Miranda (Uranus V) este cel mai apropiat și cel mai mic dintre cei cinci sateliți principali ai Uranusului. Deschis în 1948 de Gerard Koiper și numit în onoarea lui Miranda de la piesa The Storm a lui W. Shakespeare.
Axa de rotație a lui Miranda, ca și alți sateliți mari ai Uranusului, se află aproape în planul orbitei planetei, ceea ce duce la cicluri sezoniere foarte ciudate. Miranda a format, cel mai probabil din cauza discului de acreție (sau nebuloasă), care fie a existat în jurul lui Uranus pentru ceva timp după formarea planetei, sau format sub impactul puternic, care a dat, probabil, Uranus mare înclinare axială (97.86 °). Între timp, Miranda are cel mai mare dintre sateliții majori ai lui Uranus, înclinarea orbitei către ecuatorul planetei: 4338 °. Suprafața satelitului constă, probabil, din gheață de apă amestecată cu silicați, carbonați și amoniac. Surprinzător, acest mic satelit are o mare varietate de forme de relief. Există câmpii de dealuri spațioase, dotate cu cratere și intersectate de o rețea de defecte, canioane și muchii abrupte. La suprafață, puteți vedea trei zone neobișnuite mai mari de 200 km (așa-numitele coroane de flori). Aceste formațiuni geologice, precum înclinația surprinzător de mare a orbitei, indică istoria geologică complexă a lui Miranda. Pe aceasta ar putea afecta rezonanțele orbitale, fortele mareice, convectie din interior, parțial diferențierea gravitațională și extinderea substanța lor, precum și episoade de cryovolcanism.
Miranda este cea mai apropiată de Uranus de la sateliții săi mari. Orbita Mirandei este aproape circulară, iar planul ei (precum și planul ecuatorului lui Uranus) este aproape perpendicular pe planul orbitei planetei. O înclinație mare spre ecuatorul uraniului, posibil datorită faptului că Miranda ar putea fi în rezonanță orbitală cu alți sateliți - cum ar fi rezonanța de 3: 1 cu Umbriel și, probabil, în rezonanță 5: 3 cu Ariel. Rezonanța orbitală cu Umbriel ar putea spori excentricitatea orbitei lui Miranda, modificând ușor orbita lui Umbriel. Excentricitatea mare a orbitei duce la o schimbare obișnuită a amplorii forțelor de maree și, în consecință, la frecare în intestinul satelitului și la încălzirea acestuia. Aceasta ar putea fi o sursă de energie pentru activitatea geologică. Datorită aplatizării scăzute și dimensiunilor mici ale Uranusului, este mult mai ușor ca sateliții săi să scape din rezonanța orbitală decât de la sateliții lui Saturn sau Jupiter. Un exemplu este Miranda, care a părăsit rezonanța (printr-un mecanism care probabil a oferit orbitei o înclinație anormal de mare).
Diametrul lui Miranda este de aproximativ 470 km și, astfel, se află la granița dintre sateliți mici și mari. Densitatea sa este cea mai mică dintre sateliții principali ai Uranus: 1,15 ± 0,15 g / cm3, care este destul de aproape de densitatea gheții. Observațiile asupra suprafeței în gama infraroșu au făcut posibilă detectarea gheții de apă amestecate cu silicați și carbonați, precum și amoniac (NH3) într-o cantitate de 3%. Pe baza datelor obținute de Voyager 2, sa ajuns la concluzia că pietrele reprezintă 20-40% din masa satelitului.
Compoziție și structură internă
Miranda poate fi parțial diferențiată într-un nucleu silicat acoperit cu o manta înghețată. Dacă este așa, grosimea mantalei este de aproximativ 135 km, iar raza de bază este de aproximativ 100 km. În acest caz, îndepărtarea căldurii din interior are loc prin conductivitatea termică. Cu toate acestea, prezența coroanelor pe satelit poate indica convecția. Conform unei ipoteze, gheața pe Miranda formează un clatrat cu metan. În plus față de metan, clatrații apa poate capta monoxid de carbon și alte molecule material cu proprietăți bune de izolare termică ce formează - clatrații conductivitate termică să fie de numai 2 până la 10% din conductivitatea termică a gheții obișnuite. Astfel, pot preveni scurgerea de căldură din intestinul satelitului, care este eliberat acolo în timpul decăderii elementelor radioactive. În acest caz, ar fi nevoie de aproximativ 100 de milioane de ani pentru a încălzi gheața la 100 ° C. Expansiunea termică a miezului ar putea ajunge la 1%, ceea ce ar duce la fisurarea suprafeței. Eterogenitatea sa poate fi datorată eterogenității fluxului de energie termică din interior.
Suprafața lui Miranda
Miranda are un aspect unic în suprafața sa, cu o mare varietate de forme de relief. Acestea sunt fisuri, defecte, văi, cratere, creastături, depresiuni, roci și terase. Suprafața acestui satelit de mărimea lui Enceladus este un mozaic uimitor de zone foarte diverse. Unele regiuni sunt vechi și inexpresive. Acestea sunt dotate cu numeroase cratere de impact, care se așteaptă de la un mic corp inert. Alte regiuni sunt traversate de un întrepătrundere complex de creste si traverselor si acoperite cu sisteme dreptunghiulare sau ovoidale de benzi de lumină și întuneric, indicând faptul că compoziția neobișnuită a Miranda. Cel mai probabil, suprafața satelitului constă în gheață de apă și straturile mai adânci - de la rocile silicate și compușii organici. Aceasta a dus la presupunerea că suprafața acestui satelit în timpul istoriei sale a fost reconstruită de până la 5 ori. Imaginile Miranda structură vizibilă sub formă de litere latine «V», creste și văi adiacente situate, tineri și bătrâni plină de cratere netede din zona umbrită canioane adâncime de 20 km. Puțin mai jos de centru este craterul mare Alonso, cu o adâncime de 24 km.
Câteva ipoteze au fost prezentate pentru a explica neomogenitatea puternică a suprafeței Mirandei. Potrivit uneia dintre ele, Miranda a fost împărțită ca urmare a unei ciocniri cu un corp mare ceresc, dar piesele au fost reunite din nou. Totuși, rămâne neclar de ce craterele de impact au supraviețuit pe restul suprafeței satelitului. O altă ipoteză presupune existența unei încălziri inegale a entrelurilor lui Miranda.
Miranda - unul dintre puținii sateliți din sistemul solar, cu coroane - un fel de detalii circulară sau ovală a suprafeței. Simularea a arătat că acestea ar putea apărea datorită convecției în intestine. Se presupune că în trecut Miranda a avut o orbită mai lungă și a fost deformată la fiecare întoarcere datorită unei modificări a amplorii forțelor de maree de la Uranus. Acest lucru a cauzat încălzirea interiorului său, iar gheața caldă din plastic a crescut de mai multe ori la suprafață. Interacționându-se cu acestea, aceste fluxuri au format și coroane. Pe suprafata Mirandei se gasesc si pervazuri. Unii dintre ei sunt mai în vârstă decât coroane, în timp ce alții sunt mai tineri.
Numărul de cratere de impact poate determina vârsta suprafeței unui corp solid celeste, lipsit de atmosferă - mai multe cratere, cu cât suprafața este mai veche. Craterele lui Miranda sunt foarte diverse în formă. Unele au margini foarte bune și adesea sunt înconjurate de o substanță aruncată prin impact. Altele sunt atât de distruse încât pot fi văzute cu dificultate. Pe Miranda, nu existau cratere complexe, cu dealuri sau cratere centrale, legate de o multitudine de inele. Craterele detectate sunt simple (cu un fund în formă de ceașcă) sau de tranziție (cu un fund plat), iar dependența formei craterelor de dimensiunea lor nu este respectată. Craterele din Miranda sunt rareori înconjurate de ejecte, în timp ce craterele cu un diametru mai mare de 15 km sunt complet necunoscute. Cu un diametru al craterului mai mic de 3 km, emisiile sale sunt de obicei mai ușoare decât suprafața înconjurătoare și cu un diametru de 3 până la 15 km, este mai întunecată. Dar, printre cratere de orice dimensiune, există și cele ale căror emisii au același albedo ca și suprafața înconjurătoare.
Miranda în astronomie
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: