cuarto satélite de mayor tamaño de Urano. Posee una forma prácticamente esférica y el albeldo más alto de las lunas de Urano, en torno al 40%. La superficie de Ariel es una de las más jóvenes y menos craterizada del sistema de Urano, posee cráteres de entre 5 – 10 km de diámetro, el de mayor tamaño conocido se llama Yangoor y alcanza los 78 km de diámetro. Su composición es muy similar a los otros grandes satélites de Urano: 50% hielo de agua, 30% de silicatos y 20% de metano congelado. También es posible la presencia de sal o amoníaco en disolución. 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, ya empezó el vulcanismo a cubrir los grandes cráteres, bien por la acción de la lava o bien 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. La sonda espacial Voyager 2 es la única que ha visitado Urano y sus lunas, dicha sonda tomó las primeras imágenes cercanas de Ariel a 127.000 km, aunque sólo se fotografió el Hemisferio Sur porque era el único sobre el que incidía la luz solar.

Ariel

Umbriel.

Diámetro: 1.172 km.

Masa: 1,172×1021 kg.

Densidad: 1,39 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 266.000 km.

Período orbital: 4,144 días.

Inclinación: 0,128º (respecto al ecuador de Urano).

Excentricidad orbital: 0,0039.

Temperatura superficial: 75 – 85 K.

Fecha de descubrimiento: 24 de Octubre de 1851 (William Lassell).

Umbriel es la tercera luna de mayor tamaño de Urano y la cuarta más masiva. Posee una baja densidad por lo que estará compuesto principalmente por hielo de agua, rocas, sustancias ricas en carbono y algunos compuestos orgánicos como el metano en estado de congelación. Umbriel es la luna más oscura de todas las de Urano, teniendo un albeldo únicamente del 10%, su superficie es relativamente homogénea y no muestra grandes variaciones respecto a color (azul) o reflectividad. Los científicos únicamente reconocen los cráteres como la única formación geológica de Umbriel, únicamente Oberón posee más cráteres que Umbriel, por lo que la actividad geológica de este satélite es muy escasa. Una de las regiones más reconocidas de este satélite se conoce con el nombre de Wunda y tiene unos 131 km de diámetro, posee un color blanco brillante y se piensa que es un cráter, el cual está cubierto por algún tipo de hielo. Aunque no se puede distinguir por las fotos de baja resolución obtenidas por la sonda Voyager 2 (la única que ha fotografiado Umbriel) a unos 325.000 km, se cree que su superficie también está marcada por una serie de cañones con tendencia Noreste-Suroeste. Es muy posible que Umbriel fuese creada a partir de un disco de acreción (nube de gas y polvo) que existía alrededor de Urano.

Umbriel

Titania.

Diámetro: 1.576,8 km.

Masa: 3,527×1021 kg.

Densidad: 1,711 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 435.910 km.

Período orbital: 8,706234 días.

Inclinación: 0,340º (respecto al ecuador de Urano).

Excentricidad orbital: 0,0011.

Temperatura superficial: 60 – 89 K.

Fecha de descubrimiento: 11 de Enero de 11787 (William Herschel).

Titania es el mayor de los satélites de Urano y el octavo en tamaño de todo el Sistema Solar. La órbita de Titania discurre completamente dentro de la magnetosfera de Urano. 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. Este “bombardeo” supone el oscurecimiento de esos hemisferios, efecto que se observa en todos los satélites excepto en Oberón. Titania parece estar compuesta a partes iguales de hielo y rocas, teniendo una densidad mayor que de la media de los satélites de Saturno. Además de agua, el único componente que ha sido identificado sobre la superficie de Titania es el dióxido de carbono primordial, el cual se encontraría en el interior del hielo de agua de este satélite. La presencia de este compuesto (CO2), podría ser una prueba de la existencia de atmósfera en Titania, aunque muy tenue y similar a la que podemos encontrar en Calisto (luna de Júpiter) A nivel de albeldo, Titania se encuentra en un punto intermedio entre las lunas de Urano, presentando una coloración superficial ligeramente rojiza. Los científicos han identificado sobre su superficie dos tipos de accidentes geológicos: Cráteres de impacto y cañones. Su superficie no está excesivamente craterizada por lo que podemos afirmar que es mucho más reciente que la de otras lunas de Urano, los cráteres van desde unos pocos kilómetros de diámetro hasta los 326 km de Gertrude, el mayor cráter conocido de Titania. La superficie del satélite 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. El más destacado de los cañones de Titania es el Messina Chasma, que corre a lo largo de 1.500 km desde el ecuador hasta casi el Polo Sur. Las fosas tectónicas suelen ser de entre 20 y 50 km de ancho y tienen una profundidad de entre 2 y 5 km. Las únicas imágenes cercanas de que disponemos provienen del sobrevuelo de Urano por la sonda espacial Voyager 2 en Enero de 1986, cuando la distancia mínima entre la sonda y Titania fue de 365.200 km.

Titania

Oberón.

Diámetro: 1.522,8 km.

Masa: 3,014×1021 kg.

Densidad: 1,63 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 583.520 km.

Período orbital: 13,463234 días.

Inclinación: 0,058º (respecto al ecuador de Urano).

Excentricidad orbital: 0,0014.

Temperatura superficial: 70 – 80 K.

Fecha de descubrimiento: 11 de Enero de 1787 (William Herschel).

Oberón es el satélite más exterior de Urano y el segundo más grande y masivo de todos ellos. Su densidad, mayor de la media de las lunas de Saturno, nos hace pensar que está compuesto principalmente por proporciones iguales de agua helada (cristalizada), rocas y compuestos orgánicos pesados. 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. El interior de Oberón puede dividirse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. Si éste 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. 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. De todas formas, la estructura interna de esta luna depende en gran medida de la historia termal del satélite, que es, hoy en día, poco conocida. Oberón es el segundo satélite más oscuro de Urano, solamente por detrás de Umbriel, su superficie presenta un color ligeramente rojo, excepto en lo depósitos de impacto recientes, que son grises o ligeramente azules. 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. La superficie de Oberón está cruzada por un sistema de cañones que son menos extensos que los encontrados en Titania. Los cañones son probablemente fallas normales o escarpes y en algunos casos fosas tectónicas. Las únicas imágenes cercanas de que disponemos provienen del sobrevuelo de Urano por la sonda espacial Voyager 2 en Enero de 1986 a unos 470.600 km.

Oberón

Satélites de Neptuno.

Tritón.

Diámetro: 2.707 km.

Masa: 2,14×1022 kg.

Densidad: 2,061 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 354.759 km.

Período orbital: 5,8768 días.

Inclinación: 156,885º (respecto al ecuador de Neptuno).

Excentricidad orbital: 0,0000.

Temperatura superficial: 38 K.

Fecha de descubrimiento: 10 de Octubre de 1846 (William Lassell).

Tritón es el mayor satélite de Neptuno y el séptimo del Sistema Solar, además de ser la única luna de gran tamaño que tiene una rotación retrógrada, es decir, al contrario que la rotación del planeta que orbita (Neptuno). Tritón es uno de los cuerpos más fríos de todo el Sistema Solar, con una temperatura aproximada de unos -235 ºC (más baja que en Plutón). Está compuesto de una corteza de nitrógeno y metano congelados sobre un manto de hielo el cual se cree cubre un núcleo sólido de roca y metal. Tritón está formada aproximadamente por un 15-35% de agua helada. También se sabe que aunque tenue, posee una atmósfera, compuesta principalmente por nitrógeno y por pequeñas cantidades de metano, habiendo incluso finas nubes que aparecen sobre todo en los polos de dicha luna. Tritón es además de los pocos satélites del Sistema Solar del que se sabe que es geológicamente activo. Debido a esta actividad, su superficie es relativamente joven, con pocos cráteres y revela una compleja historia geológica a partir de misteriosos e intrincados terrenos criovolcánicos y tectónicos, con valles y crestas, además de llanuras y cordilleras. La sonda Voyager 2 observó volcanes helados en Tritón que escupían verticalmente nitrógeno líquido, polvo o compuestos de metano, provenientes de debajo de la superficie, en humaredas que alcanzaban hasta los 8 km de altura. Debido a la actividad geológica y al posible calentamiento interno se ha sugerido que Tritón podría albergar formas de vida primitiva en agua líquida bajo la superficie, muy semejante a lo que ha sido sugerido para la luna Europa de Júpiter. Tritón y Titán son así mundos que a pesar de ser físicamente extremos son capaces de soportar formas exóticas de vida desconocidas en la Tierra. EN cuanto a su origen, las lunas con órbitas retrógradas no pueden haberse formado fuera de la misma nebulosa solar en la que se han creado los planetas que orbitan, sino que deben de haber sido capturadas de otros lugares. Por lo tanto se sospecha que Tritón haya sido en origen un cuerpo del Cinturón de Edgeworth-Kuiper, el cual fue atrapado por la enorme fuerza gravitatoria de Neptuno. Tritón fue sobrevolada por la sonda espacial Voyager 2, la cual fotografió el satélite, en muchas de dichas fotografías se muestra únicamente el Polo Sur (cubierto por placas de hielo) de la luna, ya que el resto se encontraba en penumbra.

Tritón

Proteo.

Dimensiones: 424×390×396 km.

Masa: 4,4×1019 kg.

Densidad: 1,3 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 117.647 km.

Período orbital: 1,122 días.

Inclinación: 0,524º (respecto al ecuador de Neptuno).

Excentricidad orbital: 0,0005.

Temperatura superficial: 51 K.

Fecha de descubrimiento: 16 de Junio de 1989 (Voyager 2 – Stephen P. Synnott).

Proteo es la segunda luna más grande de Neptuno y su satélite interior de mayor tamaño. Posee un diámetro de 400 km, siendo el satélite irregular (aunque con una forma que tiende a ser esférica) más grande de todo el Sistema Solar. Su superficie está cubierta de multitud de cráteres y no muestra ningún tipo ni signo de actividad geológica. Su color superficial es oscuro y los infrarrojos muestran una posible presencia de compuestos orgánicos como cianuros e hidrocarburos, dichos compuestos pueden ser responsables del bajo albeldo de Proteo, el cual es únicamente del 6%, siendo uno de los cuerpos más oscuros del Sistema Solar. Pharos es el cráter de mayor tamaño de Proteo, con un diámetro de 230 – 260 km y una profundidad de entre 10 – 15 km. Proteo puede ser fruto del choque de las lunas originales de Neptuno antes de que dicho planeta capturase en su órbita a Tritón, lo que habría producido graves perturbaciones orbitales. Este satélite fue sobrevolado por la sonda Voyager 2.

Proteo

Nereida.

Dimensiones: Alrededor de 340 km de diámetro.

Masa: 3.1×1019 kg.

Densidad: 1,5 g/cm³.

Semieje mayor de la órbita: 5.513,787 km.

Período orbital: 360,13 días.

Inclinación: 7,090º (respecto al ecuador de Neptuno).

Excentricidad orbital: 0,7507.

Temperatura superficial: 50 K.

Fecha de descubrimiento: 1 de Mayo de 1949 (Gerard P. Kuiper).

Nereida es la tercera luna de mayor tamaño de Neptuno. Espectralmente, Nereida aparece un color neutro y se ha detectado hielo de agua en su superficie. Su espectro parece ser intermedio entre las lunas Titania y Umbriel de Urano, lo que sugiere que la superficie de Nereida se compone de una mezcla de hielo de agua y algunos materiales espectralmente neutrales. Es posible también la presencia de metano sólido en su superficie. Dicho espectro es muy diferente al de otros satélites menores del Sistema Solar, lo que sugiere que Nereida se formó alrededor de Neptuno en lugar de ser un cuerpo capturado por éste. Su órbita inusualmente excéntrica podría indicar dos cosas, que se trata de un asteroide proveniente del cinturón de Kuiper capturado por la gravedad del planeta, o bien que se vio perturbada en el momento en que fue capturada Tritón, la mayor luna de Neptuno. La sonda espacial Voyager 2 pasó a una gran distancia de Nereida por lo que las fotos que obtuvo de ella son de muy baja resolución y no permiten diferenciar prácticamente detalles sobre las características físicas de esta pequeña luna de Neptuno.

Nereida

Representación artística de Nereida con Neptuno al fondo.

Nota: Urano cuenta con 27 satélites y Neptuno con 13 satélites descubiertos hasta la fecha.

Fuentes: Wikipedia, Enciclopedia Cosmos, elaboración propia.

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