Satellits d'Uranus
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.
.jpg)
Descobèrtas
modificarLei doas premieras lunas descobertas foguèron Titània e Oberon, per En William Herschel l'11 de genièr de 1787, sièis ans après aver descobert la quita planeta. Pus tard, Herschel pensèt aver descobert duscas sièis lunas e benlèu un anèu. Pendant près de 50 ans, l'instrument de Herschel foguèt lo solet ambe loquau lei lunas son estadas vistas. Dins leis ans 1840, d'instruments pus performants e una posicion pus favorabla d'Uranus dins lo cèu menèron a d'indicacions esporadicas de satellits suplementaris a Titània e Oberon. Fin finala, lei doas lunas seguentas, Ariel e Umbriel, foguèron descobertas per William Lassell en 1851. Lo sistèma de numerotacion roman dei lunas d'Uranus foguèt en evolucion pendent un temps considerable, e lei publicacions esitèron entre lei designacions de Herschel (ont Titània e Oberon son Uranus II et IV) e las de William Lassell (ont son de còps que i a I e II). Ambe la confirmacion d'Ariel e Umbriel, Lassell numerotèt lei lunas I a IV d'Uranus vèrs l'exterior, e aquò foguèt acceptat. En 1852, lo fiu de Herschel, John Herschel, donèt lo nom ai quatre lunas alara conegudas.
Ges autre descoberta foguèt pas facha pendent près d'un sègle. En 1948, Gerard Kuiper a l'Observatòri McDonald descobriguèt la pus pichona e darrièra dei cinc grandas lunas esfericas, Miranda. De decennis pus tard, lo survòl de la sonda espaciala Voyager 2 en genier de 1986 menèt a la descoberta de detz autras lunas interioras. Un autre satellit, Perdita, foguèt descobert en 1999 après aver estudiat de vièlhas fotografias de Voyager.
Uranus foguèt la darriera planèta giganta sens lunas iregularas coneguda, mas dempuèi 1997, nòu lunas irregularas distantas son estat identificadas ambe l'ajuda de telescòpis au sòl. Doas autras pichonas lunas interioras, Cupidon e Mab, foguèron descobertas ambe l'ajuda dau telescòpi espacial Hubble en 2003. La luna Margaret foguèt la darriera luna uraniana descoberta, e sei caracteristicas foguèron, publicadas en octobre de 2003.
Satellits interiors
modificarUranus 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_color,_cropped.jpg)
| 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 | |
| Titània | 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
modificarEn 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- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 3,0 et 3,1 Showalter, Mark R.; Lissauer, Jack J. (2006). "The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics". Science 311: 973–977.
- ↑ Karkoschka, Erich (2001). "Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope". Icarus 151: 51–68.
- ↑ Esposito, L. W. (2002). "Planetary rings" (pdf). Reports On Progress In Physics 65: 1741–1783.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 9,0 et 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.
- ↑ 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.
- ↑ Chaikin, Andrew (2001-10-16). "Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists". Space.Com.
- ↑ Tittemore, W.C. (1990). "Tidal Heating of Ariel". Icarus 87: 110–139.
- ↑ 13,0 et 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.