Titania ( / t ə ˈ t ɑː n i ə , t ə ˈ t eɪ n i ə / ), también designada Urano III , es la mayor de las lunas de Urano y la octava luna más grande del Sistema Solar con un diámetro de 1.578 kilómetros (981 millas), con una superficie comparable a la de Australia . Descubierta por William Herschel en 1787, lleva el 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 . Puede haber una capa de agua líquida en el límite entre el núcleo y el manto . Su superficie, relativamente oscura y de color ligeramente rojo, parece haber sido formada tanto por impactos como por procesos endógenos . Está cubierto de numerosos cráteres de impacto que alcanzan hasta 326 kilómetros (203 millas) de diámetro, pero tiene menos cráteres que Oberón , la más exterior de las cinco grandes lunas de Urano. Es posible que haya sufrido un evento de repavimentación 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 aproximadamente 10 nanopascales (10-13 bar ). Las mediciones durante la ocultación de una estrella por parte de Titania pusieron un límite superior a la presión superficial de cualquier atmósfera posible en 1 a 2 mPa (10 a 20 nbar).
El sistema uraniano ha sido estudiado de cerca sólo una vez, por la nave espacial Voyager 2 en enero de 1986. Tomó varias imágenes de Titania, que permitieron cartografiar alrededor del 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] [10] Más tarde informó sobre los descubrimientos de cuatro satélites más, [11] aunque posteriormente se revelaron como falsos. [12] Durante casi los siguientes 50 años, Titania y Oberon no serían observados por ningún otro instrumento que no fuera el de William Herschel, [13] aunque la luna se puede ver desde la Tierra con un telescopio de aficionado de alta gama actual. [9]
Todas las lunas de Urano llevan nombres 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 . [14] Los nombres de los cuatro satélites de Urano entonces conocidos fueron sugeridos por el hijo de Herschel, John , en 1852, a petición de William Lassell , [15] que había descubierto las otras dos lunas, Ariel y Umbriel , el año anterior. [dieciséis]
Inicialmente se hizo referencia a Titania como "el primer satélite de Urano", y en 1848 William Lassell le dio la designación Urano I , [17] aunque a veces usó la numeración de William Herschel (donde Titania y Oberón son II y IV). [18] En 1851, Lassell finalmente numeró los cuatro satélites conocidos en orden de su distancia al planeta mediante números romanos , y desde entonces Titania ha sido designada Urano III . [19]
El nombre del personaje de Shakespeare se pronuncia / t ɪ ˈ t eɪ n j ə / , pero la luna a menudo se pronuncia / t aɪ ˈ t eɪ n i ə / , por analogía con el familiar elemento químico titanio . [20] La forma adjetival, Titaniano , es homónima de la de Titán , la luna de Saturno . El nombre Titania en griego antiguo significa "Hija de los Titanes".
Titania orbita Urano a una distancia de unos 436.000 kilómetros (271.000 millas), 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 muy poco inclinada con respecto al 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. [7]
La órbita de Titania se encuentra completamente dentro de la magnetosfera de Urano . [21] Esto es importante, porque los hemisferios posteriores de los satélites que orbitan dentro de una magnetosfera son golpeados por plasma magnetosférico, que co-gira con el planeta. [22] Este bombardeo puede provocar el oscurecimiento de los hemisferios posteriores, lo que en realidad se observa en todas las lunas de Urano excepto en Oberón (ver más abajo). [21]
Debido a que Urano orbita alrededor del Sol casi de lado, y sus lunas orbitan en el plano ecuatorial del planeta, ellas (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 bajo luz solar continua, con el sol saliendo cerca del cenit sobre uno de los polos en cada solsticio . [21] El sobrevuelo de la Voyager 2 coincidió con el solsticio de verano de 1986 en el hemisferio sur, cuando casi todo el hemisferio sur estaba iluminado. Una vez cada 42 años, cuando Urano tiene un equinoccio y su plano ecuatorial cruza la Tierra, se hacen posibles ocultaciones mutuas de las lunas de Urano. En 2007-2008 se observaron varios eventos de este tipo, incluidas dos ocultaciones de Titania por parte de Umbriel el 15 de agosto y el 8 de diciembre de 2007. [23] [24]
Titania es la luna de Urano más grande y masiva, y la octava luna más masiva del Sistema Solar. [h] Su densidad de 1,71 g/cm 3 , [26] que es mucho mayor que la densidad típica de los satélites de Saturno, indica que se compone de proporciones aproximadamente iguales de hielo de agua y componentes densos sin hielo; [27] este último podría estar hecho de roca y material carbonoso, incluidos compuestos orgánicos pesados . [7] La presencia de hielo de agua está respaldada por observaciones espectroscópicas infrarrojas realizadas entre 2001 y 2005, que han revelado hielo de agua cristalino en la superficie de la luna. [21] 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 Oberon, donde el hemisferio posterior exhibe firmas de hielo de agua más fuertes. [21] Se desconoce la causa de esta asimetría, 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). [21] Las partículas energéticas tienden a chisporrotear hielo de agua, descomponer el metano atrapado en el hielo como hidrato de clatrato y oscurecer otras sustancias orgánicas, dejando un residuo oscuro rico en carbono . [21]
A excepción 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. [21] El origen del dióxido de carbono no está del todo claro. Podría producirse localmente a partir de carbonatos o materiales orgánicos bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar o de partículas cargadas de energía provenientes de la magnetosfera de Urano. Este último proceso explicaría la asimetría en su distribución, porque el hemisferio trasero está sujeto a una influencia magnetosférica más intensa que el hemisferio delantero. 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 desde el interior puede estar relacionado con la actividad geológica pasada en esta luna. [21]
Titania puede diferenciarse por un núcleo rocoso rodeado por un manto helado . [27] Si este es el caso, el radio del núcleo de 520 kilómetros (320 millas) 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 ). [27] 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 entre el núcleo y el manto. El espesor de este océano, si existe, es de hasta 50 kilómetros (31 millas) y su temperatura ronda los 190 K (cerca de la temperatura eutéctica del agua y el amoníaco de 176 K). [27] 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 subsuperficiales activos. [28]
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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 . [8] Su superficie muestra un fuerte aumento 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, alrededor del 17%. [8] Su superficie es generalmente de color ligeramente rojo, pero menos roja que la de Oberon . [29] Sin embargo, los depósitos de impacto recientes son más azules, mientras que las suaves llanuras situadas en el hemisferio principal cerca del cráter Ursula y a lo largo de algunos grabens son algo más rojas. [29] [30] Puede haber una asimetría entre los hemisferios delantero y trasero; [31] 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. [29] El enrojecimiento de las superficies probablemente se debe a la erosión espacial causada por el bombardeo de partículas cargadas y micrometeoritos a lo largo de la edad del Sistema Solar . [29] Sin embargo, la asimetría de color de Titania está más probablemente relacionada con la acreción de un material rojizo proveniente de partes exteriores del sistema uraniano, posiblemente, de satélites irregulares , que se depositarían predominantemente en el hemisferio principal. [31]
Los científicos han reconocido tres clases de accidentes geológicos en Titania: cráteres , chasmata ( cañones ) y rupes ( escarpes ). [32] La superficie de Titania tiene menos cráteres que las superficies de Oberon o Umbriel, lo que significa que la superficie es mucho más joven. [30] Los diámetros del cráter alcanzan los 326 kilómetros en el caso del cráter más grande conocido, Gertrude [33] (también puede haber una cuenca degradada de aproximadamente el mismo tamaño). [30] Algunos cráteres (por ejemplo, Ursula y Jessica) están rodeados por eyecciones de impacto brillantes ( rayos ) que consisten en hielo relativamente fresco. [7] Todos los grandes cráteres de Titania tienen suelos planos y picos centrales. La única excepción es Úrsula, que tiene un hoyo en el centro. [30] Al oeste de Gertrude hay un área con topografía irregular, la llamada "cuenca sin nombre", que puede ser otra cuenca de impacto altamente degradada con un diámetro de aproximadamente 330 kilómetros (210 millas). [30]
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, [7] formando grabens , que a veces se denominan cañones. [34] El más destacado entre los cañones de Titania es Messina Chasma , que recorre unos 1.500 kilómetros (930 millas) desde el ecuador casi hasta el polo sur. [32] Los grabens de Titania tienen entre 20 y 50 kilómetros (12 y 31 millas) de ancho y un relieve de aproximadamente 2 a 5 km. [7] Las escarpas que no están relacionadas con los cañones se llaman rupes, como Rousillon Rupes cerca del cráter Ursula. [32] Las regiones a lo largo de algunos escarpes y cerca de Úrsula parecen suaves con la resolución de imagen de la Voyager . Estas suaves llanuras probablemente resurgieron más adelante en la historia geológica de Titania, después de que se formaran la mayoría de los cráteres. El repavimentación puede haber sido de naturaleza endógena, implicando la erupción de material fluido del interior ( criovulcanismo ), o, alternativamente, puede deberse al cegamiento por las eyecciones de impacto de grandes cráteres cercanos. [30] Los grabens son probablemente las características geológicas más jóvenes de Titania: cortan todos los cráteres e incluso las llanuras lisas. [34]
La geología de Titania estuvo influenciada por dos fuerzas en competencia: la formación de cráteres de impacto y la repavimentación endógena. [34] Los primeros actuaron a lo largo de toda la historia de la Luna e influyeron en todas las superficies. Estos últimos procesos también fueron de naturaleza global, pero estuvieron activos principalmente durante un período posterior a la formación de la luna. [30] Borraron el terreno original lleno de cráteres, lo que explica el número relativamente bajo de cráteres de impacto en la superficie actual de la luna. [7] Es posible que más tarde se hayan producido episodios adicionales de repavimentación que condujeron a la formación de llanuras suaves. [7] Alternativamente, las llanuras lisas pueden ser mantas de eyección de los cráteres de impacto cercanos. [34] Los procesos endógenos más recientes fueron principalmente de naturaleza tectónica y provocaron la formación de cañones, que en realidad son grietas gigantes en la corteza de hielo. [34] El agrietamiento de la corteza fue causado por la expansión global de Titania en aproximadamente un 0,7%. [34]
La presencia de dióxido de carbono en la superficie sugiere que Titania puede tener una tenue atmósfera estacional de CO 2 , muy parecida a la de la luna joviana Calisto . [j] [5] Es poco probable que estén presentes otros gases, como nitrógeno o metano , porque la débil gravedad de Titania no pudo evitar que escaparan 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 revelaron que no había atmósfera a una presión superficial de 1 a 2 mPa (10 a 20 nbar); si existe, tendría que ser mucho más delgado que el de Tritón o Plutón . [5] Este límite superior sigue siendo varias veces superior a la presión superficial máxima posible del dióxido de carbono, por lo que las mediciones no imponen prácticamente ninguna restricción a los parámetros de la atmósfera. [5]
La peculiar geometría del sistema uraniano hace que los polos de las lunas reciban más energía solar que sus regiones ecuatoriales. [21] Debido a que la presión de vapor del CO 2 es una función pronunciada de la temperatura, [5] esto puede conducir a la acumulación de dióxido de carbono en las regiones de latitudes bajas 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 los 85-90 K, [5] [21] el dióxido de carbono se sublima y migra al polo opuesto y a las regiones ecuatoriales, dando lugar a una especie de ciclo del carbono . El hielo de dióxido de carbono acumulado se puede eliminar de las trampas frías mediante 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 4.600 millones de años. [21]
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 . [36] Se desconoce 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 pudo haber sido relativamente pobre en agua. [k] [7] Es posible que hayan estado presentes cantidades significativas de nitrógeno y carbono en forma de monóxido de carbono y N 2 en lugar de amoníaco y metano. [36] Las lunas que se formaron en tal subnebulosa contendrían menos hielo de agua (con CO y N 2 atrapados como clatrato) y más roca, lo que explica su mayor densidad. [7]
La acreción de Titania probablemente duró varios miles de años. [36] Los impactos que acompañaron a la acreción provocaron el calentamiento de la capa exterior de la luna. [37] La temperatura máxima de alrededor de 250 K (-23 °C) se alcanzó a una profundidad de unos 60 kilómetros (37 millas). [37] Después del final de la formación, la capa subsuperficial se enfrió, mientras que el interior de Titania se calentó debido a la desintegración de los elementos radiactivos presentes en sus rocas. [7] La capa cercana a la superficie que se enfriaba se contrajo, mientras que el interior se expandió. Esto provocó fuertes tensiones de extensión en la corteza lunar que provocaron grietas. Algunos de los cañones actuales pueden ser el resultado de esto. El proceso duró unos 200 millones de años, [38] lo que implica que cualquier actividad endógena cesó hace miles de millones de años. [7]
El calentamiento inicial junto con la continua desintegración de elementos radiactivos probablemente fueron lo suficientemente fuertes como para derretir el hielo si había algún anticongelante como amoníaco (en forma de hidrato de amoníaco ) o sal . [37] Un mayor derretimiento puede haber llevado a la separación del hielo de las rocas y la formación de un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. Es posible que se haya formado una capa de agua líquida (océano) rica en amoníaco disuelto en el límite entre el núcleo y el manto. [27] La temperatura eutéctica de esta mezcla es 176 K (-97 °C). [27] Si la temperatura cayera por debajo de este valor, el océano se habría congelado posteriormente. La congelación del agua habría provocado una expansión del interior, lo que pudo haber sido el responsable de la formación de la mayoría de los cañones. [30] 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 sólo son capaces de tener océanos subsuperficiales activos; Pero, de hecho; Se presume que tienen océanos subterráneos debajo de ellos. [39] [40]
Hasta ahora, las únicas imágenes de primer plano de Titania han sido tomadas por 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 sólo 365.200 km (226.900 millas), [ 41] las mejores imágenes de esta luna tienen una resolución espacial de aproximadamente 3,4 km (solo Miranda y Ariel fueron fotografiadas con mejor resolución). [30] Las imágenes cubren aproximadamente el 40% de la superficie, pero sólo 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) apuntaba hacia el Sol , por lo que el hemisferio norte (oscuro) no pudo ser estudiado. [7]
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 se examinó como parte de una trayectoria para un concepto de sonda interestelar precursora, el Innovative Interstellar Explorer .
El Estudio Decenal de Ciencia Planetaria 2023-2032 identificó una arquitectura de misión de sonda y orbitador de Urano como la máxima prioridad para una misión insignia de la NASA . Las preguntas científicas que motivan esta priorización incluyen preguntas sobre las propiedades generales, la estructura interna y la historia geológica de los satélites de Urano. [42] Un orbitador de Urano [43] fue incluido como la tercera prioridad para una misión insignia de la NASA por el Estudio Decenal de Ciencia Planetaria 2013-2022 , y actualmente se están analizando diseños conceptuales para dicha misión. [44]
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