Satélites de Urano

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Comparação de tamanho entre Urano e suas seis maiores luas. Da esquerda para a direita: Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon.

Urano, o sétimo planeta do Sistema Solar, possui 27 satélites naturais conhecidos.[1] Todos receberam nomes de personagens das obras de William Shakespeare e Alexander Pope.[2] William Herschel descobriu as duas primeiras luas, Titânia e Oberon, em 1787, e as outras luas esféricas foram descobertas em 1851 por William Lassell (Ariel e Umbriel) e em 1948 por Gerard Kuiper (Miranda).[2] As outras luas foram descobertas depois de 1985, durante o sobrevoo da Voyager 2 por Urano ou através de telescópios terrestres avançados.[1] [3]

Os satélites de Urano são divididos em três grupos: treze satélites internos, cinco grandes satélites e nove satélites irregulares. Os satélites internos são pequenos corpos escuros que compartilham propriedades comuns e origem com os anéis do planeta. Os cinco grandes satélites são massivos o suficiente para obter equilíbrio hidrostático, e quatro deles mostram sinais de atividade interna como formação de cânions e vulcanismo em suas superfícies.[3] O maior satélite desses cinco, Titânia, tem um diâmetro de 1 578 km e é o oitavo maior satélite no Sistema Solar, e é cerca de 20 vezes menos massivo que a Lua da Terra. Os satélites irregulares de Urano têm órbitas elípticas e inclinadas a grandes distâncias do planeta.[1]

Descoberta[editar | editar código-fonte]

As duas primeiras luas de Urano conhecidas, Titânia e Oberon, foram descobertas por William Herschel em 11 de janeiro de 1787, seis anos depois de ele ter descoberto o planeta em si. Mais tarde, Herschel pensou que tinha descoberto pelo menos seis luas (veja abaixo) e talvez até mesmo um anel. Por aproximadamente 50 anos, os instrumentos de Herschel eram os únicos com os quais as luas foram avistadas.[4] Na década de 1840, instrumentos melhores e uma posisão mais favorável de Urano no céu levaram a indicações esporádicas de satélites adicionais. As duas próximas luas de Urano a serem descobertas, Ariel e Umbriel, foram descobertas por William Lassell em 1851.[5] O esquema de designação por números romanos das luas de Urano esteve instável por um tempo considerável, e publicações hesitavam entre as designações de Herschel (onde Titânia e Oberon são Urano II e IV) e de William Lassell (onde eles são I e II).[6] Com a confirmação de Ariel e Umbriel, Lassell numerou as luas de I a IV em ordem de distância crescente a Urano, e essas designações foram adotadas permanentemente.[7] Em 1852, o filho de Herschel John Herschel nomeou as luas conhecidas na época.[8]

Nenhuma outra descoberta foi feita por quase um século. Em 1948, Gerard Kuiper no Observatório McDonald descobriu a última das cinco grandes luas de Urano, Miranda.[8] [9] Décadas mais tarde, o sobrevoo por Urano da sonda espacial Voyager 2 em janeiro de 1986 levou à descoberta de dez luas internas.[3] Outro satélite, Perdita, foi descoberto em 1999[10] após estudos das fotografias da Voyager.[11]

Urano foi o último planeta gasoso sem nenhum satélite irregular conhecido, mas a partir de 1997 nove distantes luas irregulares foram identificadas usando telescópios terrestres.[1] Duas outras luas internas, Cupido e Mab, foram descobertas em 2003 usando o Telescópio Espacial Hubble.[12] Margaret foi a última descoberta, com seu anúncio feito em outubro de 2003.[13]

Descobertas falsas[editar | editar código-fonte]

Depois da descoberta de Titânia e Oberon por William Herschel em 11 de janeiro de 1787, ele acreditou ter descoberto quatro outras luas; duas em 18 de janeiro e 9 de fevereiro de 1790, e mais duas em 28 de fevereiro e 26 de março de 1794. Por muitos anos, acreditava-se que Urano tinha um sistema de seis satélites, embora as outras quatro luas nunca foram observadas por outro astrônomo. Observações feitas por William Lassell em 1851, nas quais ele descobriu Ariel e Umbriel, falharam em suportar as observações de Herschel; as características orbitais de Ariel e Umbriel, os quais Herschel poderia ter visto em suas observações, não correspondiam a nenhum dos quatro satélites de Herschel. Acreditava-se que os quatro satélites de Herschel tinham períodos orbitais de 5,89 dias (interior de Titânia), 10,96 dias (entre Titânia e Oberon), 38,08 e 107,69 dias (exterior de Oberon).[14] Foi então concluído que os quatro satélites de Herschel eram falsos, e que eles eram na verdade estrelas fracas que estavam na mesma região do céu que Urano, e o crédito para a descoberta de Ariel e Umbriel foi dado a Lassell.[15]

Nomes[editar | editar código-fonte]

As duas primeiras luas de Urano, Titânia e Oberon, descobertas em 1787, não receberam nenhum nome até 1852, um ano depois da descoberta de Ariel e Umbriel. John Herschel, filho do descobridor de Urano, ficou responsável por nomear as luas. Herschel, em vez de escolher nomes da mitologia grega, nomeou as luas a partir de espíritos mágicos na literatura inglesa: as fadas Oberon e Titânia da obra de William Shakespeare A Midsummer Night's Dream, e os silfos Ariel e Umbriel da obra de Alexander Pope The Rape of the Lock (Ariel também é um espírito em The Tempest de Shakespeare). A razão mais provável é que Urano, como deus do céu e do ar, seria atendido por espíritos do ar.[16]

Os outros nomes, com exceção de Puck e Mab, não continuaram com o tema de espíritos do ar. Em 1949, a quinta lua, Miranda, foi nomeada por seu descobridor Gerard Kuiper a partir de um personagem da obra de Shakespeare The Tempest. A prática atual da União Astronômica Internacional é nomear luas a partir de personagens das obras de Shakespeare e do poema The Rape of the Lock (embora atualmente apenas Ariel, Umbriel e Belinda receberam nomes de personagens desse poema; todo o resto é das obras de Shakespeare). Primeiramente as luas externas foram todas nomeadas a partir de personagens de The Tempest; mas com Margaret sendo nomeada a partir de Much Ado About Nothing esse costume acabou.[8]

A massa relativa das luas de Urano. As cinco luas esféricas variam de Miranda com 0,7% a Titânia com quase 40% da massa total. As luas internas e irregulares correspondem a 0,1%, e são mal visíveis nesta escala.

Alguns asteroides compartilham nomes com luas de Urano: 171 Ophelia, 218 Bianca, 593 Titania, 666 Desdemona, 763 Cupido e 2758 Cordelia.

Características e grupos[editar | editar código-fonte]

Esquema do sistema uraniano de anéis e satélites.

O sistema de satélites uraniano é o menos massivo entre o dos gigantes gasosos; a massa combinada dos cinco maiores satélite equivale a menos da metade da massa de Tritão (a sétima maior lua do Sistema Solar).[nota 1] O maior dos satélites, Titânia, tem um raio de 788,9 km,[18] menos que a metade do raio da Lua, mas um pouco maior que o de Reia, a segunda maior lua de Saturno, fazendo de Titânia a oitava maior lua no Sistema Solar. Urano é cerca de 10 000 vezes mais massivo que suas luas.[nota 2]

Satélites internos[editar | editar código-fonte]

Urano possui 13 satélites internos conhecidos.[12] Suas órbitas estão localizadas dentro da de Miranda. Todas as luas internas estão relacionadas com os anéis de Urano, que provavelmente é o resultado da fragmentação de uma ou várias luas internas.[19] As duas luas mais internas (Cordélia e Ofélia) servem como pastores para o anel ε de Urano, enquanto a pequena lua Mab é uma fonte do anel μ.[12]

Puck, com 162 km de diâmetro, é a maior lua interna de Urano e a única fotografada pela Voyager 2 com algum detalhe. Puck e Mab são os satélites internos mais distantes de Urano. Todas as luas internas são corpos escuros; seu albedo geométrico não passa de 10%.[20] Elas são feitas de água congelada contaminada com um material escuro, provavelmente compostos orgânicos processados por radiação.[21]

Os menores satélites internos perturbam constantemente uns aos outros. O sistema é caótico e aparentemente instável. Simulações mostram que as luas podem se perturbar formando órbitas cruzadoras, que podem resultar em colisões.[12] Desdémona pode colidir com Créssida ou Julieta nos próximos 100 milhões de anos.[22]

Satélites grandes[editar | editar código-fonte]

Urano tem cinco satélites principais: Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. O diâmetro deles varia de 472 km para Miranda a 1578 km para Titânia.[18] Todos os satélites principais são objetos relativamente escuros: seu albedo geométrico varia entre 30 e 50%, e o albedo de Bond varia entre 10 e 23%.[20] Umbriel é a lua mais escura e Ariel a mais brilhante. A massa das luas grandes varia de 6,7×1019 kg (Miranda) a 3,5×1021 kg (Titânia). Por comparação, a Lua da Terra tem uma massa de 7,5×1022 kg.[23] Acredita-se que as luas principais de Urano se formaram no disco de acreção que existiu em volta de Urano por um tempo após sua formação ou é resultado de um grande impacto sofrido por Urano no início de sua existência.[24] [25]

As cinco maiores luas de Urano comparadas em tamanho e brilho. Da esquerda para a direita (em ordem de distância crescente a Urano): Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon.
Concepção artística do caminho do Sol no céu de uma lua grande de Urano (que compartilha a inclinação axial do planeta).

Todos os satélites principais de Urano contêm quantidades aproximadamente iguais de rocha e gelo, com exceção de Miranda, que é feito primariamente de gelo.[26] Os componentes de gelo podem incluir amônia e dióxido de carbono.[27] A superfície dos satélites possui muitas crateras, apesar de todos os satélites (com exceção de Umbriel) mostrarem sinais de renovação endógena da superfície na forma de cânions, e no caso de Miranda, estruturas ovoides chamadas coronae.[3] É provável que processos de extensão associados com diapiros ascendentes são os responsáveis pela origem das coronae.[28] A superfície de Ariel aparenta ser a mais jovem e a com menos crateras, enquanto a de Umbriel parece ser a mais velha.[3] O aquecimento que causou a atividade endógena em Miranda e Ariel pode ter sido causado por uma ressonância orbital 3:1 no passado entre Miranda e Umbriel e uma 4:1 entre Ariel e Titânia.[29] [30] Uma evidência para essas ressonâncias no passado é a inclinação orbital anormal de Miranda (4,34°) para um corpo tão perto do planeta.[31] [32] As grandes luas de Urano podem ser internamente diferenciadas, com núcleos rochosos em seu centro cercados por mantos de gelo.[26] Titânia e Oberon podem abrigar oceanos de água líquida na divisa entre o núcleo e o manto.[26] As luas principais de Urano são corpos com pouca atmosfera. Por exemplo, Titânia não possui nenhum atmosfera em pressões maiores que 10–20 nanobar.[33]

O caminho do Sol em Urano e suas luas durante o solstício é bem diferente do caminho do Sol em outros corpos do Sistema Solar. As luas principais têm quase exatamente a mesma inclinação axial que Urano (seus eixos são paralelos aos de Urano).[3] O Sol segue um caminho circular em volta do polo celestial de Urano, a no mínimo 7 graus longe dele.[nota 3]

Satélites irregulares[editar | editar código-fonte]

Satélites irregulares de Urano. O eixo X é representado em Gm (milhões de quilômetros) e na fração do raio da esfera de Hill. A excentricidade é representada pelos segmentos amarelos (se estendendo do periastro ao apoastro) com a inclinação representada pelo eixo Y.

Urano tem nove satélites irregulares conhecidos, que circulam o planeta a uma distância muito maior que Oberon, o satélite principal mais distante de Urano. Todas as luas irregulares são provavelmente objetos capturados por Urano logo após sua formação.[1] O diagrama ao lado ilustra as órbitas dos satélites irregulares de Urano conhecidos. As luas acima do eixo X são prógradas, enquanto as abaixo dele são retrógradas. A raio da esfera de Hill de Urano é de cerca de 73 milhões de km.[1]

O tamanho dos satélites irregulares de Urano varia entre 150 km (Sycorax) e 18 km (Trinculo).[1] Ao contrário dos satélites irregulares de Júpiter, que mostram relação entre o semieixo maior e a inclinação, as luas retrógradas de Urano podem ser divididas em dois grupos de acordo com a relação entre o semieixo maior e a excentricidade orbital. O grupo interno inclui os satélites mais próximos de Urano (a < 0,15 rH) e moderadamente excêntricos (~0,2): Francisco, Caliban, Stephano e Trinculo.[1] O grupo externo (a > 0,15 rH) inclui satélites com altas excentricidades (~0,5): Sycorax, Prospero, Setebos e Ferdinand.[1]

As inclinações intermediárias entre 60° e 140° não possuem luas devido à instabilidade de Kozai.[1] Nessa zona instável, perturbações solares fazem as luas adquirirem altas excentricidades que levam a colisões com satélites internos ou ejeção. O tempo de vida das luas nesta zona de instabilidade é de dez milhões a um bilhão de anos.[1]

Margaret é o único satélite de Urano prógrado conhecido, e atualmente ele tem a maior excentricidade orbital de qualquer lua no Sistema Solar, embora a excentricidade média da lua de Netuno Nereida seja maior. Em 2008, a excentricidade de Margaret era de 0,7979.[34]

Tabela[editar | editar código-fonte]

Os satélites de Urano estão listados aqui por período orbital, do menor para o maior. Satélites esféricos estão destacados em azul-claro e negrito. Satélites irregulares com órbitas prógradas estão mostrados em cinza-claro, e os com órbitas retrógradas em cinza-escuro.

Ordem
[nota 4]
Número
[nota 5]
Nome
Imagem Diâmetro
(km)[nota 6]
Massa
(×1018 kg)[nota 7]
Semieixo maior
(km)[35]
Período orbital
(d)[35] [nota 8]
Inclinação
(°)[35]
Excentricidade
[36]
Ano de
descoberta[2]
Descobridor
[2]
1 06VI Cordélia 004040 ± 6
(50 × 36)
0000040,044 0004900049 751 0000,330,335034 000,0840,08479° 0,00026 1986 Terrile
(Voyager 2)
2 07VII Ofélia 004343 ± 8
(54 × 38)
0000050,053 0005300053 764 0000,370,376400 000,1030,1036° 0,00992 1986 Terrile
(Voyager 2)
3 08VIII Bianca 005151 ± 4
(64 × 46)
0000090,092 0005900059 165 0000,430,434579 000,1930,193° 0,00092 1986 Smith
(Voyager 2)
4 09IX Créssida 008080 ± 4
(92 × 74)
0000340,34 0006100061 766 0000,460,463570 000,0060,006° 0,00036 1986 Synnott
(Voyager 2)
5 10X Desdémona 006464 ± 8
(90 × 54)
0000180,18 0006200062 658 0000,470,473650 000,1110,11125° 0,00013 1986 Synnott
(Voyager 2
6 11XI Julieta 009494 ± 8
(150 × 74)
0000560,56 0006400064 360 0000,490,493065 000,0650,065° 0,00066 1986 Synnott
(Voyager 2)
7 12XII Pórcia 0135135 ± 8
(156 × 126)
0001701,70 0006600066 097 0000,510,513196 000,0590,059° 0,00005 1986 Synnott
(Voyager 2)
8 13XIII Rosalinda 007272 ± 12 0000250,25 0006900069 927 0000,550,558460 000,2790,279° 0,00011 1986 Synnott
(Voyager 2)
9 27XXVII Cupido 0018~18 000000,380,0038 0007400074 800 0000,610,618 000,10,1° 0,0013 2003 Showalter e
Lissauer
10 14XIV Belinda
Belinda.gif
009090 ± 16
(128 × 64)
0000490,49 0007500075 255 0000,620,623527 000,0310,031° 0,00007 1986 Synnott
(Voyager 2)
11 25XXV Perdita 003030 ± 6 0000020,018 0007600076 420 0000,630,638 0000,0° 0,0012 1999 Karkoschaka
(Voyager 2)
12 15XV Puck
Puck.png
0162162 ± 4 0002902,90 0008600086 004 0000,760,761833 000,3190,3192° 0,00012 1985 Synnott
(Voyager 2)
13 26XXVI Mab 0025~25 0000010,01 0009700097 734 0000920,923 000,1330,1335° 0,0025 2003 Showalter e
Lissauer
14 05V Miranda
Miranda.jpg
0470471,6 ± 1,4
(481 × 468 × 466)
00660065,9 ± 7,5 00129000129 390 0001,41,413479 0044,232° 0,0013 1948 Kuiper
15 01I Ariel
Ariel (moon).jpg
11571 157,8 ± 1,2
(1162 × 1156 × 1155)
1350001 353 ± 120 00191000191 020 0002,52,520379 000,2600,260° 0,0012 1851 Lassell
16 02II Umbriel
Umbriel (moon).jpg
11691 169,4 ± 5,6 1170001 172 ± 135 00266000266 300 0004,14,144177 000,2050,205° 0,? 1851 Lassell
17 03III Titânia
Titania (moon) color cropped.jpg
15771 576,8 ± 1,2 3530003 527 ± 90 00435000435 910 0008,78,705872 000,3400,340° 0,0011 1787 Herschel
18 04IV Oberon
Voyager 2 picture of Oberon.jpg
15221 522,8 ± 5,2 3010003 014 ± 75 00583000583 520 001313,463239 000,0580,058° 0,0014 1787 Herschel
19 22XXII Francisco 0022~22 000000,720,0072 040000004 276 000 0266−266,56 147,459° 0,1459 2003[nota 9] Holman et al.
20 16XVI Caliban 0072~72 0000250,25 070000007 231 000 0579−579,73 139,885° 0,1587 1997 Gladman et al.
21 20XX Stephano 0032~32 000002,20,022 080000008 004 000 0677−677,37 141,873° 0,2292 1999 Gladman et al.
22 21XXI Trinculo 0018~18 000000,390,0039 080000008 504 000 0749−749,24 166,252° 0,2200 2001 Holman et al.
23 17XVII Sycorax 0150~150 0002302,30 12 179 000 1288−1288,28 152,456° 0,5224 1997 Nicholson et al.
24 23XXIII Margaret 0020~20 000000,540,0054 14 345 000 16871687,01 05151,455° 0,6608 2003 Sheppard e
Jewitt
25 18XVIII Prospero 0050~50 000008,50,085 16 256 000 1978−1978,29 146,017° 0,4448 1999 Holman et al.
26 19XIX Setebos 0048~48 000007,50,075 17 418 000 2225−2225,21 145,883° 0,5914 1999 Kavelaars et al.
27 24XXIV Ferdinand 0020~20 000000,540,0054 20 901 000 2805−2805,51 167,346° 0,3682 2003[nota 9] Holman et al.

Fontes: NASA/NSSDC,[35] Sheppard, et al. 2005.[1] Para os satélites externos recentemente descobertos (Francisco até Ferdinand) os dados orbitais mais precisos podem ser gerados com o Natural Satellites Ephemeris Service.[34] Os satélites irregulares são significativamente perturbados pelo Sol.[1]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Notas

  1. A massa de Tritão é de cerca de 2,14×1022 kg,[17] enquanto a massa combinada das luas de Urano é de cerca de 0,92×1022 kg.
  2. Massa de Urano de 8,681×1025 kg / Massa das luas de Urano de 0,93×1022 kg.
  3. A inclinação axial de Urano é de 97°.[3]
  4. Ordem se refere à posição em relação às outras luas com respeito à distância média a Urano.
  5. Número se refere ao número romano atribuído a cada satélite em ordem de descoberta.[2]
  6. Diâmetros com vários valores como "60 × 40 × 34" indicam que o corpo não é uma esfera perfeita e que cada uma de suas dimensões foi medida precisamente. Os diâmetros e dimensões de Miranda, Ariel, Umbriel e Oberon foram retirados de Thomas, 1988.[18] O diâmetro de Titânia é de Widemann, 2008.[33] As dimensões e raio das luas internas são de Karkoschka, 2001,[11] com exceção de Cupido e Mab, que foram retirados de Showalter, 2006.[12] O raio das luas irregulares foi retirado de Sheppard, 2005.[1]
  7. Massas de Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon foram retiradas de Jacobson, 1992.[23] Massas de todas as outras luas foram calculadas assumindo uma densidade de 1,3 g/cm3 e usando o raio.
  8. Períodos orbitais negativos indicam uma órbita retrógrada ao redor de Urano (em oposição à direção de rotação do planeta).
  9. a b Detectado em 2001, anunciado em 2003.

Referências

  1. a b c d e f g h i j k l m n Sheppard, S. S.; Jewitt, David and Kleyna, Jan. (2005). "An ultradeep survey for irregular satellites of Uranus: Limits to completeness". The Astronomical Journal 129: 518–525. DOI:10.1086/426329. Bibcode2005AJ....129..518S.
  2. a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Planet and Satellite Names and Discoverers Gazetteer of Planetary Nomenclature USGS Astrogeology (21/07/2006). Visitado em 06/08/2006.
  3. a b c d e f g Smith, B. A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et al.. (1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science 233 (4759): 97–102. DOI:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. Bibcode1986Sci...233...43S.
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  7. Lassell, W.. (1851). "Letter from William Lassell, Esq., to the Editor". Astronomical Journal 2 (33): 70. DOI:10.1086/100198. Bibcode1851AJ......2...70L.
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