På hvilke satellitter fant du vann?
Uranus har 27 måner, inkludert fem spesielt store satellitter - Titania, Oberon,
Disse bildene viste også fysiske tegn på at flytende vann brøt ut fra tarmene og fryset på overflaten, en prosess som kalles kryovulkanisme.
- Titania
Titania er den største satellitten til Uranus og den åttende største satellitten i solsystemet. Oppdaget av William Herschel 11. januar 1787 (seks år etter oppdagelsen av Uranus).
Som alle Uranus største måner, Titania,sannsynligvis dannet av en akkretjonsskive som omringet planeten under dannelsen. Titania er sammensatt av omtrent like store mengder stein og is, og er sannsynligvis differensiert til en steinete kjerne og en ismantel.
Titanias overflate er relativt mørk medrødlig fargetone. Dens lettelse ble dannet både av nedslag fra asteroider og kometer, og ved endogene prosesser. Satellitten er dekket med mange kratere, og når 326 kilometer i diameter.
Det er sannsynlig at en tidlig endogenrestaurering av overflaten, som slettet den gamle, sterkt kraterede overflaten. Overflaten til Titania blir kuttet av et system med store kløfter og klipper dannet under strekkingen av skorpen som et resultat av utvidelsen av tarmene på et tidlig stadium i historien.
- Oberon
Oberon er den nest største og mest massive satellitten til Uranus og den niende mest massive satellitten i solsystemet. Også kjent som Uranus IV. Oppdaget av William Herschel i 1787.
Det er sannsynlig at Oberon dannet fratilvekstdisken som omringet Uranus umiddelbart etter dannelsen. Satellitten er sammensatt av omtrent like store mengder stein og is og er sannsynligvis differensiert i en steinete kjerne og en ismantel. Det kan være et lag med flytende vann på grensen.
Oberons overflate er mørk med en rød fargetone.Dens lettelse ble hovedsakelig dannet av virkningene av asteroider og kometer, som skapte mange kratere opp til 210 km i diameter. Oberon har et system med kløfter (grabens) dannet under skorpeutvidelse som et resultat av utvidelse av tarmene på et tidlig stadium i sin historie.
Oberon består av omtrent like mengder avvannis og tunge ikke-iskomponenter, som kan inkludere stein og organisk materiale. Tilstedeværelsen av vannis (i form av krystaller på overflaten av satellitten) ble også vist ved spektrografiske observasjoner. Ved ultralave temperaturer, karakteristisk for Uranus-satellittene, blir isen som stein.
Dens absorpsjonsbånd på slavehalvdelensterkere enn på lederen, mens de andre satellittene i Uranus har det motsatte. Årsaken til denne halvkuleforskjellen er ukjent. Kanskje er faktum at den fremre halvkule er mer utsatt for meteoriske påvirkninger, som fjerner is fra den. Det mørke materialet kan dannes som et resultat av virkningen av ioniserende stråling på organisk materiale, spesielt på metan, som er tilstede der i sammensetningen av klatrater.
- Umbriel
Umbriel er en satellitt av planeten Uranus, oppdagetav William Lassell 24. oktober 1851. Umbriel består hovedsakelig av is med en betydelig andel stein. Den kan ha en steinete kjerne dekket med en isete mantel. Når det gjelder størrelse, rangerer Umbriel på tredjeplass blant månene til Uranus og har den mørkeste overflaten, og reflekterer bare 16 % av det innfallende lyset.
Umbriel dekket med mange slagverkmed kratere som når 210 kilometer i diameter, rangerer den på andreplass blant Uranus-satellittene i antall kratere (etter Oberon). Umbriel, som alle månene til Uranus, ble antagelig dannet i akkresjonsskiven som omringet planeten umiddelbart etter dannelsen.
Umbriel er den tredje største og fjerde størstesatellitten til Uranus. Dens tetthet er 1,39 g/cm3. Dette antyder at satellitten i stor grad består av vannis, med tettere komponenter som utgjør omtrent 40 % av massen. Disse komponentene kan være steiner, så vel som organiske forbindelser med høy molekylvekt kjent som toliner.
Bruker infrarød spektroskopi påVannis ble funnet på overflaten. Absorpsjonsbåndene på den fremre hemisfæren er mer uttalt enn på den bakre halvkulen. Årsakene til denne asymmetrien er ukjente, men det antas at dette kan være forårsaket av bombardement av overflaten av ladede partikler fra magnetosfæren til Uranus, som virker spesifikt på den bakre halvkulen (på grunn av den kombinerte rotasjonen av planeten og plasmaet). ).
Disse partiklene sprøyter isen, bryter ned metanen i den (danner et klatrat) og angriper annet organisk materiale, og etterlater en mørk rest rik på karbon.
- Ariel
Ariel er den fjerde største satellitten til Uranus. Åpnet 24. oktober 1851 av William Lassell.
Ariel er en av de minste sfæriskesatellitter i solsystemet (14. største av 19). Blant satellittene til Uranus er den den fjerde største (av de fem store satellittene er det bare Miranda som er mindre) og har rekordalbedo.
Den består av omtrent halvparten is oghalvparten laget av stein og ganske mulig differensiert til en steinete kjerne og en isete mantel. Som alle store Uranus-satellitter, ble Ariel sannsynligvis dannet fra en akkresjonsskive som omringet planeten den første tiden etter dannelsen.
Ariel har en kompleks overflaterelieff - sterkkraterområder er krysset av klipper, kløfter og fjellkjeder. Den har yngre spor etter geologisk aktivitet enn andre måner av Uranus. Kilden til energi for det, mest sannsynlig, var tidevannsoppvarming.
Banen til Ariel, i likhet med andre store satellitter i Uranus, ligger i planet til planetens ekvator. Derfor er disse satellittene utsatt for ekstreme sesongvariasjoner i belysning.
I tillegg til vannis, ved hjelp av infrarødSpektroskopi på Ariel avslørte karbondioksid (CO2), som hovedsakelig er konsentrert i den etterfølgende halvkulen. På denne satellitten til Uranus er den synlig under slike observasjoner bedre (og ble oppdaget tidligere) enn på alle de andre.
Opprinnelsen til karbondioksid er ikke helt klar.Det kan ha dannet seg på overflaten fra karbonater eller organisk materiale under påvirkning av ultrafiolett solstråling eller ioner som kommer fra magnetosfæren til Uranus.
Sistnevnte kan forklare asymmetrien idistribusjon av karbondioksid over overflaten til satellitten, fordi disse ionene bombarderer nøyaktig slavehalvkule. En annen mulig kilde er avgassing av vannis i tarmene til Ariel. I et slikt tilfelle kan frigjøring av CO2 skyldes satellittens tidligere geologiske aktivitet.
- Miranda
Miranda (Uranus V) er den nærmeste og minste av de fem store månene til Uranus. Oppdaget i 1948 av Gerard Kuiper.
Rotasjonsaksen til Miranda, som andre storeUranus' satellitter ligger nesten i planet til planetens bane, og dette fører til svært særegne sesongsykluser. Miranda ble mest sannsynlig dannet fra en akkresjonsskive (eller tåke) som enten eksisterte rundt Uranus i noen tid etter dannelsen av planeten, eller ble dannet under en kraftig kollisjon, som sannsynligvis ga Uranus en stor rotasjonsaksetilt (97,86 °).
I mellomtiden har Miranda den største blant de storesatellitter til Uranus banehelling til planetens ekvator: 4.338°. Månens overflate består trolig av vannis blandet med silikater, karbonater og ammoniakk.
Det er utrolig at denne lille satellitten haret bredt utvalg av relieffformer (vanligvis har kropper av denne størrelsen en mer jevn overflate på grunn av mangel på endogen aktivitet). Det er store, bølgende sletter oversådd med kratere og krysset av et nettverk av forkastninger, kløfter og bratte klipper.
Tre uvanlige områder er synlige på overflatenmer enn 200 km i størrelse (de såkalte kronene). Disse geologiske formasjonene, sammen med den overraskende store tilbøyeligheten til banen, peker på Mirandas komplekse geologiske historie. Det kan være påvirket av orbitale resonanser, tidevannskrefter, konveksjon i tarmene, delvis gravitasjonsdifferensiering og utvidelse av deres materie, samt episoder av kryovulkanisme.
Tettheten er den laveste blant de viktigstesatellitter til Uranus: 1,15 ± 0,15 g/cm3, som er ganske nær tettheten til is. Observasjoner av overflaten i det infrarøde avslørte vannis blandet med silikater og karbonater, samt ammoniakk (NH3) i en mengde på 3 %. Basert på data innhentet av Voyager 2 ble det konkludert med at steinene utgjør 20-40 % av satellittens masse.
I følge en hypotese dannes isen på Mirandaklatrater med metan. I tillegg til metan kan vandige klatrater fange opp karbonmonoksid og andre molekyler, og danne et stoff med gode varmeisolasjonsegenskaper - den termiske ledningsevnen til klatrater vil bare være 2 til 10 % av den termiske ledningsevnen til vanlig is.
Dermed kan de hindre utstrømningen fratarmene av satellittvarmen, som frigjøres der under forfallet av radioaktive elementer. I dette tilfellet vil det ta omtrent 100 millioner år å varme isen til 100 ° C. Termisk utvidelse av kjernen kan nå 1%, noe som vil føre til sprekker i overflaten. Dens heterogenitet skyldes muligens heterogeniteten i strømmen av termisk energi fra tarmene.
Kan det være liv på disse satellittene?
Ny forskning antyder ja.Han ble presentert for AGU-møtet: forskere ledet av Benjamin Weiss, en planetforsker ved MIT, har utviklet en metode for fremtidige oppdrag for å bekrefte eksistensen av hav under jorden i verdener som Uranus. Gjennom dette arbeidet håper teamet også å utdype vår forståelse og kunnskap om potensielt bebodde verdener.
Hovedspørsmålet her er hvorer beboelige miljøer i solsystemet? Oppdagelsen av havene under jorden på Europa og Enceladus gjør at mange av oss lurer på om det fortsatt er måner som, selv om de er små, fremdeles kan være varme.
Benjamin Weiss, planetforsker ved MIT
Hvordan fant forfatteren av arbeidet vann på satellittene?
Forfatterne av arbeidet mener at ryggene, daler ogbretter på overflaten av satellitter kan være frosne vannstråler fra skjulte hav. Forskere utførte også forskning og målte magnetfeltet til Uranus. Som et resultat ble det klart at hvis det er vann i dybden til satellittene, kan en elektrisk strøm genereres der under påvirkning av et magnetfelt.
Fem satellitter, sier forskere, demonstrerer detegn på kryovulkanisme, når det under ekstremt lave omgivelsestemperaturer ikke smelter ut lava fra vulkanen, men vann, ammoniakk, blandinger av metan med hydrokarboner, nitrogen og andre stoffer eller deres blandinger, både i flytende og gassform.
Undersøk bilder sendt av romfartøyVoyager 2 i 1986 la forskerne merke til at disse fem satellittene er laget av like store deler av stein og is og er sterkt utstyrt med kratere, noe som er bevis på flytende vann som kan gjemme seg i tarmene til himmellegemene.
Hva annet er det foruten vann?
Forskere har beregnet styrken til magnetfeltet til Uranus og at,hvordan det vil påvirke hav under satellittenes overflate. Studier har vist at hvis det er flytende saltvann i satellittenes dyp, kan en elektrisk strøm genereres i den under påvirkning av et magnetfelt.
Weiss og teamet hans brukte teoretiskmodeller av magnetfeltet til Uranus for å beregne de mulige induserte magnetfeltene til de fem største satellittene på planeten. Mirandas induserte magnetfelt ble bestemt til å være det sterkeste - 300 nanotesla. Selv om dette ikke bekrefter tilstedeværelsen av hav på planetene, induserte Miranda, så vel som Ariel, Umbriel og Titania, sannsynligvis magnetiske felt sterke nok til å bli oppdaget av eksisterende romfartøyteknologi, sa Weiss i en uttalelse.
Forskere sa også at havene på Uranus-månene sannsynligvis er dypere enn på Jupiters måner, fordi isskallet er tykkere. Men dette betyr ikke at de ikke kan oppdages.
Hvor er de mest egnede forholdene for livet?
Weiss, diskuterer potensielt beboelige miljøer isolsystemet, kalt månene til Uranus best egnet i tilfelle at "hvis det er flytende vann der og det er litt salt, som havvann på jorden."
Forskere vil kunne trekke mer nøyaktige konklusjoner i 2042, når et vitenskapelig oppdrag skal til Uranus.
Les også:
Se ISS som flyr mellom Jupiter og Saturn
Den lyseste blazaren skinner på jorden. Hva betyr dette for planeten?
"Studien mislyktes": Sputnik V-testere får ikke lenger placebo