Titania (lúa): Diferenzas entre revisións

| 788,4 ± 0,6}} km (0,1235 radios terrestres)<ref name=Widemann2009>{{cita publicación periódica|autor=Widemann, T.|coautoresautor2=Sicardy, B.; Dusser, R. ''e o seu equipo.''|título=Titania’s radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation|revista=Icarus|ano=2008|volume=199|páxinas=458–476|url=http://www.lesia.obspm.fr/perso/thomas-widemann/eprint/Widemann_etal2009.pdf|format=PDF|doi=10.1016/j.icarus.2008.09.011}}</ref>

| 3,527 ± 0,09 x 10²¹ [[Kilogramo|kg]] (5,908 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>

| 0<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>

| 13,9<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>

A órbita de Titania descansa complemente dentro da [[magnetosfera]] de Urano.<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> Isto 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.<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.|coautoresautor2=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}}

* {{cita publicación periódica|autor=Arlot, J.-E.|coautoresautor2=Dumas, C.; Sicardy, B.|título=Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT|revista=Astronomy and Astrophysics|ano=2008|volume=492|número=2|páxinas=599–602|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...492..599A|doi=10.1051/0004-6361:200810134}}</ref>

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|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.<ref name=Smith1986/> A presenza 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/>

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.|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> 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> Isto 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.|coautoresautor2=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 diferenza 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/>

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.|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 cá actividade endóxena rematou hai miles de millóns de anos.<ref name=Smith1986/>

* {{Cita web|autor=Sicardy, Bruno|coautoresautor2=Widemann, Thomas|url=http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/mar02/titania.en.shtml|título=Is there an atmosphere around Titania, satellite of Uranus?|editor=[[Observatorio de Paris]]|ano=2001|dataacceso=22-06-2009}}