Miranda (måne)

För andra betydelser, se Miranda.
Miranda
PIA18185 Miranda's Icy Face.jpg
Upptäckt
UpptäckareGerard Kuiper
Upptäcktsdatum16 februari 1948
Beteckningar
AlternativnamnUranus V
Uppkallad efterMiranda
Omloppsbana
Halv storaxel129390 km
Excentricitet0,0013
Siderisk omloppstid1,413479 d
Medelomloppshastighet6,66 km/s (förutsagt)
Medelanomali4,232° (till Uranus ekvator)
Måne tillUranus
Fysikaliska data
Dimensioner480 × 468,4 × 465,8 km
Medelradie235,8 ± 0,7 km (0,03697 R⊕)[1]
Area700000 km2
Volym54835000 km3
Massa(6,59 ± 0,75) × 1019 kg[2] (1,103 × 10−5 M⊕)
Medeldensitet1,2 ± 0,15 g/cm3[2]
Ytgravitation (ekvatorn)0,079 m/s2
Flykthastighet0,193 km/s
RotationsperiodSynkron
Axellutning0°
Albedo0,32
Yttemperatur
Medel: ≈ 60 K
Max: 84 ± 1 K
Absolut magnitud (H)15,8[4]
Hitta fler artiklar om astronomi med

Miranda (även Uranus V) är en av Uranus månar. Miranda är den minsta och innersta av Uranus fem största månar och den har en diameter som är ungefär en sjundedel av vår månes och kretsar på ett avstånd på cirka 129 850 km. Miranda är uppkallad efter dottern till hertigen av Milano, huvudpersonen i William Shakespeares pjäs Stormen.

Upptäckt och utforskning

En av de första bilderna av Miranda tagen av Voyager 2.

Miranda upptäcktes 1948 av den nederländsk-amerikanske astronomen Gerard Kuiper, men redan på 1890-talet började William Henry Pickering (som senare upptäckte Saturnus måne Phoebe) söka efter månen utan att hitta den.[5]

Före Voyager 2:s besök var lite känt om Miranda och eftersom den inte troddes vara planetens största eller mest häpnadsväckande väckte den inget större intresse. Det visade sig dock att Miranda var Uranus mest intressanta satellit.

Bilderna Voyager 2 tog av Miranda var till en början ett mysterium. Alla hade förväntat sig att Uranus satelliter skulle uppvisa mycket få spår av inre aktivitet. Att förklara den bisarra, hittills okända terrängen visade sig vara ganska generande för dem som var tvungna att göra det i direktsänd TV, eftersom de var tvungna att använda ord som alla förstod men som ändå kunde beskriva den.

Voyager 2 passerade nära Miranda samtidigt som ljusnivån var låg, så man blev tvungen att vidta speciella åtgärder för att undvika att bilderna blev suddiga. Detta uppnåddes genom att rotera hela rymdsonden medan kamerans slutare var öppen för att kompensera dess rörelser. Upplösningen hos dessa bilder hör till uppdragets bästa.

Omloppsbana och rotation

Miranda kretsar kring Uranus på 129 390 kilometers avstånd med en omloppstid på 1,413479 dygn. Omloppsbanan har en excentricitet på 0,0013 med en inklination på 4,232° (vilket är den högsta bland Uranus månar) i förhållande till Uranus ekvator. Dess rotation är synkroniserad.

Fysiska egenskaper

Uppkomst

Närbild av Verona Rupes, en 10 km hög klippa. [6]

Det finns två huvudteorier som försöker förklara hur Miranda bildades. Den första teorin debatterades redan sedan Voyager 1 tagit bilder av Saturnus måne Mimas år 1980 och man upptäckte den stora kratern Herschel där. Teorin går ut på att Miranda för flera miljarder år sedan drabbades av en stor kollision som ska ha varit så kraftig att den delade månen i flera delar, varav några bestod mer av is och andra mer av sten. Enligt teorin ska dessa delar ha kollapsat till en enda rörig klump. Relativt ren is skulle framstå som ljusare områden medan de mörka områdena skulle bestå av is och en kolrik blandning som förmörkats genom exponering av högenergisk kosmisk strålning.

Denna teori avvisas dock av den amerikanske planetgeologen Bob Pappalardo vid University of Colorado. Han menar istället att om Miranda skulle bildats i en kollision skulle ytan inte vara så varierande, utan mer som Mimas yta. Pappalardo tror istället att sprickorna i skorpan beror på att material strömmat ut från kärnan. På Miranda är temperaturen −204°C och det uppvällande materialet var troligtvis varm is, möjligen en blandning av is och ammoniak eller metan. Genom att räkna kratrar i de yngsta regionerna har man kommit fram till att den geologiska aktiviteten på Miranda upphörde för ungefär 0,5 miljarder år sedan. [7]

En annan möjlighet är att de gravitationella krafterna med mellan Miranda och månen Umbriel har orsakat den varierande ytan. [8]

Yta

Miranda består huvudsakligen av is, silikater och organiskt material, huvudsakligen metanföreningar. Mirandas genomsnittliga densitet är ungefär 1,2 g/cm³, det vill säga inte särskilt mycket mer än för vatten. Mirandas yta är uppdelad i regioner av störd terräng och korsas av jättelika kanjoner, vilket indikerar att Miranda var aktiv i dess barndom.

Se även

Källor

  1. ^ Thomas, P. C. (1988-03-01). ”Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates” (på engelska). Icarus 73 (3): sid. 427–441. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1. ISSN 0019-1035. https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0019103588900541. Läst 9 september 2022. 
  2. ^ [a b] Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. (1992-06-01). ”The Masses of Uranus and its Major Satellites From Voyager Tracking Data and Earth-Based Uranian Satellite Data”. The Astronomical Journal 103: sid. 2068. doi:10.1086/116211. ISSN 0004-6256. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103.2068J. Läst 9 september 2022. 
  3. ^ Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F. M.; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J. (1986-07-04). ”Infrared Observations of the Uranian System” (på engelska). Science 233 (4759): sid. 70–74. doi:10.1126/science.233.4759.70. ISSN 0036-8075. https://www.science.org/doi/10.1126/science.233.4759.70. Läst 9 september 2022. 
  4. ^ ”Planetary Satellite Physical Parameters”. JPL (Solar System Dynamics). 3 april 2009. https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par. Läst 10 augusti 2009. 
  5. ^ Patrick Moore (2003). Atlas of the universe. Spanien: Philip's. ISBN 978-0-540-08242-1 
  6. ^ Natural world: the solar system: highest cliffs
  7. ^ Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists Andrew Chaikin, 07:00 am ET 16 October 2001
  8. ^ ”Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities”. Arkiverad från originalet den 22 april 2009. https://web.archive.org/web/20090422200323/http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-473182X-22Y&_coverDate=06%2F30%2F1990&_alid=431841654&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_qd=1&_cdi=6821&_sort=d&view=c&_acct=C000052082&_version=1&_urlVersion=0&_userid=1234512&md5=d7959dcca75860d54783b9dda43cacba. Läst 2 september 2006. 

Externa länkar

Uranus månar
Moons of Uranus.jpg

Cordelia · Ophelia · Bianca · Cressida · Desdemona · Juliet · Portia · Rosalind · Cupid · Belinda · Perdita · Puck · Mab · Miranda · Ariel · Umbriel · Titania · Oberon · Francisco · Caliban · Sycorax · Prospero · Setebos · Stephano · Trinculo · Margaret · Ferdinand
Uranus

Media som används på denna webbplats

PIA18185 Miranda's Icy Face.jpg
Uranus' icy moon Miranda is seen in this image from Voyager 2 on January 24, 1986. The Voyager project is managed for NASA by the Jet Propulsion Laboratory.
Miranda scarp.jpg
This high-resolution image of Miranda was acquired by Voyager 2 on Jan. 24, 1986, when the spacecraft was 36,250 kilometers (22,500 miles) from the Uranian moon. In this clear-filter, narrow-angle image, Miranda displays a dramatically varied surface. Well shown at this resolution of 660 meters (2,160 feet) are numerous ridges and valleys -- a topography that was probably produced by compressional tectonics. Cutting across the ridges and valleys are many faults. The largest fault scarp, or cliff, is seen below and right of center; it shows grooves probably made by the contact of the fault blocks as they rubbed against each other (leaving what are known as slickensides). Movement of the down-dropped block is shown by the offset of the ridges. The fault may be 5 km (3 mi) high, or higher than the walls of the Grand Canyon on Earth.