Oberón (lúa): Diferenzas entre revisións
Contido eliminado Contido engadido
m bot Engadido: is:Oberon (tungl) |
m bot Modificado: is:Óberon (tungl); cambios estética |
||
Liña 39:
|-
! align="left" | [[Radio]] medio
| 761,4 ± 2,6 km (0,1194 radios terrestres)<ref name=Thomas1988>{{cita publicación periódica|autor=Thomas,P.C.|título=Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates|revista=Icarus |volume=73|páxinas=
|-
! align="left" | [[Área]] superficial
Liña 78:
Ata o 2008, o sistema de Urano só puido ser estudado de preto pola [[sonda espacial]] [[Voyager 2]], a cal fotografou Oberón durante o sobrevoo de Urano en xaneiro do 1986. Tomou bastantes imaxes de Oberón, as cales permitiron facer un mapa do 40% da superficie da lúa.
== Descubrimento e nomeamento ==
Oberón foi descuberta por [[William Herschel]] o 11 de xaneiro de 1787, o mesmo día que descubriu a lúa máis grande de Urano, [[Titania (lúa)|Titania]].<ref name=Herschel1/><ref name=Herschel2>{{cita publicación periódica|autor=Herschel, William, Sr.|título=On George's Planet and its satellites|revista=Philosophical Transactions of the Royal Society of London|volume=78|páxinas=364–378|ano=1788|doi=10.1098/rstl.1788.0024|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1788RSPT...78..364H}}</ref> Máis tarde informaría do descubrimento doutros catro satélites máis,<ref name=Herschel3>{{cita publicación periódica|título=On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus; The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained|revista=Philosophical Transactions of the Royal Society of London|volume=88|páxinas=47–79|ano=1798|doi=10.1098/rstl.1798.0005|autor=Herschel, William|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1798RSPT...88...47H}}</ref> aínda que hoxe en día pensase que estes catro satélites seguramente foran falsos.<ref name=Struve1848>{{cita publicación periódica|autor=Struve, O.|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1848MNRAS...8...43.|título=Note on the Satellites of Uranus|revista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=8|número=3|ano=1848|páxinas=44–47}}</ref> Durante os seguintes cincuenta anos, Titania e Oberón non puideron ser vistas por outros instrumentos que non fosen os de William Herschel,<ref name=Herschel4>{{cita publicación periódica|autor=[[John Herschel|Herschel, John]]|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1834MNRAS...3Q..35H&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=45eb6e10af10464|título=On the Satellites of Uranus|revista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=3|número=5|ano=1834|páxinas=35–36}}</ref> aínda que hoxe en día a lúa pode ser vista dende a [[Terra]] cun bo telescopio amateur.<ref name=Newton/>
Liña 86:
Oberón foi inicialmente considerada coma "o segundo satélite de Urano", e en 1848 recibiu a designación de '''Urano II''' por parte de William Lassell,<ref name=Lassell2>{{cita publicación periódica|autor=Lassell, W.|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1848MNRAS...8...43.&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=45eb6e10af10464|título=Observations of Satellites of Uranus|revista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=8|número=3|ano=1848|páxinas=43–44}}</ref> aínda que algunhas veces usaba a numeración de William Herschel (onde Titania e Oberón eran o II e o IV, respectivamente).<ref name=Lassell3>{{cita publicación periódica|autor=Lassell, W.|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1850MNRAS..10..135L|título=Bright Satellites of Uranus|revista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=10|número=6|ano=1850|páxina=135}}</ref> No ano 1851, Lassell fixo unha numeración con números romanos das lúas baseándose na distancia respecto de Urano, e dende entón Oberón é designada coma '''Urano IV'''.<ref name=Lassell1851b>{{cita publicación periódica|autor=Lassell, W.|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1851AJ......2...70L|título=Letter from William Lassell, Esq., to the Editor|revista=Astronomical Journal|volume=2|número=33|ano=1851|páxinas=70|doi=10.1086/100198}}</ref>
== Órbita ==
Oberón orbita Urano unha distancia duns 584.000 km, sendo a lúa máis afastada de Urano entre as cinco grandes lúas do planeta.{{#tag:ref|As cinco grandes lúas de Urano son [[Miranda (lúa)|Miranda]], [[Ariel (lúa)|Ariel]], [[Umbriel (lúa)|Umbriel]], [[Titania (lúa)|Titania]] e Oberón.|group=nota}} A órbita de Oberón ten unha [[excentricidade orbital|excentricidade]] pequena e a súa [[inclinación orbital|inclinación]] respecto do ecuador de Urano tamén é pequena.<ref name=orbit/> O seu [[período orbital]] ronda os 13,5 días, o cal coincide co seu [[período rotacional]]; noutras palabras, Oberón ten unha órbita [[órbita síncrona|sincrónica]], cunha das súas cara apuntando permanentemente cara ó planeta.<ref name=Smith1986/>
Liña 92:
Unha parte significativa da órbita de Oberón está dentro da [[magnetosfera]] de Urano.<ref name=Ness1986/> Coma resultado, durante parte da traxecto da súa órbita, a superficie de Oberón recibe directamente o [[vento solar]].<ref name=Grundy2006>{{cita publicación periódica|autor=Grundy, W.M.|coautores=Young, L.A.; Spencer, J.R. e o seu equipo. |título=Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations|revista=Icarus|volume=184|páxinas=543–555|ano=2006|url=|doi=10.1016/j.icarus.2006.04.016| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..184..543G|id=[http://arxiv.org/abs/0704.1525 arxiv:/0704.1525]}}</ref> Este feito é importante, xa que os satélites orbitando dentro dunha magnetosfera son golpeados polo plasma magnetosférico, o cal rota solidariamente co planeta.<ref name=Ness1986>{{cita publicación periódica|autor=Ness, Norman F.|coautores=Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; e o seu equipo.|título=Magnetic Fields at Uranus|revista=Science|volume=233|páxinas=85–89|ano=1986|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...85N|doi=10.1126/science.233.4759.85|pmid=17812894}}</ref> Este bombardeo posiblemente conduza a un escurecemento dos hemisferios alcanzados polo plasma nos satélites que se encontren nesta situación, este fenómeno de escurecemento foi observado en tódalas grandes lúas de Urano excepto Oberón (a órbita da lúa só está parcialmente dentro da magnetosfera de Urano).<ref name=Grundy2006/>
Coma Urano orbita ó redor do [[Sol]] ''de lado'', e a súas lúas orbitan ó redor do plano ecuatorial do planeta, estas pois están (incluíndo a Oberón) suxeitas a un ciclo estacional extremo. Ámbolos dous hemisferios (tanto sur coma norte) están 42 anos na escuridade e outros 42 anos recibindo a luz do sol.<ref name=Grundy2006/> Cada 42 anos, cando Urano está no [[equinoccio]] e o seu plano ecuatorial cruza coa [[Terra (planeta)|Terra]], fai nese intre posible a ocultación mutua entre as lúas de Urano. Un destes eventos foi a ocultación de Umbriel por parte Oberón, este evento tivo lugar o 4 de maio do 2007 e durou 6 minutos.<ref name=Hidas2008>{{cita publicación periódica|autor=Hidas, M.G.|coautores=Christou, A.A.; Brown, T.M.|título=An observation of a mutual event between two satellites of Uranus|revista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|ano=2008|volume=384|páxinas=
== Composición e estrutura interna ==
Oberón é a segunda lúa máis grande e masiva das lúas de Urano, e é a novena [[satélite natural|lúa]] máis masiva do [[Sistema Solar]].{{#tag:ref|As outras oito lúas máis masivas cá Oberón son [[Ganímedes (lúa)|Ganímedes]], [[Titán (lúa)|Titán]], [[Calisto (lúa)|Calisto]], [[Ío (lúa)|Ío]], a nosa [[Lúa]], [[Europa (lúa)|Europa]], [[Tritón (lúa)|Tritón]] e [[Titania (lúa)|Titania]].<ref name=NASA>{{Cita Web|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par|título=Planetary Satellite Physical Parameters|editor=Jet Propulsion Laboratory, NASA|dataacceso=31-01-2009}}</ref>|group=nota}} A súa densidade é de 1,63 g/cm<sup>3</sup>,<ref name=Jacobson1992/> a cal é moito máis alta ca densidade típica dos satélites de Saturno, indicando que debería ter proporcións equitativas de xeo de auga e compoñentes rochosos;<ref name=Hassmann2006>{{cita publicación periódica|autor=Hussmann, Hauke|coautores=Sohl, Frank; Spohn, Tilman|título=Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects|revista=Icarus|volume=185|páxinas=258–273|ano=2006|doi=10.1016/j.icarus.2006.06.005| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..258H}}</ref> este segundo grupo, as rochas, poderían incluír, a parte das propias rochas, compostos orgánicos. A presencia de auga esta referendada polas obsevacións do [[espectro]] [[infravermello]] feitas no 2001-2005, as cales revelan a existencia de xeo de auga cristalino na superficie da lúa.<ref name=Grundy2006/> A banda de absorción do xeo de auga é máis forte no hemisferio de ''retagarda'' que no hemisferio de "vangarda", en oposición o que foi observado na meirande parte das lúas de Urano, as cales exhiben unhas liñas de absorción do xeo de auga máis fortes no hemisferio de ''vangarda''.<ref name=Grundy2006/> A causa desta asimetría é descoñecida, pero seguramente esta relacionada coa creación de solos a partir de impactos, sobre todo de micrometeoritos, o cal no caso de Oberón é moito máis intenso no hemisferio de ''vangarda''.<ref name=Grundy2006/>
Liña 102:
Oberón podería ter un [[núcleo (xeoloxía)|núcleo]] e un [[manto (xeoloxía)|manto]] diferenciados.<ref name=Hassmann2006/> Neste caso, o radio do núcleo sería (480 km) do redor do 63% do radio da lúa, e cunha masa que sería o 54% da masa total da lúa —os parámetros están baseados na composición da lúa. A presión no centro de Titania está ó redor de 0,5 [[GPa]] (5 [[kbar]]).<ref name=Hassmann2006/> O estado actual do manto de xeo é pouco coñecido. Se o xeo contén suficiente amoníaco ou outros compostos con propiedades anticonxelantes, entón Titania podería ter un océano líquido entre o manto e o núcleo. Este delgado océano, se existise, tería un ancho máximo de 40 km e tería unha temperatura de 190 [[Kelvin|K]].<ref name=Hassmann2006/> Hai que dicir que a presente estructura interna da lúa depende en gran medida do seu historial termal, o cal é pouco coñecido.
== A súa superficie e os seus accidentes xeolóxicos ==
[[Ficheiro:Oberon USGS.jpg|thumb|Imaxe de Oberón baixo unha cor artificial. O gran cráter co chan escuro (no centro cara á dereita) é [[Hamlet (cráter)|Hamlet]].]]
Liña 109:
Oberón é a segunda lúa máis escura de Urano despois de [[Umbriel (lúa)|Umbriel]].<ref name=Karkoschka2001a/> A superficie da lúa amosa un marcado [[efecto de oposición]]: a súa refractividade decrece dende o 31% nun ángulo de fase de 0° ([[albedo|albedo xeométrico]]) ó 22% nun ángulo do redor 1°. Oberón ten un [[albedo de bond]] moi baixo, ó redor do 17%.<ref name=Karkoschka2001a/> A súa superficie tínguese suavemente cara ó vermello, excepto os depósitos recentes procedentes de impactos, os cales son dunha cor neutral ou lixeiramente azuis.<ref name=Helfenstein1990>{{cita publicación periódica|autor=Helfenstein, P.|coautores=Hiller, J.; Weitz, C. e Veverka, J.|título=Oberon: color photometry and its geological implications|ano=1990|editor=Lunar and Planetary Sciences Institute, Hoston|revista=Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference|volume=21|páxinas=489–490|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990LPI....21..489H}}</ref> O hemisferio de ''retagarda'' e o hemisferios de ''vangarda'' son asimétricos: o primeiro é menos ''vermello'' có segundo, debido a que o hemisferio de ''retagarda'' contén menos materiais escuros.<ref name=Bell1991>{{cita publicación periódica|autor=Bell III, J.F.|coautores=McCord, T.B.|título=Search for spectral units on Uranian satellites using color ration images|ano=1991|editor=Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston|revista=Proceeding of the Lunar and Planetary Science |volume=21|páxinas=473–489|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991LPSC...21..473B}}</ref> O ''tinguido de vermello'' das superficies podería estar debido ó bombardeo por parte de partículas cargadas de enerxía e [[micrometeoritos]] o longo de toda a existencia do [[Sistema Solar]].<ref name=Bell1991/>
Os científicos déronlle recoñecemento oficial a dous tipos de accidentes xeolóxicos en Oberón: [[Cráter de impacto|cráteres]], [[chasma]]ta ([[canon]]s).<ref name=Smith1986/> A vella superficie de Oberón e a máis craterizada entre tódalas lúas de Urano, cunha densidade de cráteres que está próxima a saturación —cando a formación de novos cráteres está só un pouco por riba da destrución dos antigos cráteres.{{#tag:ref|O gran número de cráteres presentes na superficie de Oberón indica que esta é a superficie máis vella de tódalas superficies das lúas de Urano.<ref name=Plescia1987>{{cita publicación periódica|autor=Plescia, J.B.|título=Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon|revista=Journal of Geophysical Research|volume=92|número=A13|páxinas=14.918–32|ano=1987|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214918P|doi=10.1029/JA092iA13p14918}}</ref>|group=nota}}<ref name=Plescia1987/> Os diámetros dos cráteres van dende uns poucos quilómetros ata os 206 km do cráter máis grande,<ref name=Plescia1987/> [[Hamlet (cráter)|Hamlet]].<ref name=usgsHamlet>{{Cita Web|título=Oberon: Hamlet|editor=USGS Astrogeology|obra=Gazetteer of Planetary Nomenclature|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureNameDetail.jsp?feature=62509|dataacceso=06-01-2009}}</ref> Moitos dos cráteres teñen un [[sistema de raios]], depósitos de xeo relativamente fresco procedentes dos materiais expulsados durante os impactos que formaron os cráteres.<ref name=Smith1986/> O cráteres máis grandes, Hamlet, Othello e Macbeth, teñen os seus chans feitos de materiais moi escuros, depositados estes materiais despois da formación dos citados cráteres.<ref name=Plescia1987/> Un pico cunha altura aproximada de 11 km foi atopado nas imaxes da ''Voyager'' preto do limbo sur-este de Oberón,<ref name=Moore2004>{{cita publicación periódica|autor=Moore, Jeffrey M.|coautores=Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. e o seu equipo. |título=Large impact features on middle-sized icy satellites|revista=Icarus|volume=171| páxinas=
A xeoloxía de Oberón estivo influenciada por dúas forzas en competencia: a formación de [[cráter de impacto|cráteres de impacto]] e a remodelación endóxena da superficie.<ref name=Croft1989/> A craterización percorre toda a historia da lúa e é a principal causa do aspecto actual da lúa<ref name=Plescia1987/>; por outro lado os procesos endóxenos son de natureza global e foron principalmente máis activos no período inmediatamente posterior á formación da lúa. Os procesos endóxenos principalmente son de carácter tectónico e seguramente causaron a formación dos canons, o cales son grandes fendas na cortiza de xeo.<ref name=Croft1989/> O rachado da cortiza foi provocado por unha expansión do interior da lúa nun 0,5%<ref name=Croft1989>Conferencia: [http://adsabs.harvard.edu/abs/1989LPI....20..205C New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda] (1989) por Croft, S.K.; editada polo Lunar and Planetary Sciences Institute na obra Proceeding of Lunar and Planetary Sciences, vol.20,páxina 205C.</ref>, a cal ocorreu en dúas fases correspondentes coa formación dos canons vellos e dos máis recentes.
Liña 115:
A natureza da zonas escuras, a cales están principalmente no hemisferio de ''vangarda'' e dentro dos cráteres, non está moi clara. Algúns científicos teorizan o redor da posibilidade de que sexan causa do [[criovulcanismo]],<ref name=Plescia1987/> mentres outros postulan que poderían ser a causa de impactos que escavaron o material escuro existente debaixo da [[cortiza (xeoloxía)|cortiza]].<ref name=Helfenstein1990/> Na segunda teoría, Oberón debería coma mínimo ter capas parcialmente diferenciadas, cun cortiza de xeo por riba dun interior posiblemente composto dunha mestura de materiais.<ref name=Helfenstein1990/>
== Orixe e evolución ==
Pénsase que Oberón se formou nun [[disco de acrección]] ou unha ''subnebulosa''; un disco de po e gas que existía o redor de Urano despois da formación do planeta ou creado por un impacto masivo que lle deu a Urano a súa gran [[oblicuidade]].<ref name=Mousis2004>{{cita publicación periódica|autor=Mousis, O.|título=Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition|revista=Astronomy & Astrophysics |volume=413|páxinas=373–80|ano=2004|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...413..373M|doi=10.1051/0004-6361:20031515}}</ref> A composición precisa da ''subnebulosa'' é descoñecida; pero a densidade relativamente alta das lúas de Urano en comparación coa densidade das lúas de [[Saturno (planeta)|Saturno]] indica que esa nebulosa primixenia poderían ser relativamente pobre en auga.{{#tag:ref|Coma indicación, [[Tetis (lúa)|Tetis]], unha lúa de Saturno, ten unha densidade de 0,97 g/cm<sup>3</sup>, o cal significa que está composta por auga nunha porcentaxe superior ó 90%.<ref name=Grundy2006/>|group=nota}}<ref name=Smith1986/> Poderían estar tamén presentes cantidades significativas de [[nitróxeno]] e [[carbono]] en forma de [[monóxido de carbono]] e N<sub>2</sub> no canto de [[amoníaco]] e [[metano]].<ref name=Mousis2004/> As lúas formadas nesta ''subnebulosa'' poderían conter menos xeo de auga (con CO e N<sub>2</sub> atrapado coma [[clatrato]]) e máis rochas, explicando así a súa maior densidade.<ref name=Smith1986/>
Liña 123:
O quecemento inicial durante a acrección de material xunto coa desintegración de elementos radioactivos puido ocasiona-la fusión dos xeos, se estes estaban mesturados con compostos con propiedades anticonxelantes coma o amoníaco.<ref name=Squyres1988/> O quecemento dos xeos puido implica-las separación dos xeos e as rochas, facendo así un posible núcleo rodeado dun manto de xeos. Tamén cabe a posibilidade de que se formase unha capa de auga líquida rica en amoníaco entre o núcleo e o manto da lúa.<ref name=Hassmann2006/> A [[temperatura eutéctica]] desta mestura é de 176 K.<ref name=Hassmann2006/> Se a temperatura caeu por debaixo desta temperatura, implicaría que actualmente estaría conxelado, o cal é o máis probable. A solidificación da auga tería coma consecuencia unha expansión do interior da lúa, fenómeno que sería a causa máis probable da formación da meirande parte dos canons que existen na superficie de Oberón.<ref name=Plescia1987/> Débese con todo, subliñar que hoxe en día o coñecemento sobre a evolución desta lúa é pouco preciso e bastante limitado.
== Exploración ==
As imaxes tomadas máis de preto de Oberón foron feitas pola [[sonda espacial]] [[Voyager 2]], a cal fotografou a lúa durante o sobrevoo de Urano en xaneiro do 1986. A distancia máis curta entre a Voyager 2 e Oberón foi de só 470.600 km,<ref name=Stone1987>{{cita publicación periódica|autor=Stone, E.C.|título=The Voyager 2 Encounter With Uranus|revista=Journal of Geophysical Research|volume=92|número=A13|páxinas=14.873–76|ano=1987|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214873S|doi=10.1029/JA092iA13p14873}}</ref> as mellores imaxes da lúa teñen unha resolución do redor de 6 km.<ref name=Plescia1987/> As imaxes cobren preto do 40% da superficie, pero só o 25% foi fotografada coa resolución necesaria para facer un mapeo xeolóxico. Durante o sobrevoo, o hemisferio sur de Oberón (coma o do resto das outras lúas) estaba apuntando cara ó [[Sol]], así pois o hemisferio norte non puido ser estudado.<ref name=Smith1986/> Ningunha outra sonda espacial (de momento) foi enviada a Urano (e Oberón), e non existen misións en proxecto para visitar este planeta nun futuro a curto prazo.
== Notas ==
{{listaref|group=nota|2}}
== Referencias ==
{{listaref|2}}
== Véxase tamén ==
=== Outros artigos ===
* [[Lista dos accidentes xeolóxicos da lúas de Urano]]
* [[Urano (planeta)|Urano]]
Liña 145:
:* [[Titania (lúa)|Titania]]
=== Ligazóns externas ===
{{Commons|Category:Oberon (moon)}}
* {{Cita Web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Ura_Oberon|publisher=[[NASA]]'s Solar System Exploration|título=Oberon profile|dataacceso=21-05-2009|data=1999|autor=Hamilton, Calvin J. }}
* {{Cita Web|url=http://www.nineplanets.org/oberon.html|editor=The Nine Planets Solar System Tour|título=Oberon profile|dataacceso=06-04-2009|data=22-10-2004|autor=Arnett, Bill}}
* {{Cita Web|url=http://www.nineplanets.org/see.html|editor=The Nine Planets Solar System Tour|título=Seeing the Solar System|dataacceso=06-03-2009|data=17-11-2004|autor=Arnett, Bill}}
<br />
{{Lúas de Urano}}
<!--Other languages-->▼
[[Categoría:Oberón]]
[[Categoría:Lúas de Urano]]
▲<!--Other languages-->
[[als:Oberon (Mond)]]
Liña 179 ⟶ 177:
[[ht:Oberon]]
[[hu:Oberon (hold)]]
[[is:
[[it:Oberon (astronomia)]]
[[ja:オベロン (衛星)]]
| |||