Miranda , también denominado Urano V , es el más pequeño y el más interior de los cinco satélites redondos de Urano . Fue descubierto por Gerard Kuiper el 16 de febrero de 1948 en el Observatorio McDonald de Texas , y recibió el nombre de Miranda, de la obra de William Shakespeare La tempestad . [9] Al igual que las otras grandes lunas de Urano , Miranda orbita cerca del plano ecuatorial de su planeta. Debido a que Urano orbita alrededor del Sol de lado, la órbita de Miranda es casi perpendicular a la eclíptica y comparte el ciclo estacional extremo de Urano.
Con tan solo 470 km (290 mi) de diámetro, Miranda es uno de los objetos más pequeños observados de cerca en el Sistema Solar que podría estar en equilibrio hidrostático (esférico bajo su propia gravedad), y su área de superficie total es aproximadamente igual a la del estado de Texas en los EE. UU. Las únicas imágenes de cerca de Miranda son de la sonda Voyager 2 , que realizó observaciones de Miranda durante su sobrevuelo de Urano en enero de 1986. Durante el sobrevuelo, el hemisferio sur de Miranda apuntaba hacia el Sol , por lo que solo se estudió esa parte.
Miranda probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta poco después de su formación y, al igual que otras lunas grandes, es probable que esté diferenciada , con un núcleo interno de roca rodeado por un manto de hielo. Miranda tiene una de las topografías más extremas y variadas de cualquier objeto del Sistema Solar, incluyendo Verona Rupes , un escarpe de aproximadamente 20 kilómetros de altura que puede ser el acantilado más alto del Sistema Solar, [10] [11] y características tectónicas en forma de chevron llamadas coronas . El origen y la evolución de esta geología variada, la mayor de cualquier satélite de Urano, aún no se comprenden por completo, y existen múltiples hipótesis con respecto a la evolución de Miranda.
Miranda fue descubierta el 16 de febrero de 1948 por el astrónomo planetario Gerard Kuiper utilizando el telescopio Otto Struve de 82 pulgadas (2080 mm) del Observatorio McDonald . [9] [12] Su movimiento alrededor de Urano fue confirmado el 1 de marzo de 1948. [9] Fue el primer satélite de Urano descubierto en casi 100 años. Kuiper eligió nombrar al objeto "Miranda" en honor al personaje de La tempestad de Shakespeare , porque las cuatro lunas de Urano descubiertas anteriormente, Ariel , Umbriel , Titania y Oberón , habían sido nombradas en honor a personajes de Shakespeare o Alexander Pope . Sin embargo, las lunas anteriores habían sido nombradas específicamente en honor a hadas, [13] mientras que Miranda era un ser humano. Los satélites de Urano descubiertos posteriormente recibieron nombres de personajes de Shakespeare y Pope, fueran hadas o no. La luna también se designa Urano V.
De los cinco satélites redondos de Urano, Miranda orbita más cerca de él, a aproximadamente 129 000 km de la superficie; aproximadamente una cuarta parte más lejos que su anillo más distante . Es la luna redonda que tiene la órbita más pequeña alrededor de un planeta principal. Su período orbital es de 34 horas y, como el de la Luna , es sincrónico con su período de rotación , lo que significa que siempre muestra la misma cara a Urano, una condición conocida como bloqueo de marea . La inclinación orbital de Miranda (4,34°) es inusualmente alta para un cuerpo tan cerca de su planeta: aproximadamente diez veces la de los otros satélites uranianos principales y 73 veces la de Oberón. [14] La razón de esto aún es incierta; No existen resonancias de movimiento medio entre las lunas que puedan explicarlo, lo que lleva a la hipótesis de que las lunas ocasionalmente pasan por resonancias secundarias, lo que en algún momento del pasado llevó a Miranda a quedar atrapada por un tiempo en una resonancia 3:1 con Umbriel, antes de que el comportamiento caótico inducido por las resonancias secundarias la sacara de ella nuevamente. [15] En el sistema de Urano, debido al menor grado de achatamiento del planeta y al mayor tamaño relativo de sus satélites, escapar de una resonancia de movimiento medio es mucho más fácil que para los satélites de Júpiter o Saturno . [16] [17]
La magnitud aparente de Miranda es +16,6, lo que la hace invisible para muchos telescopios aficionados. [8] Prácticamente toda la información conocida sobre su geología y geografía se obtuvo durante el sobrevuelo de Urano realizado por la Voyager 2 el 25 de enero de 1986, [18] El acercamiento más cercano de la Voyager 2 a Miranda fue de 29 000 km (18 000 mi), significativamente menor que las distancias a todas las demás lunas de Urano. [19] De todos los satélites de Urano, Miranda tenía la superficie más visible. [20] El equipo de descubrimiento esperaba que Miranda se pareciera a Mimas, y se encontraron perdidos para explicar la geografía única de la luna en la ventana de 24 horas antes de publicar las imágenes a la prensa. [21] En 2017, como parte de su Encuesta Decenal de Ciencia Planetaria , la NASA evaluó la posibilidad de que un orbitador regresara a Urano en algún momento de la década de 2020. [22] Urano fue el destino preferido sobre Neptuno debido a las alineaciones planetarias favorables que significaron tiempos de vuelo más cortos. [23]
Con 1,15 g/cm 3 , Miranda es el menos denso de los satélites redondos de Urano. Esa densidad sugiere una composición de más del 60% de hielo de agua. [24] La superficie de Miranda puede estar compuesta principalmente de hielo de agua, aunque es mucho más rocosa que sus satélites correspondientes en el sistema de Saturno, lo que indica que el calor de la desintegración radiactiva puede haber llevado a la diferenciación interna , permitiendo que la roca de silicato y los compuestos orgánicos se asentaran en su interior. [18] [25] Miranda es demasiado pequeño para que se haya retenido calor interno a lo largo de la edad del Sistema Solar. [26] Miranda es el menos esférico de los satélites de Urano, con un diámetro ecuatorial un 3% más ancho que su diámetro polar. Hasta ahora solo se ha detectado agua en la superficie de Miranda, aunque se ha especulado que también pueden existir metano, amoníaco, monóxido de carbono o nitrógeno en concentraciones del 3%. [25] [20] Estas propiedades en masa son similares a las de la luna Mimas de Saturno , aunque Mimas es más pequeña, menos densa y más achatada. [20]
No se ha establecido con certeza cómo un cuerpo tan pequeño como Miranda pudo tener suficiente energía interna para producir la miríada de características geológicas que se ven en su superficie, [26] aunque la hipótesis actualmente favorecida es que fue impulsado por el calentamiento de las mareas durante un tiempo pasado cuando estaba en resonancia orbital 3:1 con Umbriel. [27] La resonancia habría aumentado la excentricidad orbital de Miranda a 0,1 y generado fricción de marea debido a las fuerzas de marea variables de Urano. [28] A medida que Miranda se acercaba a Urano, la fuerza de marea aumentaba; a medida que se retiraba, la fuerza de marea disminuía, causando una flexión que habría calentado el interior de Miranda en 20 K, lo suficiente para desencadenar la fusión. [16] [17] [28] El período de flexión de marea podría haber durado hasta 100 millones de años. [28] Además, si existió clatrato dentro de Miranda, como se ha planteado para los satélites de Urano, podría haber actuado como aislante, ya que tiene una conductividad menor que el agua, aumentando aún más la temperatura de Miranda. [28] Miranda también podría haber estado alguna vez en una resonancia orbital 5:3 con Ariel, lo que también habría contribuido a su calentamiento interno. Sin embargo, el calentamiento máximo atribuible a la resonancia con Umbriel probablemente fue aproximadamente tres veces mayor. [27]
Miranda tiene una superficie única. [29] [30] Entre las estructuras geológicas que la cubren se encuentran fracturas, fallas, valles, cráteres, crestas, gargantas, depresiones, acantilados y terrazas. [31] [32] Esta luna es un mosaico de zonas muy variadas. Algunas áreas son más antiguas y oscuras. Como tal, presentan numerosos cráteres de impacto, como se espera de un pequeño cuerpo inerte. [29] Otras regiones están formadas por franjas rectangulares u ovoides. Presentan conjuntos complejos de crestas paralelas y rupes (escarpes de falla), así como numerosos afloramientos de materiales brillantes y oscuros, lo que sugiere una composición exótica. [33] Lo más probable es que esta luna esté compuesta solo de hielo de agua en la superficie, así como rocas de silicato y otros compuestos orgánicos más o menos enterrados. [33]
Las regiones identificadas en las imágenes tomadas por la sonda Voyager 2 se denominan «Mantua Regio», «Ephesus Regio», «Sicilia Regio» y «Dunsinane Regio». [34] Designan regiones importantes de Miranda donde se suceden terrenos montañosos y llanuras, más o menos dominadas por antiguos cráteres de impacto. [35] Las fallas normales también marcan estas antiguas regiones. Algunos escarpes son tan antiguos como la formación de las regiones, mientras que otros son mucho más recientes y parecen haberse formado después de las coronas. [36] Estas fallas están acompañadas de fosas tectónicas características de la antigua actividad tectónica. [35] La superficie de estas regiones es bastante uniformemente oscura. Sin embargo, los acantilados que bordean ciertos cráteres de impacto revelan, en profundidad, la presencia de material mucho más luminoso. [35]
Miranda es uno de los raros objetos del Sistema Solar que tienen coronas (también llamadas coronas). Las tres coronas conocidas observadas en Miranda se denominan Corona de Inverness cerca del polo sur, Corona de Arden en el ápice del movimiento orbital de la luna y Corona de Elsinore en el antapex. [34] Los mayores contrastes de albedo en la superficie de Miranda se producen en las coronas de Inverness y Arden. [37]
La Corona de Inverness es una región trapezoidal de aproximadamente 200 km (120 mi) en un lado que se encuentra cerca del polo sur. Esta región se caracteriza por una estructura geológica central que toma la forma de un cheurón luminoso, [38] una superficie con un albedo relativamente alto y una serie de gargantas que se extienden hacia el norte desde un punto cerca del polo. [39] A una latitud de alrededor de −55°, las gargantas orientadas de norte a sur tienden a intersecarse con otras, que siguen una dirección de este a oeste. [39] El límite exterior de Inverness, así como sus patrones internos de crestas y bandas de albedos contrastantes , forman numerosos ángulos salientes. [37] Está delimitada por tres lados (sur, este y norte) por un complejo sistema de fallas. La naturaleza de la costa oeste es menos clara, pero también puede ser tectónica. Dentro de la corona, la superficie está dominada por gargantas paralelas espaciadas a unos pocos kilómetros de distancia. [40] El bajo número de cráteres de impacto indica que Inverness es la más joven entre las tres coronas observadas en la superficie de Miranda. [41]
La corona Arden, presente en el hemisferio frontal de Miranda, se extiende aproximadamente 300 km (190 mi) de este a oeste. La otra dimensión, sin embargo, sigue siendo desconocida porque el terreno se extendía más allá del terminador (en el hemisferio sumergido en la noche) cuando la Voyager 2 lo fotografió. El margen exterior de esta corona forma bandas paralelas y oscuras que rodean en suaves curvas un núcleo más claramente rectangular de al menos 100 km (62 mi) de ancho. El efecto general se ha descrito como un ovoide de líneas. [37] El interior y el cinturón de Arden muestran morfologías muy diferentes. La topografía interior parece regular y suave. También se caracteriza por un patrón moteado resultante de grandes parches de material relativamente brillante esparcidos sobre una superficie generalmente oscura. La relación estratigráfica entre las marcas claras y oscuras no se pudo determinar a partir de las imágenes proporcionadas por la Voyager 2 . El área en el margen de Arden se caracteriza por bandas de albedo concéntricas que se extienden desde el extremo occidental de la corona donde se cruzan con el terreno crateriforme (cerca de los 40° de longitud) y en el lado este, donde se extienden más allá de la, en el hemisferio norte (cerca de los 110° de longitud). [42] Las bandas de albedo contrastantes están compuestas por caras de escarpas de fallas externas. [42] Esta sucesión de escarpes empuja gradualmente la tierra hacia una profunda depresión a lo largo del límite entre Arden y el terreno crateriforme llamado Mantua Regio. [42] Arden se formó durante un episodio geológico que precedió a la formación de Inverness pero que es contemporáneo con la formación de Elsinore. [41]
La corona de Elsinore es la tercera corona que se observó en el hemisferio posterior de Miranda, a lo largo del terminador . Es muy similar a la de Arden en tamaño y estructura interna. Ambas tienen un cinturón exterior de unos 100 km (62 mi) de ancho, que envuelve un núcleo interior. [37] La topografía del núcleo de Elsinore consiste en un conjunto complejo de intersecciones de depresiones y protuberancias que están truncadas por este cinturón exterior que está marcado por crestas lineales aproximadamente concéntricas. Las depresiones también incluyen pequeños segmentos de terreno ondulado y lleno de cráteres. [37] Elsinore también presenta segmentos de surcos, llamados " surcos ", [34] comparables a los observados en Ganímedes . [37]
Miranda también presenta enormes escarpaduras que pueden rastrearse a lo largo de la luna. Algunas de ellas son más antiguas que la corona, otras más jóvenes. El sistema de fallas más espectacular comienza en un profundo valle visible en el terminador.
Esta red de fallas comienza en el lado noroeste de Inverness, donde forma una profunda garganta en el borde exterior del ovoide que rodea la corona. [37] Esta formación geológica se llama " Argier Rupes ". [34]
La falla más impresionante se extiende entonces hasta el terminador, extendiéndose desde la parte superior del "chevron" central de Inverness. [37] Cerca del terminador, un gigantesco acantilado luminoso, llamado Verona Rupes , [34] forma fosas tectónicas complejas . La falla tiene aproximadamente 20 km (12 mi) de ancho, la fosa tectónica en el borde brillante tiene de 10 a 15 km (9,3 mi) de profundidad. [37] La altura del acantilado escarpado es de 5 a 10 km (6,2 mi). [37] Aunque no pudo ser observado por la sonda Voyager 2 en la cara inmersa en la noche polar de Miranda, es probable que esta estructura geológica se extienda más allá del terminador en el hemisferio norte. [41]
Durante el paso cercano de la Voyager 2 en enero de 1986, sólo se pudieron observar los cráteres del hemisferio sur de Miranda. En general, tenían diámetros superiores a los 500 m (1.600 pies), lo que representa el límite de resolución de las imágenes digitales transmitidas por la sonda durante su vuelo. [41] Estos cráteres tienen morfologías muy variadas. Algunos tienen bordes bien definidos y a veces están rodeados por depósitos de eyección característicos de los cráteres de impacto . Otros están muy degradados y a veces apenas son reconocibles, ya que su topografía ha sido alterada. [44] La edad de un cráter no da una indicación de la fecha de formación del terreno que marca. Por otro lado, esta fecha depende del número de cráteres presentes en un sitio, independientemente de su edad. [45] Cuantos más cráteres de impacto tenga un terreno, más antiguo es. Los científicos los utilizan como "cronómetros planetarios"; Se cuentan los cráteres observados hasta la fecha como la formación del terreno de satélites naturales inertes desprovistos de atmósferas, como Calisto . [46]
En Miranda no se ha observado ningún cráter de anillos múltiples ni ningún cráter complejo con un pico central. [44] Los cráteres simples, es decir, cuya cavidad tiene forma de cuenco, y los cráteres de transición (con un fondo plano) son la norma, con un diámetro que no se correlaciona con su forma. [44] Así, se observan cráteres simples de más de 15 km (9,3 mi) mientras que en otros lugares se han identificado cráteres de transición de 2,5 km (1,6 mi). [44] Los depósitos de eyección son raros y nunca se asocian con cráteres de más de 15 km (9,3 mi) de diámetro. [44] La eyección que a veces rodea a cráteres con un diámetro inferior a 3 km (1,9 mi) aparece sistemáticamente más brillante que el material que los rodea. Por otra parte, los eyectados asociados a cráteres de tamaño entre 3 km (1,9 mi) y 15 km (9,3 mi) son generalmente más oscuros que lo que los rodea (el albedo de los eyectados es menor que el de la materia que los rodea). [44] Finalmente, algunos depósitos de eyectados, asociados a diámetros de todos los tamaños, tienen un albedo comparable al del material sobre el que descansan. [44]
En algunas regiones, y en particular en las de la parte visible del hemisferio antiuraniano (que continuamente da la espalda al planeta), los cráteres son muy frecuentes. A veces están pegados unos a otros con muy poco espacio entre ellos. [44] En otros lugares, los cráteres son menos frecuentes y están separados por grandes superficies débilmente onduladas. [44] El borde de muchos cráteres está rodeado de material luminoso mientras que se observan vetas de material oscuro en las paredes que rodean el fondo de los cráteres. [44] En Matuna Regio, entre los cráteres Truncilo y Fransesco, hay una gigantesca estructura geológica circular de 170 km (110 mi) de diámetro que podría ser un impacto de cuenca muy significativamente degradado. [44] Estos hallazgos sugieren que estas regiones contienen un material brillante a poca profundidad, mientras que una capa de material oscuro (o un material que se oscurece al contacto con el ambiente externo) está presente, a mayor profundidad. [42]
Los cráteres son estadísticamente hasta diez veces menos numerosos en las coronas que en las regiones antiuranianas, lo que indica que estas formaciones son más jóvenes. [47]
La densidad de cráteres de impacto se ha podido establecer para diferentes zonas de Inverness, y ha permitido establecer la edad de cada uno de ellos. [48] Considerando estas mediciones, toda la formación geológica se formó en una unidad relativa de tiempo. [49] Sin embargo, otras observaciones permiten establecer que la zona más joven, dentro de esta corona, es la que separa el "chevron", de Argier Rupes. [49]
La densidad de cráteres de impacto en el núcleo y en el cinturón de Arden es estadísticamente similar. [48] Por lo tanto, las dos partes distintas de esta formación deben haber sido parte de un episodio geológico común. [48] Sin embargo, la superposición de cráteres en las bandas del núcleo central de Arden indica que su formación precedió a la de los escarpes que lo rodean. [48] Los datos de los cráteres de impacto pueden interpretarse de la siguiente manera: las zonas interiores y marginales de la corona, incluida la mayoría de las bandas de albedo, se formaron durante el mismo período de tiempo. [48] Su formación fue seguida por desarrollos tectónicos posteriores que produjeron los escarpes de falla de alto relieve observados a lo largo del borde de la corona cerca de la longitud 110°. [48]
La densidad de cráteres de impacto parece ser la misma en la estructura que rodea Elsinore que en su núcleo central. [50] Las dos zonas de la corona parecen haberse formado durante el mismo período geológico, pero otros elementos geológicos sugieren que el perímetro de Elsinore es más joven que su núcleo. [50]
El número de cráteres debería ser mayor en el hemisferio situado en el vértice del movimiento orbital que en el antapex. [51] Sin embargo, es el hemisferio antiuraniano el que presenta mayor densidad de cráteres. [52] Esta situación podría explicarse por un acontecimiento pasado que habría provocado una reorientación del eje de rotación de Miranda de 90° respecto de lo que se conoce actualmente. [52] En este caso, el hemisferio paleoápice de la luna se habría convertido en el hemisferio antiuraniano actual. [52] Sin embargo, al limitarse el recuento de cráteres de impacto únicamente al hemisferio sur, iluminado durante el paso de la sonda Voyager 2, es posible que Miranda haya experimentado una reorientación más compleja y que su paleoápice se encuentre en algún lugar del hemisferio norte, que aún no ha sido fotografiado. [52]
Se han propuesto varios escenarios para explicar su formación y evolución geológica. [41] [29] Uno de ellos postula que resultaría de la acreción de un disco de gas y polvo llamado "subnebulosa". [53] Esta subnebulosa existió alrededor de Urano durante algún tiempo después de su formación, o se creó a raíz de un impacto cósmico que habría dado su gran oblicuidad con respecto al eje de rotación de Urano. [53] Sin embargo, esta luna relativamente pequeña tiene áreas que son sorprendentemente jóvenes en comparación con la escala de tiempo geológico . [54] Parece que las formaciones geológicas más recientes solo datan de unos pocos cientos de millones de años. [55] Sin embargo, los modelos térmicos aplicables a lunas del tamaño de Miranda predicen un enfriamiento rápido y la ausencia de evolución geológica después de su acreción desde la subnebulosa. [56] La actividad geológica durante un período tan largo no puede justificarse ni por el calor resultante de la acreción inicial, ni por el calor generado por la fisión de materiales radiactivos involucrados en la formación. [56]
Miranda posee la superficie más joven entre las de los satélites del sistema uraniano, lo que indica que su geografía ha sufrido las evoluciones más importantes. [41] Esta geografía se explicaría por una compleja historia geológica que incluye una combinación aún desconocida de diferentes fenómenos astronómicos. [29] Entre estos fenómenos estarían las fuerzas de marea , mecanismos de resonancias orbitales , procesos de diferenciación parcial , o incluso movimientos de convección . [29]
El mosaico geológico podría ser en parte el resultado de una colisión catastrófica con un impactador . [29] Este evento puede haber dislocado completamente a Miranda. [41] Las diferentes piezas se habrían vuelto a ensamblar, para luego reorganizarse gradualmente en la forma esférica que fotografió la sonda Voyager 2. [57] Algunos científicos incluso hablan de varios ciclos de colisión y reacreción de la luna. [58] Esta hipótesis geológica fue desestimada en 2011 en favor de hipótesis que involucraban fuerzas de marea uranianas. Estas habrían tirado y girado los materiales presentes bajo Inverness y Arden para crear escarpes de falla. El estiramiento y la distorsión causados por la gravedad de Urano, que por sí sola podría haber proporcionado la fuente de calor necesaria para alimentar estos levantamientos. [59]
Las regiones más antiguas conocidas en la superficie de Miranda son llanuras craterizadas como Sicilia Regio y Éfeso Regio. [55] La formación de estos terrenos sigue a la acreción de la luna y luego a su enfriamiento. [55] Los fondos de los cráteres más antiguos están, por lo tanto, parcialmente cubiertos con material de las profundidades de la luna, conocido como resurgimiento endógeno, lo que fue una observación sorprendente. [55] La juventud geológica de Miranda demuestra que una fuente de calor reemplazó entonces al calor inicial proporcionado por la acreción de la luna. [55] La explicación más satisfactoria para el origen del calor que animó a la luna es la que también explica el vulcanismo en Io : una situación de resonancia orbital ahora en Miranda y el importante fenómeno de las fuerzas de marea generadas por Urano. [54]
Después de esta primera época geológica, Miranda experimentó un período de enfriamiento que generó una extensión general de su núcleo y produjo fragmentos y grietas de su manto en la superficie, en forma de fosas tectónicas . [55] De hecho, es posible que Miranda, Ariel y Umbriel participaran en varias resonancias importantes que involucraban a los pares Miranda/Ariel, Ariel/Umbriel y Miranda/Umbriel. [60] A diferencia de los observados en la luna de Júpiter , Ío , estos fenómenos de resonancia orbital entre Miranda y Ariel no pudieron conducir a una captura estable de la pequeña luna. [60] En lugar de ser capturada, la resonancia orbital de Miranda con Ariel y Umbriel puede haber llevado al aumento de su excentricidad e inclinación orbital. [61] Al escapar sucesivamente de varias resonancias orbitales, Miranda alternó fases de calentamiento y enfriamiento. [62] Por lo tanto, todos los fosas tectónicas conocidos de Miranda no se formaron durante este segundo episodio geológico. [55]
Una tercera época geológica importante ocurre con la reorientación orbital de Miranda y la formación de las coronas de Elsinore y Arden. [55] Un evento volcánico singular, hecho de flujos de materiales sólidos, podría haber tenido lugar, dentro de las coronas en formación. [63] Otra explicación propuesta para la formación de estas dos coronas sería el producto de un diapiro que se habría formado en el corazón de la luna. [64] [65] En esta ocasión Miranda se habría diferenciado al menos parcialmente. [64] Considerando el tamaño y la posición de estas coronas, es posible que su formación contribuyera a cambiar el momento de inercia de la luna. [52] Esto podría haber causado una reorientación de 90° de Miranda. [52] Aún quedan dudas sobre la existencia concomitante de estas dos formaciones. [52] Es posible que en este momento, la luna estuviera distorsionada hasta el punto de que su asfericidad y excentricidad provocaron temporalmente que experimentara un movimiento de rotación caótico, como el observado en Hyperion . [62] Si la reorientación orbital de Miranda ocurrió antes de que se formaran las dos coronas en la superficie, entonces Elsinore sería más antigua que Arden. [55] Los fenómenos de movimiento caótico generados por la entrada en resonancia 3:1 entre la órbita de Miranda y la de Umbriel podrían haber contribuido a un aumento de la inclinación orbital de Miranda mayor a 3°. [61]
Un último episodio geológico consiste en la formación de Inverness, que parece haber inducido tensiones superficiales que dieron lugar a la creación de fosas adicionales, entre ellas Verona Rupes y Argier Rupes. [55] Tras este nuevo enfriamiento de Miranda, su volumen total podría haber aumentado un 4%. [66] Es probable que estos diferentes episodios geológicos se sucedieran sin interrupción. [55]
En definitiva, la historia geológica de Miranda puede haber abarcado un período de más de 3.000 millones de años. Habría comenzado hace 3.500 millones de años con la aparición de regiones con muchos cráteres y habría terminado hace unos cientos de millones de años, con la formación de las coronas. [56]
Los fenómenos de resonancias orbitales, y principalmente el asociado a Umbriel , pero también, en menor medida, el de Ariel , habrían tenido un impacto significativo en la excentricidad orbital de Miranda, [27] y también habrían contribuido al calentamiento interno y a la actividad geológica de la luna. El conjunto habría inducido movimientos de convección en su sustrato y permitido el inicio de la diferenciación planetaria. [27] Al mismo tiempo, estos fenómenos solo habrían perturbado ligeramente las órbitas de las otras lunas involucradas, que son más masivas que Miranda. [27] Sin embargo, la superficie de Miranda puede parecer demasiado torturada para ser el único producto de fenómenos de resonancia orbital. [62]
Después de que Miranda escapara de esta resonancia con Umbriel, a través de un mecanismo que probablemente movió a la luna a su inclinación orbital actual, anormalmente alta, la excentricidad se habría reducido. [27] Las fuerzas de marea habrían borrado entonces la excentricidad y la temperatura en el corazón de la luna. Esto le habría permitido recuperar una forma esférica, sin permitirle borrar los impresionantes artefactos geológicos como Verona Rupes. [62] Siendo esta excentricidad la fuente de las fuerzas de marea , su reducción habría desactivado la fuente de calor que alimentaba la antigua actividad geológica de Miranda, convirtiéndola en una luna fría e inerte. [27]
