Titania (luna)
Titania (), también denominada Urano III, es la luna más grande de Urano y la octava luna más grande del Sistema Solar con un diámetro de 1.578 kilómetros (981 mi), con una superficie comparable a la de Australia. Descubierto por William Herschel en 1787, lleva el nombre de la reina de las hadas en Sueño de una noche de verano de Shakespeare. Su órbita se encuentra dentro de la magnetosfera de Urano.
Titania consta de cantidades aproximadamente iguales de hielo y roca, y probablemente se diferencia en un núcleo rocoso y un manto helado. Una capa de agua líquida puede estar presente en el límite entre el núcleo y el manto. Su superficie, que es relativamente oscura y de color ligeramente rojo, parece haber sido moldeada tanto por impactos como por procesos endógenos. Está cubierto con numerosos cráteres de impacto que alcanzan hasta 326 kilómetros (203 mi) de diámetro, pero tiene menos cráteres que Oberón, la más externa de las cinco grandes lunas de Urano. Es posible que haya sufrido un evento de repavimentación endógeno temprano que destruyó su superficie más antigua y llena de cráteres. Su superficie está cortada por un sistema de enormes cañones y escarpas, resultado de la expansión de su interior durante las últimas etapas de su evolución. Como todas las lunas principales de Urano, Titania probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta justo después de su formación.
La espectroscopia infrarroja realizada entre 2001 y 2005 reveló la presencia de hielo de agua y dióxido de carbono congelado en la superficie de Titania, lo que sugiere que puede tener una atmósfera tenue de dióxido de carbono con una presión superficial de unos 10 nanopascales (10−13 barra). Las mediciones durante la ocultación de una estrella en Titania ponen un límite superior a la presión superficial de cualquier atmósfera posible en 1-2 mPa (10-20 nbar).
El sistema de Urano ha sido estudiado de cerca solo una vez, por la nave espacial Voyager 2 en enero de 1986. Tomó varias imágenes de Titania, lo que permitió cartografiar alrededor del 40 % de su superficie.
Descubrimiento y nomenclatura
Titania fue descubierta por William Herschel el 11 de enero de 1787, el mismo día que descubrió la segunda luna más grande de Urano, Oberón. Más tarde informó sobre los descubrimientos de cuatro satélites más, aunque posteriormente se revelaron como falsos. Durante casi los siguientes 50 años, Titania y Oberón no serían observadas por ningún otro instrumento que no sea el de William Herschel, aunque la luna se puede ver desde la Tierra con un telescopio amateur de alta gama actual.
Todas las lunas de Urano llevan el nombre de personajes creados por William Shakespeare o Alexander Pope. El nombre Titania fue tomado de la Reina de las Hadas en Sueño de una noche de verano. Los nombres de los cuatro satélites de Urano conocidos entonces fueron sugeridos por el hijo de Herschel, John, en 1852, a pedido de William Lassell, quien había descubierto las otras dos lunas, Ariel y Umbriel, el año anterior.
Titania se denominó inicialmente como "el primer satélite de Urano", y en 1848 se le dio la designación Urano I por William Lassell, aunque a veces utilizó la numeración de William Herschel (donde Titania y Oberón son II y IV). En 1851, Lassell finalmente numeró los cuatro satélites conocidos en orden de distancia del planeta con números romanos, y desde entonces Titania ha sido designada como Urano III.
El nombre del personaje de Shakespeare se pronuncia, pero la luna a menudo se pronuncia por analogía con el conocido elemento químico titanio. La forma adjetival, Titanian, es homónima de la de la luna Titán de Saturno. El nombre Titania en griego antiguo significa "Hija de los titanes".
Órbita
Titania orbita alrededor de Urano a una distancia de unos 436 000 kilómetros (271 000 mi), siendo la segunda más alejada del planeta entre sus cinco lunas principales después de Oberón. La órbita de Titania tiene una pequeña excentricidad y está muy poco inclinada con respecto al ecuador de Urano. Su período orbital es de alrededor de 8,7 días, coincidiendo con su período de rotación. En otras palabras, Titania es un satélite sincrónico o bloqueado por mareas, con una cara siempre apuntando hacia el planeta.
La órbita de Titania se encuentra completamente dentro de la magnetosfera de Urano. Esto es importante porque los hemisferios posteriores de los satélites que orbitan dentro de una magnetosfera son golpeados por el plasma magnetosférico, que co-rota con el planeta. Este bombardeo puede conducir al oscurecimiento de los hemisferios posteriores, lo que en realidad se observa en todas las lunas de Urano excepto Oberón (ver más abajo).
Debido a que Urano orbita alrededor del Sol casi de costado, y sus lunas orbitan en el plano ecuatorial del planeta, ellas (incluida Titania) están sujetas a un ciclo estacional extremo. Tanto el polo norte como el sur pasan 42 años en completa oscuridad y otros 42 años bajo la luz solar continua, con el sol saliendo cerca del cenit sobre uno de los polos en cada solsticio. El sobrevuelo de la Voyager 2 coincidió con el solsticio de verano de 1986 del hemisferio sur, cuando casi todo el hemisferio sur estaba iluminado. Una vez cada 42 años, cuando Urano tiene un equinoccio y su plano ecuatorial se cruza con la Tierra, las ocultaciones mutuas de las lunas de Urano se vuelven posibles. En 2007-2008 se observaron varios eventos de este tipo, incluidas dos ocultaciones de Titania por parte de Umbriel el 15 de agosto y el 8 de diciembre de 2007.
Composición y estructura interna
Titania es la luna de Urano más grande y masiva, y la octava luna más masiva del Sistema Solar. Su densidad de 1,71 g/cm3, que es mucho más alta que la densidad típica de los satélites de Saturno, indica que se compone de proporciones aproximadamente iguales de hielo de agua y componentes densos que no son hielo; este último podría estar hecho de roca y material carbonoso, incluidos compuestos orgánicos pesados. La presencia de hielo de agua está respaldada por observaciones espectroscópicas infrarrojas realizadas entre 2001 y 2005, que han revelado hielo de agua cristalino en la superficie de la luna. Las bandas de absorción de hielo de agua son ligeramente más fuertes en el hemisferio delantero de Titania que en el hemisferio trasero. Esto es lo contrario de lo que se observa en Oberón, donde el hemisferio posterior exhibe firmas de hielo de agua más fuertes. Se desconoce la causa de esta asimetría, pero puede estar relacionada con el bombardeo de partículas cargadas de la magnetosfera de Urano, que es más fuerte en el hemisferio posterior (debido a la co-rotación del plasma). Las partículas energéticas tienden a chisporrotear hielo de agua, descomponer el metano atrapado en el hielo como hidrato de clatrato y oscurecer otros compuestos orgánicos, dejando atrás un residuo oscuro rico en carbono.
A excepción del agua, el único otro compuesto identificado en la superficie de Titania mediante espectroscopia infrarroja es el dióxido de carbono, que se concentra principalmente en el hemisferio posterior. El origen del dióxido de carbono no está del todo claro. Puede ser producido localmente a partir de carbonatos o materiales orgánicos bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar o partículas cargadas de energía provenientes de la magnetosfera de Urano. Este último proceso explicaría la asimetría en su distribución, ya que el hemisferio posterior está sujeto a una influencia magnetosférica más intensa que el hemisferio anterior. Otra posible fuente es la desgasificación del CO2 primordial atrapado por el hielo de agua en el interior de Titania. El escape de CO2 del interior puede estar relacionado con la actividad geológica pasada en esta luna.
Titania puede diferenciarse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. Si este es el caso, el radio del núcleo de 520 kilómetros (320 mi) es aproximadamente el 66 % del radio de la luna, y su masa es de alrededor del 58 % de la masa de la luna; las proporciones las dicta la luna. #39;s composición. La presión en el centro de Titania es de aproximadamente 0,58 GPa (5,8 kbar). El estado actual del manto helado no está claro. Si el hielo contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante, Titania puede tener un océano subterráneo en el límite entre el núcleo y el manto. El espesor de este océano, si existe, es de hasta 50 kilómetros (31 mi) y su temperatura es de alrededor de 190 K (cerca de la temperatura eutéctica del agua y el amoníaco de 176 K). Sin embargo, la estructura interna actual de Titania depende en gran medida de su historia térmica, que se conoce poco. Estudios recientes sugieren, contrariamente a las teorías anteriores, que las lunas más grandes de Urano como Titania, de hecho, podrían tener océanos subterráneos activos.
Características de la superficie
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Entre las lunas de Urano, Titania tiene un brillo intermedio entre las oscuras Oberón y Umbriel y las brillantes Ariel y Miranda. Su superficie muestra una fuerte oleada de oposición: su reflectividad disminuye del 35% en un ángulo de fase de 0° (albedo geométrico) al 25% en un ángulo de aproximadamente 1°. Titania tiene un albedo de Bond relativamente bajo de alrededor del 17%. Su superficie es generalmente de color ligeramente rojo, pero menos roja que la de Oberón. Sin embargo, los depósitos de impacto recientes son más azules, mientras que las llanuras suaves situadas en el hemisferio delantero cerca del cráter Úrsula ya lo largo de algunas fosas son algo más rojas. Puede haber una asimetría entre los hemisferios anterior y posterior; el primero parece ser más rojo que el segundo en un 8%. Sin embargo, esta diferencia está relacionada con las llanuras suaves y puede ser accidental. El enrojecimiento de las superficies probablemente se deba a la meteorización espacial causada por el bombardeo de partículas cargadas y micrometeoritos durante la edad del Sistema Solar. Sin embargo, la asimetría de color de Titania probablemente esté relacionada con la acreción de un material rojizo procedente de las partes exteriores del sistema de Urano, posiblemente de satélites irregulares, que se depositarían predominantemente en el hemisferio delantero.
Los científicos han reconocido tres clases de características geológicas en Titania: cráteres, chasmata (cañones) y rupes (escarpas). La superficie de Titania tiene menos cráteres que las superficies de Oberon o Umbriel, lo que significa que la superficie es mucho más joven. Los diámetros del cráter alcanzan los 326 kilómetros para el cráter más grande conocido, Gertrude (también puede haber una cuenca degradada de aproximadamente el mismo tamaño). Algunos cráteres (por ejemplo, Úrsula y Jessica) están rodeados por eyecciones (rayos) de impacto brillante que consisten en hielo relativamente fresco. Todos los grandes cráteres de Titania tienen suelos planos y picos centrales. La única excepción es Ursula, que tiene un hoyo en el centro. Al oeste de Gertrude hay un área con topografía irregular, la llamada "cuenca sin nombre", que puede ser otra cuenca de impacto altamente degradada con un diámetro de unos 330 kilómetros (210 mi).
La superficie de Titania está atravesada por un sistema de enormes fallas o escarpes. En algunos lugares, dos escarpas paralelas marcan depresiones en la corteza del satélite, formando fosas, que a veces se denominan cañones. El más destacado entre los cañones de Titania es Messina Chasma, que recorre unos 1.500 kilómetros (930 mi) desde el ecuador casi hasta el polo sur. Los grabens en Titania tienen de 20 a 50 kilómetros (12 a 31 millas) de ancho y un relieve de aproximadamente 2 a 5 km. Las escarpas que no están relacionadas con los cañones se denominan rupes, como Rousillon Rupes cerca del cráter Ursula. Las regiones a lo largo de algunas escarpas y cerca de Ursula aparecen uniformes en la resolución de imagen de la Voyager. Estas suaves llanuras probablemente resurgieron más tarde en la historia geológica de Titania, después de que se formaran la mayoría de los cráteres. La repavimentación puede haber sido de naturaleza endógena, involucrando la erupción de material fluido desde el interior (criovulcanismo) o, alternativamente, puede deberse al bloqueo por la eyección del impacto de grandes cráteres cercanos. Los grabens son probablemente las características geológicas más jóvenes de Titania: cortan todos los cráteres e incluso suavizan las llanuras.
La geología de Titania estuvo influenciada por dos fuerzas en competencia: la formación de cráteres de impacto y la renovación endógena. El primero actuó sobre toda la historia de la luna e influyó en todas las superficies. Estos últimos procesos también fueron de naturaleza global, pero activos principalmente durante un período posterior a la formación de la luna. Borraron el terreno original lleno de cráteres, lo que explica el número relativamente bajo de cráteres de impacto en la superficie actual de la luna. Más tarde pueden haber ocurrido episodios adicionales de repavimentación que condujeron a la formación de llanuras suaves. Alternativamente, las llanuras suaves pueden ser mantos de eyección de los cráteres de impacto cercanos. Los procesos endógenos más recientes fueron principalmente de naturaleza tectónica y provocaron la formación de los cañones, que en realidad son grietas gigantes en la corteza de hielo. El agrietamiento de la corteza fue causado por la expansión global de Titania en aproximadamente un 0,7%.
| Característica | Nombre después | Tipo | Longitud (diametro), km | Coordinaciones |
|---|---|---|---|---|
| Belmont Chasma | Belmont (Italia)El Mercante de Venecia) | Chasma | 238 | 8°30′S 32°36′E / 8.5°S 32.6°E / -8.5; 32.6 |
| Messina Chasmata | Messina (Italia)Mucho Ado Sobre nada) | 1,492 | 33°18′S 335°00′E / 33.3°S 335°E / -33.3; 335 | |
| Rousillon Rupes | Roussillon, FranciaTodo está bien que termina bien) | Rupes | 402 | 14°42′S 23°30′E / 14.7°S 23.5°E / -14.7; 23.5 |
| Adriana | AdrianaLa comedia de los errores) | Crater | 50 | 20°06′S 3°54′E / 20.1°S 3.9°E / -20.1; 3.9 |
| Bona | Bona.Henry VI, Parte 3) | 51 | 55°48′S 351°12′E / 55.8°S 351.2°E / -55.8; 351.2 | |
| Calphurnia | Calpurnia PisonisJulio César) | 100 | 42°24′S 291°24′E / 42.4°S 291.4°E / -42.4; 291.4 (Cráter de calcio) | |
| Elinor | Eleanor de AquitaniaLa vida y la muerte del rey Juan) | 74 | 44°48′S 333°36′E / 44.8°S 333.6°E / -44.8; 333.6 | |
| Gertrude | GertrudeHamlet) | 326 | 15°48′S 287°06′E / 15.8°S 287.1°E / -15.8; 287.1 | |
| Imogen | Imogen (Cymbeline) | 28 | 23°48′S 321°12′E / 23.8°S 321.2°E / -23.8; 321.2 | |
| Iras | IrasAntony y Cleopatra) | 33 | 19°12′S 338°48′E / 19.2°S 338.8°E / -19.2; 338.8 | |
| Jessica | JessicaEl Mercante de Venecia) | 64 | 55°18′S 285°54′E / 55.3°S 285.9°E / -55.3; 285.9 | |
| Katherine | KatherineEnrique VIII) | 75 | 51°12′S 331°54′E / 51.2°S 331.9°E / -51.2; 331.9 | |
| Lucetta | LucettaLos dos señores de Verona) | 58 | 14°42′S 277°06′E / 14.7°S 277.1°E / -14.7; 277.1 | |
| Marina | MarinaPericles, Príncipe de Tiro) | 40 | 15°30′S 316°00′E / 15.5°S 316°E / -15.5; 316 | |
| Mopsa | MopsaEl cuento de invierno) | 101 | 11°54′S 302°12′E / 11.9°S 302.2°E / -11.9; 302.2 | |
| Phrynia | Phrynia (Frynia)Timón de Atenas) | 35 | 24°18′S 309°12′E / 24.3°S 309.2°E / -24.3; 309.2 | |
| Ursula | Ursula (Ursula)Mucho Ado Sobre nada) | 135 | 12°24′S 45°12′E / 12.4°S 45.2°E / -12.4; 45.2 | |
| Valeria | ValeriaCoriolanus) | 59 | 34°30′S 4°12′E / 34.5°S 4.2°E / -34.5; 4.2 | |
| Las características de la superficie en Titania son nombradas para personajes femeninos o lugares de las obras de Shakespeare. | ||||
Ambiente
La presencia de dióxido de carbono en la superficie sugiere que Titania puede tener una tenue atmósfera estacional de CO2, muy parecida a la de la luna joviana Calisto. Es poco probable que haya otros gases, como nitrógeno o metano, porque la débil gravedad de Titania no pudo evitar que escapen al espacio. A la temperatura máxima alcanzable durante el solsticio de verano de Titania (89 K), la presión de vapor del dióxido de carbono es de unos 300 μPa (3 nbar).
El 8 de septiembre de 2001, Titania ocultó una estrella brillante (HIP 106829) con una magnitud visible de 7,2; esta fue una oportunidad tanto para refinar el diámetro y las efemérides de Titania como para detectar cualquier atmósfera existente. Los datos no revelaron atmósfera a una presión superficial de 1 a 2 mPa (10 a 20 nbar); si existe, tendría que ser mucho más delgado que el de Tritón o Plutón. Este límite superior sigue siendo varias veces mayor que la presión superficial máxima posible del dióxido de carbono, lo que significa que las mediciones esencialmente no imponen restricciones a los parámetros de la atmósfera.
La peculiar geometría del sistema de Urano hace que las lunas' polos reciban más energía solar que sus regiones ecuatoriales. Debido a que la presión de vapor de CO2 es una función pronunciada de la temperatura, esto puede conducir a la acumulación de dióxido de carbono en las regiones de baja latitud de Titania, donde puede existir de forma estable en parches de alto albedo y sombreados. regiones de la superficie en forma de hielo. Durante el verano, cuando las temperaturas polares alcanzan los 85-90 K, el dióxido de carbono se sublima y migra al polo opuesto y a las regiones ecuatoriales, dando lugar a un tipo de ciclo del carbono. El hielo de dióxido de carbono acumulado puede eliminarse de las trampas frías mediante partículas magnetosféricas, que lo expulsan de la superficie. Se cree que Titania ha perdido una cantidad significativa de dióxido de carbono desde su formación hace 4600 millones de años.
Origen y evolución
Se cree que Titania se formó a partir de un disco de acreción o subnebulosa; un disco de gas y polvo que existió alrededor de Urano durante algún tiempo después de su formación o que fue creado por el impacto gigante que muy probablemente le dio a Urano su gran oblicuidad. Se desconoce la composición precisa de la subnebulosa; sin embargo, la densidad relativamente alta de Titania y otras lunas de Urano en comparación con las lunas de Saturno indica que puede haber sido relativamente pobre en agua. Cantidades significativas de nitrógeno y carbono pueden haber estado presentes en forma de monóxido de carbono y N2 en lugar de amoníaco y metano. Las lunas que se formaron en una subnebulosa de este tipo contendrían menos hielo de agua (con CO y N2 atrapados como clatrato) y más roca, lo que explica su mayor densidad.
La acumulación de Titania probablemente duró varios miles de años. Los impactos que acompañaron a la acreción causaron el calentamiento de la capa exterior de la luna. La temperatura máxima de alrededor de 250 K (−23 °C) se alcanzó a una profundidad de unos 60 kilómetros (37 mi). Después del final de la formación, la capa del subsuelo se enfrió, mientras que el interior de Titania se calentó debido a la descomposición de los elementos radiactivos presentes en sus rocas. La capa de enfriamiento cercana a la superficie se contrajo, mientras que el interior se expandió. Esto provocó fuertes tensiones de extensión en la corteza lunar que provocaron grietas. Algunos de los cañones actuales pueden ser el resultado de esto. El proceso duró unos 200 millones de años, lo que implica que cualquier actividad endógena cesó hace miles de millones de años.
El calentamiento por acreción inicial, junto con la descomposición continua de los elementos radiactivos, probablemente fue lo suficientemente fuerte como para derretir el hielo si hubiera algún anticongelante como amoníaco (en forma de hidrato de amoníaco) o sal. El derretimiento adicional puede haber llevado a la separación del hielo de las rocas y la formación de un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. Es posible que se haya formado una capa de agua líquida (océano) rica en amoníaco disuelto en el límite entre el núcleo y el manto. La temperatura eutéctica de esta mezcla es de 176 K (−97 °C). Si la temperatura descendiera por debajo de este valor, el océano se habría congelado posteriormente. La congelación del agua habría provocado la expansión del interior, lo que puede haber sido responsable de la formación de la mayoría de los cañones. Sin embargo, el conocimiento actual de la evolución geológica de Titania es bastante limitado. Mientras que análisis más actualizados sugieren que las lunas más grandes de Urano no solo son capaces de tener océanos subterráneos activos; Pero, de hecho; se presume que tienen océanos subterráneos debajo de ellos.
Exploración
Hasta ahora, las únicas imágenes de primer plano de Titania han sido de la sonda Voyager 2, que fotografió la luna durante su sobrevuelo de Urano en enero de 1986. Desde la distancia más cercana entre la Voyager 2 y Titania tenía solo 365 200 km (226 900 mi), las mejores imágenes de esta luna tienen una resolución espacial de aproximadamente 3,4 km (solo Miranda y Ariel fueron fotografiadas con una mejor resolución). Las imágenes cubren alrededor del 40% de la superficie, pero solo el 24% fue fotografiado con la precisión requerida para el mapeo geológico. En el momento del sobrevuelo, el hemisferio sur de Titania (como los de las otras lunas) estaba apuntando hacia el Sol, por lo que el hemisferio norte (oscuro) no pudo ser estudiado.
Ninguna otra nave espacial ha visitado jamás el sistema de Urano o Titania. Una posibilidad, ahora descartada, era enviar Cassini de Saturno a Urano en una misión extendida. Otro concepto de misión propuesto fue el concepto de sonda y orbitador de Urano, evaluado alrededor de 2010. Urano también se examinó como parte de una trayectoria para un concepto precursor de sonda interestelar, Innovative Interstellar Explorer.
La arquitectura de la misión del orbitador y la sonda de Urano se identificó como la prioridad más alta para una misión insignia de la NASA en la Encuesta decadal de ciencia planetaria 2023-2032. Las preguntas científicas que motivan esta priorización incluyen preguntas sobre los satélites de Urano & # 39; propiedades a granel, estructura interna e historia geológica. Un orbitador de Urano fue catalogado como la tercera prioridad para una misión insignia de la NASA por la Encuesta decadal de ciencia planetaria 2013-2022, y actualmente se están analizando los diseños conceptuales para tal misión.