Wikipedia

Titania (lúa): Diferenzas entre revisións

Explorar o historial de forma interactiva
← Edición máis vellaEdición máis nova →
Contido eliminado Contido engadido
VisualTexto wiki
Banjo (conversa | contribucións)
110.001 edicións
mSen resumo de edición
m correccións con AWB, replaced: amateur → afeccionado (2), typos fixed: diferencia → diferenza, presencia → presenza (4), Esto → Isto (3) using AWB
Liña 58:
|-
! align="left" | [[Velocidade de escape]]
| 0,773 &nbsp;km/s<ref group=nota>A velocidade de escape foi extraida da seguinte fórmula, onde ''m'' é a masa, ''G'' a [[constante da gravidade]] e ''r'' é o radio: <math>\sqrt{2Gm/r}</math>.</ref>
|-
! align="left" | [[Día sideral|Período de rotación]]
Liña 80:
Titania está composta de proporcións equitativas de xeo de auga e compoñentes rochosos, e é posible que teña un [[núcleo (xeoloxía)|núcleo]] e un [[manto (xeoloxía)|manto xeado]] diferenciados. Tamén podería ter unha capa de auga líquida entre o núcleo e o manto. A superficie de Titania, a cal é relativamente escura e tinguida de ''vermello'', aparece marcada polos impactos e procesos endóxenos. Está cuberta por numerosos [[cráter de impacto|cráteres de impacto]], chegando algún deles a ter 326&nbsp;km de diámetro, pero con todo está menos craterizado có satélite máis externo de Urano, [[Oberón (lúa)|Oberón]]. Titania probablemente sufriu un proceso de remodelación da súa antiga superficie máis craterizada cá actual, está remodelación tivo lugar nas primeiras etapas da evolución da lúa. A superficie de Titania está cortada por grandes canons e escarpas, resultado da expansión do seu interior durante etapas posteriores á remodelación da superficie da lúa. Coma case tódalas lúas de Urano, Titania formouse probablemente nun [[disco de acrección]] que rodeaba o planeta xusto despois da formación deste.
 
A presenciapresenza de xeo de auga e dióxido de carbono na superficie de Titania foi referendada polas obsevacións do [[Espectro electromagnético|espectro]] [[infravermello]] feitas no 2001-2005, as cales revelan a existencia de xeo de auga cristalino na superficie da lúa, estas observacións suxiren que a lúa podería posuír unha atmosfera de dióxido de carbono moi tenue, cunha presión de 10 pbar. As medicións durante unha ocultación de Titania por parte dunha estrela revelaron que non podía existir unha atmosfera por riba dunha presión superficial de 10–20 nanobars.
 
Ata o 2009, Titania, só puido ser estudada de preto pola [[sonda espacial]] [[Voyager 2]], a cal fotografou a lúa durante o sobrevoo de Urano en xaneiro do 1986. Tomou bastantes imaxes de Titania, as cales permitiron facer un mapa do 40 % da superficie da lúa.
 
== Descubrimento e nomeamento ==
Titania foi descuberta por [[William Herschel]] o 11 de xaneiro de 1787, o mesmo día que descubriu a segunda lúa máis grande de Urano, [[Oberón (lúa)|Oberón]].<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&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;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 amateurafeccionado.<ref name=Newton/>
 
Tódalas lúas de Urano teñen nomes das personaxes das obras de [[William Shakespeare]] ou [[Alexander Pope]]. O nome de Titania foi tomado da [[Titania (raíña das fadas)|raíña das fadas]] que aparece na obra de William Shakespeare, ''[[A Midsummer Night's Dream]]''.<ref name=Kuiper1949>{{cita publicación periódica|autor=Kuiper, Gerard P.|ano=1949|título=The Fifth Satellite of Uranus|revista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=61|páxinas=129|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1949PASP...61..129K|issue=360|doi=10.1086/126146}}</ref> Os nomes dos outros catro grandes satélites de Urano foron suxeridos por [[John Herschel]] (fillo de William Herschel) en 1852 a petición de Lassell,<ref name=Lassell5>{{cita publicación periódica|título=Beobachtungen der Uranus-Satelliten|revista= Astronomische Nachrichten|volume=34|páxinas=325|autor=Lassell, W.|ano=1852|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1852AN.....34..325.|dataacceso=18-12-2008|idioma=German}}</ref> quen descubrira outras dúas lúas de Urano, [[Ariel (lúa)|Ariel]] e [[Umbriel (lúa)|Umbriel]], o ano anterior.<ref name=Lassell1851>{{cita publicación periódica|autor=Lassell, W.|título=On the interior satellites of Uranus|revista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=12|ano=1851|páxinas=15–17|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1851MNRAS..12...15L}}</ref>
Liña 93:
== Órbita ==
 
Titania orbita Urano unha distancia duns 436.000 &nbsp;km, sendo a segunda 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 e [[Oberón (lúa)|Oberón]].|group=nota}} A órbita de Titania ten unha [[excentricidade orbital|excentricidade]] pequena e a súa [[inclinación orbital|inclinación]] respecto do ecuador de Urano é moi pequena.<ref name=orbit/> O seu [[período orbital]] ronda os 8,7&nbsp;días, o cal coincide co seu [[período rotacional]]; noutras palabras, Titania ten unha órbita [[órbita síncrona|sincrónica]], cunha das súas cara apuntando permanentemente cara ó planeta.<ref name=Smith1986/>
 
A órbita de Titania descansa complemente dentro da [[magnetosfera]] de Urano.<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|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> EstoIsto 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.<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 Titania) 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. No 2007–2008 ocorreron varios eventos desa índole, incluíndo dúas ocultacións de Titania por parte de Umbriel o 15 de agosto 15 e o 8 de decembro 2007, así coma de Ariel por parte de Umbriel o 19 de agosto do 2007.<ref name=occultations>{{cita publicación periódica|título=Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel|autor=Miller, C.|coautores=Chanover, N. J.|revista=Icarus|volume=200|número=1|páxinas=343–6|doi=10.1016/j.icarus.2008.12.010|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009Icar..200..343M|ano=2009}}
Liña 103:
[[Ficheiro:PIA00039 Titania.jpg|miniatura|esquerda|Imaxe tomada pola ''[[Voyager 2]]'', na cal se poden apreci-los profundos canons de Titania.]]
 
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/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.<ref name=Smith1986/> A presenciapresenza 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/>
 
A parte da auga, só se puido identificar outro composto na superficie de Titania usando a espectroscopia infravermella, este composto é o [[dióxido de carbono]], o cal está concentrado no hemisferio de ''retagarda''.<ref name=Grundy2006/> Outros posibles candidatos a constitui-los materiais escuros da superficie serían as rochas, varios tipos de [[Sal (química)|sal]]es e diversos compostos orgánicos.<ref name=Smith1986/> A orixe do dióxido de carbono non está completamente aclarada. Podería estar producido localmente polos [[carbonato]]s ou polos materiais orgánicos que están baixo o bombardeo das partículas cargadas de enerxía procedentes da magnetosfera de Urano ou da radiación [[ultravioleta]] procedente do [[Sol]]. O primeiro fenómeno explicaría a asimetría da distribución deste composto na superficie da lúa, xa que o hemisferio de ''retagarda'' recibe máis bombardeo de partículas co hemisferio de ''vangarda''. Outra posibilidade é a desgasificación do CO<sub>2</sub> primordial atrapado nos xeos de Titania. A fuga de CO<sub>2</sub> do interior da lúa podería estar relacionado coa actividade xeolóxica pasada da lúa.<ref name=Grundy2006/>
 
Titania podería ter un [[núcleo (xeoloxía)|núcleo]] e un [[manto (xeoloxía)|manto]] diferenciados.<ref name=Hassmann2006/> Neste caso, o radio do núcleo sería (520&nbsp;km) do redor do 66% do radio da lúa, e cunha masa que sería o 58% da masa total da lúa —os parámetros están baseados na composición da lúa. A presión no centro de Titania está ó redor de 0,58&nbsp;[[GPa]] (5,8&nbsp;[[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 50 &nbsp;km e tería unha temperatura de 190&nbsp;[[Kelvin|K]].<ref name=Hassmann2006/> Hai que dicir que a presente estrutura interna da lúa depende en gran medida do seu historial termal, o cal é pouco coñecido.
 
== A súa superficie e os seus accidentes xeolóxicos ==
Liña 115:
:''Véxase tamén o artigo: [[Lista dos accidentes xeolóxicos da lúas de Urano]].''
 
Entre as grandes lúas de Urano, Titania posúe un brillo intermedio entre o baixo brillo de Oberón e Umbriel, e o alto [[albedo]] de Ariel e [[Miranda (lúa)|Miranda]].<ref name=Karkoschka2001a/> A superficie da lúa amosa un marcado [[efecto de oposición]]: a súa refractividade decrece dende o 36% nun ángulo de fase de 0° ([[albedo|albedo xeométrico]]) ó 25% nun ángulo do redor 1°. Titania ten un [[albedo de bond]] relativamente baixo, ó redor do 17%.<ref name=Karkoschka2001a/> A súa superficie tínguese suavemente cara ó vermello.<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> Por outra banda, os depósitos procedentes dos impactos máis novos son máis ''azuis'', mentres cás planicies situadas no hemisferio de ''vangarda'' preto do cráter [[Úrsula (cráter)|Úrsula]] e o longo dalgúns [[graben]]s ''tiran máis ó vermello''.<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> EstoIsto podería estar debido a asimetría entre o hemisferio de ''retagarda'' e o hemisferio de ''vangarda''<ref name=Buratti1991>{{cita publicación periódica|autor=Buratti, Bonnie J.|coautores=Mosher, Joel A.|título=Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites|revista=Icarus|volume=90|páxinas=1–13|ano=1991| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991Icar...90....1B|doi=10.1016/0019-1035(91)90064-Z}}</ref>, o primeiro sería máis vermello có segundo nun 8%.{{#tag:ref|A cor está determinada pola taxa dos albedos vistos a través dos filtros (da voyager) do verde (0,52–0,59&nbsp;μm) e do violeta (0,38–0,45&nbsp;μm).<ref name=Bell1991/><ref name=Buratti1991/>|group=nota}} Con todo, a diferenciadiferenza de cor é relativa a estas planicies e podería ser accidental.<ref name=Bell1991/> O ''tinguido de vermello'' das superficies podería estar debido ó bombardeo por parte de partículas cargadas de enerxía e [[micrometeoritos]] ó longo de toda a existencia do [[Sistema Solar]].<ref name=Bell1991/>
 
Os científicos déronlle recoñecemento oficial a tres tipos de accidentes xeolóxicos en Titania: [[Cráter de impacto|cráteres]], [[chasma]]ta ([[Canón (xeoloxía)|canóns]]) 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/>
Liña 125:
 
== Atmosfera ==
A presenciapresenza do dióxido de carbono na superficie suxire que Titania quizais posúa unha tenue atmosfera estacional de CO<sub>2</sub>, de xeito semellante a atmosfera a lúa de [[Xúpiter (planeta)|Xúpiter]], [[Calisto (lúa)|Calisto]].{{#tag:ref|A presión parcial do CO<sub>2</sub> na superficie de Calisto é do redor de 10&nbsp;pbar.|group=nota}}<ref name=Widemann2009/> É moi pouco probable a presenciapresenza doutros gases coma o [[nitróxeno]] ou o [[metano]], por que a lúa ten unha [[gravidade]] moi baixa coma para poder reter estes elementos. A temperatura máxima que se estima que se pode acadar durante o [[solsticio de verán]] en Titania é de 89&nbsp;K, a presión do vapor de dióxido de carbono nesas condicións ronda os 3&nbsp;nbar.<ref name=Widemann2009/>
 
O 8 de setembro do 2001, Titania foi [[ocultación (astronomía)|ocultada]] por unha [[estrela (astronomía)|estrela]] brillante ([[HIP106829]]) cunha [[magnitude aparente|magnitude visible]] de 7,2; esta era unha boa oportunidade para precisar aínda máis o diámetro da lúa e algunhas outras das súas efemérides, e tamén unha boa oportunidade para detecta-la súa atmosfera. Os datos revelaron que non existía unha atmosfera por riba dunha presión superficial de 10–20 nanobars; de existir, esta debería ser moito máis tenue cás atmosferas de [[Tritón (lúa)|Tritón]] ou [[Plutón (planeta anano)|Plutón]].<ref name=Widemann2009/> O límite superior destas medicións é varias veces superior á presión superficial máxima que pode acada-lo dióxido de carbono, o cal significa que estas medicións non restrinxen os parámetros dunha posible atmosfera en Titania.<ref name=Widemann2009/>
Liña 136:
</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&nbsp;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/>
 
O acrecentamento de Titania puido durar varios cento de anos.<ref name=Mousis2004/> Os impactos que acompañaron a acrección de material causaron o quecemento da superficie da lúa.<ref name=Squyres1988/> A temperatura máxima debeu acadar uns 250&nbsp;K e alcanzar unha profundidade de 60&nbsp;km.<ref name=Squyres1988>{{cita publicación periódica|autor=Squyres, Steven W.|coautores=Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix|título=Accretional heating of satellites of Satutn and Uranus|revista=Journal of Geophysical Research|volume=93|número=B8|páxinas=8,779–94|ano=1988|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988JGR....93.8779S|doi=10.1029/JB093iB08p08779}}</ref> Despois do remate da fase de formación, a capa interior da superficie arrefriouse, mentres co interior de Titania queceu debido á desintegración de [[radioactividade|elementos radioactivos]] presentes nas súas rochas.<ref name=Smith1986/> O arrefriamento das capas próximas á superficie provocou á súa contracción mentres co interior expandiuse. EstoIsto causou ununha forte [[tensión mecánica]] na superficie da lúa, a cal moi posiblemente fixo que esta rachase. Os canons presentes na lúa poderían se-lo resultado deste proceso, o cal puido durar ó redor de 200&nbsp;millóns de anos,<ref name=Hillier1991>{{cita publicación periódica|autor=Hillier, John|coautores=Squyres, Steven|título=Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus|revista=Journal of Geophysical Research|volume=96|número=E1|páxinas=15,665–74|ano=1991|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR....9615665H|doi=10.1029/91JE01401}}</ref> implicando cá actividade endóxena rematou hai miles de millóns de anos.<ref name=Smith1986/>
 
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&nbsp;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 Titania.<ref name=Plescia1987/> Débese con todo, subliñar que hoxe en día o coñecemento sobre a evolución desta lúa é pouco preciso e bastante limitado.
Traído desde «https://gl.wikipedia.org/wiki/Titania_(lúa)»