Titania Urano III | |
La mejor imagen de Titania de la Voyager 2 (24 de enero de 1986, NASA) | |
Tipo | Satélite natural de Urano |
---|---|
Características orbitales ( Epoch J2000.0 ) | |
Semieje mayor | 436,300 kilometros |
Periapsis | 435.800 kilometros |
Apoapsis | 436.800 kilometros |
Excentricidad | 0,001 1 |
Período de revolución | 8.706 234 d |
Inclinación | 0.340 ° |
Características físicas | |
Dimensiones | Radio 788,4 ± 0,6 km (0,1235 Tierra) |
Masa |
3,527 ± 0,09 × 10 21 ( 5,908 × 10 −4 Tierra) kg |
Gravedad superficial | 0,38 m / s 2 |
Velocidad de liberación | 0,777 3 km / s |
Periodo de rotacion | ? d (se supone que es sincrónico ) |
Magnitud aparente | 13.49 (en oposición) |
Albedo medio | 0.35 (geométrico), 0.17 (Bond) |
Temperatura de la superficie | (Solsticio) mínimo : 60 K , máximo : 89 K , promedio : 70 ± 7 K |
Características de la atmósfera | |
Presión atmosférica | Dióxido de carbono ? |
Descubrimiento | |
Descubridor | William Herschel |
Fecha de descubrimiento | 11 de enero de 1787 |
Designación (es) | |
Designaciones provisionales | Urano III |
Titania , también llamada Urano III , es el satélite natural más grande de Urano y el octavo en masa del Sistema Solar . Descubierta por William Herschel en 1787, debe su nombre a Titania , la reina de las hadas en la obra de Shakespeare , El sueño de una noche de verano . Su órbita alrededor de Urano está completamente ubicada dentro de la magnetosfera del planeta.
Titania está formada por hielo y roca en cantidades aproximadamente iguales. El satélite probablemente se diferencia en un núcleo de roca y un manto helado. Podría haber una capa de agua líquida en la interfaz entre el núcleo y el manto. La superficie oscura y ligeramente roja de Titania ha sido moldeada tanto por los impactos de asteroides y cometas como por procesos endógenos. Está cubierto de numerosos cráteres de impacto, algunos de hasta 326 km de diámetro, pero tiene menos cráteres que la superficie de Oberon , el gran satélite más externo del sistema de Urano. Titania probablemente experimentó un episodio de rejuvenecimiento endógeno que cubrió las superficies más antiguas con muchos cráteres. Posteriormente, la expansión de su interior creó en la superficie de Titania una red de cañones y escarpes de fallas . Como todas las lunas principales de Urano, probablemente se formó a partir del disco de acreción que rodeaba a Urano justo después de que se formara el planeta.
El sistema de uranio solo ha sido estudiado de cerca una vez, por la sonda Voyager 2 enEnero de 1986, quien tomó varias imágenes de Titania, lo que permitió mapear aproximadamente el 40% de la superficie de esta luna.
Titania es descubierta por William Herschel en11 de enero de 1787, el mismo día que Oberon , la segunda luna más grande de Urano . Posteriormente, Herschel informó sobre el descubrimiento de cuatro satélites adicionales, pero que resultó ser un error de observación. Durante los cincuenta años siguientes a su descubrimiento, Titania y Oberon no serán observados por ningún astrónomo que no sea Herschel, aunque estos satélites pueden observarse desde la Tierra con un telescopio amateur de alta gama.
Todas las lunas de Urano llevan el nombre de personajes de las obras de William Shakespeare o Alexander Pope . El nombre Titania proviene de Titania , la reina de las hadas en Sueño de una noche de verano . Los nombres de los cuatro satélites de Urano fueron sugeridos por el hijo de Herschel, John, en 1852 a instancias de William Lassell , quien el año anterior había descubierto las otras dos lunas, Ariel y Umbriel .
Titania fue originalmente designado como "el primer satélite de Urano" y en 1848 fue designado Urano I por William Lassell , aunque a veces usó la numeración de William Herschel (donde Titania y Oberon son II y IV). En 1851, Lassell finalmente asignó a los cuatro satélites conocidos números romanos según su lejanía del planeta y dado que Titania se llama Urano III .
Titania orbitando a Urano a una distancia de aproximadamente 436.000 km . Es el segundo más alejado de los cinco satélites principales del planeta. La excentricidad e inclinación con respecto al ecuador de Urano de la órbita de Titania son pequeñas. Titania se encuentra en rotación sincrónica alrededor de Urano, es decir que su período orbital y su período de rotación tienen la misma duración, de aproximadamente 8,7 días ; por tanto, su cara mirando al planeta es siempre la misma.
La órbita de Titania está completamente ubicada dentro de la magnetosfera de Urano. El hemisferio posterior (es decir, opuesto al movimiento orbital) de los satélites cuya órbita está completamente dentro de la magnetosfera del planeta está influenciado por el plasma magnetosférico que gira con el planeta. Este bombardeo puede llevar al oscurecimiento de los hemisferios traseros, como es el caso de todas las lunas de Urano excepto Oberón.
El eje de rotación de Urano está muy inclinado en comparación con su plano orbital, sus satélites, que están en órbita en su plano ecuatorial, sufren ciclos estacionales extremos. Los polos norte y sur de Titania tienen ciclos de 42 años de iluminación continua, luego noche continua. Cada 42 años, durante los equinoccios de Urano, el plano ecuatorial de este planeta se fusiona con el de la Tierra. Las lunas de Urano pueden causar ocultaciones mutuas. Este fenómeno ocurrió en varias ocasiones en 2007 y 2008, en particular el15 de agosto y 8 de diciembre de 2007cuando Titania oscureció a Umbriel .
Titania es la más grande y masiva de las lunas de Urano y la octava más masiva del Sistema Solar . La alta densidad de Titania (1,71 g / cm 3 , mucho más alta que la de los satélites de Saturno, por ejemplo), indica que está compuesta en proporciones aproximadamente iguales de hielo de agua y otro material denso que el hielo. Este material podría estar compuesto por rocas y materia carbonosa entre los que se encuentran compuestos orgánicos de gran masa. Las observaciones espectroscópicas infrarrojas realizadas entre 2001 y 2005 mostraron la presencia de hielo de agua cristalina en la superficie del satélite. Las líneas de absorción del hielo son un poco más intensas en el hemisferio delantero de Titania que en su hemisferio trasero, lo contrario de lo que se observa en Oberón, donde el hemisferio trasero muestra rastros más significativos de agua. Se desconoce el motivo de esta asimetría, pero podría deberse al bombardeo de partículas cargadas de la magnetosfera de Urano, que es más importante en el hemisferio posterior. Las partículas energéticas tienden a erosionar el hielo, descomponer el metano en el hielo como hidrato de metano y oscurecer otros compuestos orgánicos, dejando un residuo oscuro rico en carbono en la superficie.
El único compuesto distinto del agua identificado en la superficie de Titania por espectroscopía infrarroja es el dióxido de carbono, que se concentra principalmente en el hemisferio posterior. El origen del CO 2no está completamente identificado. Podría producirse en la superficie a partir de carbonatos o compuestos orgánicos bajo el efecto de la radiación ultravioleta del Sol o de partículas cargadas de la magnetosfera de Urano. Este último proceso podría explicar la asimetría de su distribución porque la atmósfera trasera está sujeta a una mayor influencia de la magnetosfera que la atmósfera delantera. Otra posible fuente es la desgasificación de CO 2primordial atrapado por el hielo de agua dentro de Titania. Escape de CO 2 interior podría estar relacionado con la actividad geológica pasada de la luna.
Titania podría diferenciarse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. De ser así, el radio del núcleo (520 km ) sería aproximadamente un 66% del del satélite y su masa un 58% de la del satélite, valores que dependen de la composición del satélite. La presión en el centro de Titania es de aproximadamente 0,58 GPa ( 5,8 kbar ). Se desconoce el estado físico de la capa de hielo. Si el hielo contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante , Titania podría tener una capa oceánica líquida en el límite entre el núcleo y el manto. El espesor de este océano, si existe, sería de menos de 50 kilometros y su temperatura de aproximadamente 190 K , o -83 ° C . Sin embargo, la estructura interna de Titania depende en gran medida de su historial térmico, que aún se conoce poco.
Entre los grandes satélites de Urano, la luminosidad de Titania es intermedia entre los satélites más oscuros ( Umbriel y Oberon ) y los más brillantes ( Ariel y Miranda ). Su superficie tiene un fuerte efecto opuesto : su reflectividad disminuye del 35% en un ángulo de fase de 0 ° ( albedo geométrico ) al 25% en un ángulo de aproximadamente 1 ° . El albedo de Bond (también llamado albedo global o planetario) Titania es bajo al 17%. Su superficie es generalmente ligeramente roja, pero menos que la de Oberon. Sin embargo, los depósitos de impacto jóvenes son ligeramente azules, mientras que las llanuras en el hemisferio frontal cerca del cráter Ursula y a lo largo de algunos grabens son más rojas. Los hemisferios trasero y delantero son asimétricos: el hemisferio delantero es un 8% más rojo que el hemisferio trasero. Sin embargo, la diferencia está relacionada con las suaves llanuras y podría deberse al azar. La coloración roja de las superficies podría deberse al bombardeo de las superficies de Titania por partículas cargadas y micrometeoritos del medio espacial en escalas de tiempo del orden de la edad del Sistema Solar . Sin embargo, es más probable que la asimetría de color de Titania se deba a la deposición de material rojo de las partes externas del sistema de uranio (posiblemente satélites irregulares ) que se habrían depositado principalmente en el hemisferio frontal.
Los científicos han identificado tres tipos de características geológicas en Titania: cráteres de impacto , chasmata (cañones) y rupes ( escarpes de fallas ). Las superficies de Titania tienen menos cráteres que las de Oberon y Umbriel, lo que es una señal de que son mucho más jóvenes. El diámetro de los cráteres varía de unos pocos kilómetros a 326 kilómetros para el cráter más grande conocido llamado Gertrude. Algunos cráteres (p. Ej., Ursula y Jessica) están rodeados por eyecciones de impacto brillante ( rayos de hielo relativamente frío). Todos los grandes cráteres de Titania tienen un fondo plano y un pico central. La única excepción es Úrsula que tiene una depresión en su centro. Al este de Gertrudis hay una zona de topografía irregular, denominada cuenca sin nombre , que podría ser otra cuenca de impacto muy degradada con un diámetro de 330 km . Los suelos de los cráteres más grandes, Hamlet, Othello y Macbeth, están formados por material muy oscuro depositado después de su formación.
La superficie de Titania está atravesada por un enorme sistema de fallas normales o escarpes de fallas. En algunas áreas, dos fallas paralelas son indicativas de distensiones en la corteza del satélite que forman grabens que a veces se denominan cañones. El cañón más grande de Titania es Messina Chasma , con una longitud de 1.500 km , que se extiende desde el ecuador casi hasta el Polo Sur. Los grabens de Titania tienen entre 20 y 50 km de ancho y entre 2 y 5 km de profundidad . Los escarpes que no están relacionados con los cañones se llaman rupes, como Rousillon Rupes cerca del cráter Ursula. Las áreas a lo largo de las escarpas y cerca de Ursula parecen suaves con la resolución de la Voyager 2 . Estas llanuras suaves probablemente experimentaron un episodio de resurgimiento en un momento posterior de la historia geológica de Titania, después de que se formaran la mayoría de los cráteres. El resurgimiento pudo haber sido de naturaleza endógena (erupción de material fluido proveniente del interior por criovolcanismo ), o debido al recubrimiento por eyección de impacto de grandes cráteres vecinos. Los grabens son probablemente las características geológicas más jóvenes de Titania, ya que atraviesan cráteres y algunas llanuras suaves.
La geología de Titania se ha visto influenciada por dos fenómenos principales: la formación de cráteres de impacto y el resurgimiento endógeno. El primer proceso ha existido desde la creación de Titania y ha tenido influencia en todas las superficies de la luna. El segundo, el rejuvenecimiento endógeno, también tuvo efectos globales, pero solo estuvo activo durante algún tiempo después de la formación de la luna. Estos dos procesos habrían transformado las antiguas superficies con muchos cráteres, lo que explica el número relativamente pequeño de cráteres de impacto visibles en la superficie actual de la luna. Otros episodios de repavimentación podrían haber ocurrido más tarde y habrían dado lugar a la formación de llanuras suaves. Otra hipótesis es que las llanuras lisas se deben a la deposición de eyecciones de impacto de cráteres vecinos. Los procesos endógenos más recientes fueron principalmente de naturaleza tectónica y son responsables de la formación de cañones, inmensas grietas en la corteza helada. Estas grietas se deben a la expansión de Titania en un factor de aproximadamente 0,7%.
Característica | Origen del nombre | Tipo | Longitud (diámetro) (km) |
Latitud (°) |
Longitud (°) |
---|---|---|---|---|---|
Belmont Chasma | Belmont , Italia ( El mercader de Venecia ) | Chasma | 238 | −8,5 | 32,6 |
Messina Chasma | Messina , Italia ( Mucho ruido y pocas nueces ) | 1492 | −33,3 | 335 | |
Rupias del Rosellón | Rosellón , ( Está bien lo que acaba bien ) | Rupias | 402 | −14,7 | 23,5 |
Adriana | Adriana ( La comedia de los errores ) | Cráter | 50 | −20,1 | 3.9 |
Bona | Bona ( Enrique VI, Parte 3 ) | 51 | −55,8 | 351,2 | |
Calphurnia | Calphurnia ( Julio César ) | 100 | −42,4 | 391,4 | |
Elinor | Éléonore ( Rey Juan ) | 74 | −44,8 | 333,6 | |
Gertrudis | Gertrudis ( aldea ) | 326 | −15,8 | 287,1 | |
Imogen | Imogene ( Cymbeline ) | 28 | −23,8 | 321,2 | |
Iras | Iras ( Antonio y Cleopatra ) | 33 | −19,2 | 338,8 | |
Jessica | Jessica ( El mercader de Venecia ) | 64 | −55,3 | 285,9 | |
Katherine | Catalina ( Enrique VIII ) | 75 | −51,2 | 331,9 | |
Lucetta | Lucette ( Los dos caballeros de Verona ) | 58 | −14,7 | 277,1 | |
Puerto pequeño | Marina ( Pericles, príncipe de Tiro ) | 40 | −15,5 | 316 | |
Mopsa | Mopsa ( El cuento de invierno ) | 101 | −11,9 | 302.2 | |
Frinia | Phryne ( Timón de Atenas ) | 35 | −24,3 | 309,2 | |
Úrsula | Ursule ( Mucho ruido y pocas nueces ) | 135 | −12,4 | 45,2 | |
Valeria | Valérie ( Coriolanus ) | 59 | −34,5 | 4.2 |
La presencia de dióxido de carbono en la superficie sugiere que Titania puede tener una atmósfera tenue y estacional de CO 2, similar a la de la luna joviana de Calisto . Otros gases como el nitrógeno o el metano probablemente no estén presentes en la superficie de Titania porque su baja gravedad no podría evitar que escapen al espacio. A la temperatura máxima alcanzable durante el solsticio de verano de Titania ( 89 K ), la presión de vapor saturado de dióxido de carbono es de aproximadamente 3 nbar .
La 8 de septiembre de 2001, Titania ocultó una estrella de magnitud aparente 7,2 (HIP106829); este evento permitió especificar el diámetro y las efemérides de la luna e identificar una posible atmósfera. No se detectó atmósfera con una presión mayor o igual a 10-20 nanobars. Sin embargo, la presión máxima posible de dióxido de carbono en la superficie de Titania es varias veces menor que 10-20 nanobars ; por tanto, la medición realizada no permitió imponer restricciones a los parámetros de la atmósfera. Si Titania tiene atmósfera, debe ser mucho más débil que la de Tritón y Plutón .
Debido a la geometría particular del sistema de Urano, los polos de los satélites reciben más energía solar que las regiones ecuatoriales. Presión de vapor saturada de CO 2aumentando bruscamente con la temperatura, el dióxido de carbono podría acumularse en áreas de baja latitud, donde podría existir en forma estable en puntos de alto albedo y áreas de la superficie sombreadas de la superficie como el hielo. Durante el verano, Titania es el escenario de un ciclo de carbono : cuando las temperaturas polares alcanzan 85- 90 K , se sublima de dióxido de carbono y migra al polo opuesto y las regiones ecuatoriales. El dióxido de carbono acumulado puede ser expulsado de áreas frías por partículas en la magnetosfera que erosionan la superficie. Titania habría perdido así una proporción significativa de su dióxido de carbono desde su formación hace 4.600 millones de años.
Titania se habría formado a partir de un disco de acreción o subnebulosa, es decir, un disco de gas y polvo. Esto habría estado presente alrededor de Urano durante algún tiempo después de su formación, o habría sido creado por el impacto gigante al que Urano debe su oblicidad. Se desconoce la composición precisa de la subnebulosa, pero la densidad relativamente alta de Titania y otras lunas de Urano en comparación con las lunas de Saturno indica que debe haber sido pobre en agua. Esta nebulosa podría estar compuesta por grandes cantidades de nitrógeno y carbono presentes en forma de monóxido de carbono (CO) y dinitrógeno (N 2) y no como amoníaco o metano. Los satélites formados en esta subnebulosa contendrían menos agua helada (con CO y N 2atrapados en forma de clatratos ) y más rocas, lo que explicaría su alta densidad.
La acumulación de Titania probablemente duró miles de años. Los impactos que acompañaron a la acumulación calentaron la capa exterior del satélite. La temperatura máxima de unos 250 K se alcanzó a una profundidad de unos 60 km . Una vez finalizada la formación del satélite, la capa subsuperficial se enfrió, mientras que el interior de Titania se calentó por la descomposición de los elementos radiactivos presentes en las rocas. La capa enfriada debajo de la superficie se contrajo, mientras que el interior se expandió. Esto provocó fuertes tensiones en la corteza del satélite y provocó grietas. Este proceso, que duró unos 200 millones de años, podría estar en el origen del sistema de cañones visible en Titania. Sin embargo, toda la actividad endógena cesó hace varios miles de millones de años.
El calentamiento inicial que sigue a la acumulación y la desintegración radiactiva de los elementos puede haber sido lo suficientemente intenso como para derretir el hielo si estuviera presente un anticongelante como el amoníaco (en forma de hidrato de amoníaco ). Un gran derretimiento podría haber separado el hielo de las rocas y haber creado un núcleo de roca rodeado por un manto de hielo. Es posible que se haya formado una capa de agua líquida (océano) rica en amoníaco disuelto en el límite entre el núcleo y el manto. La temperatura de fusión de esta mezcla es 176 K . Si la temperatura cayera por debajo de este valor, el océano ahora estaría congelado. La solidificación del agua habría provocado la expansión del interior, proponiendo así otra posible causa para la formación de los cañones. Sin embargo, el conocimiento actual sobre la evolución pasada de Titania sigue siendo muy limitado.
En la fecha deagosto de 2016, las únicas imágenes disponibles de Titania son instantáneas de baja resolución tomadas por la sonda Voyager 2 , que fotografió la luna durante su vuelo sobre Urano enEnero de 1986. La distancia mínima entre la sonda Voyager 2 y Titania habiendo sido de 365.200 km , las mejores imágenes de la luna tienen una resolución de unos 3,4 km (solo Miranda y Ariel fueron fotografiadas con mejores resoluciones). Las imágenes cubren alrededor del 40% de la superficie, pero solo el 24% de la superficie fue fotografiada con calidad suficiente para realizar un mapeo geológico . Al sobrevolar Titania, el hemisferio sur apuntaba hacia el Sol y, por lo tanto, el hemisferio norte estaba oscuro y, por lo tanto, no se podía estudiar. Ninguna otra sonda espacial ha visitado Urano y Titania desde entonces. El programa de sonda y orbitador Urano , cuyo lanzamiento podría programarse para los años 2020 a 2023, debería proporcionar detalles sobre el conocimiento de los satélites de Urano y, en particular, de Titania.