Oberón (luna)
Luna de Urano

Oberón
Oberón, tal como lo fotografió la Voyager 2 en enero de 1986. Se pueden ver varios cráteres con rayos brillantes , el más grande de los cuales, Hamlet , se encuentra en el centro. En el extremo inferior izquierdo se alza una montaña de 11 km de altura.
Descubrimiento
Descubierto porGuillermo Herschel
Fecha de descubrimiento11 de enero de 1787 [1]
Designaciones
Designación
Urano IV
Pronunciación/ ˈ oʊ b ər ɒ n / o / ˈ oʊ b ər ə n / [ 2]
AdjetivosOberoniano / ɒ b ə ˈ r oʊ n i ə n / [3]
Características orbitales
583 520  kilómetros [4]
Excentricidad0,0014 [4]
13.463 234  días [4]
3,15 km/s (calculado)
Inclinación0,058° (al ecuador de Urano) [4]
Satélite deUrano
Características físicas
761,4 ± 2,6 kilómetros (0,1194 Tierras ) [5]
7 285 000  kilómetros cuadrados [a]
Volumen1.849.000.000 kilómetros 3 [ b  ]​
Masa(3,1104 ± 0,0749) × 10 21  kg [7]
Densidad media
1,682 g/cm3 ( calculado)
0,358 m/s² [c]
0,738 kilómetros por segundo [d]
presumiblemente sincrónico [8]
Albedo
  • 0,31 (geométrico)
  • 0,14 (enlace) [9]
Temperatura70–80  K [10]
14.1 [11]

Oberón , también denominado Urano IV , es la segunda luna más grande del planeta Urano y la segunda más externa . Es la segunda luna más masiva de Urano y la décima luna más grande del Sistema Solar . Descubierta por William Herschel en 1787, Oberón recibe su nombre del mítico rey de las hadas que aparece como personaje en El sueño de una noche de verano de Shakespeare . Su órbita se encuentra parcialmente fuera de la magnetosfera de Urano .

Oberón probablemente se formó a partir del disco de acreción que rodeó a Urano justo después de la formación del planeta. La luna consta de cantidades aproximadamente iguales de hielo y roca , y probablemente se diferencia en un núcleo rocoso y un manto helado . Una capa de agua líquida puede estar presente en el límite entre el manto y el núcleo. La superficie de Oberón, que es oscura y de color ligeramente rojo, parece haber sido formada principalmente por impactos de asteroides y cometas. Está cubierta por numerosos cráteres de impacto que alcanzan los 210 km de diámetro. Oberón posee un sistema de chasmata ( graben o escarpes ) formados durante la extensión de la corteza como resultado de la expansión de su interior durante su evolución temprana.

El sistema de Urano ha sido estudiado de cerca sólo una vez: la sonda Voyager 2 tomó varias imágenes de Oberón en enero de 1986, permitiendo cartografiar el 40% de la superficie de la luna.

Descubrimiento y denominación

Oberón fue descubierto por William Herschel el 11 de enero de 1787; el mismo día, descubrió la luna más grande de Urano, Titania . [1] [12] Más tarde informó sobre el descubrimiento de cuatro satélites más, [13] aunque posteriormente se reveló que eran falsos. [14] Durante casi cincuenta años después de su descubrimiento, Titania y Oberón no serían observados por ningún otro instrumento que no fuera el de William Herschel, [15] aunque la luna puede verse desde la Tierra con un telescopio amateur de alta gama actual. [11]

Todas las lunas de Urano llevan el nombre de personajes creados por William Shakespeare o Alexander Pope . El nombre Oberón se deriva de Oberón , el Rey de las Hadas en El sueño de una noche de verano . [16] Los nombres de los cuatro satélites de Urano conocidos en ese momento fueron sugeridos por el hijo de Herschel, John, en 1852, a petición de William Lassell , [17] quien había descubierto las otras dos lunas, Ariel y Umbriel , el año anterior. [18] No se sabe con certeza si Herschel ideó los nombres, o si Lassell lo hizo y luego solicitó el permiso de Herschel. [ 19 ] La forma adjetival del nombre es oberoniana, / ˌɒbəˈrōʊniən / . [20]

Oberón fue inicialmente denominado "el segundo satélite de Urano" y en 1848 William Lassell le dio la designación Urano II , [21] aunque a veces utilizó la numeración de William Herschel (donde Titania y Oberón son II y IV). [22] En 1851, Lassell finalmente numeró los cuatro satélites conocidos en orden de su distancia al planeta con números romanos , y desde entonces Oberón ha sido designado Urano IV . [23]

Órbita

Oberón orbita Urano a una distancia de unos 584.000 km, siendo la más alejada del planeta entre sus cinco lunas principales. [e] La órbita de Oberón tiene una pequeña excentricidad orbital e inclinación con respecto al ecuador de Urano. [4] Su período orbital es de alrededor de 13,5 días, coincidente con su período de rotación . En otras palabras, Oberón está bloqueado por mareas , con una cara siempre apuntando hacia el planeta. [8] Oberón pasa una parte significativa de su órbita fuera de la magnetosfera de Urano . [24] Como resultado, su superficie es golpeada directamente por el viento solar . [10] Esto es importante, porque los hemisferios posteriores de los satélites que orbitan dentro de una magnetosfera son golpeados por el plasma magnetosférico, que co-rota con el planeta. [24] Este bombardeo puede conducir al oscurecimiento de los hemisferios posteriores, que en realidad se observa para todas las lunas de Urano excepto Oberón (ver más abajo). [10]

Debido a que Urano orbita alrededor del Sol casi de lado, y sus lunas orbitan en el plano ecuatorial del planeta, estas (incluida Oberón) están sujetas a un ciclo estacional extremo. Tanto el polo norte como el sur pasan 42 años en completa oscuridad, y otros 42 años en luz solar continua, con el Sol saliendo cerca del cenit sobre uno de los polos en cada solsticio . [10] El sobrevuelo de la Voyager 2 coincidió con el solsticio de verano del hemisferio sur de 1986, cuando casi todo el hemisferio norte estaba en oscuridad. Una vez cada 42 años, cuando Urano tiene un equinoccio y su plano ecuatorial intersecta la Tierra, se vuelven posibles las ocultaciones mutuas de las lunas de Urano. Uno de estos eventos, que duró unos seis minutos, se observó el 4 de mayo de 2007, cuando Oberón ocultó a Umbriel. [25]

Composición y estructura interna

Comparación del tamaño de la Tierra , la Luna y Oberón.

Oberón es la segunda luna más grande y la segunda más masiva de las lunas de Urano después de Titania , y la novena luna más masiva del Sistema Solar. [f] Sin embargo, es la décima luna más grande por tamaño , ya que Rea , la segunda luna más grande de Saturno y la novena luna más grande, es casi del mismo tamaño que Oberón, aunque es aproximadamente un 0,4% más grande, a pesar de que Oberón tiene más masa que Rea. [27] La ​​densidad de Oberón de 1,68 g/cm 3 , que es más alta que la densidad típica de los satélites de Saturno , indica que consiste en proporciones aproximadamente iguales de hielo de agua y un componente denso no hielo. [28] Este último podría estar hecho de roca y material carbonoso , incluidos compuestos orgánicos pesados . [8] La presencia de hielo de agua está respaldada por observaciones espectroscópicas , que han revelado hielo de agua cristalino en la superficie de la luna. [10] Las bandas de absorción de hielo de agua son más fuertes en el hemisferio posterior de Oberón que en el hemisferio anterior. Esto es lo opuesto a lo que se observa en otras lunas de Urano, donde el hemisferio principal exhibe firmas de hielo de agua más fuertes. [10] La causa de esta asimetría no se conoce, pero puede estar relacionada con la jardinería de impacto (la creación de suelo a través de impactos) de la superficie, que es más fuerte en el hemisferio principal. [10] Los impactos de meteoritos tienden a pulverizar (arrancar) hielo de la superficie, dejando atrás material oscuro que no es hielo. [10] El material oscuro en sí puede haberse formado como resultado del procesamiento por radiación de clatratos de metano o del oscurecimiento por radiación de otros compuestos orgánicos. [8] [29]

Oberón puede diferenciarse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado . [28] Si este es el caso, el radio del núcleo (480 km) es aproximadamente el 63% del radio de la luna, y su masa es alrededor del 54% de la masa de la luna; las proporciones están dictadas por la composición de la luna. La presión en el centro de Oberón es de aproximadamente 0,5  GPa (5  kbar ). [28] El estado actual del manto helado no está claro. Si el hielo contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante , Oberón puede poseer una capa de océano líquido en el límite núcleo-manto. El espesor de este océano, si existe, es de hasta 40 km y su temperatura es de alrededor de 180 K (cerca de la temperatura eutéctica agua-amoníaco de 176 K). [28] Sin embargo, la estructura interna de Oberón depende en gran medida de su historia térmica, que es poco conocida en la actualidad. Aunque publicaciones más recientes parecen estar a favor de la existencia de océanos subterráneos activos en las lunas más grandes de Urano. [30]

Características de la superficie y geología

Una fotografía de Oberón. Todas las características de la superficie nombradas están subtituladas.

Oberón es la segunda luna grande más oscura de Urano después de Umbriel . [9] Su superficie muestra una fuerte oleada de oposición : su reflectividad disminuye del 31% en un ángulo de fase de 0° ( albedo geométrico ) al 22% en un ángulo de aproximadamente 1°. Oberón tiene un albedo de Bond bajo de alrededor del 14%. [9] Su superficie es generalmente de color rojo, a excepción de los depósitos de impacto recientes, que son neutros o ligeramente azules. [31] Oberón es, de hecho, la más roja entre las principales lunas de Urano. Sus hemisferios delantero y trasero son asimétricos: el último es mucho más rojo que el primero, porque contiene más material rojo oscuro. [29] El enrojecimiento de las superficies es a menudo el resultado de la erosión espacial causada por el bombardeo de la superficie por partículas cargadas y micrometeoritos a lo largo de la edad del Sistema Solar. [29] Sin embargo, la asimetría de color de Oberón es probablemente causada por la acumulación de un material rojizo que se mueve en espiral desde partes externas del sistema de Urano, posiblemente desde satélites irregulares , lo que ocurriría predominantemente en el hemisferio principal, de manera similar a la luna Jápeto de Saturno . [32]

Dos clases principales de características geológicas dominan la superficie de Oberón: cráteres de impacto y chasmata ('cañones', depresiones profundas, alargadas y empinadas [33] que probablemente se describirían como valles de rift o escarpes si estuvieran en la Tierra). [8] La superficie de Oberón es la más craterizada de todas las lunas de Urano, con una densidad de cráteres que se acerca a la saturación, cuando la formación de nuevos cráteres se equilibra con la destrucción de los antiguos. Este alto número de cráteres indica que Oberón tiene la superficie más antigua entre las lunas de Urano. [34] Los diámetros de los cráteres varían hasta 206 kilómetros para el cráter más grande conocido, [34] Hamlet . [35] Muchos cráteres grandes están rodeados de eyecciones de impacto brillantes ( rayos ) que consisten en hielo relativamente fresco. [8] Los cráteres más grandes, Hamlet, Otelo y Macbeth, tienen pisos hechos de un material muy oscuro depositado después de su formación. [34] En algunas imágenes de la Voyager se observó un pico de unos 11 km de altura cerca del extremo sureste de Oberón, [36] que puede ser el pico central de una gran cuenca de impacto con un diámetro de unos 375 km. [36] La superficie de Oberón está atravesada por un sistema de cañones, que, sin embargo, están menos extendidos que los que se encuentran en Titania. [8] Los lados de los cañones son probablemente escarpes producidos por fallas normales [g] que pueden ser antiguas o recientes: estas últimas atraviesan los depósitos brillantes de algunos cráteres grandes, lo que indica que se formaron más tarde. [37] El cañón oberoniano más destacado es Mommur Chasma . [38]

La geología de Oberón fue influenciada por dos fuerzas en competencia: la formación de cráteres de impacto y la renovación endógena de la superficie. [37] La ​​primera actuó a lo largo de toda la historia de la luna y es la principal responsable de su apariencia actual. [34] Los últimos procesos estuvieron activos durante un período posterior a la formación de la luna. Los procesos endógenos fueron principalmente de naturaleza tectónica y llevaron a la formación de los cañones, que en realidad son grietas gigantes en la corteza de hielo. [37] Los cañones borraron partes de la superficie más antigua. [37] El agrietamiento de la corteza fue causado por la expansión de Oberón en aproximadamente un 0,5%, [37] que se produjo en dos fases correspondientes a los cañones viejos y jóvenes.

La naturaleza de las manchas oscuras, que se producen principalmente en el hemisferio delantero y en el interior de los cráteres, no se conoce. Algunos científicos plantearon la hipótesis de que son de origen criovolcánico (análogos de los mares lunares ), [34] mientras que otros piensan que los impactos excavaron material oscuro enterrado debajo del hielo puro ( corteza ). [31] En este último caso, Oberón debería estar al menos parcialmente diferenciado, con la corteza de hielo sobre el interior no diferenciado. [31]

Características superficiales con nombre en Oberón [39]
CaracterísticaLlamado en honor aTipoLongitud (diámetro), kmCoordenadas
Mamá ChasmaMommur, folklore francésChasma53716°18′S 323°30′E / 16.3, -16.3; 323.5
AntonioMarco AntonioCráter4727°30′S 65°24′E / 27.5, -27.5; 65.4
CésarJulio César7626°36′S 61°06′E / 26.6, -26.6; 61.1
CoriolanoCoriolano12011°24′S 345°12′E / 11.4, -11.4; 345.2
FalstaffFalstaff12422°06′S 19°00′E / 22.1, -22.1; 19.0
AldeaAldea20646°06′S 44°24′E / 46.1, -46.1; 44.4
AprenderEl rey Lear1265°24′S 31°30′E / 5.4, -5.4; 31.5
MacbethMacbeth20358°24′S 112°30′E / 58.4, -58.4; 112.5
OteloOtelo11466°00′S 42°54′E / 66.0, -66.0; 42.9
RomeoRomeo15928°42′S 89°24′E / 28.7, -28.7; 89.4
Las características de la superficie de Oberón reciben nombres de personajes masculinos y lugares asociados con las obras de Shakespeare. [40]

Origen y evolución

Se cree que Oberón se formó a partir de un disco de acreción o subnebulosa: un disco de gas y polvo que existió alrededor de Urano durante algún tiempo después de su formación o fue creado por el impacto gigante que probablemente le dio a Urano su gran oblicuidad . [41] No se conoce la composición precisa de la subnebulosa; sin embargo, la densidad relativamente alta de Oberón y otras lunas de Urano en comparación con las lunas de Saturno indica que puede haber sido relativamente pobre en agua. [h] [8] Es posible que haya habido cantidades significativas de carbono y nitrógeno en forma de monóxido de carbono y N 2 en lugar de metano y amoníaco . [41] Las lunas que se formaron en una subnebulosa de este tipo contendrían menos hielo de agua (con CO y N 2 atrapados como clatrato) y más roca, lo que explica la mayor densidad. [8]

La acreción de Oberón probablemente duró varios miles de años. [41] Los impactos que acompañaron la acreción causaron el calentamiento de la capa exterior de la luna. [42] La temperatura máxima de alrededor de 230 K se alcanzó a una profundidad de unos 60 km. [42] Después del final de la formación, la capa del subsuelo se enfrió, mientras que el interior de Oberón se calentó debido a la descomposición de los elementos radiactivos presentes en sus rocas. [8] La capa cercana a la superficie que se enfrió se contrajo, mientras que el interior se expandió. Esto causó fuertes tensiones de extensión en la corteza de la luna que llevaron a agrietamiento. El sistema actual de cañones puede ser el resultado de este proceso, que duró unos 200 millones de años, [43] lo que implica que cualquier actividad endógena por esta causa cesó hace miles de millones de años. [8]

El calentamiento por acreción inicial junto con la desintegración continua de elementos radiactivos probablemente fueron lo suficientemente fuertes como para derretir el hielo [43] si hubiera algún anticongelante como amoníaco (en forma de hidrato de amoníaco ) o algo de sal . [28] Una mayor fusión puede haber llevado a la separación del hielo de las rocas y la formación de un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. Una capa de agua líquida ("océano") rica en amoníaco disuelto puede haberse formado en el límite núcleo-manto. [28] La temperatura eutéctica de esta mezcla es de 176 K. [28] Si la temperatura cayó por debajo de este valor, el océano ya se habría congelado. La congelación del agua habría llevado a la expansión del interior, lo que también puede haber contribuido a la formación de un foso tipo cañón . [34] Aún así, el conocimiento actual de la evolución de Oberón es muy limitado. Aunque un análisis reciente concluyó que es más probable que las lunas más grandes de Urano tengan océanos activos bajo la superficie. [44]

Exploración

Hasta ahora las únicas imágenes de cerca de Oberón han sido de la sonda Voyager 2 , que fotografió la luna durante su sobrevuelo de Urano en enero de 1986. Dado que el acercamiento más cercano de la Voyager 2 a Oberón fue de 470.600 km, [45] las mejores imágenes de esta luna tienen una resolución espacial de unos 6 km. [34] Las imágenes cubren alrededor del 40% de la superficie, pero solo el 25% de la superficie fue fotografiada con una resolución que permite el mapeo geológico . [34] En el momento del sobrevuelo el hemisferio sur de Oberón estaba apuntando hacia el Sol , por lo que no se pudo estudiar el oscuro hemisferio norte. [8] Ninguna otra nave espacial ha visitado nunca el sistema de Urano.

Véase también

Notas

  1. ^ Área de superficie derivada del radio r : . 4 π a 2 {\displaystyle 4\pi r^{2}}
  2. ^ Volumen v derivado del radio r : . 4 π a 3 / 3 {\displaystyle 4\pi r^{3}/3}
  3. ^ Gravedad superficial derivada de la masa m , la constante gravitacional G y el radio r : . GRAMO metro / a 2 Estilo de visualización Gm/r^{2}}
  4. ^ Velocidad de escape derivada de la masa m , la constante gravitacional G y el radio r : √ 2 Gm / r .
  5. ^ Las cinco lunas principales son Miranda , Ariel , Umbriel , Titania y Oberón.
  6. ^ Las ocho lunas más masivas que Oberón son Ganimedes , Titán , Calisto , Ío , la Luna de la Tierra , Europa , Tritón y Titania . [26]
  7. ^ Algunos cañones en Oberón son fosas tectónicas . [34]
  8. ^ Por ejemplo, Tetis , una luna de Saturno, tiene una densidad de 0,97 g/cm 3 , lo que significa que contiene más del 90% de agua. [10]

Referencias

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