Satellits d'Uranus

Un article de Wikipèdia, l'enciclopèdia liura.
Anar a : navigacion, Recercar
Sistèma d'Uranus vist per lo telescòpi VLT.

Uranus a 27 satellits naturaus coneguts dichs segon de personatges de William Shakespeare e Alexander Pope[1]. Son devesits en tres grops. De mai, Uranus podriá tanben aver de quasi-satellits estables amb una durada de vida egala a aquela dau Sistèma Solar[2]. Pasmens, ges d'objècte d'aqueu tipe es estat observat.

Satellits interiors[modificar | modificar la font]

Uranus a tretze satellits pichons amb una orbita situada a l'interior de la trajectòria de Miranda[3]. Totei lei satellits d'aqueu grop son liats ais anèus. Lo pus grand es dich Puck amb un diamètre egau a 162 km. Aquelei satellits an un albedo fòrça feble, a l'entorn de 0,10[4]. Son fachas d'una mescla d'aiga e de poussas sornas. De mai, lei calculs mòstran que lo sistèma dei satellits interiors es pas estable es que de collisions entre lunas son possiblas[3]. Totei lei satellits semblan estacats ais anèus[5].

Satellits principaus[modificar | modificar la font]

Fotografia dau satellit Titània.
Lei cinc grands satellits d'Uranus comparats a la Luna
Nom Diamètre Massa Semiaxe major Periòde orbital
km  % kg  % km  % jorns  %
Miranda 471,6 ± 1,4 13,6 6,59.1019 0,09 129 390 33,6 1,41 5,1
Ariel 1 157,8 ± 1,2 33,3 1,353.1021 1,8 191 020 49,7 2,52 9,2
Umbriel 1 169,4 ± 5,6 33,7 1,172.1021 1,6 266 300 69,2 4,14 15,2
Titania 1 576,8 ± 1,2 45,3 3,527.1021 4,8 435 910 113,5 8,71 31,8
Oberon 1 522,8 ± 5,2 43,9 3,014.1021 4,1 583 520 151 13,46 49,3

Lei cinc satellits principaus d'Uranus son Miranda, Ariel, Umbriel, Titània e Oberon. Pasmens, Aqueu sistèma de lunas es lo mens massís dau Sistèma Solar : la massa dei cinc grands satellits monta pas a la mitat de la massa de Triton. Titània es lo pus grand satellit amb un rai mejan egau a 788,9 km.

Totei lei lunas an un albedo feble, variant de 0,20 a 0,35, e son probablament fachas d'una mescla de glaç e de ròcas. Lo glaç podriá tanben tenir de percentatges importants de dioxid de carbòni e d'amoniac dins sa composicion[6] [7]. Ges d'atmosfèra espessa foguèt detectada. Ansin, la pression atmosferica sus Titània passa probablament pas 10-20 nPa[8]. Miranda podriá aver una activitat geologica anciana en causa de fòrças de marèia amb Uranus[9]. D'efiech, un criovolcanisme ancian podriá explicar la preséncia d'estructuras semblablas a de volcans dau tipe coronae[10] [11]. Dins aquò, totei lei satellits dau grop principau an una superficia amb una craterizacion importanta.

Enfin, lei periòdes de rotacion dei satellits principaus a l'entorn d'Uranus son comprés entre 1,4 e 13,5 jorns terrèstres. Lor axe de rotacion es quasi parallèl a l'axe d'Uranus. Lei satellits an donc una enclinason fòrça similara a la planeta. Enfin, i a de resonàncias 3:1 entre Miranda e Umbriel e 4:1 entre Ariel e Umbriel[9] [12].

Satellits irregulars[modificar | modificar la font]

En 2005, Uranus aviá nòu satellits dichs irregulars a l'exterior de l'orbita d'Oberon. Son d'objèctes probablament capturats per la gravitat de la planeta gaire de temps après sa formacion[13]. Lor talha varia de 18 a 150 km per Sícorax, lo pus important. La màger part d'aquelei satellits an una trajectòria retrograda. Ges de satellit irregular a una enclinason compresa entre 60 e 140° car l'estabilitat dins aquela region es limitada, e la durada de vida d'un satellit d'aqueu tipe es estimada a environ 10 milions d'annadas[13].

Referéncias[modificar | modificar la font]

  1. Sheppard, Scott S.; Jewitt, David; Kleyna, Jan (2006). "An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness". The Astronomical Journal 129: 518–525.
  2. P. Wiegert and K. Innanen, « The stability of quasi satellites in the outer solar system », dans The Astronomical Journal, vol. 119, no 4, 2000, p. 1978–1984.
  3. 3,0 3,1 Showalter, Mark R.; Lissauer, Jack J. (2006). "The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics". Science 311: 973–977.
  4. Karkoschka, Erich (2001). "Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope". Icarus 151: 51–68.
  5. Esposito, L. W. (2002). "Planetary rings" (pdf). Reports On Progress In Physics 65: 1741–1783.
  6. W.M. Grundy, « Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations », dans Icarus, vol. 184, 2006, p. 543–555.
  7. Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus 185: 258–273.
  8. Widemann, Thomas; B. Sicardy, E. Lellouch (2008). "Upper Limits for a Titania's Atmosphere and for a Large KBO's Atmosphere From Stellar Occultations [archive]" in DPS meeting #40, #36.05. , American Astronomical Society.
  9. 9,0 9,1 Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (1990). "Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities". Icarus (Elsevier Science) 85 (2): 394–443.
  10. Pappalardo, R. T.; Reynolds, S. J., Greeley, R. (1997-06-25). "Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona". Journal of Geophysical Research (Elsevier Science) 102 (E6): 13,369–13,380.
  11. Chaikin, Andrew (2001-10-16). "Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists". Space.Com.
  12. Tittemore, W.C. (1990). "Tidal Heating of Ariel". Icarus 87: 110–139.
  13. 13,0 13,1 Sheppard, Scott S.; Jewitt, David and Kleyna, Jan (2005). "An ultradeep survey for irregular satellites of Uranus: Limits to completeness". The Astronomical Journal 129: 518–525.