Miranda (luna)

Miranda, también designado como Urano V, es el más pequeño e interior de los cinco satélites redondos de Urano. Fue descubierto por Gerard Kuiper el 16 de febrero de 1948 en el Observatorio McDonald en Texas, y lleva el nombre de Miranda de la obra de William Shakespeare La tempestad. Al igual que las otras grandes lunas de Urano, Miranda orbita cerca del plano ecuatorial de su planeta. Debido a que Urano orbita al Sol de lado, la órbita de Miranda es perpendicular a la eclíptica y comparte la órbita de Urano con la de Urano. Ciclo estacional extremo.

Con solo 470 km de diámetro, Miranda es uno de los objetos más pequeños observados de cerca en el Sistema Solar que podría estar en equilibrio hidrostático (esférico bajo su propia gravedad). Las únicas imágenes de primer plano de Miranda son de la sonda Voyager 2, que realizó observaciones de Miranda durante su sobrevuelo de Urano en enero de 1986. Durante el sobrevuelo, el hemisferio sur de Miranda apuntó hacia el Sol., por lo que solo se estudió esa parte.

Miranda probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta poco después de su formación y, al igual que otras lunas grandes, es probable que sea diferenciada, con un núcleo interno de roca rodeado por un manto de hielo. Miranda tiene una de las topografías más extremas y variadas de cualquier objeto en el Sistema Solar, incluida Verona Rupes, una escarpa de 20 kilómetros de altura que es el acantilado más alto del Sistema Solar, y características tectónicas en forma de cheurón llamadas coronae . El origen y la evolución de esta variada geología, la mayor parte de cualquier satélite de Urano, aún no se comprenden completamente, y existen múltiples hipótesis sobre la evolución de Miranda.

Descubrimiento y nombre

Miranda fue descubierta el 16 de febrero de 1948 por el astrónomo planetario Gerard Kuiper utilizando el telescopio Otto Struve de 82 pulgadas (2080 mm) del Observatorio McDonald. Su movimiento alrededor de Urano se confirmó el 1 de marzo de 1948. Fue el primer satélite de Urano descubierto en casi 100 años. Kuiper eligió nombrar el objeto "Miranda" por el personaje de La Tempestad de Shakespeare, porque las cuatro lunas descubiertas previamente de Urano, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón, habían sido nombradas en honor a personajes de Shakespeare o Alexander Pope. Sin embargo, las lunas anteriores habían sido nombradas específicamente por hadas, mientras que Miranda era humana. Posteriormente, los satélites descubiertos de Urano recibieron nombres de personajes de Shakespeare y Pope, fueran hadas o no. La luna también se designa como Urano V.

Órbita

De los cinco satélites redondos de Urano, Miranda es el que orbita más cerca de él, aproximadamente a 129 000 km de la superficie; alrededor de un cuarto de nuevo hasta su anillo más distante. Su período orbital es de 34 horas y, al igual que la Luna, es sincrónico con su período de rotación, lo que significa que siempre muestra la misma cara a Urano, una condición conocida como bloqueo de marea. La inclinación orbital de Miranda (4,34°) es inusualmente alta para un cuerpo tan cercano a su planeta: aproximadamente diez veces la de los otros satélites principales de Urano y 73 veces la de Oberón. La razón de esto aún es incierta; no hay resonancias de movimiento medio entre las lunas que puedan explicarlo, lo que lleva a la hipótesis de que las lunas ocasionalmente pasan por resonancias secundarias, lo que en algún momento en el pasado llevó a Miranda a quedar atrapada por un tiempo en una resonancia 3: 1 con Umbriel, antes de que el comportamiento caótico inducido por las resonancias secundarias lo sacara de nuevo. En el sistema de Urano, debido al menor grado de achatamiento del planeta y al mayor tamaño relativo de sus satélites, escapar de una resonancia de movimiento medio es mucho más fácil que para los satélites de Júpiter o Saturno.

Composición y estructura interna

Voyager 2 imagen del terreno roto de Miranda. Verona Rupes, considerada como los acantilados más altos del Sistema Solar, se encuentran en la parte inferior derecha de Miranda.

Con 1,2 g/cm³, Miranda es el menos denso de los satélites redondos de Urano. Esa densidad sugiere una composición de más del 60% de hielo de agua. La superficie de Miranda puede ser principalmente hielo de agua, aunque es mucho más rocosa que sus satélites correspondientes en el sistema de Saturno, lo que indica que el calor de la desintegración radiactiva puede haber llevado a la diferenciación interna, permitiendo que la roca de silicato y los compuestos orgánicos se asienten en su interior.. Miranda es demasiado pequeña para que se haya retenido calor interno a lo largo de la edad del Sistema Solar. Miranda es el menos esférico de los satélites de Urano, con un diámetro ecuatorial un 3% más ancho que su diámetro polar. Hasta ahora solo se ha detectado agua en la superficie de Miranda, aunque se ha especulado que también pueden existir metano, amoníaco, monóxido de carbono o nitrógeno en concentraciones del 3%. Estas propiedades a granel son similares a las de la luna Mimas de Saturno, aunque Mimas es más pequeña, menos densa y más achatada.

No se ha establecido con certeza cómo un cuerpo tan pequeño como Miranda podría tener suficiente energía interna para producir la miríada de características geológicas que se ven en su superficie, aunque la hipótesis actualmente favorecida es que fue impulsado por el calentamiento de las mareas durante un tiempo pasado cuando estaba en resonancia orbital 3:1 con Umbriel. La resonancia habría aumentado la excentricidad orbital de Miranda a 0,1 y generado fricción de marea debido a las fuerzas de marea variables de Urano. A medida que Miranda se acercaba a Urano, la fuerza de las mareas aumentaba; a medida que retrocedía, la fuerza de las mareas disminuyó, provocando una flexión que habría calentado el interior de Miranda en 20 K, lo suficiente como para desencadenar el derretimiento. El período de flexión de las mareas podría haber durado hasta 100 millones de años. Además, si el clatrato existiera dentro de Miranda, como se ha supuesto para los satélites de Urano, podría haber actuado como aislante, ya que tiene una conductividad más baja que el agua, aumentando aún más la temperatura de Miranda. Es posible que Miranda también haya estado una vez en una resonancia orbital 5: 3 con Ariel, lo que también habría contribuido a su calentamiento interno. Sin embargo, el calentamiento máximo atribuible a la resonancia con Umbriel probablemente fue unas tres veces mayor.

Características de la superficie

Cerca de Verona Rupes, una gran cicatriz de falla en Miranda posiblemente 20 km (12 mi) de altura, tomada por Voyager 2 en enero de 1986

Cierre del anillo de bufandas concéntricas alrededor de Elsinore Corona

Las tres coronas de Miranda Voyager 2

Las cicatrices de falla alrededor de Elsinore Corona (derecha superior) y los chevrones de Inverness Corona (abajo izquierdo)

Debido a la orientación casi lateral de Urano, solo el hemisferio sur de Miranda era visible para la Voyager 2 cuando llegó. La superficie observada tiene regiones de mosaico de terreno accidentado, lo que indica una intensa actividad geológica en el pasado de Miranda, y está atravesada por enormes cañones, que se cree que son el resultado de la tectónica extensional; a medida que el agua líquida se congelaba debajo de la superficie, se expandía, lo que provocaba que el hielo de la superficie se partiera y creara fosas. Los cañones tienen cientos de kilómetros de largo y decenas de kilómetros de ancho. Miranda también tiene el acantilado más grande conocido en el Sistema Solar, Verona Rupes, que tiene una altura de 20 km (12 mi). Parte del terreno de Miranda posiblemente tenga menos de 100 millones de años según los recuentos de cráteres, mientras que regiones considerables poseen recuentos de cráteres que indican un terreno antiguo.

Si bien los recuentos de cráteres sugieren que la mayor parte de la superficie de Miranda es antigua, con una historia geológica similar a la de los otros satélites de Urano, pocos de esos cráteres son particularmente grandes, lo que indica que la mayoría debe haberse formado después de un gran evento de repavimentación. en su pasado lejano. Los cráteres de Miranda también parecen poseer bordes suavizados, lo que podría ser el resultado de eyecciones o de criovulcanismo. La temperatura en el polo sur de Miranda es de aproximadamente 85 K, una temperatura a la que el hielo de agua pura adopta las propiedades de la roca. Además, el material criovolcánico responsable de la superficie es demasiado viscoso para haber sido agua líquida pura, pero demasiado fluido para haber sido agua sólida. Más bien, se cree que fue una mezcla viscosa de agua y amoníaco, similar a la lava, que se congela a 176 K (−97 °C), o quizás etanol.

El hemisferio observado por Miranda contiene tres gigantes estructuras acanaladas similares a "pistas de carreras" llamadas coronas, cada una de al menos 200 km (120 mi) de ancho y hasta 20 km (12 mi) de profundidad, denominadas Arden, Elsinore e Inverness después de ubicaciones en las obras de Shakespeare. Inverness tiene una altitud más baja que el terreno circundante (aunque las cúpulas y las crestas tienen una elevación comparable), mientras que Elsinore es más alta. La relativa escasez de cráteres en sus superficies significa que se superponen al terreno con cráteres anterior. Las coronas, que son exclusivas de Miranda, desafiaron inicialmente una explicación fácil; Una de las primeras hipótesis era que Miranda, en algún momento de su pasado lejano (antes de cualquiera de los cráteres actuales) se había desgarrado por completo, quizás por un impacto masivo, y luego se había vuelto a ensamblar en un revoltijo aleatorio. El material más pesado del núcleo cayó a través de la corteza y las coronas se formaron cuando el agua se volvió a congelar.

Sin embargo, la hipótesis favorita actual es que se formaron a través de procesos de extensión en la parte superior de los diapiros, o afloramientos de hielo cálido desde el interior de Miranda. Las coronas están rodeadas por anillos de fallas concéntricas con un número similar de cráteres bajos, lo que sugiere que desempeñaron un papel en su formación. Si las coronas se formaron a través del hundimiento de una interrupción catastrófica, entonces las fallas concéntricas se presentarían como comprimidas. Si se formaron a través de afloramientos, como por diapirismo, entonces serían bloques de inclinación extensional y presentarían características extensionales, como sugiere la evidencia actual. Los anillos concéntricos se habrían formado a medida que el hielo se alejaba de la fuente de calor. Los diapiros pueden haber cambiado la distribución de densidad dentro de Miranda, lo que podría haber causado que Miranda se reorientara, similar a un proceso que se cree que ocurrió en Encelado, la luna geológicamente activa de Saturno. La evidencia sugiere que la reorientación habría sido tan extrema como 60 grados desde el punto suburaniano. Las posiciones de todas las coronas requieren un patrón de calentamiento de marea consistente con que Miranda sea sólida y carezca de un océano líquido interno. Se cree a través del modelado por computadora que Miranda puede tener una corona adicional en el hemisferio no fotografiado.

Observación y exploración

Aproximación al equinoccio del 7 de diciembre de 2007 Miranda produjo breves eclipses solares sobre el centro de Urano.

La magnitud aparente de Miranda es +16,6, lo que la hace invisible para muchos telescopios de aficionados. Prácticamente toda la información conocida sobre su geología y geografía se obtuvo durante el sobrevuelo de Urano realizado por la Voyager 2 el 25 de enero de 1986. El acercamiento más cercano de la Voyager 2 a Miranda fue de 29 000 km. (18,000 mi): significativamente menos que las distancias a todas las demás lunas de Urano. De todos los satélites de Urano, Miranda tenía la superficie más visible. El equipo de descubrimiento esperaba que Miranda se pareciera a Mimas, y no pudieron explicar la geografía única de la luna en la ventana de 24 horas antes de entregar las imágenes a la prensa. En 2017, como parte de su Encuesta decadal de ciencia planetaria, la NASA evaluó la posibilidad de que un orbitador regrese a Urano en algún momento de la década de 2020. Urano fue el destino preferido sobre Neptuno debido a las alineaciones planetarias favorables que significan tiempos de vuelo más cortos.