TOMO XXXVIII 3 - SISTEMA SOLAR EXTERNO - SATÉLITES PRINCIPAIS DE URANO PARTE 3

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

TOMO XXXVIII 3 - SISTEMA SOLAR EXTERNO - SATÉLITES PRINCIPAIS DE URANO PARTE 2

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. 

Inclinação axial de Urano é muito excêntrica e faz com que os polos não o equador do planeta e seus satélites recebam a luz solar em um dia proporcional ao ano orbital.

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. 

TOMO XXXVIII 3 - SISTEMA SOLAR EXTERNO - SATÉLITES PRINCIPAIS DE URANO PARTE 1

Satélites principais de Urano

Comparação de tamanho entre Urano e seu maiores satélites naturais. 

Urano tem cinco satélites massivos principais, são eles Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. O diâmetro varia de 472 km de Miranda a 1578 km de Titânia. Todos os satélites principais são objetos relativamente escuros, sua reflexibilidade varia entre 30 e 50%. Umbriel é o satélite mais escuro e Ariel o mais brilhante. Acredita-se que os satélites maiores 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, o que seria o mais provável.

Como Urano tem uma alta inclinação axial, 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. Durante o sobrevoo da Voyager 2 em 1986, este que coincidiu com o solstício de verão no hemisfério sul, quando quase todo o hemisfério norte de Urano e seus satélites estava as escuras. Uma vez a cada 42 anos, quando Urano passa pelo equinócio e seu plano equatorial cruza a Terra, ocultações entre suas luas são possíveis. Em 2007 e 2008 vários desses eventos foram observados, incluindo duas ocultações de Titânia por Umbriel em 15 de agosto e 08 de dezembro de 2007 e uma de Ariel por Umbriel em 19 de agosto 2007.

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. 

Como Urano possui menor achatamento e menor tamanho relativo a seus satélites, estes podem escapar mais facilmente de uma ressonância orbital do que os satélites de Júpiter ou Saturno. Assim alguns satélites podem estar em ressonância orbital e gerar o aquecimento por marés e posteriormente, escapar dessa ressonância (através de um mecanismo que provavelmente resultou em uma inclinação orbital alta), sua excentricidade acaba diminuído, e assim, desligando o mecanismo de aquecimento interno. Isso pode ser ciclístico como observado no passado geológico dos satélites.

Como os outros grandes satélites do sistema solar externo, acredita-se que os 05 maiores de Urano se formaram de um disco de acreção ou sub nebulosa (um 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 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. Ás 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. Os satélites que se formaram nesse disco iriam conter menos gelo de água (com CO e N2 presos como clatrato) e mais rocha, explicando a sua alta densidade.

Miranda

Miranda éo menor dos satélites de Urano. Possui menos de 500 km de diâmetro, o segundo menor satélite de formato esférico do Sistema Solar (Mimas de Saturno é o primeiro, com 300 km). 

Miranda tem a superfície mais diversificada, com um relevo deformado. Seu ambiente é marcado por depressões e penhascos profundos, zonas cheias de crateras, altas montanhas e planícies suaves. Os picos mais elevados chegam a medir 15 km de altura e as maiores crateras cerca de 60 km de diâmetro. A maior parte desses relevos são estruturas antigas, que ofuscam algumas recentes.

Devido a sua estranha topografia, supõe-se que Miranda teria sido atingido por um objeto com metade do volume do satélite e os estilhaços teriam criado os anéis do planeta.


Ariel

A sonda Voyager 2 fez sua maior aproximação de Ariel em 24 de janeiro de 1986 passando à 127 mil km da lua. Devido ao fato de que somente o polo Sul de Ariel está virado para o Sol, somente o hemisfério sul pode ser fotografado. 

Ariel é um satélite relativamente pequeno e o mais brilhante de Urano. Sua superfície é marcada por crateras e são encontrados também grandes vales em fendas que se estendem por toda superfície.

Geologia de Ariel

A composição de Ariel é de aproximadamente 70% de gelos (água congelada, dióxido de carbono em estado sólido, e possivelmente também gelo de metano) e 30% de rochas compostas por silicatos. Alguns locais superficiais de Ariel parecem estar cobertos por geada fresca, particularmente, em crateras mais recentes. A mais antiga e maior unidade geológica observada em Ariel foi uma vasta área de planícies repleta de crateras no polo sul do satélite. A análise das crateras ali vistas sugere que as maiorias são mais recentes do que as observadas em Titânia, Oberon, e Umbriel. A maior cratera observada em Ariel é a cratera Yangoor, com 78 km de área, mostrando sinais de deformação desde sua formação. Também observou uma rede de falhas geológicas, cânions, e estruturas congeladas distribuídas ao longo das latitudes no meio do hemisfério sul de Ariel, destoando da região das crateras.

Os cânions provavelmente representam "Grabens" ou fossas tectônicas são formados por falhas extensionais (perpendiculares as fraturas). Matéria lisa e sulcos são vistos em várias partes da rede de vales de Ariel, sugerindo que o fundo dos cânions esteve coberto por gelo morno ejetado do interior de Ariel. Acredita-se que no passado, as atividades geológicas de Ariel foram provocadas por aquecimento de maré, quando sua órbita era mais excêntrica do que a atual.

Umbriel

Está a uma distância média de 266 000 km de Urano, sendo o terceiro maior satélite em ordem de distância ao planeta, e possui uma órbita regular pouco excêntrica e inclinada. 

Umbriel orbita Urano a uma distância média de 266 000 km, sendo o terceiro satélite mais afastado do planeta entre os cinco principais. Sua órbita tem uma pequena excentricidade e é pouco inclinada em relação ao equador de Urano. Seu período orbital é de 4,1 dias, igual ao período de rotação. Isso significa que Umbriel tem rotação sincronizada, com uma face sempre virada para o planeta. A órbita de Umbriel está localizada completamente dentro da magnetosfera de Urano e por causa disso, seu hemisfério posterior (do lado oposto ao sentido do movimento orbital) é constantemente bombardeado por plasma magnetosférico, que gira junto com planeta. O contato com a magnetosfera de Urano pode chamuscar o satélite e levar a um escurecimento desse hemisfério frontal ao gigante gelado. Isso também ocorre em Ariel, Umbriel e Titânia.

Atualmente Umbriel não está em ressonância orbital com nenhum outro satélite de Urano, mas no passado possivelmente esteve em ressonância de 1:3 com Miranda. Isso teria aumentado a excentricidade orbital de Miranda, causando aquecimento interno e atividade geológica neste satélite, enquanto a órbita de Umbriel teria sido menos afetada.

Geologia de Umbriel

Umbriel é constituído principalmente de gelo com uma fração significativa de rocha, e pode ser diferenciado em um núcleo rochoso e um manto de gelo. Sua superfície é a mais escura dentre os grandes satélites de Urano, e parece ter sido moldada principalmente por impactos. Umbriel é o segundo satélite de Urano com maior numero de crateras, após Oberon, e sua formação superficial mais proeminente é a cratera Wunda, que é cercada por um anel de material brilhante. Por outro lado, a presença de cânions sugere processos de atividade interna em suas priemeiras eras.


Composição e estrutura interna

Umbriel em comparação com a Lua e a Terra. 

Umbriel possui uma densidade de 1,39 g/cm³, indicando que é composto principalmente de gelo, com um componente denso constituindo cerca de 40% de sua massa. Este pode ser constituído de rocha e carbonatos incluindo compostos orgânicos pesados conhecidos como tolinas. 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 condutor de Umbriel (o hemisfério voltado para o sentido do movimento orbital) do que no hemisfério posterior.

A causa de um hemisfério deter mais gelos que outro pode estar relacionado ao bombardeamento de partículas carregadas vindas da magnetosfera de Urano, que é mais forte no hemisfério posterior devido ao plasma magnetosférico. As partículas energéticas tendem a pulverizar o gelo de água, decompor metano preso no gelo como hidrato de clatrato e escurecer outros compostos orgânicos, deixando um material escuro e rico em carbono na superfície.

Com exceção de água, o único outro composto identificado na superfície de Umbriel por espectroscopia infravermelha é dióxido de carbono (CO2), que está concentrado principalmente no hemisfério posterior a Urano. A origem do dióxido de carbono não é muito clara. Ele pode ser produzido localmente a partir de carbonatos ou material orgânico sob a influência de partículas energéticas carregadas vindas da magnetosfera de Urano ou da radiação ultravioleta solar. Essa hipótese explicaria a assimetria na sua distribuição, já que o hemisfério posterior está sujeito a uma influência magnetosférica mais intensa. Outra possível fonte é a perda do CO2 primordial preso por gelo no interior de Umbriel. O escape de CO2 do interior pode ser o resultado de atividade geológica do passado através do efeito de marés.


Creia-se que interior de Umbriel pode ser diferenciado em um núcleo rochoso cercado por um manto de gelo. Se este for o caso, o raio do núcleo (317 km) é equivalente a cerca de 54% do raio do satélite, e sua massa a 40% da massa deste (esses parâmetros dependem da composição do satélite). O estado atual do manto de gelo não é conhecido, mas é considerada improvável a existência de um oceano de água líquida embaixo da superfície.


Superfície

A superfície de Umbriel é a mais escura dentre as grandes satélites de Urano, e reflete menos que metade da luz que Ariel, um satélite de tamanho similar. A superfície de Umbriel é levemente azulada, onde se destoam os depósitos de impacto brilhantes (como a mancha clara vista nas fotos da Voyager 2, na cratera Wunda, por exemplo) que são ainda mais azuis. Como ja comentamos há uma assimetria entre os hemisférios, com o hemisfério condutor sendo mais avermelhado que o posterior. O avermelhamento da superfície provavelmente é o resultado de erosão espacial pelo bombardeamento de partículas carregadas e micrometeoritos ao longo da evolução do Sistema Solar. Esta poeira erosiva pode ser causada por acreção de um material avermelhado vindo da parte exterior do sistema de satélites de Urano, possivelmente de satélites irregulares, o que iria ocorrer predominantemente no hemisfério condutor. Apesar dessas pequenas variações, a superfície de Umbriel é relativamente homogênea, não havendo grandes variações em cor ou albedo.

Existe apenas uma classe de formação geológica reconhecida em Umbriel, as crateras, estas muito maiores e mais numerosas do que Ariel e Titânia, e apresenta o menor indício de atividade geológica entre os cinco grandes satélites e apenas Oberon tem mais crateras que Umbriel. As crateras observadas têm um diâmetro que varia entre alguns quilômetros até 210 quilômetros como a cratera de, Wokolo. Todas as crateras conhecidas em Umbriel têm picos centrais, mas nenhuma possui estruturas radiais.

Perto do equador de Umbriel à uma formação superficial mais proeminente chamada cratera Wunda, que tem um diâmetro de 131 km, e possui um grande anel de material brilhante em seu fundo, que pode ser um depósito de impacto ou um depósito de dióxido de carbono. Perto de Wunda estão as crateras Vuver e Skynd, que não são rodeadas pelo material brilhante, mas possuem picos centrais brilhantes. Além destas crateras oficialmente reconhecidas, mediante uma análise do perfil topográfico de Umbriel, foi revelada uma possível estrutura de impacto muito grande tendo um diâmetro de cerca de 400 km e profundidade de aproximadamente 5 km.

Cratera Wunda, que é cercada por um anel de material brilhante. 

Assim como os outros grandes satélites de Urano, a superfície de Umbriel é cortada por um sistema de cânions tendendo do nordeste ao sudoeste. Eles não são, contudo, reconhecidos oficialmente devido à baixa resolução obtidas pelas imagens da Voyager 2 e à aparente homogeneidade deste satélite, o que dificulta o mapeamento geológico mais preciso.

A superfície cheia de crateras de Umbriel provavelmente é mantida intocada aparentemente desde o intenso bombardeio tardio, no começo do Sistema Solar. Os únicos sinais de atividade interna são antigos como os cânions e polígonos escuros (manchas escuras de formatos complexos com extensão de dezenas a centenas de quilômetros). Os polígonos foram identificados a partir da Voyager 2 e estão distribuídos de forma aproximadamente uniforme na superfície de Umbriel, e parecem tender de nordeste e sudoeste. Alguns polígonos são depressões de alguns quilômetros de profundidade e podem ter sido criados durante um episódio inicial de atividade tectônica. Atualmente não há explicação para o porquê de Umbriel ser tão escuro e de aparência uniforme. Sua superfície pode ser coberta por uma camada relativamente fina de um material escuro (chamado material umbral) escavada por impactos ou expelida em uma intensa erupção vulcânica. Alternativamente, a crosta de Umbriel pode ser inteiramente formada pelo material escuro, o que evitou a existência de formações brilhantes como linhas radiais em crateras.


Formação da Superfície de Umbriel

A acreção de Umbriel 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 -93 °C sendo alcançada a uma profundidade de cerca de 3 km. Após o término do processo de formação, essas camadas próximas da superfície esfriaram, enquanto o interior de Umbriel se manteve 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 calor inicial da acreção em conjunto com o decaimento pode ter levado ao derretimento do 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, ou ponto de congelamento mínimo, dessa é mistura é -97 °C mas contudo é bem provável que esse oceano tenha congelado há muito tempo. Esse processo geológico provavelmente durou cerca de 200 milhões de anos, implicando que qualquer atividade endógena no satélite acabou bilhões de anos atrás. Umbriel entre os demais satélites de Urano fosse o de menor taxa de processos endógenos de renovação de superfície, apesar de que tenha passado por um episódio de troca de superfície pouco depois de sua formação.

TOMO XXXVIII 2 - SISTEMA SOLAR EXTERNO - SATÉLITES MENORES DE URANO

SATÉLITES MENORES DE URANO

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

O sistema de satélites de Urano é o menos massivo entre os  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). O maior dos satélites, Titânia, tem um raio de 1578,9 km, menos que a metade do raio da Lua, mas um pouco maior que o de Rheia, o segundo maior satélite de Saturno, fazendo de Titânia a oitavo maior satélite no Sistema Solar. Urano é cerca de 10 000 vezes mais massivo que seus 09 maiores satélites

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.

Urano possui 13 satélites internos conhecidos, com órbitas localizadas dentro da de Miranda. Todas os satélites internos estão relacionadas com os anéis de Urano, que provavelmente é o resultado da fragmentação de um ou mais satélites internos. os dois satélites mais internos(Cordélia e Ofélia) servem como pastores para o anel ε de Urano, enquanto o pequeno Mab é uma fonte do anel μ.
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.

TOMO XIV - ESTRELAS DE GRANDE DIÂMETRO - PARTE 3

Subgigante Primordial

HD 140283

Menor extrema na sua deficiência em metal, mas mais próxima e brilhante e, portanto, conhecida há mais tempo, temos á HD 140283 (uma subgigante). 

Estrelas subgigantes como a HD 140283 também podem ser definidas como um estágio na evolução estelar de estrelas de massa baixa e intermediária, formando um ramo das subgigantes no diagrama de Hertzsprung-Russell. Estrelas com um tipo espectral de subgigante não estão necessariamente no ramo das subgigantes evolucionário, e vice-versa. A classificação espectral pode ser influenciada por fatores como metalicidade, rotação e peculiaridades químicas. 

A evolução de uma estrela como o Sol, por exemplo, é prolongada, com poucos indícios externos de mudanças no interior. Uma forma de identificar subgigantes evolucionárias é a determinação de abundâncias químicas como de lítio, que é diluído em subgigantes, ou a medição da intensidade das emissões coronais, o que não e o caso de uma subgigante como a HD 140283 que tinha em sua composição basicamente hidrogênio e hélio.

Conforme a fração de hidrogênio remanescente no núcleo de uma estrela da sequência principal diminui, a temperatura do núcleo aumenta e assim a taxa de fusão aumenta. Isso faz a estrela evoluir lentamente para altas luminosidades conforme ela envelhece, gerando um alargamento da sequência principal no diagrama de Hertzsprung-Russell.

Quando uma estrela da sequência principal termina de fundir hidrogênio em seu núcleo, o núcleo começa a colapsar pela sua gravidade. Isso faz ele aumentar de temperatura e a fusão de hidrogênio passa a ocorrer em uma camada ao redor do núcleo, que fornece mais energia do que a queima de hidrogênio no núcleo. Estrelas de massa baixa e intermediária se expandem e esfriam até uma temperatura superficial de cerca de 5 000 K, quando então começam a aumentar de luminosidade em um estágio conhecido como o ramo das gigantes vermelhas. A transição entre a sequência principal e o ramo das gigantes vermelhas é chamada de ramo das subgigantes. A morfologia e duração do ramo das subgigantes varia dependendo principalmente da massa estelar, devido a diferentes estruturas internas.

A cerca de 200 milhões de anos (13.5 Ga) após o Big Bang a estrela HD 140283 ou estrela de "Matusalém" se formou. Atualmente é a estrela mais antiga não confirmada no universo observável. Por ser uma estrela da população II, ou seja, não das primordiais (que eram efêmeras, como visto em um artigo neste mesmo blog). Devido a dados recentes sobre a vovozinha estelar, algumas sugestões foram levantadas sobre a formação das estrelas de segunda geração, que estas podem ter começado muito mais cedo a surgir do que o previsto.



Até a segunda dezena do século XXI o telescópio Espacial Hubble era usado para estudar a estrela Matusalém, e com ele os dados mais atualizados que dispomos. Mesmo assim HD140283 já era uma velha conhecida dos cientistas já há mais de 100 anos, uma vez que a mesma cruza todo o céu de forma relativamente rápida. A estrela move-se a cerca de 1,3 milhões km/h e cobre a largura da lua cheia no céu cada 1.500 anos ou mais, como afirmam alguns pesquisadores.

A estrela de Matusalém, que está lentamente se transformando numa gigante vermelha, nasceu provavelmente numa galáxia anã que a Via Láctea nascente absorveu há mais de 12 bilhões de anos. Isto justificaria a excentricidade da órbita da estrela.

Sua composição e tamanho originais ao que tudo indicam teria sido a de uma anã laranja ou uma amarela menor que o nosso Sol, o que justificaria aliado a sua metalicidade quase nula, ser uma das estrelas primordiais do nosso universo.

Medições do Hubble permitiram aos astrónomos refinar a distância a HD 140283, usando o princípio de paralaxe, (assunto já comentado neste blog). Orbita a 190,1 anos-luz de distância na constelação de Libra, e com ela maior precisão de sua composição e consequentemente de sua idade.

Estrelas que juntas com a HD 140283 formam à Constelação de Libra.

TOMO XXXXIX-2 SISTEMA SOLAR EXTERNO - SATÉLITES DE NETUNO - PROTEUS

PROTEUS

Formato irregular contrasta com suas dimensões.

Proteus, segundo maior satélite natural de Netuno, possui mais de 400 quilômetros de diâmetro. Pela distancia  não foi descoberto por telescópios na Terra anteriores ao Hubble, porque sua orbita está muito próxima do gigante gelado. A distância do planeta o faz se perder pelo reflexo do brilho da luz solar em Netuno.

Proteu circunda Netuno a uma distância de cerca de 92.800 quilômetros, e completa uma órbita em 26 horas e 56 minutos. Proteus é um dos objetos mais escuros no sistema solar. Como Febe de Saturno, ele reflete apenas 06% da luz solar que o atinge.





Limiar esferoide de Proteus 

Os cientistas afirmam que proteus é um satélite tão grande quanto possível para uma forma esférica pela sua própria gravidade. Proteus se manteve numa forma irregular mesmo assim, possivelmente por sua composição metálica rochosa. O satélite também poderia ser o resto de um objeto maior que se fragmentou por colisão ou mais provavelmente pela ação gravitacional de Netuno já que não mostra sinais de modificações geológicas preterias. 

O satélite de Saturno, Mimas, devido a uma menor densidade, de dimensões semelhantes, sua composição mais plástica permitiu ao contrario de Proteus ter a forma esférica.

TOMO XXXXIX-2 SISTEMA SOLAR EXTERNO - SATÉLITES DE NETUNO-TRITÃO

TRITÃO

Tritão é uma lua geologicamente ativa, o que originou uma superfície complexa e recente.

Tritão tem tamanho, densidade, temperatura e composição química semelhantes a Plutão. Ao verificar a órbita excêntrica de Plutão, esta que atravessa a de Netuno, visualizam-se pistas da possível origem de Tritão como um planeta anão semelhante a esse sendo capturado por Netuno. Assim Tritão poderá ter-se formado longe de Netuno e capturado pela ação gravitacional deste.

A área total da superfície corresponde a 15,5% da área emersa do planeta Terra, ou 4,5% da área total. A dimensão de Tritão sugere que deverão existir regiões de densidades diferentes, variando entre 2,07 a 2,3 gramas por centímetro cúbico.

Apesar de existirem várias diferenças entre Tritão e os demais satélites gelados do sistema solar, o terreno é semelhante ao de Ariel de Urano, Encelado de Saturno e os três de Júpiter: Io, Europa e Ganímedes. Também lembra Marte, com as suas calotas polares.

O efeito gravitacional de Tritão na trajetória da Voyager 02 sugere que o manto de gelo deve cobrir um núcleo substancial de rocha e com probabilidade de conter metal. O núcleo corresponde a dois terços da massa total de Tritão (65% a 75%), o que é mais do que qualquer outro satélite do sistema solar, com excepção de Io e Europa. A diferenciação pode ter sido eficiente devido ao efeito gravitacional de Netuno durante a captura de Tritão.

Tritão tem uma densidade média de 2,05 g/cm³, e é composto por cerca de 25% de gelo de água, essencialmente localizado no manto.

Imagens obtidas pela Voyager 2 de Tritão. 

Atmosfera de Tritão

O limbo de Tritão mostra uma atmosfera inexpressiva. Os pontos negros na superfície são chamados de maculae.

Tritão possui uma atmosfera tênue composta por azoto (99,9%) com pequenas quantidades de metano (0,01%). A pressão atmosférica é de apenas 14 microbars, cerca de 1/70000 da pressão atmosférica terrestre.

A sonda Voyager 02 conseguiu observar uma camada fina de nuvens numa imagem que tirou do limbo deste satélite. Estas nuvens formam-se nos polos e são compostas por gelo de azoto; existe também nevoeiro fotoquímico até uma altura de 30 km que poderia ser composto por hidrocarbonetos, semelhante ao que foi encontrado em Titã, mas no entanto nenhum destes hidrocarbonetos foi detectado pela sonda. Pensa-se que os hidrocarbonetos contribuem para o aspecto cor-de-rosa da superfície.

A temperatura à superfície é de cerca de -235 graus Celsius, ainda mais baixa que a temperatura média de Plutão (cerca de -229 °C), logo é a mais baixa temperatura jamais medida no sistema solar. A 800 km da superfície, a temperatura sobe para -180 °C.

Estações de Tritão

Tritão apresenta um ciclo de estações amenas e extremas.

O eixo de rotação de Tritão é atípico, inclinado 157° em relação ao eixo de Netuno, e 130° em respeito à órbita deste, expondo um polo ao Sol de cada vez, semelhante ao planeta Urano. Como Netuno orbita o Sol, as regiões polares de Tritão trocam de posição num intervalo de 82 anos, o que provavelmente resulta em mudanças de estações do ano radicais cada vez que um polo se move para a luz do Sol. Dada a sua órbita e inclinação axial, Tritão apresenta um ciclo de estações amenas e extremas. As estações mais extremas ocorrem em intervalos de cerca de 700 anos, e o próximo grande Verão em Tritão se iniciou no ano de 2007.

A mudança do estado sólido para o estado gasoso e de volta ao estado sólido da capa polar produz uma variação súbita da atmosfera. Observações mais recentes à atmosfera de Tritão, a partir de ocultação de estrelas, mostraram que, de 1989 para 1998, a pressão atmosférica em Tritão tinha dobrado. A maioria dos modelos predizem que os gelos voláteis evaporam e ampliam a pressão da atmosfera. No entanto, outros modelos preveem que o gelo volátil que se encontra no pólo sul possa migrar para o equador e, assim, não desaparecem para a atmosfera, mas mudam de localização, deixando assim dúvidas do que poderá causar o aumento de pressão sazonal.


Superfície de Tritão

Existem áreas que têm exposições rochosas, e são áreas escorregadias, devido às substâncias geladas, nomeadamente o metano gelado que cobre parte da superfície.

A superfície é composta principalmente por gelo de azoto, mas também gelo seco (dióxido de carbono gelado), gelo de água, gelo de monóxido de carbono e metano. Tritão é muito brilhante, refletindo 60 a 95 por cento da luz solar que incide sobre a superfície; a Lua da Terra, em comparação, reflete apenas 11 por cento.

O terreno casca-de-meloa visto a 130000 km de distância pela Voyager 2.

Tano Sulci é uma das longas falhas que percorrem a estranha região de Bubembe em Tritão, uma região também conhecida por terreno casca-de-meloa, por causa do seu aspecto de casca de melão, uma das regiões mais estranhas do sistema solar. Desconhece-se a origem deste terreno, mas pode ter sido causado pela subida e queda de gelo de azoto, pelo colapso e inundação causados por criovulcanismo. Apesar de ser um terreno com poucas crateras, acredita-se que poderá ser a superfície mais antiga em Tritão. Este terreno possivelmente cobre a maioria do hemisfério Norte.

Estes terrenos casca-de-meloa são únicos e só existem em Tritão; compreendem depressões com 30 a 50 km de diâmetro, provavelmente não relacionadas com impacto de meteoritos por serem demasiado regulares, com espaçamento regular e separadas por escarpas curvadas. Estes cumes poderão ter origem em erupções de gelo viscoso por entre as fraturas em anel, e podem ter até 01 km de altura.

As poucas crateras que existem em Tritão revelam uma atividade geológica intensa.

Na região equatorial longas falhas com cordilheiras paralelas de gelo expelido do interior cortam terrenos complexos com vales imperfeitos. Yasu Sulci, Ho Sulci e Lo Sulci são alguns destes sistemas conhecidos como sulcos. A leste destes sulcos encontram-se as planícies Ryugu e Cipagu e o planalto Cipango.

As zonas planas de Sipagu Planitia e Abatus Planum no hemisfério sul encontram-se rodeadas por pontos negros denominadas de "maculae". Dois grupos de maculae, Acupara Maculae e Zin Maculae destacam-se a leste do Abatus Planum. Estas marcas parecem ser depósitos na superfície deixados por gelos que evaporaram, mas não se sabe ao certo do que serão compostos e a sua origem.

Perto de Sipagu e Abatus Planum encontra-se ainda uma grande cratera nova, com 27 km de diâmetro, chamada Mozamba. Seguindo para noroeste, outras duas crateras mais pequenas (Kurma e Llomba) seguem a cratera Mozamba quase em linha reta. A maioria dos poços e terreno agreste são causados por derretimento e colapso de gelo, ao contrário do que acontece em outros satélites, onde as crateras de impacto dominam a superfície. No entanto, a Voyager fotografou uma cratera de impacto com 500 km de diâmetro, que foi extensivamente modificada por inundações repetidas, derretimento, falhas e colapsos.


Polo Sul de Tritão

Polo Sul iluminado de Tritão.

A região do polo sul de Tritão é coberta por uma capa de azoto e metano gelados, onde possivelmente esse metano evapora lentamente salpicado por crateras de impacto e aberturas de gêiseres. A capa gelada é altamente refletora, porque absorve pouca energia solar. Durante o encontro com a Voyager 2, o polo sul de Tritão estava virado para o Sol, o que acontece desde que Tritão foi descoberto.

Desconhece-se como será o polo norte já que este se encontrava na penumbra quando a Voyager 2 visitou Tritão em 1989. No entanto, pensa-se que, tal como o polo Sul, deverá ter uma calota polar.



Criovulcanismo de Tritão

Vulcões gelados.

Um criovulcão expele de nitrogênio líquido, metano e amônia do interior de Tritão onde ao ser expelido congela instantaneamente na subida de 8 km na fina atmosfera, onde e varrida pelos ventos desta e precipita-se na superfície em forma de neve.

Surpreendentemente, Tritão é geologicamente ativo; a sua superfície é recente e com poucas crateras. Existem vales e cristas num padrão complexo por toda a superfície, provavelmente resultantes dos ciclos do congelamento e aquecimento e dos vulcões. A sonda Voyager 2 observou vulcões gelados (as Plume) que cuspiam verticalmente azoto líquido, pó ou compostos de metano, proveniente de baixo da superfície, em plumas que atingiam 08 km de altura. Provavelmente, esta atividade vulcânica é devida ao aquecimento sazonal causado pelo Sol, e não como o aquecimento por marés dos vulcões registados em Io.

Hili e Mahilani são os criovulcões de tritão observados, ambos com nomes de espíritos da água de mitologias africanas. Tritão é assim com a Terra, Io,Vênus, Encelados e Titã entre outros, parte dos  mundos do sistema solar a possuir atividade vulcânica no momento presente. Com a sua  atividade geológica o maior satélite de Netuno aquece sob sua superfície glacial, lençóis de água líquida.

Vida em Tritão

Tritão poderia possui formas de vida primitiva nos mares de água líquida situados debaixo da superfície.

Tritão é um dos locais mais gélidos do sistema solar, além de ter uma órbita pouco convencional, e retrógrada, o que é comportamento orbital atípico. Em especial, a interação com as outros satélites de Netuno causa aquecimento interno em Tritão. Com a passagem da Voyager 2 em 1989, descobriu-se que tinha atividade vulcânica, mas de um tipo de vulcanismo gelado que consiste no derretimento de gelos de água e azoto e talvez metano e amônia, como já vimos parágrafos acima.

Azoto e metano, são os mesmos compostos que existem em Titã. O azoto é também o composto principal da atmosfera terrestre, e o metano na Terra está normalmente associado à vida, sendo um produto secundário da atividade desta. Mas tal como Titã, Tritão é extremamente frio, se não fosse esse o caso, estes dois componentes da atmosfera seriam sinais de vida como a conhecemos.

Devido à atividade geológica e ao aquecimento interno, ideias tem surgido de que Tritão poderia possui formas de vida primitiva nos mares de água líquida salgada, situados debaixo da superfície, muito semelhante ao que tem sido sugerido para Europa. Tritão e Titã são assim mundos que apesar de fisicamente extremos são capazes de suportar várias formas exóticas de vida desconhecidas na Terra. Outras ideias científicas, afirmam que a vida na Terra é baseada em carbono, mas em Tritão esta poderá ser baseada em compostos de silicatos.

Dados gerais de Tritão.