Oberón (lúa): Diferenzas entre revisións
Contido eliminado Contido engadido
m Arranxos varios, replaced: |coautores= → |autor2= (12) using AWB |
m Arranxiños |
||
Liña 34:
|-
! align="left" | é [[satélite natural|satélite]] de
| [[
|-
! bgcolor="#a0ffa0" colspan="2" align="center"| Características físicas
Liña 72:
|}
'''Oberón''', tamén designada coma '''Urano IV''', é a [[satélite natural|lúa]] máis externa das cinco grandes lúas do [[planeta]] [[
Oberón consiste en partes equitativas de rocha e xeos, e posiblemente poida ter un [[núcleo (xeoloxía)|núcleo]] de rochas e un [[manto (xeoloxía)|manto]] de xeos diferenciados. Tamén cabe a posibilidade de que exista unha capa de auga líquida entre o manto e o núcleo. A superficie de Oberón é escura e ''tinguida'' suavemente de vermello, amosase esta chea de cráteres, onde o seu cráter máis grande acada os 210 km de diámetro. Oberón posúe tamén un sistema de canons ([[escarpa]]s) formados coma consecuencia da expansión do seu interior nas primeiras etapas da evolución da lúa. Coma case tódalas lúas de Urano, Oberón formouse probablemente nun [[disco de acrección]] que rodeaba ó planeta xusto despois da formación deste.
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.|autor2=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.|autor2=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 [[
== Composición e estrutura interna ==
Liña 117:
== 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 [[
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 K e alcanzar unha profundidade de 60 km.<ref name=Squyres1988>{{cita publicación periódica|autor=Squyres, Steven W.|autor2=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 millóns de anos,<ref name=Hillier1991>{{cita publicación periódica|autor=Hillier, John|autor2=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/>
| |||