Miranda (lua) - Miranda (moon)
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| Descoberta | |||||||||
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| Descoberto por | Gerard P. Kuiper | ||||||||
| Data de descoberta | 16 de fevereiro de 1948 | ||||||||
| Designações | |||||||||
Designação |
Urano V | ||||||||
| Pronúncia | / M ə r Æ n d ə / | ||||||||
| Adjetivos | Mirandês, mirandês | ||||||||
| Características orbitais | |||||||||
| 129.390 km | |||||||||
| Excentricidade | 0,0013 | ||||||||
| 1,413479 d | |||||||||
Velocidade orbital média
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6,66 km / s (calculado) | ||||||||
| Inclinação | 4,232 ° (para o equador de Urano) | ||||||||
| Satélite de | Urano | ||||||||
| Características físicas | |||||||||
| Dimensões | 480 × 468,4 × 465,8 km | ||||||||
Raio médio |
235,8 ± 0,7 km (0,03697 Terras ) | ||||||||
| 700.000 km 2 | |||||||||
| Volume | 54.835.000 km 3 | ||||||||
| Massa | (6,4 ± 0,3) × 10 19 kg | ||||||||
Densidade média
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1,20 ± 0,15 g / cm 3 | ||||||||
| 0,077 m / s 2 | |||||||||
| 0,19 km / s | |||||||||
| síncrono | |||||||||
| 0 ° | |||||||||
| Albedo | 0,32 | ||||||||
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| 15,8 | |||||||||
Miranda , também denominado Urano V , é o menor e mais interno dos cinco satélites redondos de Urano . Foi descoberto por Gerard Kuiper em 16 de fevereiro de 1948 no Observatório McDonald no Texas , e recebeu o nome de Miranda da peça de William Shakespeare , A Tempestade . Como as outras grandes luas de Urano , Miranda orbita perto do plano equatorial de seu planeta. Como Urano orbita o Sol em seu lado, a órbita de Miranda é perpendicular à eclíptica e compartilha o ciclo sazonal extremo de Urano.
Com apenas 470 km de diâmetro, Miranda é um dos menores objetos observados de perto no Sistema Solar que pode estar em equilíbrio hidrostático (esférico sob sua própria gravidade). As únicas imagens em close de Miranda são da sonda Voyager 2 , que fez observações de Miranda durante seu sobrevoo em Urano em janeiro de 1986. Durante o sobrevoo, o hemisfério sul de Miranda apontou para o Sol , então apenas essa parte foi estudada.
Miranda provavelmente se formou a partir de um disco de acreção que circundou o planeta logo após sua formação e, como outras grandes luas, é provavelmente diferenciado , com um núcleo interno de rocha cercado por um manto de gelo. Miranda tem uma das topografias mais extremas e variadas de qualquer objeto do Sistema Solar, incluindo Verona Rupes , uma escarpa de 20 quilômetros de altura que é o penhasco mais alto do Sistema Solar, e feições tectônicas em forma de chevron chamadas coronae . A origem e evolução desta geologia variada, a maior parte de qualquer satélite uraniano, ainda não são totalmente compreendidas, e existem várias hipóteses a respeito da evolução de Miranda.
Descoberta e nome
Miranda foi descoberta em 16 de fevereiro de 1948 pelo astrônomo planetário Gerard Kuiper usando o telescópio Otto Struve de 82 polegadas (2.080 mm) do Observatório McDonald . Seu movimento ao redor de Urano foi confirmado em 1º de março de 1948. Foi o primeiro satélite de Urano descoberto em quase 100 anos. Kuiper eleito para nomear o objeto "Miranda" após o personagem em Shakespeare 's The Tempest , porque as quatro luas previamente descobertos de Urano, Ariel , Umbriel , Titânia e Oberon , tinha sido nomeado após personagens de Shakespeare ou Alexander Pope . No entanto, as luas anteriores foram nomeadas especificamente em homenagem a fadas, enquanto Miranda era um humano. Posteriormente, os satélites descobertos de Urano receberam os nomes de personagens de Shakespeare e do Papa, fossem fadas ou não. A lua também é designado Urano V .
Órbita
Dos cinco satélites redondos de Urano, Miranda orbita mais perto dele, a aproximadamente 129.000 km da superfície; cerca de um quarto de novo até seu anel mais distante . Seu período orbital é de 34 horas e, como o da Lua , é sincronizado com seu período de rotação , o que significa que sempre mostra a mesma face de Urano, condição conhecida como travamento da maré . A inclinação orbital de Miranda (4,34 °) é incomumente alta para um corpo tão perto de seu planeta - cerca de dez vezes a dos outros satélites uranianos principais e 73 vezes a de Oberon. A razão para isso ainda é incerta; não há ressonâncias de movimento médio entre as luas que possam explicá-lo, levando à hipótese de que as luas ocasionalmente passam por ressonâncias secundárias, o que em algum ponto do passado levou Miranda a ser travada por um tempo em uma ressonância 3: 1 com Umbriel, antes que o comportamento caótico induzido pelas ressonâncias secundárias o movesse novamente. No sistema uraniano, devido ao menor grau de achatamento do planeta e ao maior tamanho relativo de seus satélites, escapar de uma ressonância de movimento médio é muito mais fácil do que para os satélites de Júpiter ou Saturno .
Composição e estrutura interna
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Com 1,2 g / cm 3 , Miranda é o menos denso dos satélites redondos de Urano. Essa densidade sugere uma composição de mais de 60% de gelo de água. A superfície de Miranda pode ser principalmente água gelada, embora seja muito mais rochosa do que seus satélites correspondentes no sistema de Saturno, indicando que o calor da decadência radioativa pode ter levado à diferenciação interna , permitindo que rochas de silicato e compostos orgânicos se acomodassem em seu interior. Miranda é muito pequena para que qualquer calor interno tenha sido retido ao longo da idade do Sistema Solar. Miranda é o menos esférico dos satélites de Urano, com um diâmetro equatorial 3% maior do que seu diâmetro polar. Apenas água foi detectada até agora na superfície de Miranda, embora tenha sido especulado que metano, amônia, monóxido de carbono ou nitrogênio também podem existir em concentrações de 3%. Essas propriedades de volume são semelhantes às da lua de Saturno, Mimas , embora Mimas seja menor, menos densa e mais achatada.
Precisamente como um corpo tão pequeno como Miranda poderia ter energia interna suficiente para produzir as miríades de características geológicas vistas em sua superfície não está estabelecido com certeza, embora a hipótese atualmente favorecida seja que ele foi impulsionado pelo aquecimento das marés durante um tempo passado, quando estava em Ressonância orbital 3: 1 com Umbriel. A ressonância teria aumentado a excentricidade orbital de Miranda para 0,1 e gerado atrito de maré devido às forças de maré variáveis de Urano. Quando Miranda se aproximou de Urano, a força das marés aumentou; conforme ele recuou, a força da maré diminuiu, causando uma flexão que teria aquecido o interior de Miranda em 20 K, o suficiente para desencadear o derretimento. O período de flexão da maré poderia ter durado até 100 milhões de anos. Além disso, se o clatrato existisse dentro de Miranda, como foi hipotetizado para os satélites de Urano, ele pode ter agido como um isolante, uma vez que tem uma condutividade inferior à da água, aumentando ainda mais a temperatura de Miranda. Miranda também pode ter estado em uma ressonância orbital 5: 3 com Ariel, o que também teria contribuído para seu aquecimento interno. No entanto, o aquecimento máximo atribuível à ressonância com Umbriel foi provavelmente cerca de três vezes maior.
Recursos de superfície
Devido à orientação lateral de Urano, apenas o hemisfério sul de Miranda era visível para a Voyager 2 quando ela chegou. A superfície observada tem regiões de retalhos de terreno irregular, indicando intensa atividade geológica no passado de Miranda, e é atravessada por enormes cânions, que se acredita serem o resultado de tectônica extensional ; conforme a água líquida congelou sob a superfície, ela se expandiu, fazendo com que o gelo da superfície se partisse, criando um graben . Os cânions têm centenas de quilômetros de comprimento e dezenas de quilômetros de largura. Miranda também possui o maior penhasco conhecido do Sistema Solar, Verona Rupes, que tem uma altura de 20 km (12 milhas). Parte do terreno de Miranda tem possivelmente menos de 100 milhões de anos com base na contagem de crateras, enquanto regiões consideráveis possuem contagens de crateras que indicam terreno antigo.
Embora a contagem de crateras sugira que a maior parte da superfície de Miranda é antiga, com uma história geológica semelhante à dos outros satélites uranianos, poucas dessas crateras são particularmente grandes, indicando que a maioria deve ter se formado após um importante evento de ressurgimento em seu passado distante. As crateras em Miranda também parecem possuir bordas amolecidas, que podem ser o resultado de material ejetado ou crioovulcanismo . A temperatura no pólo sul de Miranda é de aproximadamente 85 K , uma temperatura na qual o gelo de água pura adota as propriedades da rocha. Além disso, o material criovulcânico responsável pela superfície é muito viscoso para ser água líquida pura, mas muito fluido para ser água sólida. Em vez disso, acredita-se que tenha sido uma mistura viscosa semelhante à lava de água e amônia , que congela a 176 K (-97 ° C), ou talvez etanol .
O hemisfério observado de Miranda contém três estruturas gigantescas com sulcos semelhantes a uma 'pista de corrida' chamadas coronae , cada uma com pelo menos 200 km (120 mi) de largura e até 20 km (12 mi) de profundidade, chamadas de Arden, Elsinore e Inverness, em homenagem a locais nas peças de Shakespeare. Inverness é mais baixa em altitude do que o terreno circundante (embora cúpulas e cristas sejam de elevação comparável), enquanto Elsinore é mais alta. A relativa dispersão das crateras em suas superfícies significa que elas se sobrepõem ao terreno com crateras anteriores. As coronas, que são exclusivas de Miranda, inicialmente desafiavam uma explicação fácil; uma das primeiras hipóteses era que Miranda, em algum momento de seu passado distante (antes de qualquer uma das crateras atuais), foi completamente despedaçada, talvez por um grande impacto, e depois remontada em uma confusão aleatória. O material do núcleo mais pesado caiu através da crosta e a coronae formou-se quando a água congelou novamente.
No entanto, a atual hipótese favorecida é que eles se formaram por meio de processos extensionais no topo dos diapiros , ou ressurgências de gelo quente de dentro do próprio Miranda. As coronas são rodeadas por anéis de falhas concêntricas com uma contagem baixa de crateras semelhante, sugerindo que desempenharam um papel em sua formação. Se a corona se formou por meio da ressurgência de uma ruptura catastrófica, então as falhas concêntricas se apresentariam como comprimidas . Se eles se formaram por meio da ressurgência, como por diapirismo, então seriam blocos de inclinação extensional e apresentariam características extensionais, como a evidência atual sugere. Os anéis concêntricos teriam se formado à medida que o gelo se afastasse da fonte de calor. Os diapiros podem ter mudado a distribuição de densidade dentro de Miranda, o que poderia ter feito Miranda se reorientar, semelhante a um processo que se acredita ter ocorrido na lua geologicamente ativa de Saturno, Enceladus . As evidências sugerem que a reorientação teria sido tão extrema quanto 60 graus a partir do ponto suburaniano. As posições de todas as coronas requerem um padrão de aquecimento das marés consistente com o fato de Miranda ser sólida e sem um oceano líquido interno. Acredita-se, por meio de modelagem por computador, que Miranda pode ter uma coroa adicional no hemisfério não danificado.
Observação e exploração
A magnitude aparente de Miranda é de +16,6, tornando-o invisível para muitos telescópios amadores. Praticamente todas as informações conhecidas sobre sua geologia e geografia foram obtidas durante o sobrevôo de Urano feito pela Voyager 2 em 25 de janeiro de 1986. A abordagem mais próxima da Voyager 2 para Miranda foi de 29.000 km (18.000 mi) - significativamente menos do que as distâncias para todos os outros uranianos luas. De todos os satélites uranianos, Miranda tinha a superfície mais visível. A equipe de descoberta esperava que Miranda se parecesse com Mimas e não conseguiu explicar a geografia única da lua na janela de 24 horas antes de liberar as imagens para a imprensa. Em 2017, como parte de sua Pesquisa decadal da Ciência Planetária , a NASA avaliou a possibilidade de um orbitador retornar a Urano em algum momento da década de 2020. Urano era o destino preferido em relação a Netuno devido aos alinhamentos planetários favoráveis, o que significava tempos de vôo mais curtos.
Veja também
Referências
links externos
- Perfil de Miranda no local de Exploração do Sistema Solar da NASA
- Página de Miranda nos Nove Planetas
- Miranda, uma lua de Urano com vistas do sistema solar
- Imagens 3D de Paul Schenk e vídeos panorâmicos de Miranda e outros satélites externos do sistema solar
- Miranda Nomenclature do site da USGS Planetary Nomenclature
