También conocido como Urano V, es el más exterior de los satélites del planeta Urano y el noveno más masivo del sistema solar.
Durante cerca de cincuenta años después de su descubrimiento no fue observado por otros instrumentos que por los de Herschel.
Hoy en día es observable desde la Tierra por un telescopio de aficionado.
ÓRBITA
Orbita Urano a una distancia de aproximadamente 584.000 km, siendo el más alejado del planeta de sus cinco principales satélites. Su órbita tiene una baja excentricidad e inclinación respecto al ecuador de Urano.
Su período orbital es alrededor de 13,5 días, coincidente con su período de rotación sobre su eje, es decir, una cara de Oberón siempre apunta a Urano, como es el caso de la Luna respecto de la Tierra, por efecto del acoplamiento de mareas.
La órbita de Oberón discurre durante una parte importante de ella fuera de la magnetosfera de Urano. Como resultado, su superficie es directamente barrida por el viento solar.
COMPOSICIÓN Y ESTRUCTURA INTERNA
Es el segundo mayor satélite de Urano detrás de Titania, y como hemos mencionado, el noveno del sistema solar.
Su densidad es de 1630 kg/metro cúbico, que es mayor que las densidades medias de los satélites de Saturno, lo que indica que están formadas de proporciones aproximadamente iguales de hielo de agua y de un componente más denso que puede incluir rocas y compuestos orgánicos pesados.
Se ha revelado la presencia de hielo de agua cristalizado.
Las líneas de absorción de este hielo son más fuertes en el hemisferio trasero, al del sentido de la traslación del satélite, que en el hemisferio delantero.
Los impactos de meteoritos tienden a romper la capa de hielo superficial dejando a la vista el interior que hay debajo.
Los candidatos más plausibles que compondrían este material oscuro incluirían rocas, dióxido de carbono, varias sales y compuestos orgánicos.
El interior de Oberón puede dividirse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado, cuyo radio podría ser de 480 km (63% del radio total del satélite y el 54% del total de su masa). El estado actual del manto es desconocido. Si este manto contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante, Oberón podría tener un océano líquido en el límite entre el núcleo y el manto con un ancho máximo de 40 km, con una temperatura de -93,15 grados centígrados.
Oberón es el segundo satélite de Urano más oscuro tras Umbriel.
La superficie presenta un color ligeramente rojo, excepto los depósitos de impacto reciente, que son grises o ligeramente azules. El hemisferio delantero es menos rojo que el trasero.
Los investigadores han identificado dos clases de accidentes geológicos en Oberón: cráteres de impacto y cañones, llamados en lenguaje astrogeológico Chasmata.
Los diámetros de los cráteres varían entre unos pocos kilómetros hasta los 206 km de Hamlet, el mayor cráter conocido. Muchos grandes cráteres están rodeados de rayos de eyección consistentes en hielo relativamente reciente.
La geología de Oberón estuvo influida por dos fuerzas antagónicas, la formación de cráteres de impacto y los procesos endógenos. La primera ha actuado durante toda la historia del satélite y es la principal responsable del aspecto actual de la superficie.
Los procesos endógenos estuvieron activos durante el período siguiente a la formación de Oberón y fueron fundamentalmente tectónicos, causando la formación de grandes cañones, producidos por el hundimiento del hielo que formaba la corteza del satélite.
ORIGEN, EVOLUCIÓN Y EXPLORACIÓN
Se piensa que Oberón se formó a partir de un disco de acreción de gas y polvo que existió alrededor de Urano durante un tiempo después de su formación o que fue creado a partir de un impacto gigantesco sobre Urano que además causaría la inclinación de su eje.
La acreción de Oberón probablemente duró unos cuantos miles de años y los impactos que la acompañaron causaron el calentamiento de la capa externa del satélite. Antes del final del proceso de formación, la superficie se congeló mientras el interior seguía calentado debido a la desintegración de elementos radiactivos presentes en las rocas.
El calor inicial de la acreción junto con la desintegración de elementos radiactivos serían suficientemente intensos como para fundir el hielo si algún anticongelante, como amoníaco, en forma de hidrato, estaba presente.
De momento, el conocimiento que se tiene de la evolución de Oberón es muy limitado.
En cuanto a su exploración, las únicas imágenes disponibles provienen de Urano por la sonda Voyager 2, en enero de 1986 que se acercó a 470.000 km. Dichas imágenes cubren aproximadamente un 40% de la superficie, aunque sólo un 25% de ellas es de buena calidad.
Desde entonces ninguna otra sonda se ha aproximado, ni está previsto ninguna misión para un futuro cercano.
Bibliografia:
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