Titania (lúa): Diferenzas entre revisións

 

==Composición e estrutura interna==

 

Titania e a lúa máis grande e masiva das lúas de Urano, e é a oitava [[satélite natural|lúa]] máis masiva do [[Sistema Solar]].{{#tag:ref|As outras sete lúas máis masivas cá Titania son [[Ganímedes (lúa)|Ganímedes]], [[Titán (lúa)|Titán]], [[Calisto (lúa)|Calisto]], [[Ío (lúa)|Ío]], a nosa [[Lúa]], [[Europa (lúa)|Europa]], e [[Tritón (lúa)|Tritón]].<ref name=JPLSSD>{{Cita Web|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par|título=Planetary Satellite Physical Parameters|editor=Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics)|dataacceso=28-05-2009}}</ref>|group=nota}} a súa densidade é de 1,71&nbsp;g/cm³,<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.<ref name=Smith1986/> 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 ''vangarda'' que no hemisferio de "retagarda", en oposición o que foi observado en Oberón, o cal exhibe unhas liñas de absorción do xeo de auga máis fortes no hemisferio de ''retagarda''.<ref name=Grundy2006/> A causa desta asimetría é descoñecida, pero seguramente esta relacionada co bombardeo de partículas cargadas de enerxía procedentes da [[magnetosfera]] de Urano, o cal é moito máis intenso no hemisferio de ''retagarda'', debido á rotación solidaria do plasma da magnetosfera de Urano coa rotación do propio planeta.<ref name=Grundy2006/> As partículas cargadas de enerxía tende a [[pulverización catódica|pulveriza-lo]] xeo de auga e descompoñe-los materiais orgánicos, tinguindo de negro os materiais con carbono.<ref name=Grundy2006/>

Os científicos déronlle recoñecemento oficial a tres tipos de accidentes xeolóxicos en Titania: [[Cráter de impacto|cráteres]], [[chasma]]ta ([[canon]]s) e [[rupes]] ([[escarpa]]s).<ref name=usgs>{{Cita Web|título=Umbriel Nomenclature Table Of Contents|editor=USGS Astrogeology|obra=Gazetteer of Planetary Nomenclature|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureTypes2.jsp?system=Uranus&body=Umbriel&systemID=7&bodyID=36&sort=AName&show=Fname&show=Lat&show=Long&show=Diam&show=Stat&show=Orig|dataacceso=26-09-2009}}</ref> A superficie de Titania está menos craterizada cás superficies de Oberón ou Umbriel, o cal significa que é moito máis nova.<ref name=Plescia1987/> O diámetro do cráteres van dun rango duns cantos kms a chegar a acada-los 326&nbsp;quilómetros que ten o cráter máis grande,<ref name=Plescia1987/> [[Xertrude (cráter)|Xertrude]].<ref name=usgsGertrude>{{Cita Web|título=Titania: Gertrude|editor=USGS Astrogeology|obra=Gazetteer of Planetary Nomenclature|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureNameDetail.jsp?feature=62319|dataacceso=03-09-2009}}</ref> Algúns cráteres (por exemplo, [[Úrsula (cráter)|Úrsula]] e [[Jessica (cráter)|Jessica]]) están rodeados dun brillante [[sistema de raios]] consisten nun depósito de xeos relativamente fresco, procedentes estes depósitos do material expelido durante o impacto.<ref name=Smith1986/> Tódolos grandes cráteres de Titania teñen unha planicie no seu interior cun pico central. A excepción de Úrsula, o cal ten unha fosa no centro.<ref name=Plescia1987/> Ó oeste de Xertrude existe unha área de topografía irregular chamada a ''chaira sen nome'', a cal podería ser outro gran cráter moi degradado xa, duns 330&nbsp;km de diámetro.<ref name=Plescia1987/>

 

A superficie de Titania está cruzada por sistemas de enormes [[falla]]s ou escarpas. Nalgúns lugares dúas escarpas paralelas forman [[graben]]s,<ref name=Smith1986/> ou tamén chamados canons.<ref name=Croft1989/> O canon máis importante de Titania é [[Messina Chasma]], a cal ten máis de 1500&nbsp;km de longo e vai dende o ecuador ó polo sur da lúa.<ref name=usgs/> Os grabens en Titania teñen un ancho de 20–50&nbsp;km e entre dous e cinco km de profundidade.<ref name=Smith1986/> As escarpas que non teñen relacións con canons son chamadas rupes, comas as [[Rousillon Rupes]] preto do cráter Úrsula.<ref name=usgs/> As rexións ó longo dalgunhas escarpas e preto de Úrsula amósanse cun relevo suave nas fotografías tomadas polas Voyager. Estas chairas son probablemente o resultado dun remodelado da superficie de Titania nun pasado recente, posterior este proceso á formación da meirande parte dos cráteres existentes na lúas. O proceso de remodelado podería ser de carácter endóxeno, incluíndo posibles erupcións baseadas no [[criovulcanismo]], ou quizais o aporte de materiais procedería do material expelido dos grandes cráteres de impacto.<ref name=Plescia1987/> Os grabens son probablemente os accidentes xeolóxicos máis recentes da lúa, xa que cortan moitos cráteres e moitas chairas de relevo suave.<ref name=Croft1989/>