Titania (satélite) para niños
Datos para niños Titania |
||
|---|---|---|
_color.jpg) Fotografía de Titania hecha por la sonda Voyager 2 durante el sobrevuelo del 24 de enero de 1986 a medio millón de kilómetros.
|
||
| Descubrimiento | ||
| Descubridor | William Herschel | |
| Fecha | 11 de enero de 1787 | |
| Designaciones | Urano III | |
| Categoría | Satélite natural | |
| Orbita a | Urano | |
| Elementos orbitales | ||
| Longitud del nodo ascendente | 99,771° | |
| Inclinación | 0,079° | |
| Argumento del periastro | 284,4° | |
| Semieje mayor | 436 300 km | |
| Excentricidad | 0,0011 | |
| Anomalía media | 24,614° | |
| Elementos orbitales derivados | ||
| Época | 1 de enero de 1980 TT | |
| Período orbital sideral | 8,706 días | |
| Satélite de | Urano | |
| Características físicas | ||
| Masa | 3,527x1021 kg | |
| Volumen | 2 065 000 000 km³ | |
| Densidad | 1,711 g/cm³ | |
| Área de superficie | 7 820 000 km² | |
| Radio | 788,4 kilómetros | |
| Diámetro | 1576,8 km | |
| Gravedad | 0,38 m/s² | |
| Velocidad de escape | 0,773 km/s | |
| Periodo de rotación | 8,706 días | |
| Albedo | 0,35 | |
| Características atmosféricas | ||
| Presión | 10-20 nbar | |
| Temperatura | 70 K | |
| Composición | CO2 | |
| Cuerpo celeste | ||
| Anterior | Umbriel | |
| Siguiente | Oberón | |
 |
||
Titania, también conocida como Urano III, es la luna más grande del planeta Urano. Es la octava luna más grande de todo el sistema solar. Fue descubierta por William Herschel el 11 de enero de 1787. Su nombre viene de Titania, la reina de las Hadas en la obra de William Shakespeare El sueño de una noche de verano.
Titania está hecha de una mezcla de hielo y roca. Probablemente tiene un núcleo rocoso y una capa exterior de hielo. Es posible que haya una capa de agua líquida entre el núcleo y el hielo. La superficie de Titania es oscura y un poco rojiza. Está cubierta de muchos cráteres, algunos de hasta 326 kilómetros de ancho. Sin embargo, tiene menos cráteres que Oberón, otra luna de Urano. Esto sugiere que Titania ha tenido cambios en su superficie que borraron cráteres antiguos.
La superficie de Titania también tiene grandes cañones y escarpes. Estos se formaron cuando la luna se expandió al principio de su historia. Como todas las lunas de Urano, Titania se formó a partir de un disco de material que rodeaba a Urano cuando el planeta se estaba formando.
Estudios con espectroscopios han encontrado hielo de agua y dióxido de carbono en la superficie de Titania. Esto podría significar que tiene una atmósfera muy delgada de dióxido de carbono. La sonda espacial Voyager 2 fue la única nave que ha visitado Urano y sus lunas en enero de 1986. Tomó muchas fotos de Titania, cubriendo el 40% de su superficie.
Contenido
¿Quién Descubrió Titania y Cómo Obtuvo su Nombre?
Titania fue descubierta por William Herschel el 11 de enero de 1787. Ese mismo día, también descubrió Oberón, la segunda luna más grande de Urano. Herschel pensó que había encontrado cuatro lunas más, pero luego se vio que no era así. Durante casi 50 años, solo Herschel pudo ver Titania y Oberón. Hoy en día, puedes ver Titania desde la Tierra con un telescopio de aficionado de tamaño mediano.
Todas las lunas de Urano llevan nombres de personajes de obras de William Shakespeare o Alexander Pope. El nombre de Titania viene de la reina de las Hadas en la obra El sueño de una noche de verano. Los nombres fueron sugeridos por John Herschel, el hijo del descubridor, en 1852. Esto fue a petición de William Lassell, quien había descubierto otras dos lunas de Urano, Ariel y Umbriel, un año antes.
Al principio, Titania fue llamada "el primer satélite de Urano". Luego, Lassell numeró las cuatro lunas conocidas según su distancia al planeta. Así, Titania se convirtió en Urano III.
¿Cómo es la Órbita de Titania Alrededor de Urano?
Titania gira alrededor de Urano a una distancia de unos 436 000 kilómetros. Es la segunda luna más lejana de las cinco lunas principales de Urano. Su órbita es casi circular y está muy cerca del ecuador de Urano.
Titania tarda unos 8,7 días en dar una vuelta completa a Urano. También tarda 8,7 días en girar sobre sí misma. Esto significa que siempre muestra la misma cara a Urano, igual que nuestra Luna siempre muestra la misma cara a la Tierra. Este efecto se llama acoplamiento de marea.
La órbita de Titania está dentro de la magnetosfera de Urano. La magnetosfera es como una burbuja magnética alrededor del planeta. El plasma (gas cargado) de la magnetosfera golpea el lado de Titania que va "hacia atrás" en su órbita. Este bombardeo hace que ese lado de la luna se vea más oscuro.
Urano está "tumbado" en el espacio, con su eje de rotación muy inclinado. Esto hace que sus lunas tengan estaciones muy extremas. Cada hemisferio (norte y sur) pasa 42 años en completa oscuridad y luego 42 años con luz solar continua.
¿De Qué Está Hecha Titania?
Titania es la luna más grande de Urano. Su densidad es de 1710 kilogramos por metro cúbico. Esto es más denso que las lunas de Saturno. Esto nos dice que Titania está hecha de partes casi iguales de hielo de agua y de un material más denso, como rocas y compuestos orgánicos.
Las observaciones han confirmado la presencia de hielo de agua en su superficie. Las zonas con hielo de agua son más fuertes en el lado de Titania que va "hacia adelante" en su órbita. Esto es lo contrario de lo que se ve en Oberón. La razón de esta diferencia no está clara. Podría estar relacionada con las partículas cargadas de la magnetosfera de Urano. Estas partículas pueden romper el agua y los compuestos orgánicos, dejando un material oscuro rico en carbono.
Además del agua, el único compuesto encontrado en la superficie de Titania es el dióxido de carbono. Se encuentra principalmente en el lado que va "hacia atrás". El origen del dióxido de carbono no se sabe con certeza. Podría haberse formado por la radiación solar o por las partículas de la magnetosfera. También podría haber salido del interior de la luna.
El interior de Titania podría tener un núcleo rocoso rodeado por una capa de hielo. Si es así, el núcleo tendría unos 520 kilómetros de radio. La presión en el centro de Titania es muy alta. Si el manto de hielo contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante, Titania podría tener un océano de agua líquida entre el núcleo y el manto. Este océano podría tener hasta 50 kilómetros de grosor.
¿Qué Características Tiene la Superficie de Titania?
_labeled.jpg)
Titania tiene un brillo intermedio. Es más oscura que Ariel y Miranda, pero más brillante que Oberón y Umbriel. Su superficie es de un color ligeramente rojizo. Las zonas más recientes, como los depósitos de impactos, son más azuladas. Las llanuras lisas cerca del cráter Úrsula son más rojizas.
El color rojizo de la superficie se debe probablemente a la "erosión espacial". Esto es el bombardeo constante de partículas cargadas y pequeños meteoritos a lo largo de miles de millones de años.
Cráteres y Cañones: Las Marcas de Titania
Los científicos han identificado dos tipos principales de características en Titania: cráteres y cañones (también llamados chasmata) y escarpes (llamados rupes). La superficie de Titania tiene menos cráteres que Oberón y Umbriel. Esto significa que su superficie es más joven. Los cráteres varían en tamaño, desde unos pocos kilómetros hasta 326 kilómetros, como el cráter Gertrude. Algunos cráteres, como Úrsula y Jessica, tienen "rayos" de material brillante alrededor, que es hielo más reciente.
La superficie de Titania está marcada por un sistema de grandes fallas y escarpes. En algunos lugares, estas fallas paralelas forman fosas tectónicas. El cañón más grande de Titania es el Messina Chasma, que tiene unos 1500 kilómetros de largo. Las fosas tectónicas tienen entre 20 y 50 kilómetros de ancho y de 2 a 5 kilómetros de profundidad.
Las zonas lisas cerca de algunos escarpes y del cráter Úrsula se formaron más tarde en la historia de Titania. Esto ocurrió después de que se formaran la mayoría de los cráteres. Estos cambios en la superficie pudieron ser causados por procesos internos, como erupciones de material líquido (criovulcanismo), o por el material expulsado de un gran impacto cercano. Las fosas tectónicas son probablemente las características más jóvenes de Titania, ya que cortan cráteres y llanuras.
La geología de Titania ha sido moldeada por dos fuerzas: los impactos de meteoritos y los procesos internos. Los impactos han ocurrido durante toda la vida de la luna. Los procesos internos fueron activos solo por un tiempo después de su formación. Estos procesos internos borraron muchos de los cráteres antiguos, lo que explica por qué Titania tiene menos cráteres hoy. Los procesos internos más recientes fueron principalmente tectónicos, causando la formación de los cañones. Estos cañones son grandes grietas en la capa de hielo de la superficie, causadas por la expansión de Titania en aproximadamente un 0,7%.
Aquí tienes una lista de algunas de las características geológicas importantes de Titania:
| Tipo | Característica | Longitud, diámetro (km) |
Coordenadas |
|---|---|---|---|
| Chasma | Belmont Chasma | 238 | 8.5ºS, 32.6ºE |
| Messina Chasma | 1492 | 33.3ºS, 335ºE | |
| Rupes | Rousillon Rupes | 402 | 14.7ºS, 23.5ºE |
| Cráter | Adriana | 50 | 20.1ºS, 3.9ºE |
| Bona | 51 | 55.8ºS, 351.2ºE | |
| Calpurnia | 100 | 42.4ºS, 291.4ºE | |
| Leonor | 74 | 44.8ºS, 333.6ºE | |
| Gertrude | 326 | 15.8ºS, 287.1ºE | |
| Imogen | 28 | 23.8ºS, 321.2ºE | |
| Iras | 33 | 19.2ºS, 338.8ºE | |
| Jessica | 64 | 55.3ºS, 285.9ºE | |
| Catalina | 75 | 51.2ºS, 331.9ºE | |
| Lucetta | 58 | 14.7ºS, 277.1ºE | |
| Marina | 40 | 15.5ºS, 316ºE | |
| Mopsa | 101 | 11.9ºS, 302.2ºE | |
| Frinia | 35 | 24.3ºS, 309.2ºE | |
| Úrsula | 135 | 12.4ºS, 45.2ºE | |
| Valeria | 59 | 34.5ºS, 4.2ºE |
¿Tiene Titania Atmósfera?
La presencia de dióxido de carbono en la superficie sugiere que Titania podría tener una atmósfera muy delgada de CO2. Sería similar a la de Calisto, una luna de Júpiter. Es poco probable que tenga otros gases como nitrógeno o metano, porque la gravedad de Titania es demasiado débil para retenerlos.
En septiembre de 2001, Titania pasó por delante de una estrella brillante. Esto dio una oportunidad para buscar una posible atmósfera. Los datos mostraron que si existe una atmósfera, su presión sería muy baja. Esto significa que es mucho más delgada que las atmósferas de Tritón o Plutón.
Debido a la inclinación de Urano, los polos de sus lunas reciben más energía solar que las regiones cercanas al ecuador. El dióxido de carbono puede acumularse en las zonas más frías de Titania en forma de hielo. Durante el verano, el dióxido de carbono se convierte en gas y se mueve hacia el polo opuesto y las regiones ecuatoriales. Se cree que Titania ha perdido una gran parte de su dióxido de carbono original desde que se formó hace 4600 millones de años.
¿Cómo se Formó Titania?
Se cree que Titania se formó a partir de un disco de gas y polvo que rodeaba a Urano. Este disco existió poco después de que Urano se formara. Otra idea es que se formó después de un impacto gigante en Urano, que también pudo haber causado la gran inclinación de su eje.
La composición de esta nube de material no se conoce del todo. Sin embargo, la alta densidad de Titania y otras lunas de Urano, comparada con las lunas de Saturno, sugiere que la nube tenía poca agua. Podría haber tenido más monóxido de carbono y nitrógeno. Las lunas formadas en esta nube tendrían menos hielo de agua y más roca, lo que explica su mayor densidad.
La formación de Titania probablemente duró miles de años. Los impactos durante su formación calentaron la capa exterior de la luna. Después de que se formó, la superficie se congeló, pero el interior siguió caliente debido a la desintegración de elementos radiactivos en las rocas. Esto causó tensiones en la corteza de la luna, lo que llevó a la formación de los grandes cañones que vemos hoy. Este proceso pudo haber durado unos 200 millones de años.
El calor inicial y la desintegración de elementos radiactivos pudieron haber derretido el hielo si había anticongelantes como el amoníaco. Esto pudo haber separado el hielo de la roca, formando un núcleo rocoso y un manto de hielo. Una capa de agua líquida rica en amoníaco pudo haberse formado entre el núcleo y el manto. Si la temperatura bajó mucho, este océano interior se habría congelado. La congelación del agua causó la expansión del interior, lo que a su vez produjo los cañones en la superficie.
¿Cómo Hemos Estudiado Titania?
Las únicas imágenes cercanas que tenemos de Titania provienen de la sonda espacial Voyager 2. Esta sonda sobrevoló Urano en enero de 1986. La distancia más cercana entre la sonda y Titania fue de 365 200 kilómetros. Las mejores imágenes muestran detalles de hasta 3,4 kilómetros.
Las imágenes cubren aproximadamente el 40% de la superficie de Titania. Sin embargo, solo el 24% de esas imágenes son de buena calidad. Cuando la Voyager 2 pasó, el hemisferio sur de Titania estaba iluminado por el Sol, mientras que el hemisferio norte estaba en la oscuridad y no pudo ser estudiado. Desde entonces, ninguna otra sonda se ha acercado a Urano, y no hay misiones planeadas para un futuro cercano.
Galería de imágenes
Véase también
En inglés: Titania (moon) Facts for Kids
