Miranda (luna)

Miranda , también designado Urano V , es el más pequeño e interior de los cinco satélites redondos de Urano . Fue descubierto por Gerard Kuiper el 16 de febrero de 1948 en el Observatorio McDonald en Texas, y el nombre de Miranda de William Shakespeare juego 's The Tempest . [10] Como las otras grandes lunas de Urano , Miranda orbita cerca del plano ecuatorial de su planeta. Debido a que Urano orbita al Sol de lado, la órbita de Miranda es perpendicular a la eclíptica y comparte el ciclo estacional extremo de Urano.

Miranda
PIA18185 Miranda's Icy Face.jpg
Descubrimiento
Descubierto porGerard P. Kuiper
Fecha de descubrimiento16 de febrero de 1948
Designaciones
Designacion Urano V
Pronunciación/ M ɪ r æ n d ə / [1] [2]
AdjetivosMirandan, [3] Mirandian [4]
Características orbitales
Semieje mayor129,390 kilometros
Excentricidad0,0013
Periodo orbital1.413479 d
Velocidad orbital media 6,66 km / s (calculado)
Inclinación4.232 ° (al ecuador de Urano)
Satélite deUrano
Características físicas
Dimensiones480 × 468,4 × 465,8 kilometros
Radio medio 235,8 ± 0,7 kilometros (0,03697 Tierras ) [5]
Área de superficie700.000 km 2
Volumen54.835.000 km 3
Masa(6,4 ± 0,3) × 10 19  kg [6]
Densidad media 1,20 ± 0,15 g / cm 3 [7]
Gravedad superficial0,079 m / s 2
Velocidad de escape0,193 kilómetros por segundo
Período de rotaciónsincrónico
Inclinación axial0 °
Albedo0,32
Temp. De superficieminsignificarmax
solsticio [8]?≈ 60 K84 ± 1 K
Magnitud aparente15,8 [9]

Con solo 470 km de diámetro, Miranda es uno de los objetos más pequeños observados de cerca en el Sistema Solar que podría estar en equilibrio hidrostático (esférico bajo su propia gravedad). Las únicas imágenes de primer plano de Miranda son de la sonda Voyager 2 , que hizo observaciones de Miranda durante su sobrevuelo de Urano en enero de 1986. Durante el sobrevuelo, el hemisferio sur de Miranda apuntó hacia el Sol , por lo que solo se estudió esa parte.

Miranda probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta poco después de su formación y, al igual que otras lunas grandes, es probable que esté diferenciado , con un núcleo interno de roca rodeado por un manto de hielo. Miranda tiene una de las topografías más extremas y variadas de cualquier objeto del Sistema Solar, incluidas las Rupes de Verona , una escarpa de 20 kilómetros de altura que es el acantilado más alto del Sistema Solar, [11] [12] y tectónica en forma de galón. características llamadas coronas . El origen y la evolución de esta variada geología, la mayor parte de cualquier satélite de Urano, aún no se comprenden del todo, y existen múltiples hipótesis sobre la evolución de Miranda.

Miranda fue descubierta el 16 de febrero de 1948 por el astrónomo planetario Gerard Kuiper utilizando el telescopio Otto Struve de 82 pulgadas (2.080 mm) del Observatorio McDonald . [10] [13] Su movimiento alrededor de Urano fue confirmado el 1 de marzo de 1948. [10] Fue el primer satélite de Urano descubierto en casi 100 años. Kuiper elegido para nombrar el objeto "Miranda" después de que el personaje de Shakespeare 's The Tempest , debido a que las cuatro lunas descubiertas anteriormente de Urano, Ariel , Umbriel , Titania y Oberón , todos habían recibido el nombre de los personajes de Shakespeare o Alexander Pope . Sin embargo, las lunas anteriores habían sido nombradas específicamente en honor a las hadas, [14] mientras que Miranda era un ser humano. Posteriormente, los satélites descubiertos de Urano recibieron el nombre de personajes de Shakespeare y Pope, ya fueran hadas o no. La luna también se designa Urano V .

De los cinco satélites redondos de Urano, Miranda orbita más cerca de él, aproximadamente a 129.000 km de la superficie; alrededor de un cuarto de nuevo hasta su anillo más distante . Su período orbital es de 34 horas y, como el de la Luna , es sincrónico con su período de rotación , lo que significa que siempre muestra la misma cara a Urano, una condición conocida como bloqueo de marea . La inclinación orbital de Miranda (4,34 °) es inusualmente alta para un cuerpo tan cerca de su planeta: aproximadamente diez veces la de los otros satélites uranianos importantes y 73 veces la de Oberón. [15] La razón de esto aún es incierta; No hay resonancias de movimiento medio entre las lunas que puedan explicarlo, lo que lleva a la hipótesis de que las lunas ocasionalmente pasan por resonancias secundarias, lo que en algún momento del pasado llevó a que Miranda se encerrara durante un tiempo en una resonancia de 3: 1 con Umbriel, antes de que el comportamiento caótico inducido por las resonancias secundarias lo sacara de nuevo. [16] En el sistema de Urano, debido al menor grado de achatamiento del planeta y al mayor tamaño relativo de sus satélites, escapar de una resonancia de movimiento medio es mucho más fácil que para los satélites de Júpiter o Saturno . [17] [18]

Imagen de la Voyager 2 del terreno accidentado de Miranda. Verona Rupes , que se cree que son los acantilados más altos del Sistema Solar, se encuentran en la parte inferior derecha de Miranda.

Con 1,2 g / cm 3 , Miranda es el menos denso de los satélites redondos de Urano. Esa densidad sugiere una composición de más del 60% de hielo de agua. [19] La superficie de Miranda puede ser principalmente hielo de agua, aunque es mucho más rocosa que sus satélites correspondientes en el sistema de Saturno, lo que indica que el calor de la desintegración radiactiva puede haber llevado a la diferenciación interna , permitiendo que la roca de silicato y los compuestos orgánicos se asienten en su interior. [20] [21] Miranda es demasiado pequeña para que se haya retenido el calor interno durante la era del Sistema Solar. [22] Miranda es el menos esférico de los satélites de Urano, con un diámetro ecuatorial un 3% más ancho que su diámetro polar. Hasta ahora, solo se ha detectado agua en la superficie de Miranda, aunque se ha especulado que también pueden existir metano, amoníaco, monóxido de carbono o nitrógeno en concentraciones del 3%. [21] [23] Estas propiedades generales son similares a las de la luna Mimas de Saturno , aunque Mimas es más pequeña, menos densa y más achatada. [23]

Precisamente cómo un cuerpo tan pequeño como Miranda podría tener suficiente energía interna para producir la miríada de características geológicas que se ven en su superficie no está establecido con certeza, [22] aunque la hipótesis actualmente favorecida es que fue impulsado por el calentamiento de las mareas durante un tiempo pasado cuando estaba en resonancia orbital 3: 1 con Umbriel. [24] La resonancia habría aumentado la excentricidad orbital de Miranda a 0,1 y generado fricción de marea debido a las diferentes fuerzas de marea de Urano. [25] Cuando Miranda se acercó a Urano, la fuerza de la marea aumentó; a medida que retrocedía, la fuerza de la marea disminuyó, provocando una flexión que habría calentado el interior de Miranda en 20 K, lo suficiente como para provocar la fusión. [17] [18] [25] El período de flexión de las mareas podría haber durado hasta 100 millones de años. [25] Además, si existió clatrato dentro de Miranda, como se ha hipotetizado para los satélites de Urano, podría haber actuado como aislante, ya que tiene una conductividad más baja que el agua, aumentando aún más la temperatura de Miranda. [25] Miranda también pudo haber estado alguna vez en una resonancia orbital 5: 3 con Ariel, lo que también habría contribuido a su calentamiento interno. Sin embargo, el calentamiento máximo atribuible a la resonancia con Umbriel fue probablemente unas tres veces mayor. [24]

Primer plano de Verona Rupes , una gran falla escarpada en Miranda posiblemente a 20 km (12 millas) de altura, [11] [26] [27] tomada por la Voyager 2 en enero de 1986
Primer plano del anillo de fallas concéntricas escarpadas alrededor de Elsinore Corona
Las tres coronas fotografiadas en Miranda por la Voyager 2
La falla se abre alrededor de Elsinore (arriba a la derecha) y los galones de Inverness Corona (abajo a la izquierda)

Debido a la orientación casi lateral de Urano, solo el hemisferio sur de Miranda era visible para la Voyager 2 cuando llegó. La superficie observada tiene regiones irregulares de terreno accidentado, lo que indica una intensa actividad geológica en el pasado de Miranda, y está atravesada por enormes cañones, que se cree que son el resultado de la tectónica extensional ; cuando el agua líquida se congeló debajo de la superficie, se expandió, haciendo que el hielo de la superficie se partiera, creando graben . Los cañones tienen cientos de kilómetros de largo y decenas de kilómetros de ancho. [22] Miranda también tiene el acantilado más grande conocido en el Sistema Solar, Verona Rupes, que tiene una altura de 20 km (12 millas). [12] Algunos de los terrenos de Miranda posiblemente tengan menos de 100 millones de años según el recuento de cráteres, mientras que regiones importantes poseen recuentos de cráteres que indican un terreno antiguo. [22] [28]

Si bien los recuentos de cráteres sugieren que la mayor parte de la superficie de Miranda es antigua, con una historia geológica similar a la de los otros satélites uranianos, [22] [29] pocos de esos cráteres son particularmente grandes, lo que indica que la mayoría debe haberse formado después de un importante evento de resurgimiento en su pasado lejano. [20] Los cráteres en Miranda también parecen poseer bordes suavizados, que podrían ser el resultado de eyecciones o de criovolcanismo . [29] La temperatura en el polo sur de Miranda es de aproximadamente 85 K , una temperatura a la que el hielo de agua pura adopta las propiedades de la roca. Además, el material criovolcánico responsable de la superficie es demasiado viscoso para haber sido agua líquida pura, pero demasiado fluido para haber sido agua sólida. [25] [30] Más bien, se cree que fue una mezcla viscosa, similar a la lava, de agua y amoníaco , que se congela a 176 K (-97 ° C), o quizás etanol . [22]

El hemisferio observado de Miranda contiene tres estructuras acanaladas gigantes con forma de `` pistas de carreras '' llamadas coronas , cada una de al menos 200 km (120 millas) de ancho y hasta 20 km (12 millas) de profundidad, llamadas Arden, Elsinore e Inverness por ubicaciones en las obras de Shakespeare. Inverness tiene una altitud más baja que el terreno circundante (aunque las cúpulas y las crestas tienen una elevación comparable), mientras que Elsinore es más alta, [21] La escasez relativa de cráteres en sus superficies significa que se superponen al terreno anterior lleno de cráteres. [22] Las coronas, que son exclusivas de Miranda, inicialmente desafiaron una explicación fácil; Una de las primeras hipótesis era que Miranda, en algún momento de su pasado distante, (antes de cualquiera de los cráteres actuales) [21] había sido completamente despedazado, tal vez por un impacto masivo, y luego vuelto a montar en un revoltijo aleatorio. [21] [26] [31] El material del núcleo más pesado cayó a través de la corteza y las coronas se formaron cuando el agua se volvió a congelar. [21]

Sin embargo, la hipótesis actual favorecida es que se formaron a través de procesos extensionales en la parte superior de los diapiros , o afloramientos de hielo cálido desde el interior de Miranda. [26] [31] [32] [33] Las coronas están rodeadas por anillos de fallas concéntricas con un recuento bajo de cráteres similar, lo que sugiere que desempeñaron un papel en su formación. [30] Si las coronas se formaron a través de una corriente descendente de una ruptura catastrófica, entonces las fallas concéntricas se presentarían comprimidas . Si se formaron por afloramiento, como por diapirismo, entonces serían bloques de inclinación extensionales y presentarían características extensionales, como sugiere la evidencia actual. [32] Los anillos concéntricos se habrían formado cuando el hielo se alejó de la fuente de calor. [34] Los diapiros pueden haber cambiado la distribución de densidad dentro de Miranda, lo que podría haber provocado que Miranda se reorientara, [35] similar a un proceso que se cree que ocurrió en Encelado, la luna geológicamente activa de Saturno . La evidencia sugiere que la reorientación habría sido tan extrema como 60 grados desde el punto suburánico. [34] Las posiciones de todas las coronas requieren un patrón de calentamiento de las mareas consistente con Miranda siendo sólido y sin un océano líquido interno. [34] Se cree a través del modelado por computadora que Miranda puede tener una corona adicional en el hemisferio sin imágenes. [36]

Al acercarse al equinoccio del 7 de diciembre de 2007, Miranda produjo breves eclipses solares sobre el centro de Urano.
"> Reproducir medios
Un vuelo simulado por computadora sobre Miranda

La magnitud aparente de Miranda es +16,6, lo que la hace invisible para muchos telescopios aficionados. [37] Prácticamente toda la información conocida con respecto a su geología y geografía se obtuvo durante el sobrevuelo de Urano realizado por la Voyager 2 el 25 de enero de 1986, [20] La aproximación más cercana de la Voyager 2 a Miranda fue de 29.000 km (18.000 millas), significativamente menos de las distancias a todas las demás lunas de Urano. [38] De todos los satélites uranianos, Miranda tenía la superficie más visible. [23] El equipo de descubrimiento esperaba que Miranda se pareciera a Mimas, y se encontró perdido para explicar la geografía única de la luna en la ventana de 24 horas antes de entregar las imágenes a la prensa. [29] En 2017, como parte de su Planetary Science Decadal Survey , la NASA evaluó la posibilidad de que un orbitador regrese a Urano en algún momento de la década de 2020. [39] Urano era el destino preferido sobre Neptuno debido a las alineaciones planetarias favorables que significan tiempos de vuelo más cortos. [40]

  • Lista de características geológicas en Miranda

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  • Perfil de Miranda en el sitio de exploración del sistema solar de la NASA
  • Página de Miranda en The Nine Planets
  • Miranda, una luna de Urano en vistas del sistema solar
  • Imágenes 3D de Paul Schenk y videos sobrevuelos de Miranda y otros satélites del sistema solar exterior
  • Nomenclatura Miranda del sitio web de Nomenclatura planetaria del USGS