Miranda (astronomie)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Miranda
( Uranus V)
PIA18185 Miranda's Icy Face.jpg
Miranda Polul Sud capturat de Voyager 2
de la 480 km la o rezoluție de 2,7 km
Satelit de Uranus
Descoperire 16 februarie 1948
Descoperitor Gerard Peter Kuiper
Parametrii orbitali
Axa semi-majoră 129 872 km
Perioadă orbitală 1,413479 zile
Respectați înclinația
la egal. a lui Uranus		 4,232 °
Excentricitate 0,0013
Date fizice
Dimensiuni 480 × 468,4 × 465,8 km
Diametrul mediu 471,6 km
Suprafaţă 2 790 000 km²
Volum 54 835 000 km³
Masa
6,59 × 10 19 kg
Densitate medie 1,20 g / cm³
Accelerare de greutate la suprafață 0,079 m / s²
Viteza de evacuare 0,19 km / s
Perioada de rotație Rotație sincronă
Înclinarea axială nimic
Temperatura
superficial		 ~ 59 K (medie)
~ 86K (max)
Presiunea atmosferică nimic
Albedo 0,32
Date observaționale
Aplicația Magnitude. 15.8
Editați datele pe Wikidata · Manual

Miranda este cel mai mic și cel mai intern satelit al lui Uranus dintre cele cinci luni majore . Descoperit de Gerard Kuiper la 16 februarie, 1948 de la Observatorul McDonald , același astronom a sugerat numele său, care derivă din omonimă personajului din Shakespeare The Tempest . [1] Uranus V este, de asemenea, desemnat.

Până în prezent, singurele imagini din prim-plan ale lui Miranda provin de la nava spațială Voyager 2 , realizată în timpul zborului său pe Uranus în ianuarie 1986 . Doar emisfera sudică a lunii a fost fotografiată și, prin urmare, studiată, deoarece a fost iluminată de lumina soarelui în timpul întâlnirii. A fost o coincidență norocoasă faptul că luna a fost cel mai apropiat obiect, la aproximativ 30.000 km, de la sondă, deoarece s-a dovedit a fi cel mai interesant obiect din sistemul Uranus: imaginile realizate, de fapt, dezvăluie o activitate geologică trecută mult mai mare. la cea care a afectat celelalte luni ale planetei. Voyager 2 a trebuit să se apropie cât mai mult de Uranus pentru a avea forța necesară pentru a ajunge la Neptun , acest lucru ne-a permis să avem imagini cu rezoluție, ale suprafeței Mirandei, de câteva sute de metri.

Suprafața pare a fi compusă din gheață de apă amestecată cu compuși de silicați și carbonați , cu prezența amoniacului, de asemenea . La fel ca celelalte luni ale lui Uranus, orbita sa se află într-un plan perpendicular pe orbita planetei în jurul Soarelui și, ca și planeta, este supusă variațiilor sezoniere extreme.

La fel ca alte luni ale lui Uranus, Miranda s-a format probabil dintr-un disc de acumulare care înconjoară planeta la scurt timp după formarea sa sau după evenimentul catastrofal care a produs înclinarea sa neobișnuită. Cu toate acestea, Miranda este înclinată cu 4,338 ° față de planul ecuatorului lui Uranus și este cea mai marcată înclinație dintre lunile principale ale Uraniei. Miranda ar fi putut fi doar o mică lună inertă înghețată, acoperită cu cratere de impact , dar imaginile Voyagerului arătau o lume cu o suprafață surprinzător de variată și unică, un mozaic de zone diferite cu caracteristici diferite, cu câmpii vaste ondulate punctate de cratere și traversate de o rețea a greșelilor abrupte și a stâncilor . Această zonă are trei coroane impresionante, al căror diametru este mai mare de 200 km. Aceste formațiuni geologice și înclinația anormală a orbitei sugerează o istorie trecută și o activitate geologică complexă. Geologia lui Miranda pare să fi fost caracterizată prin forțe de maree , rezonanțe orbitale , diferențierea planetară parțială și mișcări de convecție , prin extinderea mantalei sale și prin episoade de criovulcanism .

Istoria observațiilor

Descoperire și denumire

Miranda a fost descoperită pe 16 februarie 1948 de astronomul american de origine olandeză Gerard Kuiper , care a observat-o de la Observatorul McDonald din Texas , la 97 de ani după descoperirea lui Ariel și Umbriel . Kuiper a încercat de fapt să obțină date exacte despre cei patru sateliți până acum cunoscuți ai lui Uranus, și anume Titania , Oberon , Ariel și Umbriel. [2]

În urma unei propuneri a lui John Herschel , fiul lui William , descoperitorul lui Uranus, toate lunile acelei planete au luat numele personajelor din operele lui William Shakespeare și Alexander Pope . Miranda este fiica magului Prospero , Duce de Milano , în piesa lui Shakespeare The Tempest . [2] Satelitul este denumit uneori și „Uranus V”.

De asemenea, remarcabilele formațiuni geologice ale Mirandei poartă numele locațiilor din piesele lui Shakespeare. [3]

Misiuni spațiale

Singurele imagini de înaltă rezoluție ale Mirandei au fost realizate de nava spațială Voyager 2 , care a fotografiat satelitul în timpul apropierii sale de trecere spre Uranus în ianuarie 1986, când a ajuns la un minim de 31.000 km de Miranda, considerabil mai puțin decât cea dintre sondă. iar celelalte luni uraniene. [4] Cele mai bune imagini ale Mirandei au o rezoluție de 500 m, o rezoluție suficientă pentru a putea compila o hartă geologică și pentru a putea număra craterele. [5] La momentul apropiatului , emisfera sudică a Mirandei (ca și a celorlalte luni) era îndreptată spre Soare , astfel încât emisfera nordică (cufundată în întuneric) nu putea fi studiată. [6] Nicio altă navă spațială nu a vizitat vreodată Uranus (și Miranda). Programul de orbitare și sondă Uranus , propus de NASA în 2011, prevede lansarea pentru anii 2020-2023 și ar putea aprofunda cunoașterea sateliților lui Uranus, inclusiv Miranda. [7] Misiunea a fost al treilea program cu cea mai mare prioritate din anii 2013-2022, dar a fost totuși suspendată, deoarece are o prioritate mai mică decât cele pentru Marte și Europa, luna lui Jupiter. [8] [9]

Parametrii orbitali

Fiind la o distanță de aprox La 129.900 km de Uranus, Miranda este cel mai apropiat de planetă printre principalii săi sateliți. Orbita este semnificativ înclinată în raport cu planul orbital al lui Uranus, iar excentricitatea sa este, de asemenea, un ordin de mărime mai mare decât cel al celorlalte luni principale ale lui Uranus . [10] Aceste caracteristici orbitale ar putea fi consecința rezonanțelor orbitale avute în trecut cu alte luni ale lui Uranus: Miranda ar fi putut fi o rezonanță 3: 1 cu Umbriel și poate o rezonanță 5: 3 cu Ariel. Uranus este ușor turtit la poli și este, de asemenea, mai puțin hrănit cu sateliți decât Jupiter și Saturn , prin urmare, lunile sale pot scăpa mai ușor de forțele gravitaționale care mențin rezonanțele constante în timp. Excentricitatea și mai ales înclinația orbitală singulară s-ar fi putut naște când Miranda a scăpat de aceste rezonanțe. [11]

Miranda se află în rotație sincronă cu Uranus, de fapt, perioada orbitală a lui Miranda este de 1.413 zile pământești și coincide cu perioada de rotație, astfel încât luna întoarce întotdeauna aceeași emisferă spre planetă. [6] Cu toate acestea, orientarea emisferelor și, în consecință, a polilor geografici nu au fost întotdeauna cele observate de Voyager 2 în timpul trecerii sale, dar a fost dezvăluită existența unei orientări antice. [12]

Compoziție și structură internă

Vedere de ansamblu a Verona Rupes , care, cu o înălțime de 20 km, este cea mai înaltă stâncă din sistemul solar.

Există o distincție clară între diferiții sateliți în funcție de forma și dimensiunea lor. Sateliții cu un diametru mai mare de 400 km au o formă sferică și înălțimea reliefurilor este, prin urmare, neglijabilă în comparație cu dimensiunea lor, [3] și cu o rază medie de 235 km, Miranda este aproape de această limită. [13] Este cel mai puțin dens dintre sateliții majori ai lui Uranus, cu o densitate de 1,15 ± 0,15 g / cm³ este similar cu cel al gheții de apă. Observațiile în infraroșu sugerează că suprafața este compusă din gheață de apă amestecată cu compuși de silicați și carbonați . Aceleași observații superficiale sugerează, de asemenea, prezența amoniacului (NH3) într-un procent de 3%. Pe baza măsurătorilor efectuate de Voyager 2 , procentul de roci reprezintă între 20 și 40% din masa totală a satelitului. [14]

Miranda ar putea fi parțial diferențiată , cu un miez de silicat și o manta de gheață, care ar putea avea o grosime de 135 km, în timp ce miezul ar avea o rază de aproximativ 100 km. [15] Dacă acest model este corect, disiparea internă a căldurii Miranda are loc prin conducție termică . [15] Cu toate acestea, prezența coroanelor ar putea fi o dovadă a unei mișcări de convecție termică la suprafață care ar avea originea în interiorul acesteia și care ar justifica o diferențiere parțială a lui Miranda. [12]

Suprafaţă

Principalele formațiuni geologice ale Mirandei: craterele în galben, coroniile în albastru, regiunile în maro, rocile în liliac și sulcii în verde.
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: craterele Mirandei , Coroanele Mirandei, Regiunile Mirandei, Rupēs ale Mirandei și Sulci ale Mirandei .

Aspectul suprafeței Mirandei este surprinzător și unic: sunt evidente diverse straturi suprapuse, unele recente și altele mai vechi, brazdate de canioane (cele mai adânci din sistemul solar), stânci , prin structuri elipsoidale vaste, numite coroane , care ar putea fi vârful diapiri și au fost produse de creșterea materialului mai cald din interiorul lunii. [12] [16] Canioanele par a fi grabeni , în timp ce alte structuri ar putea fi consecința fenomenelor legate de criovulcanism . Diapirele pot fi cauzat variații ale densității locale a interiorului lunii, determinând deplasarea axei de rotație a Mirandei [17], într-un proces similar cu ceea ce se crede că s-a produs pe luna lui Saturn, Enceladus . Miranda este unul dintre puținele corpuri cerești din sistemul solar care au o circumferință la ecuator care este mai scurtă decât circumferința polară.

Se crede că aceste activități ar fi putut fi cauzate de forțele de maree generate de Uranus. O altă teorie, considerată acum mai puțin fiabilă, sugerează că Miranda a fost lovită de un corp masiv care a fragmentat luna. Fragmentele se vor reasambla ulterior în diferite poziții, dând naștere morfologiei curente a suprafeței curente. [16]

Orbita Mirandei este înclinată cu 4,34 °; această înclinație este foarte neobișnuită pentru o lună atât de aproape de planeta sa. S-ar putea să aibă o rezonanță orbitală 3: 1 cu Umbriel la un moment dat. Fricțiunea mareelor ​​rezultată ar fi putut provoca încălzirea internă a lunii și astfel a fost vinovatul activității geologice din trecut.

Regiunile

Regiunile identificate în imaginile luate de Voyager 2 se numesc „Regio Mantova”, „Efeso Regio”, „Sicilia Regio” și „Regio Dunsinane”. [18] Acestea indică zone caracterizate de terenuri ondulate și câmpii mai mult sau mai puțin puternic marcate de craterele antice de impact . [6] În aceste soluri antice există, de asemenea, greșeli și escarpări normale , unele la fel de vechi ca și formarea regiunilor, în timp ce altele sunt mult mai recente și par să se fi format după coroane. Aceste defecte sunt însoțite de grabeni cauzate de activitatea tectonică antică. Suprafața acestor regiuni este destul de uniformă și întunecată, cu toate acestea stâncile cu vedere la unele cratere de impact dezvăluie prezența unui material mult mai luminos în adâncime. [6]

Uranus văzut de Miranda

Din emisfera pe care Miranda o întoarce spre Uranus, planeta rămâne fixă ​​pe cer, atingând o dimensiune de 22º (de 40 de ori luna plină văzută de pe Pământ ) [19] . Pe de altă parte, este posibil să vezi periodic ceilalți sateliți traversând bolta cerească.

Notă

  1. ^ (EN) GP Kuiper , Al cincilea satelit al lui Uranus , în Publicațiile Societății Astronomice din Pacific, Vol. 61, nr. 360, iunie 1949, p. 129.
  2. ^ a b GP Kuiper, Al cincilea satelit al lui Uranus ( PDF ), în Publicații ale Societății Astronomice din Pacific , vol. 61, 360 ,, 1949, p. 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, The Voyager 2 Encounter With Uranus , în Journal of Geophysical Research , 92, n. 14, 1987, pp. 873-76, DOI : 10.1029 / JA092iA13p14873 .
  5. ^ JB Plescia, Cratering History of Miranda: Implications for Geologic Processes , în Icarus , vol. 73, nr. 3, 1987, pp. 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 in the Uranian system - Imaging rezultatele științei , în Știința , vol. 233, iulie 1986, pp. 43-64, DOI : 10.1126 / science.233.4759.43 .
  7. ^ (RO) A treia misiune emblematică cu cea mai mare prioritate este misiunea Uranus Orbiter and Probe (PDF) de pe solarsystem.nasa.gov, NASA. Adus la 31 martie 2015 (arhivat din original la 2 aprilie 2015) .
  8. ^ Misiuni slabe ale SUA pe Marte, recomandată de Jupiter , pe reuters.com . Adus pe 3 mai 2019 (arhivat din original la 24 septembrie 2015) .
  9. ^ Michael Schirber, Missions Proposed to Explore Mysterious Tilted Planet Uranus , pe space.com , Space.com , octombrie 2011.
  10. ^ Planetary Satellite Mean Orbital Parameters , la ssd.jpl.nasa.gov , NASA . Adus la 1 aprilie 2015 .
  11. ^ WC Tittemore, J. Wisdom, Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evoluție prin Miranda-Umbriel 3: 1, Miranda-Ariel 5: 3 și Ariel-Umbriel 2: 1 comensurabilități de mișcare medie , în Icarus, American Astronomical Society , vol. 85, nr. 2, 1990, pp. 394-443, DOI : 10.1016 / 0019-1035 (90) 90125-S .
  12. ^ a b c ( EN ) RT Pappalardo, Reynolds, SJ; Greeley, R., Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for a upwelling origin of Arden Corona , in Journal of Geophysical Research , vol. 102, E6, Elsevier Science, 1997, pp. 13.369–13.380, DOI : 10.1029 / 97JE00802 .
  13. ^ PC Thomas, Raze, forme și topografia sateliților lui Uranus din coordonatele membrelor , în Icarus , vol. 73, martie 1988, pp. 427-441, DOI : 10.1016 / 0019-1035 (88) 90054-1 . Adus la 6 aprilie 2015 .
  14. ^ James M. Bauer, The Near Infrared Septrum of Miranda , în Icarus , vol. 158, 2002, pp. 178-190, DOI : 10.1006 / icar . 2002.6876 . Adus la 6 aprilie 2015 .
  15. ^ a b Hauke ​​Hussmann, Frank Sohl, Tilman Spohn, Oceanele subterane și interioarele adânci ale sateliților planetei de dimensiuni medii și ale obiectelor mari trans-neptuniene , în Icarus , vol. 185, 2006, pp. 258-273, DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.06.005 .
  16. ^ A b (EN) Andrew Chaikin, Nașterea lunii provocatoare a lui Uranus încurcă oamenii de știință pe Space.com, Imaginova Corp., 16 octombrie 2001. Accesat la 29 noiembrie 2010.
  17. ^ (EN) R. Pappalardo, Greeley, R., Dovezi structurale pentru reorientarea lui Miranda despre un paleo-pol , în Instalația Lunară și Planetară, Douăzeci și Patra Conferință de Știință Lunară și Planetară. Partea 3: NZ , 1993, pp. 1111–1112. Adus pe 29 noiembrie 2010 .
  18. ^ Rezultatele căutării nomenclaturii pentru Miranda , la planetarynames.wr.usgs.gov , IAU. Adus la 6 aprilie 2015 .
  19. ^ (EN) Concepția artistului: Uranus văzut din luna lui Miranda. , pe Realfi .

Alte proiecte

linkuri externe

Controlul autorității LCCN ( EN ) sh95005335
Sistem solar Portalul sistemului solar : Accesați intrările Wikipedia de pe obiectele sistemului solar
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Miranda_(astronomia)&oldid=122060612 ”