Oberon
Oberon, o segundo satélite em nemor reflexão da luz de Urano.
Oberon é um dos cinco grandes satélites de Urano, com um diâmetro de 1 520 quilômetros. É o segundo maior e o segundo mais massivo dos satélites do planeta, e o nono mais massivo do Sistema Solar. Está a uma distância média de 583 500 quilômetros de Urano, sendo o mais externo dos grandes satélites do planeta, e possui uma órbita regular pouco excêntrica e inclinada.
Oberon é constituído aproximadamente de quantidades iguais de rocha e gelo, e provavelmente é diferenciado em um núcleo rochoso e um manto de gelo. Uma camada de água líquida pode existir na divisa entre o manto e o núcleo. Sua superfície, que é escura e de coloração levemente avermelhada, é coberta por numerosas crateras de impacto, sendo a superfície com mais crateras entre os grandes satélites de Urano. Além das crateras, Oberon possui um sistema de cânions ou Chasmatas, de natureza tectônica, provavelmente formado por expansão da crosta durante o começo da evolução do Sistema Solar.
Urano em quarto crescente no céu de Oberon.
O período orbital de Oberon é de cerca de 13,5 dias, igual ao período de rotação; isso significa que Oberon apresenta rotação sincronizada, como os demais satélites, estando preso por forças de maré, com uma mesma face sempre virada para o planeta. Oberon passa a maior parte de sua órbita fora da magnetosfera de Urano. Como resultado, sua superfície é atingida diretamente pelo vento solar, ao contrário dos outros grandes satélites de Urano, que estão completamente dentro da magnetosfera e são atingidos pelo plasma desta. Devido a sua posição não sofre o bombardeamento por partículas da magnetosfera como os demais satélites maiores, o que evita um escurecimento do hemisfério posterior (do lado oposto ao sentido do movimento orbital), fenômeno observado em todas os outros grandes satélites de Urano menos Oberon.
Como Urano tem uma alta inclinação axial e orbita o Sol de lado, e seus satélites orbitam no plano equatorial do planeta, eles estão sujeitos a um ciclo sazonal extremo. Os polos norte e sul alternam entre 42 anos de escuridão total e 42 anos de luz solar contínua, com o Sol perto do zênite em um dos polos durante o solstício.
Origem e evolução
Plano orbital de Urano e Oberon em relação ao Sol.
Assim como os outros grandes satélites, acredita-se que Oberon se formou de um disco de acreção; disco de gás e poeira que existia em volta de Urano por algum tempo depois de sua formação ou que foi criado pelo grande impacto que provavelmente deu ao planeta Urano sua grande inclinação axial. A composição precisa do disco não é conhecida; no entanto, a densidade relativamente alta dos satélites de Urano em relação aos satélites de Saturno indica que ele pode ter sido relativamente pobre em água. Grandes quantidades de nitrogênio e carbono poderiam estar presentes na forma de monóxido de carbono (CO) e nitrogênio molecular (N2) ao invés de amônia e metano. Portanto os satélites que se formaram nesse disco continham menos gelo de água (com CO e N2 presos como clatrato) e mais rocha, explicando a alta densidade.
A acreção de Oberon provavelmente durou alguns milhares de anos. Impactos que acompanharam a acreção causaram aquecimento das camadas mais externas do satélite, com uma temperatura máxima de cerca de -43 °C sendo esta alcançada a uma profundidade de cerca de 60 quilômetros. Após o término do processo de formação, essas camadas próximas da superfície esfriaram, enquanto o interior de Oberon começou a ser aquecido pelo decaimento radioativo dos elementos presentes nas rochas. Com isso, a camada próxima da superfície contraiu, enquanto o interior expandiu, causando forte tensão na crosta que gerou rachaduras. O sistema de cânions observado na superfície de Oberon bem como de Titânia, pode ser resultado desse processo, que durou cerca de 200 milhões de anos em ambos satélites, implicando que qualquer atividade endógena acabou bilhões de anos atrás.
Uma superfície muito antiga.
O calor inicial da acreção e o decaimento de elementos radioativos provavelmente foram suficientes para derreter o gelo de água do satélite, caso algum anticongelante como amônia (na forma de hidrato de amônia) ou sal estivesse 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, mas se a temperatura diminuiu abaixo desse valor o oceano já estaria congelado no presente. O congelamento da água poderia causar a expansão do interior, o que pode ter contribuído para a formação dos cânions.
Geologia de Oberon
Comparação de tamanho entre a Terra, a Lua e Oberon
Oberon possui uma densidade de 1,63 g/cm3, o que é maior que a densidade típica dos satélites de Saturno e indica que sua composição é de aproximadamente proporções iguais de gelo de água e um componente denso. Este pode ser constituído de rocha e material carbonáceo incluindo compostos orgânicos pesados.
Água em Oberon
A existência de gelo de água é apoiada por observações de espectroscopia infravermelha, as quais revelaram gelo de água cristalizado na superfície do satélite. As bandas de absorção de gelo de água são mais fortes no hemisfério posterior de Oberon do que no hemisfério condutor, o oposto do observado nos outros grandes satélites, que possuem sinais de absorção de gelo de água mais fortes no hemisfério condutor. A causa dessa assimetria não é conhecida, mas pode estar relacionada à modificação da superfície por impactos, que são mais fortes no hemisfério condutor, Impactos estes causados por meteoritos, e que tendem a arrancar o gelo da superfície, deixando um material escuro carbonáceo no lugar. Esse material escuro pode ter se formado como resultado de processamento de clatrato de metano ou escurecimento por radiação de outros compostos orgânicos.
O núcleo de Oberon
O interior de Oberon pode ser diferenciado em um núcleo rochoso cercado por um manto de gelo. O raio do núcleo de 480 quilômetros, é equivalente a cerca de 63% do raio de Oberon, e sua massa a 54% da massa do se forem confirmados nesta mesma composição. A pressão no centro de Oberon é de cerca de 5 kbar. O estado atual do manto de gelo não é conhecido; se o gelo contiver bastante amônia ou outro anticongelante, Oberon pode possuir uma camada de água líquida entre o núcleo e o manto. A espessura desse oceano hipotético é de até 40 quilômetros e sua temperatura estaria em torno de -93°C.
Superfície de Oberon
Oberon possui uma superfície bastante escura, a segunda mais escura das cinco grandes satélites de Urano, depois de Umbriel. Sua superfície tem de forma geral uma coloração avermelhada, com exceção de depósitos de impactos jovens, que são neutros ou levemente azulados. Oberon é, de fato, o ancião dos grandes satélites de Urano. Seus hemisférios são assimétricos, com o hemisfério condutor (o hemisfério do lado do movimento orbital) sendo bem mais vermelho que o posterior, fenômeno observado também nos demais satélites. O avermelhamento pode ser resultado de erosão espacial causada pelo bombardeamento de partículas carregadas e micrometeoritos ao longo da evolução do Sistema Solar, ou mais provavelmente causada por acreção de um material avermelhado vindo da parte exterior do sistema de Urano, como dos satélites irregulares.
Formações geológicas de Oberon
Principais formações geológicas de Oberon.
A geologia de Oberon foi influenciada por duas forças rivais: formação de crateras de impacto e processos endógenos. A formação de crateras atuou durante toda a história do satélite sendo a maior responsável por sua aparência atual. Processos endógenos, que são basicamente de natureza tectônica, operaram apenas por um curto período de tempo após a formação do satélite e levaram à formação, por exemplo, dos cânions.
Existem duas classes de formações geológicas reconhecidas em Oberon:
-Crateras, de impacto e Chasmatas, que são depressões profundas, alongadas e íngremes parecidas com riftes.
-Crateras.
Oberon fotografado pela Voyager 2.
A superfície de Oberon é a que mais tem crateras entre os grandes satélites de Urano, com uma densidade de crateras aproximando-se da saturação. O alto número de crateras indica que ela é a superfície muito antiga e que não sofreu renovação desde sua criação.
A maior cratera conhecida, Hamlet, tem um diâmetro de 206 quilômetros. Muitas das maiores crateras são cercadas por material ejetado brilhante (raios) consistindo de gelo relativamente fresco, e as crateras Hamlet, Othello e Macbeth têm em seus centros um material muito escuro depositado após suas formações. As imagens da Voyager 2 mostram um pico com altura de cerca de 11 quilômetros na borda sudeste do disco de Oberon, que pode ser o pico central de uma grande cratera de impacto com cerca de 375 quilômetros de diâmetro.
A natureza das manchas escuras, que estão presentes principalmente no interior de crateras no hemisfério condutor, não é conhecida. Uma hipótese sugere que elas têm origem criovulcânica. Outra possibilidade é que elas consistem de material escuro escavado de baixo da superfície por impactos de meteoritos. Em qualquer caso, Oberon parece possuir um interior diferenciado, com uma crosta de gelo cobrindo uma camada de material escuro mais profundo.
- Chasmatas
Planisfério parcial de Oberon.
A superfície de Oberon é cortada por um sistema de cânions, embora sejam menores que os encontrados em Titânia. Os cânions provavelmente são grabens, formados por falhas normais, e parecem ter idades variáveis: os mais jovens cortam os depósitos brilhantes de algumas crateras, indicando que se formaram depois da formação do satélite. O mais proeminente cânion em Oberon é o Mommur Chasma.
Os cânions são na verdade rachaduras gigantes na crosta de gelo, que apagaram o terreno mais antigo, caracterizando um processo de troca de superfície. As rachaduras da crosta correspondem a uma expansão da área de Oberon por cerca de 0,5%, que ocorreu em duas fases, gerando cânions primordiais e posteriormente os mais recentes.
Ações Geológicas
