Titânia
Titânia é o maior e mais massivo satélite de Urano, e o oitavo do Sistema Solar.
Titânia é o maior e mais massivo satélite de Urano, e o oitavo do Sistema Solar. Sua densidade de 1,71 g/cm3, é bem maior que a densidade típica dos satélites de Saturno. Isto indica que consiste de proporções aproximadamente iguais de gelo de água e componentes densos que não são gelo. Esta composição equilibrada seria constituída de compostos feitos de rocha e materiais ricos em carbono incluindo compostos orgânicos pesados.
Titânia orbita Urano a uma distância de cerca de 436 000 km, sendo o segundo satélite principal mais afastado do planeta. Sua órbita tem uma pequena excentricidade e é pouco inclinada em relação ao equador de Urano. Seu período orbital é de cerca de 8,7 dias, igual ao seu período de rotação. Em outras palavras, Titânia possui rotação sincronizada como seus irmãos, com à mesma face para o planeta.
Relevo bem evidente de Titânia.
A órbita de Titânia está localizada completamente dentro da magnetosfera de Urano. Por isso, seu hemisfério posterior (do lado oposto à direção do movimento orbital) é afetado muito pelo plasma da magnetosfera de Urano. As ações destas partículas acabam obscurecer este hemisfério, o que é observado em todos os demais satélites de Urano, exceto Oberon.
Como o eixo de rotação de Urano é muito inclinado em relação ao plano orbital, e seus satélites orbitam no plano equatorial do planeta, eles estão sujeitos a um ciclo sazonal extremo. O polo sul e o polo norte ficam 42 anos em escuridão total, e outros 42 anos com luz solar contínua.
Origem e evolução
A nuvem de detritos primordial tinha densidade relativamente grande de Titânia e outros satélites de Urano comparados com os satélites de Saturno indica que ele pode ter sido relativamente pobre em gelos de H2O.
Acredita-se que Titânia se formou a partir de um disco de acreção que formou Urano; um disco de gás e poeira que existia em volta do gigante gelado por algum tempo depois de sua formação ou foi criado pelo grande impacto que provavelmente deu a Urano sua grande inclinação axial. A composição precisa do disco não é conhecida; no entanto, a densidade relativamente grande de Titânia e outros satélites de Urano comparados com os satélites de Saturno indica que ele pode ter sido relativamente pobre em gelos de H2O. Grandes quantidades de nitrogênio e carbono poderiam estar presentes na forma de monóxido de carbono e N2 ao invés de amônia e metano. Os satélites que se formaram nesse disco iriam conter menos gelo de água (com CO e N2 presos como clatrato) e mais rochas, explicando assim a alta densidade de Titânia.
A acreção de Titânia provavelmente durou alguns milhares de anos. E os Impactos que acompanharam a acreção causaram aquecimento das camadas mais externas do satélite. A temperatura máxima de cerca de -23 °C foi alcançada numa profundidade de cerca de 60 km. Após o término do processo de formação, essas camadas próximas da superfície esfriaram, enquanto o interior de Titânia esquentou devido à decadência de elementos radioativos presentes nas rochas. A camada próxima da superfície contraiu, enquanto o interior expandiu. Isso causou uma forte tensão na crosta causando rachaduras. Alguns dos cânions atuais podem ser resultado desse processo, que durou cerca de 200 milhões de anos, implicando que qualquer atividade endógena acabou bilhões de anos atrás.
O calor inicial da acreção junto com a decadência de elementos radioativos foram provavelmente fortes o suficiente para derreter o gelo se algum anticongelante como amônia (na forma de hidrato de amônia) ou sal estava presente. O aquecimento pode ter feito a rocha se separar do gelo formando um núcleo rochoso cercado por um manto de gelo. Uma camada de água líquida (oceano) rica em amônia pode ter se formado entre o núcleo e o manto. A temperatura eutética dessa é mistura é de-97 °C. Se a temperatura ficou abaixo desse valor o oceano acabou congelado. O congelamento da água levou à expansão do interior, o que causou a formação dos cânions na superfície.
Geologia de Titânia
Titânia com acidentes geográficos.
Titânia pode ser diferenciada em um núcleo rochoso cercado por um manto de gelo. Nesse caso, o raio do núcleo (520 km) possui cerca de 66% do raio da lua, e sua massa é de cerca de 58% da massa do satélite. O estado atual do manto de gelo não é claro, pois se este contiver bastante amônia ou outro anticongelante, Titânia pode possuir uma camada de água líquida entre o núcleo e o manto. A espessura desse oceano, se ele existir, é de até 50 km e sua temperatura é de cerca de -83 °C.
Faixa equatorial de Titânia.
Entre os satélites de Urano, Titânia possui brilho intermediário entre Oberon e Umbriel, que são obscuros, e Ariel e Miranda, que são claros. Sua superfície é no geral um pouco avermelhada, mas bem menos vermelha que Oberon. No entanto, depósitos de impactos recentes são mais azulados, enquanto que as planícies suaves localizadas no hemisfério condutor perto da cratera Úrsula e em alguns grabens são mais vermelhos.
O hemisfério anterior parece ser mais vermelho que o condutor por 8%. No entanto, essa diferença está relacionada às planícies suaves e pode ser acidental. A vermelhidão da superfície provavelmente é o resultado de erosão espacial causada por bombardeamento de partículas carregadas e micrometeoritos. No entanto, a assimetria de cores de Titânia parece estar mais relacionada com acreção de um material avermelhado vindo das partes mais externas que a orbita de Urano, possivelmente de satélites irregulares, que seria depositado predominantemente no hemisfério condutor.
Topografia de Titânia
Formações geográficas de Titânia.
Lista de Formação geográficas tipicas de Titânia.
São três classes de formações geográficas em Titânia:
-Crateras, Chasmata (cânions ou Grabens) e Rupes (escarpas).
-Crateras de Titânia
A superfície de Titânia possui menos crateras que a superfície de Oberon e Umbriel, o que significa que ela é muito mais jovem. O diâmetro das crateras varia entre alguns quilômetros a até 326 quilômetros para a maior cratera conhecida, Gertrude.
Algumas crateras, como Úrsula e Jessica, são cercadas por um claro material ejetado (sistema de raios) consistindo de gelo relativamente fresco. Com exceção de Úrsula, todas as grandes crateras de Titânia têm fundo plano e picos centrais. Ao oeste de Gertrude existe uma área de topografia irregular, a chamada "bacia sem nome", que pode ser outra bacia de impacto altamente degradada com um diâmetro de cerca de 330 km.
Messina Chasma.
-Cânions de Titânia
A superfície de Titânia é cortada por um sistema de enormes falhas geológicas, ou escarpas. Em alguns lugares, duas escarpas paralelas marcam depressões na crosta do satélite, formando cânions. O cânion mais proeminente de Titânia é Messina Chasma, com uma extensão de 1500 km, que vai do equador até perto do polo sul. Os Cânions em Titânia variam entre 20 e 50 km de comprimento e 2 e 5 km de profundidade. Os grabens são provavelmente os acidentes geográficos mais jovem em Titânia.
-Escarpas de Titãnia
As escarpas não relacionadas com os cânions são chamadas de rupes, como o Rousillon Rupes perto da cratera Úrsula. As regiões próximas de algumas escarpas e da cratera Úrsula aparecem com relevo suave nas imagens da Voyager 2. Essas planícies provavelmente se formaram mais tarde na história geográfica de Titânia, após a formação da maioria das crateras. A troca de superfície pode ter tido natureza endógena, envolvendo a erupção de material do interior (criovulcanismo), ou pode ter sido causada porque o material ejetado de impacto apagou a superfície.
Acidentes topográficos de Titânia
A geologia de Titânia foi influenciada por duas forças: formação de crateras de impacto e processos endógenos. A formação de crateras atuou durante toda a história do satélite e influenciou todas as superfícies. Os processos endógenos também eram globais, mas só aconteceu por certo período após a formação do satélite. Eles apagaram o terreno original cheio de crateras, explicando o número relativamente baixo de crateras de impacto na superfície atual. Outros casos de troca de superfície podem ter acontecido mais tarde e levaram à formação das planícies suaves. As planícies suaves também podem ter sido formadas a partir de material ejetado das crateras próximas. Os processos endógenos mais recentes foram principalmente de natureza tectônica e formaram os cânions, que são na verdade rachaduras gigantes na crosta de gelo. Essas rachaduras foram causadas pela expansão global de Titânia de cerca de 0,7%.
O lado escuro de Titânia
Uma explicação para o obscurecimento em um dos hemisférios sofrida pelos satélites maiores de Urano se deveu a observância química de moléculas de agua. A presença de gelo de água cristalizado na superfície de Titânia fora observada pelas bandas de absorção de gelo de água, que são um pouco mais fortes no hemisfério condutor de Titânia do que no hemisfério posterior. Isso é o oposto do observado em Oberon, onde as bandas de absorção de gelo de água do hemisfério posterior são mais fortes. A causa dessa assimetria não é conhecida, mas pode estar relacionada com o bombardeamento por partículas carregadas da magnetosfera de Urano, que é mais forte no hemisfério posterior (devido à corrotação do plasma). Há radiação ultravioleta solar e as partículas energéticas carregadas vindas da magnetosfera de Urano tendem a decompor metano preso no gelo como hidrato de clatrato e escurecer outros compostos orgânicos, deixando um material escuro e rico em dióxido de carbono na superfície. A assimetria de sua distribuição explicaria então porque o hemisfério posterior está sujeito a uma influência magnetosférica maior. Outra possível fonte da perda do gás de CO2 preso por gelo no interior de Titânia. O escape de CO2.
Atmosfera de Titânia
A presença de dióxido de carbono na superfície sugere que Titânia tenha uma tênue atmosfera sazonal de CO2, parecida com a de Calisto. Outros gases como nitrogênio e metano provavelmente não estão presentes, porque a baixa gravidade do satélite não poderia evitar que eles escapassem. Na temperatura máxima de Titânia durante o solstício de verão chega à -184 °C, e a pressão de vapor do dióxido de carbono é de cerca de 3 nbar.
Em 8 de setembro de 2001, Titânia ocultou a estrela HIP 106829, nesse evento foi gerou uma oportunidade aferir o diâmetro do satélite e de detectar uma possível atmosfera. Os dados não revelaram nenhuma atmosfera com uma pressão superficial de 10–20 nanobars; se ela existir, é bem mais tênue que a de Tritão ou de Plutão. Esse limite superior ainda é várias vezes maior que pressão superficial máxima do dióxido de carbono, o que significa que a ocultação não restringiu muito os parâmetros de uma atmosfera.
Urano e seus satélites visto ao telescópio.
A configuração excêntrica da rotação de Urano faz seu sécto de satélites receberem mais energia solar nos polos do que a região equatorial. Como a pressão de vapor do CO2 aumenta com a temperatura, o dióxido de carbono pode estar acumulado nas regiões de baixa latitude de Titânia, onde ele pode existir de maneira estável em áreas com albedo alto e regiões sombreadas da superfície na forma de gelo. No verão, quando as temperaturas polares variam entre -190 e -180°C, o dióxido de carbono passa por sublimação e migra para o polo oposto e para as regiões equatoriais, iniciando um certo ciclo do carbono. O gelo de dióxido de carbono acumulado pode ser removido por partículas oriundas da magnetosfera de Urano. Pensa-se que Titânia já perdeu uma quantidade significante de dióxido de carbono desde sua formação 4,6 bilhões de anos atrás.
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