Oberon Uranus IV | |
![]() Cea mai bună imagine a lui Voyager 2 despre Oberon (24 ianuarie 1986, NASA) | |
Tip | Satelit natural al lui Uranus |
---|---|
Caracteristici orbitale ( Epoca J2000.0 ) | |
Axa semi-majoră | 583.519 km |
Periapsis | 582.702 km |
Apoapsis | 584.336 km |
Excentricitate | 0,001 4 |
Perioada revoluției | 13,463 234 d |
Înclinare | 0,058 ° |
Caracteristici fizice | |
Dimensiuni | Raza: 761,4 ± 2,6 km ( 0.119 4 R ⴲ ) |
Masa | 5,046 × 10 −4 M ⴲ = 3,014 (± 0,075) × 10 21 kg |
Densitatea medie | 1,63 (± 0,05) × 10 3 kg / m 3 |
Gravitația suprafeței | 0,348 m / s 2 |
Viteza de eliberare | 0,726 km / s |
Perioada de rotație | ? d (presupus a fi sincron ) |
Magnitudine aparentă | 14.1 (la opoziție) |
Albedo mediu | 0,31 (geometric), 0,14 (Bond) |
Temperatura suprafeței | 70 - 80 K |
Caracteristicile atmosferei | |
Presiune atmosferică | Fără atmosferă |
Descoperire | |
Descoperitor | William Herschel |
Data descoperirii | 11 ianuarie 1787 |
Denumire (denumiri) | |
Denumiri provizorii | Uranus IV |
Oberon , numit și Uranus IV , este cel mai îndepărtat de marii sateliți naturali ai lui Uranus . Este al doilea satelit al acestei planete atât ca dimensiune cât și ca masă și al nouălea din sistemul solar ca masă. Descoperit de William Herschel în 1787 , Oberon își datorează numele unui personaj din piesa lui Shakespeare Visul unei nopți de vară . Orbita sa în jurul lui Uranus este parțial localizată în afara magnetosferei lui Uranus.
Oberonul este format din gheață și rocă în cantități aproximativ egale. Satelitul este probabil diferențiat într-un miez de rocă și o manta înghețată. Un strat de apă lichidă ar putea fi prezent la interfața dintre miez și manta. Suprafața lui Oberon, care este întunecată și ușor roșie, pare să fi fost modelată în primul rând de impacturile asteroizilor și cometelor . Este acoperit de numeroase cratere de impact, unele cu diametrul de până la 210 km . Oberon a cunoscut probabil un episod de reafacere endogenă care a acoperit cele mai vechi suprafețe foarte craterate. Ulterior, extinderea interiorului său a creat pe suprafața Oberonului o rețea de canioane și escarpe de defect . La fel ca toate lunile majore ale lui Uranus, Oberon s-a format probabil din discul de acumulare care a înconjurat Uranus imediat după formarea planetei.
Sistemul de uraniu a fost studiat îndeaproape o singură dată, de către sonda Voyager 2 dinIanuarie 1986. Voyager 2 a făcut mai multe imagini cu Oberon, făcând posibilă cartografierea a aproximativ 40% din suprafața acestei luni.
Oberon a fost descoperit de William Herschel pe11 ianuarie 1787, în aceeași zi cu Titania , cea mai mare lună a lui Uranus . Herschel a raportat ulterior descoperirea a patru sateliți suplimentari, dar care s-au dovedit a fi erori de observare. În cei cincizeci de ani care au urmat descoperirii lor, Titania și Oberon nu vor fi observate de niciun alt astronom decât Herschel, deși acești sateliți pot fi observați în 2008 de pe Pământ cu un telescop amator de ultimă generație.
Oberon a fost denumit inițial „al doilea satelit al lui Uranus” și, în 1848 , i s-a dat denumirea de Uranus II de către William Lassell , deși a folosit uneori numerotarea lui William Herschel (unde Titania și Oberon sunt II și IV). În 1851 , Lassell a atribuit în cele din urmă celor patru sateliți cunoscuți cifre romane în funcție de îndepărtarea lor de planetă și din moment ce Oberon este numit Uranus IV .
Toate lunile lui Uranus poartă numele unor personaje din operele lui William Shakespeare sau Alexander Pope . Oberon , regele zânelor din diferite legende, este un personaj major în piesa Un vis de noapte de vară . Numele celor patru sateliți ai lui Uranus au fost sugerați de fiul lui Herschel, John, în 1852, la cererea lui William Lassell , care anul trecut descoperise celelalte două luni, Ariel și Umbriel . Adjectivul derivat din Oberon este „oberonian”.
Oberon orbitează în jurul lui Uranus la o distanță de aproximativ 584.000 km . Este cel mai îndepărtat de cei cinci mari sateliți de pe planetă. Excentricitate și înclinarea în raport cu ecuatorul lui Uranus din orbita Oberon sunt mici. Oberonul se află în rotație sincronă în jurul lui Uranus, adică perioada orbitală și perioada de rotație au aceeași durată de aproximativ 13,5 zile; fața sa în raport cu planeta este întotdeauna aceeași.
O proporție semnificativă din orbita lui Oberon este situată în afara magnetosferei Uranus. Prin urmare, suprafața sa este uneori lovită direct de vântul solar. Emisfera posterioară (adică opusă mișcării orbitale) a sateliților, a cărei orbită este situată în întregime în magnetosfera planetei, este influențată de plasma magnetosferică care se rotește cu planeta. Acest bombardament poate duce la întunecarea emisferelor din spate, așa cum se întâmplă cu toate celelalte luni ale lui Uranus.
Axa de rotație a lui Uranus fiind foarte puternic înclinată în comparație cu planul său orbital, sateliții săi, care se află pe orbită pe planul său ecuatorial, suferă cicluri sezoniere extreme. Polii nord și sud din Oberon au cicluri de 42 de ani de iluminare continuă, apoi noapte continuă. La fiecare 42 de ani, în timpul echinocțiilor lui Uranus, planul ecuatorial al acestei planete fuzionează cu cel al Pământului. Lunile lui Uranus pot, cu această ocazie, să se întunece reciproc, precum ocultarea lui Umbriel de către Oberon, care a avut loc la4 mai 2007 și a durat șase minute.
Oberon este al doilea ca mărime și al doilea ca masiv dintre lunile lui Uranus după Titania și a noua lună ca mărime din Sistemul Solar . Densitatea ridicată a Oberonului (1,63 g / cm 3 ), mai mare decât cea a sateliților lui Saturn, de exemplu, indică faptul că este alcătuită în proporții aproximativ egale de gheață de apă și alt material dens decât gheața. Acest material ar putea fi compus din roci și materiale carbonice , inclusiv compuși organici cu masă mare. Observațiile spectroscopice au arătat prezența apei de gheață cristalină pe suprafața satelitului. Liniile de absorbție a gheții sunt mai intense pe emisfera spate a Oberonului decât pe emisfera sa din față. Acesta este opusul a ceea ce se observă la celelalte luni ale lui Uranus, unde emisfera frontală prezintă mai multe urme de apă. Motivul acestei asimetrii este necunoscut, dar s-ar putea datora bombardamentului de către particulele încărcate ale magnetosferei Uranus, care este mai important pe emisfera frontală. Particulele energetice tind să erodeze gheața, să descompună metanul în gheață ca hidrat și să întunece alți compuși organici, lăsând la suprafață un reziduu întunecat bogat în carbon.
Oberonul ar putea fi diferențiat într-un miez stâncos înconjurat de o manta înghețată. Dacă acesta este cazul, raza nucleului (480 km ) ar fi de aproximativ 63% cea a satelitului, iar masa acestuia de aproximativ 54% cea a satelitului, valori care depind de compoziția satelitului. Presiunea din centrul Oberonului este de aproximativ 0,5 GPa ( 5 kbar ). Starea fizică a stratului de gheață este necunoscută. Dacă gheața conține suficient amoniac sau alte antigeluri, cum ar fi sărurile dizolvate, Oberon ar putea avea un strat oceanic lichid la limita dintre miez și manta. Grosimea acestui ocean, dacă există, ar fi mai mică de 40 km și temperatura sa în jur de 180 K. Cu toate acestea, structura internă a Oberonului depinde puternic de istoria sa termică, care este puțin înțeleasă în 2009 .
Oberon este a doua cea mai întunecată lună după Umbriel printre marii sateliți ai lui Uranus. Suprafața sa are un puternic efect opus : reflectivitatea sa scade de la 31% la un unghi de fază de 0 ° ( albedo geometric ) la 22% la un unghi de aproximativ 1 ° . Oberon are un albedo Bond scăzut (numit și albedo global sau albedo planetar) de aproximativ 14%. Suprafața sa este, în general, ușor roșie, cu excepția depozitelor tinere de impact, care sunt spectral neutre (adică gri) sau ușor albastre. Oberon este cel mai roșu dintre sateliții lui Uranus. Emisferele din spate și din față sunt asimetrice: emisfera din față este mai roșie decât emisfera din spate, deoarece conține mai mult material roșu închis. Culoarea roșie a suprafețelor s-ar putea datora bombardării suprafețelor din Oberon de particule încărcate și micrometeoriți din mediul spațial pe scări de timp de ordinul epocii sistemului solar . Cu toate acestea, este mai probabil ca asimetria culorilor din Titania să se datoreze depunerii de material roșu din părțile exterioare ale sistemului de uraniu (posibil sateliți neregulați ) care s-ar fi depus în principal pe emisfera frontală.
Oamenii de știință au identificat două tipuri de caracteristici geologice pe Oberon: craterele de impact și chasmata (canioane). Suprafețele antice din Oberon sunt cele mai craterate dintre toate lunile lui Uranus. Densitatea craterelor este aproape de saturație, adică formarea de noi cratere este contrabalansată de distrugerea craterelor mai vechi. Diametrul craterelor variază de la câțiva kilometri la 206 de kilometri pentru cel mai mare crater cunoscut, Hamlet. Multe cratere mari sunt înconjurate de ejecții puternice de impact ( raze de gheață relativ rece). Podelele celor mai mari cratere, Hamlet, Othello și Macbeth, sunt alcătuite din material foarte întunecat depus după formarea lor. Un munte cu o altitudine de aproximativ 11 km a fost observat spre sud-est în unele fotografii Voyager. Ar putea fi vârful central al unui bazin de impact (adică un crater de impact mare) cu un diametru de aproximativ 375 km .
Suprafața Oberonului este traversată de un sistem de canioane, care sunt totuși mai puțin răspândite decât cele din Titania . Canoanele sunt probabil defecte normale sau escarpe de defecte , care pot fi vechi sau recente. Escarpele tăiau depunerile strălucitoare ale unor cratere mari vechi; formarea lor este deci ulterioară celei a craterelor. Cel mai mare canion din Oberon este Mommur Chasma.
Geologia Oberonului a fost influențată de două fenomene majore: formarea craterelor de impact și refacerea endogenă. Primul proces a existat de la crearea Oberonului și este originea apariției sale actuale. Al doilea, refacerea endogenă, a fost activ de ceva timp după formarea lunii. Aceste procese endogene au fost în principal de natură tectonică și sunt responsabile pentru formarea canioanelor, fisuri imense în scoarța înghețată. Canioanele acoperă o parte din cele mai vechi suprafețe ale lui Obéron. Aceste fisuri se datorează expansiunii Oberonului cu un factor de aproximativ 0,5%. Acest lucru a avut loc în două faze, ducând la crearea unor canioane vechi și a unor canioane tinere.
Natura petelor întunecate, care sunt prezente în mod predominant pe emisfera frontală și în cratere, este necunoscută. Unii oameni de știință presupun că sunt de origine criovolcanică , cum ar fi maria lunară . Alții spun că impacturile au dezgropat materialul întunecat îngropat anterior sub coaja de gheață pură. Această din urmă ipoteză ar însemna că Oberon ar fi cel puțin parțial diferențiat cu o crustă de gheață la suprafață, în timp ce interiorul satelitului nu ar fi diferențiat.
Caracteristică | Originea numelui | Tip | Lungime / diametru, km | Latitudine, ° | Longitudine, ° |
---|---|---|---|---|---|
Mommur Chasma | Mommur ( Huon de Bordeaux ) | Chasma | 537 | −16,3 | 323,5 |
Antoine | Marc Antoine | Crater | 47 | −27,5 | 65.4 |
Cezar | Iulius Cezar | 76 | −26,6 | 61.1 | |
Coriolanus | Coriolanus | 120 | −11.4 | 345.2 | |
Falstaff | Falstaff | 124 | −22,1 | 19.0 | |
Cătun | Cătun | 206 | −46,1 | 44.4 | |
Lear | regele Lear | 126 | −5.4 | 31,5 | |
MacBeth | Macbeth | 203 | −58,4 | 112,5 | |
Othello | Othello | 114 | −66,0 | 42,9 | |
Romeo | Romeo | 159 | −28,7 | 89.4 |
Oberon s-ar fi format dintr-un disc de acreție sau sub-nebuloasă, adică un disc de gaz și praf. Acest lucru ar fi fost prezent în jurul lui Uranus de ceva timp după formarea sa, sau ar fi fost creat de impactul uriaș căruia Uranus își datorează oblicitatea. Compoziția precisă a sub-nebuloasei este necunoscută, dar densitatea relativ mare a Oberonului și a altor luni ale lui Uranus în comparație cu lunile lui Saturn indică faptul că trebuie să fi fost săracă în apă. Această nebuloasă ar fi putut fi compusă din cantități mari de azot și carbon prezente sub formă de monoxid de carbon și dinitrogen și nu sub formă de amoniac sau metan. Sateliții formați în această sub-nebuloasă ar conține mai puțină gheață de apă (cu CO și N 2 prinși sub formă de clatrați ) și mai multe roci, ceea ce ar explica densitatea lor mare.
Formările de Oberon a durat probabil , de mii de ani. Impacturile care au însoțit acreția au încălzit stratul exterior al satelitului. Temperatura maximă de aproximativ 230 K a fost atinsă la adâncimea de aproximativ 60 km . După sfârșitul formării satelitului, stratul de sub-suprafață s-a răcit, în timp ce interiorul Oberonului a fost încălzit prin descompunerea elementelor radioactive prezente în roci. Stratul răcit sub suprafață s-a contractat, în timp ce interiorul s-a extins. Acest lucru a provocat stresuri puternice în scoarța satelitului și a provocat fisuri. Acest proces, care a durat aproximativ 200 de milioane de ani, ar putea fi la originea sistemului canion vizibil pe Oberon. Toată activitatea endogenă a încetat cu câteva miliarde de ani în urmă.
Încălzirea inițială după acumularea și degradarea radioactivă a elementelor ar fi putut fi suficient de intensă pentru a topi gheața dacă a existat un antigel precum amoniac (sub formă de hidrat de amoniac). O topire majoră ar fi putut separa gheața de roci și ar putea provoca formarea unui miez de rocă înconjurat de o manta de gheață. Este posibil să se fi format un strat de apă lichidă (ocean) bogat în amoniac dizolvat la limita dintre miez și manta. Temperatura de topire a acestui amestec este de 176 K . Dacă temperatura ar scădea sub această valoare, oceanul ar fi acum înghețat. Solidificarea apei ar fi dus la extinderea interiorului, o altă posibilă cauză a formării canioanelor. Cu toate acestea, cunoștințele actuale despre evoluția trecută a Oberonului rămân foarte limitate.
În prezent, singurele imagini disponibile ale Oberonului sunt instantanee cu rezoluție mică, realizate de sonda Voyager 2 , care a fotografiat luna în timpul zborului său peste Uranus înIanuarie 1986. Distanța minimă dintre sonda Voyager 2 și Oberon fiind de 470.600 km , cele mai bune imagini ale lunii au o rezoluție spațială de aproximativ 6 km . Imaginile acoperă aproximativ 40% din suprafață, dar doar 25% din suprafață a fost fotografiată cu o calitate suficientă pentru a efectua cartarea geologică . Când zburați peste Oberon, emisfera sudică era îndreptată spre Soare și, prin urmare, emisfera nordică era întunecată și, prin urmare, nu putea fi studiată. De atunci, nici o altă sondă spațială nu a vizitat Uranus și Oberon. Programul de orbitare și sondă Uranus , a cărui lansare ar putea fi programată pentru anii 2020-2023, ar trebui să ofere detalii despre cunoașterea sateliților lui Uranus și, în special, asupra Titaniei.