Oberón (lúa): Diferenzas entre revisións

| 3,014 ± 0,075 x 10²¹ [[Kilogramo|kg]] (5,046 x 10⁻⁴ masas da Terra)<ref name=Jacobson1992>{{cita publicación periódica|autor=Jacobson, R.A.|coautoresautor2=Campbell, J.K.; Taylor, A.H. e Synnott, S.P.|título=The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data|revista=The Astronomical Journal|volume=103|número=6|páxinas=2068–78|ano=1992| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103.2068J|doi=10.1086/116211}}</ref>

| [[rotación sincrónica|sincrónica]](<ref name=Smith1986>{{cita publicación periódica|autor= Smith, B.A.|coautoresautor2=Soderblom, L.A.; Beebe, A. ''e o seu equipo.'' |título=Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results|revista=Science|volume=233|páxinas=97–102|ano=1986| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...43S |doi=10.1126/science.233.4759.43 |pmid=17812889}}</ref> asumida)

| 14,1<ref name=Newton>{{cita libro|url=http://books.google.ru/books?id=l2TNnHkdDpkC|editor=Cambridge University Press|título=The guide to amateur astronomy|data=1995|autor=Newton, Bill|coautoresautor2=Teece, Philip|isbn=9780521444927|páxinas=109}}</ref>

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.|coautoresautor2=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> 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.|coautoresautor2=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.|coautoresautor2=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=L38–L40|doi=10.1111/j.1745-3933.2007.00418.x|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.384L..38H}}</ref>

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&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|coautoresautor2=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 presenza de auga esta 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.<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/>

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.|coautoresautor2=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.|coautoresautor2=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 ([[Canón (xeoloxía)|canóns]]).<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&nbsp;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&nbsp;km foi atopado nas imaxes da ''Voyager'' preto do limbo sur-este de Oberón,<ref name=Moore2004>{{cita publicación periódica|autor=Moore, Jeffrey M.|coautoresautor2=Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. e o seu equipo. |título=Large impact features on middle-sized icy satellites|revista=Icarus|volume=171| páxinas=421–43|ano=2004|url=http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf|formato=pdf|doi=10.1016/j.icarus.2004.05.009}}</ref> o cal pode se-lo pico central dun gran cráter de impacto cun diámetro do redor de 375&nbsp;km.<ref name=Moore2004/> A superficie de Oberón está cruzada por sistemas de canons, os cales non están tan entendidos coma no caso de Titania.<ref name=Smith1986/> Os canons son probablemente [[falla|fallas simples]] ou [[escarpa]]s,{{#tag:ref|Algúns canons de Oberón son [[graben]]s.<ref name=Plescia1987/>|group=nota}} os cales poden ser recentes ou vellos: os recentes atravesan os depósitos brillantes dalgúns dos grandes cráteres, indicando que se formaron con posterioridade.<ref name=Croft1989/> O canon máis destacable de Oberón é [[Mommur Chasma]].<ref name=Mommur>{{Cita web|título=Oberon: Mommur|publisher=USGS Astrogeology|work=Gazetteer of Planetary Nomenclature|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureNameDetail.jsp?feature=64127|dataacceso=06-03-2009}}</ref>

O acrecentamento de Oberón 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 230&nbsp;K e alcanzar unha profundidade de 60&nbsp;km.<ref name=Squyres1988>{{cita publicación periódica|autor=Squyres, Steven W.|coautoresautor2=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. Isto causou unha 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|coautoresautor2=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 que a actividade endóxena rematou hai xa miles de millóns de anos.<ref name=Smith1986/>