¿En qué satélites encontraste agua?
Urano tiene 27 lunas, incluyendo cinco lunas particularmente grandes: Titania, Oberón,
Estas imágenes también mostraron signos físicos de agua líquida que brotaba de los intestinos y se congelaba en la superficie, un proceso llamado criovolcanismo.
- Titania
Titania es el satélite más grande de Urano y el octavo satélite más grande del sistema solar. Descubierto por William Herschel el 11 de enero de 1787 (seis años después de su descubrimiento de Urano).
Como todas las lunas más grandes de Urano, Titania,probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta durante su formación. Titania está compuesta por cantidades aproximadamente iguales de roca y hielo, y probablemente se diferencia en un núcleo rocoso y un manto de hielo.
La superficie de Titania es relativamente oscura con un tinte rojizo, y su terreno ha sido moldeado por impactos de asteroides y cometas, así como por procesos endógenos.La luna está cubierta de numerosos cráteres que alcanzan los 326 kilómetros de diámetro.
Es probable que un endógeno tempranorestauración de la superficie, que borró su vieja superficie llena de cráteres. La superficie de Titania está cortada por un sistema de enormes cañones y acantilados formados durante el estiramiento de la corteza como resultado de la expansión de las entrañas en una etapa temprana de su historia.
- Oberon
Oberon es el segundo satélite más grande y masivo de Urano y el noveno satélite más masivo del sistema solar. También conocido como Urano IV. Descubierto por William Herschel en 1787.
Es probable que Oberon se formó a partir deel disco de acreción que rodeaba a Urano inmediatamente después de su formación. El satélite está compuesto por cantidades aproximadamente iguales de roca y hielo y probablemente se diferencia en un núcleo rocoso y un manto de hielo. Puede haber una capa de agua líquida en su borde.
La superficie de Oberon es oscura con un tinte rojo.Su relieve estuvo formado principalmente por los impactos de asteroides y cometas, que crearon numerosos cráteres de hasta 210 km de diámetro. Oberon tiene un sistema de cañones (grabens) formado durante la expansión de la corteza como resultado de la expansión de los intestinos en una etapa temprana de su historia.
Oberon se compone de cantidades aproximadamente iguales dehielo de agua y componentes pesados que no son hielo, que pueden incluir rocas y materia orgánica. Las observaciones espectrográficas también demostraron la presencia de hielo de agua (en forma de cristales en la superficie del satélite). A temperaturas ultrabajas, características de los satélites de Urano, el hielo se vuelve como piedra.
Sus bandas de absorción en el hemisferio esclavomás fuerte que en el líder, mientras que los otros satélites de Urano tienen lo contrario. Se desconoce la razón de esta diferencia hemisférica. Quizás el hecho es que el hemisferio delantero es más susceptible a los impactos meteóricos, que le quitan el hielo. El material oscuro podría formarse como resultado del efecto de la radiación ionizante sobre la materia orgánica, en particular, sobre el metano allí presente en la composición de los clatratos.
- Umbriel
Umbriel es un satélite del planeta Urano, descubiertopor William Lassell el 24 de octubre de 1851. Umbriel está compuesto principalmente de hielo con una proporción significativa de roca. Puede tener un núcleo rocoso cubierto por un manto helado. En términos de tamaño, Umbriel ocupa el tercer lugar entre las lunas de Urano y tiene la superficie más oscura, reflejando sólo el 16% de la luz incidente.
Umbriel cubierto con numerosas percusiones.Con cráteres que alcanzan los 210 kilómetros de diámetro, ocupa el segundo lugar entre los satélites de Urano en número de cráteres (después de Oberón). Umbriel, como todas las lunas de Urano, presumiblemente se formó en el disco de acreción que rodeó al planeta inmediatamente después de su formación.
Umbriel es el tercero más grande y el cuarto más grandesatélite de Urano. Su densidad es de 1,39 g/cm3. Esto sugiere que el satélite está compuesto en gran parte por hielo de agua, y que los componentes más densos constituyen aproximadamente el 40% de su masa. Estos componentes pueden ser piedras, así como compuestos orgánicos de alto peso molecular conocidos como tolinas.
Usando espectroscopía infrarroja enSe encontró hielo de agua en la superficie. Sus bandas de absorción en el hemisferio anterior son más pronunciadas que en el hemisferio posterior. Se desconocen las razones de esta asimetría, pero se supone que puede deberse al bombardeo de la superficie por partículas cargadas de la magnetosfera de Urano, que actúa específicamente en el hemisferio posterior (debido a la rotación combinada del planeta y el plasma). ).
Estas partículas rocían el hielo, descomponen el metano contenido en él (formando un clatrato) y atacan otra materia orgánica, dejando un residuo oscuro rico en carbono.
- Ariel
Ariel es el cuarto satélite más grande de Urano. Inaugurado el 24 de octubre de 1851 por William Lassell.
Ariel es uno de los esféricos más pequeños.satélites del Sistema Solar (el 14º más grande de 19). Entre los satélites de Urano, es el cuarto más grande (de los cinco grandes satélites, solo Miranda es más pequeño) y tiene un albedo récord.
Se compone aproximadamente de la mitad de hielo ymitad de piedra y muy posiblemente diferenciada en un núcleo rocoso y un manto helado. Como todos los grandes satélites de Urano, Ariel probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta durante la primera vez después de su formación.
Ariel tiene un relieve superficial complejo: fuertelas zonas cráter están atravesadas por acantilados, cañones y cordilleras. Tiene rastros más recientes de actividad geológica que otras lunas de Urano. Lo más probable es que la fuente de energía fuera el calentamiento de las mareas.
La órbita de Ariel, como otros grandes satélites de Urano, se encuentra en el plano del ecuador del planeta. Por lo tanto, estos satélites están sujetos a variaciones estacionales extremas de iluminación.
Además del hielo de agua, el uso de infrarrojosLa espectroscopia de Ariel reveló dióxido de carbono (CO2), que se concentra principalmente en el hemisferio posterior. En este satélite de Urano es mejor visible durante estas observaciones (y fue descubierto antes) que en todos los demás.
El origen del dióxido de carbono no está del todo claro.Podría haberse formado en la superficie a partir de carbonatos o materia orgánica bajo la influencia de la radiación solar ultravioleta o de iones procedentes de la magnetosfera de Urano.
Este último puede explicar la asimetría endistribución de dióxido de carbono sobre la superficie del satélite, porque estos iones están bombardeando exactamente el hemisferio esclavo. Otra posible fuente es la desgasificación del hielo de agua en las entrañas de Ariel. En tal caso, la liberación de CO2 puede deberse a la actividad geológica pasada del satélite.
- Miranda
Miranda (Urano V) es la más cercana y la más pequeña de las cinco grandes lunas de Urano. Descubierto en 1948 por Gerard Kuiper.
El eje de rotación de Miranda, como otros grandesLos satélites de Urano se encuentran casi en el plano de la órbita del planeta, lo que da lugar a ciclos estacionales muy peculiares. Miranda probablemente se formó a partir de un disco de acreción (o nebulosa) que existió alrededor de Urano durante algún tiempo después de la formación del planeta o se formó durante una poderosa colisión, que probablemente le dio a Urano una gran inclinación del eje de rotación (97,86 °).
Mientras tanto, Miranda tiene la mayor entre las grandessatélites de Urano inclinación orbital respecto al ecuador del planeta: 4.338°. La superficie de la luna probablemente esté formada por hielo de agua mezclado con silicatos, carbonatos y amoníaco.
Es sorprendente que este pequeño satélite tengauna amplia variedad de formas de relieve (normalmente los cuerpos de este tamaño tienen una superficie más uniforme debido a la falta de actividad endógena). Hay vastas llanuras onduladas salpicadas de cráteres y atravesadas por una red de fallas, cañones y acantilados escarpados.
Tres áreas inusuales son visibles en la superficie.más de 200 km de tamaño (las llamadas coronas). Estas formaciones geológicas, junto con la inclinación sorprendentemente alta de la órbita, apuntan a la compleja historia geológica de Miranda. Podría estar influenciado por resonancias orbitales, fuerzas de marea, convección en los intestinos, diferenciación gravitacional parcial y expansión de su materia, así como episodios de criovolcanismo.
Su densidad es la más baja entre las principales.satélites de Urano: 1,15 ± 0,15 g/cm3, lo que se acerca bastante a la densidad del hielo. Las observaciones de la superficie en el infrarrojo revelaron hielo de agua mezclado con silicatos y carbonatos, así como amoníaco (NH3) en una cantidad del 3%. Según los datos obtenidos por la Voyager 2, se concluyó que las rocas constituyen entre el 20 y el 40% de la masa del satélite.
Según una hipótesis, el hielo de Miranda se formaclatrato con metano. Además del metano, los clatratos acuosos pueden capturar monóxido de carbono y otras moléculas, formando una sustancia con buenas propiedades de aislamiento térmico: la conductividad térmica de los clatratos será sólo del 2 al 10% de la conductividad térmica del hielo común.
Por lo tanto, pueden impedir la salida deintestinos del calor del satélite, que se libera allí durante la desintegración de los elementos radiactivos. En este caso, el hielo tardaría unos 100 millones de años en calentarse hasta los 100 ° C. La expansión térmica del núcleo podría alcanzar el 1%, lo que provocaría un agrietamiento de la superficie. Su heterogeneidad se debe posiblemente a la heterogeneidad del flujo de energía térmica desde los intestinos.
¿Podría haber vida en estos satélites?
Una nueva investigación sugiere que sí.Fue presentado a la reunión de la AGU: los científicos dirigidos por Benjamin Weiss, un científico planetario del MIT, han desarrollado un método para futuras misiones para confirmar la existencia de océanos subsuperficiales en mundos como Urano. A través de este trabajo, el equipo también espera profundizar nuestra comprensión y conocimiento de mundos potencialmente habitables.
La pregunta principal aquí es dóndeCuáles son los ambientes habitables en el sistema solar? El descubrimiento de los océanos subsuperficiales en Europa y Encelado nos deja a muchos preguntándonos si todavía hay lunas que, aunque pequeñas, todavía pueden estar calientes.
Benjamin Weiss, científico planetario del MIT
¿Cómo encontró agua el autor del trabajo en los satélites?
Los autores del trabajo creen que las crestas, valles yLos pliegues en la superficie de los satélites pueden ser chorros de agua helada de océanos ocultos. Los científicos también realizaron investigaciones y midieron el campo magnético de Urano. Como resultado, quedó claro que si hay agua en las profundidades de los satélites, se puede generar una corriente eléctrica allí bajo la influencia de un campo magnético.
Cinco satélites, dicen los científicos, demuestransignos de criovolcanismo, cuando, a temperaturas ambientales extremadamente bajas, no erupciona lava fundida del volcán, sino agua, amoníaco, mezclas de metano con hidrocarburos, nitrógeno y otras sustancias o sus mezclas, tanto en estado líquido como gaseoso.
Examinando imágenes enviadas por naves espacialesVoyager 2 en 1986, los investigadores notaron que estos cinco satélites están hechos de partes iguales de roca y hielo y están llenos de cráteres, lo que es evidencia de agua líquida que puede estar escondida en las entrañas de los cuerpos celestes.
¿Qué más hay además del agua?
Los científicos han calculado la fuerza del campo magnético de Urano y eso,cómo afectará a los océanos por debajo de la superficie de sus satélites. Los estudios han demostrado que si hay agua salada líquida en las profundidades de los satélites, entonces, bajo la influencia de un campo magnético, se puede generar una corriente eléctrica en ella.
Weiss y su equipo utilizaron teoríasModelos del campo magnético de Urano para calcular los posibles campos magnéticos inducidos de los cinco satélites más grandes del planeta. Se determinó que el campo magnético inducido de Miranda era el más fuerte: 300 nanotesla. Si bien esto no confirma la presencia de océanos en los planetas, Miranda, así como Ariel, Umbriel y Titania, probablemente indujeron campos magnéticos lo suficientemente fuertes como para ser detectados por la tecnología de naves espaciales existentes, dijo Weiss en un comunicado.
Los científicos también dijeron que los océanos en las lunas de Urano son probablemente más profundos que en las lunas de Júpiter, porque la capa de hielo es más gruesa. Pero esto no significa que no puedan detectarse.
¿Dónde están las condiciones más adecuadas para la vida?
Weiss, analizando entornos potencialmente habitables ensistema solar, llamó a las lunas de Urano las más adecuadas en el caso de que “si hay agua líquida allí y es un poco salada, como el agua del océano en la Tierra”.
Los científicos podrán sacar conclusiones más precisas en 2042, cuando una misión científica irá a Urano.
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