Titania ( / təˈtɑːn iə , təˈt eɪn iə / ) , también denominada Urano III , es la luna más grande de Urano . Con un diámetro de 1.578 kilómetros ( 981 mi) , es la octava luna más grande del Sistema Solar , con una superficie comparable a la de Australia . Descubierta por William Herschel en 1787, recibe su nombre de la reina de las hadas de El sueño de una noche de verano de Shakespeare . Su órbita se encuentra dentro de la magnetosfera de Urano .
Titania está formada por cantidades aproximadamente iguales de hielo y roca , y probablemente se diferencia en un núcleo rocoso y un manto helado . Una capa de agua líquida puede estar presente en el límite núcleo-manto . Su superficie, que es relativamente oscura y de color ligeramente rojo, parece haber sido moldeada tanto por impactos como por procesos endógenos . Está cubierta de numerosos cráteres de impacto que alcanzan hasta 326 kilómetros (203 millas) de diámetro, pero tiene menos cráteres que Oberón , la más externa de las cinco grandes lunas de Urano. Es posible que haya sufrido un evento de resurgimiento endógeno temprano que borró su superficie más antigua y llena de cráteres. Su superficie está cortada por un sistema de enormes cañones y escarpes , resultado de la expansión de su interior durante las últimas etapas de su evolución. Como todas las lunas principales de Urano, Titania probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta justo después de su formación.
La espectroscopia infrarroja realizada entre 2001 y 2005 reveló la presencia de hielo de agua y dióxido de carbono congelado en la superficie de Titania, lo que sugiere que puede tener una tenue atmósfera de dióxido de carbono con una presión superficial de unos 10 nanopascales (10 −13 bar). Las mediciones realizadas durante la ocultación de una estrella por parte de Titania establecieron un límite superior a la presión superficial de cualquier atmósfera posible en 1-2 mPa (10-20 nbar). El sistema de Urano ha sido estudiado de cerca solo una vez, por la sonda espacial Voyager 2 en enero de 1986. Tomó varias imágenes de Titania, lo que permitió cartografiar aproximadamente el 40% de su superficie.
Titania fue descubierta por William Herschel el 11 de enero de 1787, el mismo día en que descubrió la segunda luna más grande de Urano, Oberón . [1] [11] Más tarde informó sobre los descubrimientos de cuatro satélites más, [12] aunque posteriormente se reveló que eran espurios. [13] Durante casi los siguientes 50 años, Titania y Oberón no serían observados por ningún otro instrumento que no fuera el de William Herschel, [14] aunque la luna puede verse desde la Tierra con un telescopio amateur de alta gama actual. [10]
Todas las lunas de Urano llevan el nombre de personajes creados por William Shakespeare o Alexander Pope . El nombre Titania fue tomado de la Reina de las Hadas en El sueño de una noche de verano . [15] Los nombres de los cuatro satélites de Urano conocidos en ese momento fueron sugeridos por el hijo de Herschel, John, en 1852, a petición de William Lassell , [16] quien había descubierto las otras dos lunas, Ariel y Umbriel , el año anterior. [17] No se sabe con certeza si Herschel ideó los nombres, o si Lassell lo hizo y luego solicitó el permiso de Herschel. [18]
Titania fue inicialmente denominada "el primer satélite de Urano", y en 1848 recibió la designación Urano I por William Lassell , [19] aunque a veces utilizó la numeración de William Herschel (donde Titania y Oberón son II y IV). [20] En 1851 Lassell finalmente numeró los cuatro satélites conocidos en orden de su distancia al planeta con números romanos , y desde entonces Titania ha sido designada Urano III . [21]
El nombre del personaje de Shakespeare se pronuncia /tɪˈt eɪnjə / , pero la luna a menudo se pronuncia / t aɪˈt eɪniə / , por analogía con el familiar elemento químico titanio . [ 22] La forma adjetival, Titanian , es homónima con la de la luna de Saturno, Titán . El nombre Titania en griego antiguo significa "Hija de los Titanes".
Titania orbita alrededor de Urano a una distancia de unos 436.000 kilómetros (271.000 mi), siendo la segunda más alejada del planeta entre sus cinco lunas principales después de Oberón. [g] La órbita de Titania tiene una pequeña excentricidad y está inclinada muy poco en relación con el ecuador de Urano. [4] Su período orbital es de alrededor de 8,7 días, coincidente con su período de rotación . En otras palabras, Titania es un satélite sincrónico o bloqueado por mareas , con una cara siempre apuntando hacia el planeta. [8]
La órbita de Titania se encuentra completamente dentro de la magnetosfera de Urano . [23] Esto es importante, porque los hemisferios posteriores de los satélites que orbitan dentro de una magnetosfera son golpeados por plasma magnetosférico, que gira conjuntamente con el planeta. [24] Este bombardeo puede provocar el oscurecimiento de los hemisferios posteriores, lo que en realidad se observa en todas las lunas de Urano excepto Oberón (ver más abajo). [23]
Debido a que Urano orbita alrededor del Sol casi de lado, y sus lunas orbitan en el plano ecuatorial del planeta, estas (incluida Titania) están sujetas a un ciclo estacional extremo. Tanto el polo norte como el sur pasan 42 años en completa oscuridad, y otros 42 años en luz solar continua, con el sol saliendo cerca del cenit sobre uno de los polos en cada solsticio . [23] El sobrevuelo de la Voyager 2 coincidió con el solsticio de verano del hemisferio sur de 1986, cuando casi todo el hemisferio sur estaba iluminado. Una vez cada 42 años, cuando Urano tiene un equinoccio y su plano ecuatorial intersecta la Tierra, se vuelven posibles las ocultaciones mutuas de las lunas de Urano. En 2007-2008 se observaron varios de estos eventos, incluidas dos ocultaciones de Titania por Umbriel el 15 de agosto y el 8 de diciembre de 2007. [25] [26]
Titania es la luna más grande y masiva de Urano, la octava luna más masiva del Sistema Solar y el vigésimo objeto más grande del Sistema Solar. [h] Su densidad de 1,68 g/cm 3 , [28] que es mucho más alta que la densidad típica de los satélites de Saturno, indica que consiste en proporciones aproximadamente iguales de hielo de agua y componentes densos no hielo; [29] este último podría estar hecho de roca y material carbonoso incluyendo compuestos orgánicos pesados . [8] La presencia de hielo de agua está respaldada por observaciones espectroscópicas infrarrojas realizadas en 2001-2005, que han revelado hielo de agua cristalino en la superficie de la luna. [23] Las bandas de absorción de hielo de agua son ligeramente más fuertes en el hemisferio delantero de Titania que en el hemisferio trasero. Esto es lo opuesto a lo que se observa en Oberón, donde el hemisferio trasero exhibe firmas de hielo de agua más fuertes. [23] La causa de esta asimetría no se conoce, pero puede estar relacionada con el bombardeo de partículas cargadas de la magnetosfera de Urano , que es más fuerte en el hemisferio posterior (debido a la co-rotación del plasma). [23] Las partículas energéticas tienden a hacer estallar el hielo de agua, descomponer el metano atrapado en el hielo como hidrato de clatrato y oscurecer otros compuestos orgánicos, dejando atrás un residuo oscuro rico en carbono . [23]
Aparte del agua, el único otro compuesto identificado en la superficie de Titania mediante espectroscopia infrarroja es el dióxido de carbono , que se concentra principalmente en el hemisferio posterior. [23] El origen del dióxido de carbono no está completamente claro. Podría producirse localmente a partir de carbonatos o materiales orgánicos bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar o partículas cargadas energéticas procedentes de la magnetosfera de Urano. Este último proceso explicaría la asimetría en su distribución, porque el hemisferio posterior está sujeto a una influencia magnetosférica más intensa que el hemisferio anterior. Otra posible fuente es la desgasificación del CO 2 primordial atrapado por el hielo de agua en el interior de Titania. El escape de CO 2 del interior puede estar relacionado con la actividad geológica pasada en esta luna. [23]
Titania puede diferenciarse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado . [29] Si este es el caso, el radio del núcleo de 520 kilómetros (320 mi) es aproximadamente el 66% del radio de la luna, y su masa es alrededor del 58% de la masa de la luna; las proporciones están dictadas por la composición de la luna. La presión en el centro de Titania es de aproximadamente 0,58 GPa (5,8 kbar ). [29] El estado actual del manto helado no está claro. Si el hielo contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante , Titania puede tener un océano subterráneo en el límite núcleo-manto. El espesor de este océano, si existe, es de hasta 50 kilómetros (31 mi) y su temperatura es de alrededor de 190 K (cerca de la temperatura eutéctica agua-amoníaco de 176 K). [29] Sin embargo, la estructura interna actual de Titania depende en gran medida de su historia térmica, que es poco conocida. Estudios recientes sugieren, contrariamente a teorías anteriores, que las lunas más grandes de Urano, como Titania, de hecho podrían tener océanos activos bajo la superficie. [30] [31]
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Entre las lunas de Urano, Titania tiene un brillo intermedio entre las oscuras Oberón y Umbriel y las brillantes Ariel y Miranda . [9] Su superficie muestra una fuerte oleada de oposición : su reflectividad disminuye del 35% en un ángulo de fase de 0° ( albedo geométrico ) al 25% en un ángulo de aproximadamente 1°. Titania tiene un albedo de Bond relativamente bajo de alrededor del 17%. [9] Su superficie es generalmente de color ligeramente rojo, pero menos rojo que el de Oberón . [32] Sin embargo, los depósitos de impacto recientes son más azules, mientras que las llanuras suaves situadas en el hemisferio delantero cerca del cráter Ursula y a lo largo de algunos fosas son algo más rojas. [32] [33] Puede haber una asimetría entre los hemisferios delantero y trasero; [34] el primero parece ser más rojo que el segundo en un 8%. [i] Sin embargo, esta diferencia está relacionada con las llanuras suaves y puede ser accidental. [32] El enrojecimiento de las superficies probablemente resulta de la erosión espacial causada por el bombardeo de partículas cargadas y micrometeoritos a lo largo de la edad del Sistema Solar . [32] Sin embargo, la asimetría de color de Titania está más probablemente relacionada con la acumulación de un material rojizo proveniente de partes externas del sistema de Urano, posiblemente, de satélites irregulares , que se depositaría predominantemente en el hemisferio principal. [34]
Los científicos han reconocido tres clases de características geológicas en Titania: cráteres , chasmata ( cañones ) y rupes ( escarpes ). [35] La superficie de Titania está menos craterizada que las superficies de Oberon o Umbriel, lo que significa que la superficie es mucho más joven. [33] Los diámetros de los cráteres alcanzan los 326 kilómetros para el cráter más grande conocido, Gertrude [36] (también puede haber una cuenca degradada de aproximadamente el mismo tamaño). [33] Algunos cráteres (por ejemplo, Ursula y Jessica) están rodeados de eyecciones de impacto brillantes ( rayos ) que consisten en hielo relativamente fresco. [8] Todos los cráteres grandes en Titania tienen pisos planos y picos centrales. La única excepción es Ursula, que tiene un pozo en el centro. [33] Al oeste de Gertrude hay una zona con topografía irregular, la llamada "cuenca sin nombre", que puede ser otra cuenca de impacto altamente degradada con un diámetro de unos 330 kilómetros (210 millas). [33]
La superficie de Titania está atravesada por un sistema de enormes fallas o escarpes. En algunos lugares, dos escarpes paralelos marcan depresiones en la corteza del satélite, [8] formando fosas tectónicas , que a veces se denominan cañones. [37] El más destacado de los cañones de Titania es Messina Chasma , que se extiende a lo largo de unos 1.500 kilómetros (930 millas) desde el ecuador casi hasta el polo sur. [35] Las fosas tectónicas de Titania tienen entre 20 y 50 kilómetros (12 y 31 millas) de ancho y un relieve de unos 2 a 5 km. [8] Las escarpes que no están relacionadas con los cañones se denominan rupes, como Rousillon Rupes cerca del cráter Ursula. [35] Las regiones a lo largo de algunas escarpes y cerca de Ursula aparecen lisas en la resolución de imagen de la Voyager . Estas llanuras lisas probablemente fueron resurgidas más tarde en la historia geológica de Titania, después de que se formaran la mayoría de los cráteres. La renovación de la superficie puede haber sido de naturaleza endógena, involucrando la erupción de material fluido desde el interior ( criovulcanismo ), o, alternativamente, puede deberse al taponamiento por el impacto de los eyectos de los grandes cráteres cercanos. [33] Los fosos son probablemente las características geológicas más jóvenes de Titania: cortan todos los cráteres e incluso llanuras lisas. [37]
La geología de Titania estuvo influenciada por dos fuerzas en competencia: la formación de cráteres de impacto y la renovación endógena de la superficie. [37] La primera actuó a lo largo de toda la historia de la luna e influyó en todas las superficies. Los últimos procesos también fueron de naturaleza global, pero estuvieron activos principalmente durante un período posterior a la formación de la luna. [33] Borraron el terreno original, muy craterizado, lo que explica el número relativamente bajo de cráteres de impacto en la superficie actual de la luna. [8] Es posible que se hayan producido episodios adicionales de renovación de la superficie más tarde y que hayan dado lugar a la formación de llanuras lisas. [8] Alternativamente, las llanuras lisas pueden ser mantos de eyección de los cráteres de impacto cercanos. [37] Los procesos endógenos más recientes fueron principalmente de naturaleza tectónica y provocaron la formación de los cañones, que en realidad son grietas gigantes en la corteza de hielo. [37] El agrietamiento de la corteza fue causado por la expansión global de Titania en un 0,7 % aproximadamente. [37]
La presencia de dióxido de carbono en la superficie sugiere que Titania puede tener una tenue atmósfera estacional de CO 2 , muy similar a la de la luna joviana Calisto . [j] [5] Es poco probable que estén presentes otros gases, como el nitrógeno o el metano , porque la débil gravedad de Titania no podría evitar que escapen al espacio. A la temperatura máxima alcanzable durante el solsticio de verano de Titania (89 K), la presión de vapor del dióxido de carbono es de aproximadamente 300 μPa (3 nbar). [5]
El 8 de septiembre de 2001, Titania ocultó una estrella brillante (HIP 106829) con una magnitud visible de 7,2; esta fue una oportunidad para refinar el diámetro y las efemérides de Titania y para detectar cualquier atmósfera existente. Los datos no revelaron atmósfera a una presión superficial de 1-2 mPa (10-20 nbar); si existe, tendría que ser mucho más delgada que la de Tritón o Plutón . [5] Este límite superior sigue siendo varias veces mayor que la presión superficial máxima posible del dióxido de carbono, lo que significa que las mediciones no imponen esencialmente restricciones a los parámetros de la atmósfera. [5]
La peculiar geometría del sistema de Urano hace que los polos de las lunas reciban más energía solar que sus regiones ecuatoriales. [23] Debido a que la presión de vapor de CO2 es una función pronunciada de la temperatura, [5] esto puede conducir a la acumulación de dióxido de carbono en las regiones de baja latitud de Titania, donde puede existir de manera estable en parches de alto albedo y regiones sombreadas de la superficie en forma de hielo. Durante el verano, cuando las temperaturas polares alcanzan hasta 85-90 K, [5] [23] el dióxido de carbono se sublima y migra al polo opuesto y a las regiones ecuatoriales, dando lugar a un tipo de ciclo del carbono . El hielo de dióxido de carbono acumulado puede ser eliminado de las trampas frías por partículas magnetosféricas, que lo expulsan de la superficie. Se cree que Titania ha perdido una cantidad significativa de dióxido de carbono desde su formación hace 4.6 mil millones de años. [23]
Se cree que Titania se formó a partir de un disco de acreción o subnebulosa; un disco de gas y polvo que existió alrededor de Urano durante algún tiempo después de su formación o fue creado por el impacto gigante que probablemente le dio a Urano su gran oblicuidad . [39] No se conoce la composición precisa de la subnebulosa; sin embargo, la densidad relativamente alta de Titania y otras lunas de Urano en comparación con las lunas de Saturno indica que puede haber sido relativamente pobre en agua. [k] [8] Es posible que haya habido cantidades significativas de nitrógeno y carbono en forma de monóxido de carbono y N 2 en lugar de amoníaco y metano. [39] Las lunas que se formaron en una subnebulosa de este tipo contendrían menos hielo de agua (con CO y N 2 atrapados como clatrato) y más roca, lo que explica su mayor densidad. [8]
La acreción de Titania probablemente duró varios miles de años. [39] Los impactos que acompañaron la acreción causaron el calentamiento de la capa exterior de la luna. [40] La temperatura máxima de alrededor de 250 K (−23 °C) se alcanzó a una profundidad de unos 60 kilómetros (37 mi). [40] Después del final de la formación, la capa del subsuelo se enfrió, mientras que el interior de Titania se calentó debido a la descomposición de los elementos radiactivos presentes en sus rocas. [8] La capa cercana a la superficie que se enfrió se contrajo, mientras que el interior se expandió. Esto causó fuertes tensiones de extensión en la corteza de la luna que llevaron al agrietamiento. Algunos de los cañones actuales pueden ser un resultado de esto. El proceso duró unos 200 millones de años, [41] lo que implica que cualquier actividad endógena cesó hace miles de millones de años. [8]
El calentamiento por acreción inicial junto con la desintegración continua de elementos radiactivos probablemente fueron lo suficientemente fuertes como para derretir el hielo si hubiera algún anticongelante como amoníaco (en forma de hidrato de amoníaco ) o sal . [40] Una mayor fusión puede haber llevado a la separación del hielo de las rocas y la formación de un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. Una capa de agua líquida (océano) rica en amoníaco disuelto puede haberse formado en el límite núcleo-manto. [29] La temperatura eutéctica de esta mezcla es de 176 K (−97 °C). [29] Si la temperatura cayó por debajo de este valor, el océano se habría congelado posteriormente. La congelación del agua habría provocado que el interior se expandiera, lo que puede haber sido responsable de la formación de la mayoría de los cañones. [33] Sin embargo, el conocimiento actual de la evolución geológica de Titania es bastante limitado. Mientras que análisis más actualizados sugieren que las lunas más grandes de Urano no solo son capaces de tener océanos activos bajo la superficie; sino de hecho; Se presume que tienen océanos subterráneos debajo de ellos. [42] [43]
Hasta ahora, las únicas imágenes de cerca de Titania han sido las de la sonda Voyager 2 , que fotografió la luna durante su sobrevuelo de Urano en enero de 1986. Dado que la distancia más cercana entre la Voyager 2 y Titania fue de solo 365.200 km (226.900 mi), [44] las mejores imágenes de esta luna tienen una resolución espacial de unos 3,4 km (solo Miranda y Ariel fueron fotografiadas con una mejor resolución). [33] Las imágenes cubren alrededor del 40% de la superficie, pero solo el 24% fue fotografiado con la precisión requerida para el mapeo geológico . En el momento del sobrevuelo, el hemisferio sur de Titania (como los de las otras lunas) estaba apuntando hacia el Sol , por lo que no se pudo estudiar el hemisferio norte (oscuro). [8]
Ninguna otra nave espacial ha visitado jamás el sistema de Urano ni Titania. Una posibilidad , ahora descartada, era enviar a Cassini desde Saturno a Urano en una misión prolongada. Otro concepto de misión propuesto fue el concepto de sonda y orbitador de Urano , evaluado alrededor de 2010. Urano también fue examinado como parte de una trayectoria para un concepto precursor de sonda interestelar, Innovative Interstellar Explorer .
La arquitectura de la misión del orbitador y sonda de Urano fue identificada como la máxima prioridad para una misión insignia de la NASA por la Encuesta Decenal de Ciencia Planetaria 2023-2032 . Las preguntas científicas que motivaron esta priorización incluyen preguntas sobre las propiedades en masa de los satélites uranianos, la estructura interna y la historia geológica. [45] Un orbitador de Urano [46] había sido previamente incluido como la tercera prioridad para una misión insignia de la NASA por la Encuesta Decenal de Ciencia Planetaria 2013-2022 . [47]
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