Saltar ao contido

Miranda (lúa)

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Miranda
Miranda
Descubrimento
Descuberta por Gerard P. Kuiper
Descuberta o 16 de febreiro de 1948
Designacións
Designación alternativa Urano V
Características orbitais
Eixo semi-maior 129.390 km
Excentricidade 0.0013
Período orbital 1,413479 d
Inclinación 4,232° (respecto do ecuador de Urano)
é satélite de Urano
Características físicas
Dimensións 480×468,4×465,8 km
Radio medio 235,8 ± 0,7 km (0,03697 radios terrestres)[1]
Área superficial 700.000 km²
Volume 54 835 000 km³
Masa 6,59 ± 0,75 x 1019 kg [2](1,103 10−5 masas da Terra)
Densidade media 1,20 ± 0,15 g/cm³[2]
Gravidade superficial 0,079 m/s2
Velocidade de escape 0.193 km/s
Período de rotación sincrónica
Albedo 0,32
Temperatura superficial media ~59 K (temp. máxima 86 K)
Magnitude 15,8 [3]

Miranda é a lúa máis pequena e interior das cinco grandes lúas (as cinco lúas clásicas) do planeta Urano. Foi descuberta por Gerard Kuiper o 16 de febreiro de 1948 no Observatorio McDonald. Foi máis tarde chamada Miranda, personaxe da obra de William Shakespeare, A Tempestade, nome suxerido por Kuiper no seu informe do descubrimento.[4] Foi tamén designada coma Urano V.

As únicas imaxes de Miranda tomadas de preto fíxoas a sonda espacial Voyager 2, estas observacións da lúa realizáronse durante o sobrevoo de Urano en xaneiro de 1986, como nese momento o hemisferio sur da lúa apuntaba cara ao Sol só se puido estudar esa parte. Miranda amosa máis evidencias dunha actividade xeolóxica pasada que calquera outra lúa de Urano.

Características físicas

[editar | editar a fonte]
Verona Rupes vista de preto, unha grande escarpa en Miranda; posiblemente de 5 km de altura.[5][6]

A superficie de Miranda podería estar composta principalmente de xeo de auga, e tamén podería conter silicatos e compoñentes orgánicos no seu interior. A superficie de Miranda ten rexións con parches nos terreos rachados e con fisuras, indicativos estes trazos dunha intensa actividade xeolóxica en tempos pasados da lúa, tamén a súa superficie está cruzada de lado a lado por profundos canons. Existen tamén grandes estruturas ovais, chamadas coronae, que poderían estar formadas por magma procedente do manto ou no caso de Miranda por diapiros baseados no ascenso de xeos quentes (no canto de sales, o cal sería o normal nos diapiros), a parte central destes domos elevados, colapsaríase e afundiríase, deixando unha forma de coroa, de aí o nome latino de corona (en plural, coronae) .[7] [8] Os canons e cristas elevadas serían debidas a fallas extensivas, estas tipos de fallas compostas normalmente levan consigo a formación de bloques na superficie chamados graben e horst, os graben serían os bloques que estarían nas depresións das fallas e os horst serían os bloques elevados entre as fallas (véxase o diagrama para visualiza-lo fenómeno). Outros accidentes xeolóxicos serían debido o criovulcanismo, erupcións de xeos mornos (criomagma). Os diapiros poderían ter cambiado a distribución da densidade no interior da lúa, a cal podería se-la causa de auto-reorientación de Miranda,[9] de xeito semellante o acontecido coa lúa xeoloxicamente activa de Saturno,Encelado. Miranda é un dos poucos corpos celestes do Sistema Solar no cal a circunferencia ecuatorial é máis pequena cá circunferencia polar (circunferencia pasando a través dos dous polos), posiblemente unha consecuencia da actividade dos diapiros.

Pensase que a actividade xeolóxica pasada de Miranda foi producida polo quencemento gravitatorio nun tempo pasado no cal a órbita de Miranda era moito máis excéntrica do que o é hoxe en día. Nos primeiros tempos da súa historia, Miranda aparentemente estaba nunha resonancia orbital de 3:1 con Umbriel, da cal escaparía posteriormente.[10] A resonancia debería ter incrementado a excentricidade orbital; dando coma resultado unha fricción gravitatoria debido ás oscilacións das forzas gravitatorias procedentes de Urano que poderían causa-lo quecemento do interior da lúa. No sistema de Urano, debido ó baixo índice de achatamento, e o tamaño relativamente grande dos seus satélites, estes poden escapar dunha resonancia dun xeito moito máis doado cós satélites de Xúpiter ou Saturno. A inclinación orbital de Miranda (4,34°) é estrañamente alta para unha lúa tan próxima ó seu planeta. Miranda probablemente escapou da súa resonancia con Umbriel vía unha segunda resonancia, e este mecanismo de escape explicaría cá súa inclinación orbital é 10 veces máis grande respecto das outras grandes lúas de Urano.[11][12]

Diagrama explicativo da aparición dos Graben e Horst.

Un teoría máis antiga, propuxo pouco antes de sobrevoo de Urano por parte da Voyager 2, que a antiga Miranda foi alcanzada por un impacto masivo, dando fragmentos que se volverían a ensamblar e os máis densos afundiríanse dando coma resultado o éstrano patrón actual.[6]

Aproximándose ó equinoccio do 07-12-2007, Miranda produce breves eclipses solares sobre o centro de Urano.

Os científicos déronlle nome a unha serie de tipos de accidentes xeolóxicos de Miranda:

[editar | editar a fonte]
  • Astronomy Domine, unha canción de Pink Floyd, que fai referencia a Miranda e tamén a Oberón e Titania.
  • Na Mars Trilogy de Kim Stanley Robinson a lúa é visitada polas personaxes Ann Clayborne e Zo Boone.
  • Na serie de ficción Sailor Moon creada por Naoko Takeuchi, o Castelo Miranda foi o palacio que recibiu a Princesa Urano de mans da Raíña Serenity cando naceu.
  • Na novela Red Dwarf Infinity Welcomes Careful Drivers Miranda é visitada por Lister.
  • Into The Miranda Rift, a novela de G. David Nordley, ten catro astronautas facendo espeleoloxía nunha falla cando acontece un terremoto que pecha o punto de entrada a mesma, quedando atrapados no interior da lúa.
  • No filme de ciencia ficción Earthstorm, onde os científicos co problema de como estabiliza-la lúa despois de que esta quede chea de fendas ó recibir un impacto, amósase neste filme a posibilidade de que Miranda puidera cicatrizar por si soa despois dun evento de colisión.

Notas

[editar | editar a fonte]
  1. ↑ Thomas,P.C. (1988). "Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates". Icarus 73: 427–441. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1. 
  2. ↑ 2,0 2,1 Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. e Synnott, S.P. (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data". The Astronomical Journal 103 (6): 2068–78. doi:10.1086/116211. 
  3. ↑ JPL (Solar System Dynamics), ed. (03-04-2009). "Planetary Satellite Physical Parameters". Consultado o 10-08-2009. 
  4. ↑ Kuiper, G. P., The Fifth Satellite of Uranus, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 61, No. 360, p. 129, June 1949
  5. ↑ JPL, NASA (ed.). "PIA00044: Miranda high resolution of large fault". Consultado o 23-07-2007. 
  6. ↑ 6,0 6,1 Chaikin, Andrew (16-10-2001). Imaginova Corp., ed. "Birth of Uranus' provocative moon still puzzles scientists". space.com. Arquivado dende o orixinal o 08-11-2001. Consultado o 23-07-2007. 
  7. ↑ Pappalardo,R. T.; Reynolds, S. J. & Greeley, R. (25-06-1997). Elsevier Science, ed. "Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona". Journal of Geophysical Research 102 (E6): 13,369–13,380. doi:10.1029/97JE00802. Arquivado dende o orixinal o 27-09-2012. Consultado o 18-12-2009. 
  8. ↑ Chaikin, Andrew (16-10-2001). Imaginova Corp., ed. "Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists". Space.Com. Arquivado dende o orixinal o 08-11-2001. Consultado o 07-12-2007. 
  9. ↑ Conferencia: [url=http://adsabs.harvard.edu Structural evidence for reorientation of Miranda about a paleo-pole/abs/1993LPI....24.1111P], por Pappalardo, R.; coautor Greeley, R.; editada na obra In Lunar and Planetary Inst., Twenty-Fourth Lunar and Planetary Science Conference. Part 3: N-Z, pax. 1111–1112 (1993); consultado o 05-08-2006.
  10. ↑ Tittemore; W. C.; Wisdom, J. (Xuño de 1990). Elsevier Science, ed. "Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities". Icarus 85 (2): 394–443. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S. Arquivado dende o orixinal o 22 de abril de 2009. Consultado o 18 de decembro de 2009. 
  11. ↑ W. C. Tittemore; Wisdom, J. (1989). "Tidal Evolution of the Uranian Satellites II. An Explanation of the Anomalously High Orbital Inclination of Miranda". Icarus 78: 63–89. doi:10.1016/0019-1035(89)90070-5. 
  12. ↑ Malhotra, R., Dermott, S. F. (1990). "The Role of Secondary Resonances in the Orbital History of Miranda". Icarus 85: 444–480. doi:10.1016/0019-1035(90)90126-T. 

Véxase tamén

[editar | editar a fonte]

Outros artigos

[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas

[editar | editar a fonte]


Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Miranda_(lúa)&oldid=6915222»