Satélites naturais de Urano. Comparação entre os cinco maiores e os demais.
Urano possui 27 satélites naturais conhecidos. Eles 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, ou seja, a forma esférica, e quatro deles mostram sinais de atividade interna como formação de cânions e vulcanismo em suas superfícies. O maior satélite desses cinco, Titânia, tem um diâmetro de 1 578 km e é o oitavo maior satélite no Sistema Solar, cerca de 20 vezes menos massivo que a Lua. Os satélites irregulares de Urano têm órbitas elípticas e inclinadas se localizando grandes distâncias do planeta gelado.
A massa relativa dos satélites de Urano. os cinco maiores satélites com forma esféricas variam de Miranda, com 0,7%, a Titânia com quase 40% da massa total. Os satélites internos e irregulares correspondem a 0,1%, e são mal visíveis nesta escala.
Características e grupos
Satélites internos
Esquema do sistema de Urano de anéis e satélites, sendo que alguns asteroides compartilham a nomenclatura como satélites de Urano:
171 Ophelia,
218 Bianca,
666 Desdemona,
763 Cupido,
2758 Cordelia.
Puck, com 162 km de diâmetro, é o maior dos satélites internos de Urano e a única fotografada pela Voyager 2 com algum detalhe. Puck e Mab são os satélites internos mais distantes de Urano.
Todos os satélites internos são corpos escuros, constituídos de água congelada contaminada com uma poeira escura pouco reflexiva, provavelmente formada por compostos orgânicos processados pela radiação solar. Créssida é o único satélite com uma medição direta de sua massa e densidade, calculados a partir de perturbações no anel η de Urano. O valor de densidade encontrado, 0,86 ± 0,16 g/cm3, é inferior ao das grandes satélites de Urano, mas é cerca de 50% superior à dos satélites internos de Saturno de tamanho similar, indicando que Créssida, e possivelmente os outros satélites internos de Urano de forma geral, ou têm uma porosidade menor que os satélites internos de Saturno ou têm mais rochas na sua composição geral.
Orbita de satélites junto aos anéis do gigante gelado.
Nove dos satélites internos—Bianca, Créssida, Desdémona, Julieta, Pórcia, Rosalinda, Cupido, Belinda e Perdita—formam o grupo de satélites Pórcia, um grupo dinâmico de satélites com órbitas e propriedades fotométricas similares. Esses satélites possuem órbitas muito próximas, com uma variação de raio orbital de menos de 20 mil km, o que significa que eles estão constantemente perturbando uns aos outros, gerando um sistema caótico e aparentemente instável.
As perturbações podem fazer as suas órbitas se entrecruzarem, resultando em colisões. Simulações indicam que em uma escala de tempo de até 10 milhões de anos, Cupido pode colidir com Belinda e Créssida pode colidir com Desdémona, acrescentando mais matéria aos anéis de Urano.
Imagem dos satélites Internos de Urano.
Mediante estas observações é provável que os satélites internos de Urano estejam em um processo contínuo de destruição e formação, com novos satélites sendo formados na mesma taxa em que elas são destruídas. Nessa hipótese, o anel ν de Urano, localizado entre as órbitas de Pórcia e Rosalinda, representa os detritos gerados por uma colisão no passado. No futuro, esse anel pode passar por reacreção, formando novos satélites, enquanto futuras colisões gerarão novos anéis.
Satélites irregulares
Urano tem nove satélites irregulares conhecidos, que estão muito mais afastados do planeta que Oberon, o mais externo dos cinco satélites principais.
Ao contrário dos satélites regulares, que possuem órbitas prógradas, quase circulares e alinhadas com o equador do planeta, os irregulares possuem órbitas altamente excêntricas e inclinadas, e todos exceto um têm órbitas retrógradas, no sentido contrário ao da rotação do planeta. Um maior número de satélites irregulares retrógrados do que prógrados é observado em todos os planetas gigantes, o que está relacionado a uma maior estabilidade orbital para satélites retrógrados.
O semieixo maior da órbita dos satélites irregulares de Urano varia entre 6 e 29% do raio da esfera de Hill do planeta (rH), de 73 milhões de km, que representa a região do espaço em que a força gravitacional de Urano domina a do Sol. O tamanho dos satélites irregulares conhecidos de Urano varia entre 150 km (Sycorax) e 18 km (Trinculo).
Com uma inclinação orbital de 51,5°, Margaret é o único satélite irregular prógrado de Urano conhecido, e atualmente tem a maior excentricidade orbital de qualquer satélite no Sistema Solar, embora a excentricidade média da lua de Netuno Nereida seja maior.
As características orbitais dos satélites irregulares, em especial a existência de órbitas retrógradas, significa que eles não se formaram da mesma maneira que os satélites regulares, por acreção em torno do planeta, portanto eles só podem ter sido capturados de uma órbita heliocêntrica. O mecanismo de captura e a população de origem, no entanto, permanecem incertos. Os principais cenários de captura os satélites irregulares foram capturados durante o processo de migração dos planetas gigantes há 3,9 bilhões de anos, por meio de encontros de três corpos causados por encontros próximos entre os planetas.
A população original de satélites irregulares provavelmente era significativamente maior (cerca de 100 vezes mais massiva), tendo sido reduzida com o passar do tempo por colisões entre os satélites. A poeira liberada nessas colisões então caiu para o interior do sistema de satélites de Urano, explicando a coloração avermelhada assimétrica dos grandes satélites do planeta.
