SATELITES DE PLUTÓN (HIDRA, NIX, P4, CARONTE)

Los satélites de Plutón se crearon después de una gran colisión como se supone a la que creó a nuestra Luna y no debido a que fueran objetos del cinturón de Kuíper que hayan sido capturados por la gravedad de Plutón.

HIDRA

Fue descubierto a finales de 2005 y el Telescopio espacial Hubble confirmó su presencia en febrero de 2006.

Su tamaño ronda el centenar de kilómetros y se encuentra en el plano orbital de Caronte.

Su magnitud es de +22,91, lo que hace imposible su observación desde la Tierra.

NIX

Satélite del sistema binario constituído por Plutón y Caronte. Fue descubierto a finales de 2005 junto con Hidra y su presencia fue confirmada por el Telescopio espacial Hubble en febrero de 2006.

También se encuentra en el plano orbital de Caronte y ronda el centenar de kilómetros de diámetro.

P4

También conocido como S/2011 P1.

Es un pequeño satélite natural de Plutón, recientemente descubierto, el 28 de junio de este año por el Telescopio espacial y se fotografió los pasados 3 y 18 de julio.

Tiene un diámetro aproximado de 13-34 km. Orbita en la región entre Nix e Hydra y su órbita en torno a Plutón es de 31 días terrestres.

Está pendiente de que la UAI (Unión Astronómica Internacional) le asigne un nombre.

CARONTE

Es el satélite más grande de Plutón.

Fue descubierto por el astrónomo estadounidense James W. Christy el 22 de junio de 1978.

Tiene una forma esférica y está formado principalmente por hielo de agua. Muestra siempre la misma cara a Plutón.

Las primeras imágenes de Plutón y Caronte resueltos como discos separados las tomó el Telescopio espacial Hubble en la década de 1990.

Con el descubrimiento de Caronte quedó descartada la teoría de que Plutón venía a ser un satélite escapado de Neptuno.

CARACTERÍSTICAS FÍSICAS

Caronte tiene un diámetro de unos 1.207 km, que viene a ser un poco más de la mitad de Plutón, con una superficie de 4.580.000 kilómetros cuadrados.

Está cubierto con hielo de agua. Parece no tener atmósfera. Se sugiere la presencia en su superficie de "cryo-geisers" activos.

Caronte es un cuerpo helado y contiene menos rocas en proporción que las que posee Plutón.

Esto apoya la idea de que Caronte fue creado por un impacto gigantesco en el manto helado de Plutón.

Hay dos teorías en conflicto acerca de su estructura interna: algunos científicos creen que se trata de un cuerpo diferenciado como Plutón, con un núcleo de roca y un manto de hielo, mientras otros creen que Caronte tiene una composición uniforme.

Se han encontrado pruebas que sustentan la primera hipótesis.

El hecho de que el hielo esté aún en forma cristalina sugiere que había sido depositado recientemente, ya que la radiación solar habría degradado el hielo antiguo hasta llevarlo a un estado amorfo luego de 30.000 años aproximadamente.

CARACTERÍSTICAS ORBITALES

Caronte dista en promedio 19.750 km de Plutón, por lo que está 20 veces más cerca de él que la Luna de la Tierra.

Ambos objetos (Plutón y Caronte) están trabados gravitacionalmente y siempre se muestran la misma cara.

El descubrimiento de Caronte permitió a los astrónomos calcular con precisión la masa del sistema plutoniano y las ocultaciones mutuas revelaron sus tamaños.

Caronte tiene aproximadamente el 11,65% de la masa de Plutón.

FORMACIÓN

Se cree que Plutón y Caronte pudieron haber sido dos cuerpos que colisionaron antes de entrar en órbita mutua.

La colisión habría sido lo suficientemente violenta como para llevar a punto de ebullición los hielos volátiles como el metano, pero no lo suficiente para ser interrumpida.

Robin Canup, sugiere que Caronte pudo haberse formado por un impacto gigantesco hace alrededor de 4.500 millones de años, de manera similar a la Tierra y la Luna.

Dicho modelo no está confirmado ni demostrado.

¿SATÉLITE O PLANETA ENANO?

El hecho de que Caronte en realidad no gire alrededor de Plutón como un satélite, sino que por el contrario tanto Plutón como Caronte lo hagan alrededor del centro de masas del sistema, ha hecho que muchos no consideren a Plutón y Caronte como planeta y satélite respectivamente, sino como un planeta enano doble.

Finalmente la UAI, reclasificó a Plutón como planeta enano, dejando a Caronte en un estado incierto, pues no se se determinó la definición formal de satélite.

De todas formas, Caronte no figura como planeta enano reconocido por la UAI.

Debido a su pequeño tamaño y a su excesiva proximidad al planeta, resulta invisible, salvo para los mayores telescopios terrestres bajo las mejores condiciones atmosféricas.

Damos por finalizada esta entrada con un vídeo en el que aparecen imágenes de Plutón, Caronte, con Nix e Hidra.

Bibliografía:

David Morrison, Sidney Wolff, Andrew Fraknoi (1995). «16». Abell's Exploration of the Universe (Séptima edición edición). ISBN. «IAU Circular No. 4157» (1986). «Charon: An ice machine in the ultimate deep freeze». Observatorio Gemini (2007). Marc W. Buie; William M. Grundy, Eliot F. Young, Leslie A. Young, S. Alan Stern (2006). «Orbits and photometry of Pluto's satellites: Charon, S/2005 P1, and S/2005 P2». Astronomical Journal. «Charon's Shadow Illuminates Its True Nature». ScienceNOW (2005). «The IAU draft definition of "planet" and "plutons"» (2006). Stern Alan (15 de mayo de 2005). «Background Information Regarding Our Two Newly Discovered Satellites of Pluto». Planetary Science Directorate (Boulder Office). Wikipedia, la enciclopedia libre. 

 

SATÉLITES DE NEPTUNO (TRITÓN)

Este satélite de Neptuno que se encuentra a 4.500 millones de kilómetros de nosotros, es uno de los astros más fríos del sistema solar ( -235 grados C) y fue descubierto por William Lassell el 10 de octubre de 1846, cuando habían pasado 17 días del descubrimiento de Neptuno. Tras su descubrimiento, poco se sabía de cómo sería.

En su observación, ya en el siglo XIX sus propiedades orbitales fueron definidas con gran precisión y se averiguó que su órbita era retrógrada (contraria a la rotación del planeta) con un ángulo muy agudo con respecto a Neptuno.

Las primeras observaciones detalladas comenzaron en 1930.

Antes de la llegada de la Voyager 2, los astrónomos sospechaban que Tritón pudiera tener mares de nitrógeno y una atmósfera de nitrógeno/metano con una densidad un 30% mayor que la Tierra. Estas sobreestimaciones de la densidad resultaron ser falsas.

El paso de la Voyager 2, el 25 de agosto de 1989 permitió saber con mayor precisión el diámetro de Tritón (2.706 km).

Es el único respecto a las grandes lunas del sistema solar en su rotación retrógrada. Su órbita es muy extraña al tener una inclinación de 15.734 grados respecto al ecuador de Neptuno. Asimismo, es una órbita prácticamente circular, con una excentricidad de casi cero.

Se sospecha que el origen de Tritón haya sido un cuerpo del cinturón de Kuiper.

CARACTERÍSTICAS FÍSICAS

Tiene un tamaño y composición semejantes a Plutón y es el único satélite de Neptuno que tiene forma esférica.

Se piensa que el hielo brillante y el manto deben cubrir un núcleo sustancial de roca (con probabilidades de contener metal).

El núcleo corresponde a los dos tercios de la masa total de Tritón, lo que es más que cualquiera otra luna del sistema solar, con excepción de Ío y Europa.

Tritón está compuesto por cerca de un 25% de hielo de agua, esencialmente localizado en el manto.

La superficie se compone principalmente por hielo de nitrógeno, pero tambiém hielo seco, hielo de agua y hielo de monóxido de carbono y metano.

Aunque se piensa que podrían existir hielos ricos en amoníaco en la superficie, no fueron detectados.

El área total de la superficie corresponde a un 15,5% del área emergida de la Tierra. La dimensión de Tritón sugiere que deberían existir regiones de densidades diferentes.

La región del polo sur de Tritón está cubierta por una capa de nitrógeno y metano helados salpicado por cráteres impactantes y geisers. La capa helada es altamente refectora porque absorbe la poca energía solar.

Se desconoce como es el polo norte pues se encontraba en penumbra cuando la Voyager 2 visitó Tritón, aunque se piensa que al igual que el polo sur debe tener un casquete.

En la región ecuatorial largas fallas con cordilleras paralelas de hielo expelido del interior cortan terrenos complejos con valles imperfectos.

Tano Sulci es una de la fallas que recorren la extraña región Bubembe en Tritón, también conocida como cáscara de melón, una de las regiones más extrañas del sistema solar.

Se desconoce el origen de este terreno, pero puede haber sido causado por la subida y caída de hielo de nitrógeno, por el colapso e inundación causados por criovulcanismo. Este terreno podría cubrir el polo norte.

Tritón, es geológicamente activo; su superficie reciente y con pocos cráteres.

Existen valles y crestas en un patrón complejo por toda la superficie, probablemente resultantes de los ciclos de congelación y calentamiento y de los volcanes.

ATMÓSFERA Y CLIMA

Tritón posee una atmósfera tenue compuesta por hidrógeno (99,9%) con pequeñas cantidades de metano (0,01%) y su presión atmosférica es de sólo 14 microbares.

La Voyager 2 consiguió observar una fina capa de nubes en una imagen que hizo del contorno de esta luna. Estas nubes se forman en los polos y están compuestas por hielo de nitrógeno.

Además hay una niebla fotoquímica hasta una altura de 30 km compuesta por varios hidrocarburos, semejantes a los encontrados en Titán. Se piensa que dichos hidrocarburos contribuyen al aspecto grisáceo de la superficie.

La temperatura en superficie es de -235 grados, siendo la más baja jamás medida en el sistema solar. A 800 km de la superficie la temperatura es de -180 grados.

En cuanto a las estaciones climatológicas, Tritón presenta un ciclo de estaciones suaves y extremas. Las estaciones más extremas ocurren en intervalos de 700 años. El último gran verano en Tritón fue en 2007.

Durante el encuentro con la Voyager 2, el polo sur de Tritón estaba inclinado hacia el Sol, lo que ocurre desde que Tritón fue descubierto. Y casi todo el hemisferio sur, estaba cubierto de un casquete de nitrógeno y metano helado.

El cambio del estado sólido al gaseoso y de vuelta al estado sólido de la capa polar produce una variación súbita de la atmósfera.

La mayoría de los modelos predicen que los hielos volátiles se evaporan y amplían la presión de la atmósfera. Pero otros modelos prevén que el hielo volátil que se encuentra en el polo sur pueda migrar hacia el ecuador, y así, no desaparecen de la atmósfera, pero cambian de localización, dejando así dudas de lo que podrá causar el aumento de presión sazonal.

¿VIDA EN TRITÓN?

Tritón es uno de los lugares más fríos del sistema solar, con una órbita poco convencional, retrógrada. La interacción con otras lunas de Neptuno podría causar un calentamiento interno de Tritón.

La Voyager 2, en 1989 descubrió que tenía actividad volcánica, pero de un tipo de vulcanismo helado consistente en derretimiento de hielos de agua y nitrógeno, y tal vez, metano y amoníaco.

La atmósfera de Tritón está compuesta de nitrógeno y metano. El nitrógeno es también el compuesto principal de la atmósfera terrestre. El metano en la Tierra está asociado a la vida.

Si Tritón no fuera extremadamente frío, nitrógeno y metano serían señales de vida.

Debe tenerse en cuenta, que debido a la actividad geológica de Tritón y su posible calentamiento interno, se ha sugerido que podría albergar formas de vida primitiva en agua líquida, en formas físicamente extremas capaces de soportar formas exóticas de vida desconocidas en la Tierra.

Damos aquí por finalizada esta entrada y os dejamos con un vídeo de unos segundos de duración que nos muestra a Tritón.

 

 

Bibliografía:

William Lassell (12 de noviembre de 1847). «Lassell's Satellite of Neptune». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. D. R. Anderson et al.. «WASP-17b: an ultra-low density planet in a probable retrograde orbit». Cornell University Library. Dale P. Cruikshank (2004). «Triton, Pluto, Centaurs, and Trans-Neptunian Bodies». NASA Ames Research Center (Springer). William B. McKinnon, Randolph L Kirk (2007). «Triton». En Lucy Ann Adams McFadden, Lucy-Ann Adams, Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson. Encyclopedia of the Solar System (2^nd edición).«Planetary Satellite Physical Parameters». Solar System Dynamics. William Lassell (13 de noviembre de 1846). «Discovery of Supposed Ring and Satellite of Neptune». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.William Lassell (11 de diciembre de 1846). «Physical observations on Neptune». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. «Observations of Neptune and his satellite». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.Robert W. Smith, Richard Baum (1984). «William Lassell and the Ring of Neptune: A Case Study in Instrumental Failure». Journal of History of Astronomy. Flammarion, Camille (1880). «Astronomie populaire, p. 591».«Camile Flammarion». Hellenica. Jonathan I. Lunine, Michael C. Nolan (November 1992). «A massive early atmosphere on Triton». DP Cruikshank, A Stockton, HM Dyck, EE Becklin, W Macy (October 1979). «The diameter and reflectance of Triton».EC Stone, ED Miner (15 de diciembre de 1989). «The Voyager 2 Encounter with the Neptunian System». Christopher F. Chyba, D G Jankowski, P D Nicholson (July 1989). «Tidal evolution in the Neptune-Triton system». Astronomy and Astrophysics . Tidal Evolution in the Neptune-Triton System.Neptune Moons: Triton.Dave Jewitt (2005). «Binary Kuiper Belt Objects». University of Hawaii. Craig B Agnor, Douglas P Hamilton (May 2006). «Neptune's capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter».

SATÉLITES DE NEPTUNO (2)

FORMACIÓN

La distribución de la masa de los satélites de Neptuno es la más desigual de todos los grupos de satélites en el sistema solar. Un solo satélite, Tritón, representa casi la totalidad de la masa del sistema, con todos los otros satélites que juntos comprenden, sólo un tercio de un 1%.

Esto puede ser debido a que Tritón fue capturado después de la formación del sistema de satélites original de Neptuno, por lo que muchos satélites habrían sido destruídos por el proceso de captura.

La órbita de Tritón antes de la captura habría sido altamente excéntrica, y habría causado perturbaciones caóticas, en las órbitas de los satélites interiores de Neptuno, causando que ellos colapsen siendo reducidos a un disco de escombros, lo que significaría que los actuales satélites interiores de Neptuno no son los cuerpos originales que se formaron con el planeta.

Una teoría postula que el mecanismo de captura de Tritón, fue en un encuentro de tres cuerpos, siendo Tritón el miembro sobreviviente de un asteroide binario destruído en su encuentro con Neptuno.

PROTEO

Es el segundo satélite más grande de Neptuno, detrás de Tritón. Fue descubierto en 1989 por Stephen Synnot gracias a las imágenes tomadas por la Voyager 2. 

Es uno de los cuerpos más oscuros del sistema solar, ya que sólo refleja un 6% de la luz del Sol que recibe.

No pudo ser detectado desde la Tierra por los telescopios, porque está tan cerca del planeta, que se pierde en el resplandor de la luz solar reflejada.

Tiene un diámetro de 400 km y es el cuerpo irregular más grande del sistema solar incluso más grande que Febe y Nereida.

Posee muchos cráteres y no muestra ningún tipo de actividad geológica.

NEREIDA

Este satélite natural de Neptuno fue descubierto el 1 de mayo de 1949 por Gerard Kuiper.

Durante un tiempo se creyó que era el más exterior de los satélites de Neptuno, hasta que fue descubierto Psámata.

Nereida es también el tercero en tamaño con un diámetro de 340 km. Su órbita media alrededor de Neptuno tiene 5.513.400 km de radio y es muy excéntrica.

Dado su inusual órbita, podría ser un asteroide proviniente del cinturón de Kuiper capturado por la gravedad de Neptuno, o bien que se vio perturbada en el momento de su captura por Tritón.

Poco más se sabe de Nereida.

NESO

Es un satélite irregular ultraperiférico de Neptuno, descubierto por Matthew J. Holman y J. Brett Gladman, el 14 de agosto de 2002, aunque ha pasado inadvertido hasta 2003.

Orbita a Neptuno a una distancia de más de 48 millones de km, lo que le hace la luna más distante conocida de cualquier planeta.

Recorre una órbita de gran inclinación y alta excentridad. Tiene unos 60 km de diámetro y se supone que una densidad media de 1,5 g/ cm cúbico.

NAYADE

Es una pequeña e irregular luna de Neptuno que tiene aproximadamente 58 km de diámetro y es uno de los satélites más cercanos al gigante gaseoso, a tan sólo 48.227 km de su centro, lo que provoca que la pequeña luna tenga una rápida velocidad orbital alrededor de Neptuno: emplea 7 horas y 6 minutos para dar una vuelta.

Su órbita está en un proceso de desaceleración, que puede llegar a causar un posible impuesto con la atmósfera de Neptuno, o estrellarse contra uno de sus anillos o incluso convertirse en uno de ellos.

Fue descubierto por la sonda espacial Voyager 2 de la NASA en su paso por Neptuno en 1989. La composición de su superficie, es tierra rica en carbono y hielo.

TALASA

Otro satélite de Neptuno descubierto por la Voyager 2 en 1989. Su órbita sigue la misma dirección que el movimiento de rotación de Neptuno.

Al igual que Náyade está recibiendo una aceleración negativa, lo que le pude hacer impactar contra la atmósfera de Neptuno, o contra sus anillos. Tiene una forma irregular y alongada.

LARISA

Este pequeño satélite de Neptuno fue inicialmente descubierto por Harold J. Reitsema, William B. Hubbard, Larry A. Lebofsky y David J. Tholen el 24 de mayo de 1986.

Presenta un aspecto notablemente irregular y no muestra signos de actividad geológica; su superficie muestra una gran densidad de cráteres.

Tiene una órbita muy inestable y la fuerza de marea que tiene su origen en Neptuno está provocando un gradual descenso del satélite, que llevará previsiblemente en el futuro a la desintegración de Larisa y la probable formación de un nuevo anillo planetario, o a su impacto con Neptuno.

GALATEA

Se trata del cuarto satélite de Neptuno, descubierto en julio de 1989 gracias a las imágenes de la Voyager 2.

Su forma es irregular y no muestra ninguna señal de modificación geológica. Su órbita muy cercana al planeta hace que su destino sea convertirse en un anillo despedazado por la fuerza de marea del planeta o impactar contra Neptuno.

Galatea tiene a los anillos de Laverrier y de Galle como interiores y el anillo Adams como exterior. No debe confundirse con el asteroide (74) Galatea.

Aparte de estos 7 satélites que hemos mencionado, la lista de satélites de Neptuno la completan: Despina, Halimede, Laomedeia, Psámate, Sao y el ya mencionado Tritón, al que dedicaremos nuestra próxima entrada.

BIBLIOGRAFIA:

BBC News - Nuevas lunas para Neptuno (2004).Flammarion, Camille (1880).«Camile Flammarion». Hellenica. La vida de los planetas. Una historia natural del Sistema Solar. Richard Corfield. Basic Books (2007). NASA, Jet Propulsion Laboratory - Neptune Satellite and Moon Data.Cosmos, una guía de campo. Giles Sparrow. (2007) RBA Libros.La captura de Tritón. Jesus Canive (2010) astroseti.org.Amphitrite: A Twist on Triton’s Capture. Steve Desch, Simon Porter (2006).Goldreich, P.; Murray, N.; Longaretti, P. Y.; Banfield, D. (1989). «Neptune's story». Naeye, R. (September 2006). «Triton Kidnap Caper». Banfield, D.; Murray, N. (1992). «A dynamical history of the inner Neptunian satellites». Naeye, R. (September 2006). «How Moon Mass is Maintained». Agnor, C.B.; Hamilton, D.P. (2006). «Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter». Holman, M.; Kavelaars, J. J.; Gladman, B.; et al., BJ; Fraser, WC; Milisavljevic, D; Nicholson, PD; Burns, JA et ál. (2004). «Discovery of five irregular moons of Neptune». Grav, Tommy; Holman, Matthew J. (2004). «Photometry of irregular satellites of Uranus and Neptune». Wikipedia, la enciclopedia libre.

 

SATÉLITES DE NEPTUNO (1)

El planeta Neptuno tiene 13 satélites conocidos. El más grande es Tritón con mucha diferencia; su diámetro es 6,5 veces superior al del segundo satélite por tamaño que es Proteo.

Mientras Tritón tiene un diámetro de 2.707 km (comparables pero inferiores al de nuestra Luna de 3.474 km), Proteo tan sólo mide 420 km de diámetro medio y no fue descubierto hasta la visita de la sonda Voyager 2 en 1989.

El tercero en volumen es Nereida (340 km) descubierto en 1949 y destaca por tener una órbita muy excéntrica.

El resto de satélites de Neptuno se pueden clasificar en dos grupos: los interiores y los exteriores.

Los cinco satélites más interiores descubiertos por la Voyager 2, poseen diámetros entre 50 km y 250 km y se hallan a una distancia de menos de 50.000 km de Neptuno.

Los cinco satélites más exteriores, descubiertos ya en el siglo XXI, tienen unos tamaños que oscilan entre los 30 km y los 70 km de diámetro, situándose a más de 10 millones de km de Neptuno. El más lejano, Neso llega a alejarse hasta más de 50 millones de km, similar a la tercera parte de la distancia de la Tierra al Sol.

Todos los satélites de Neptuno tienen forma irregular, salvo Tritón que debido a las fuerzas hidrostáticas se solidificó formando una esfera.

DESCUBRIMIENTO

El primer satélite de Neptuno descubierto, fue Tritón en en 1846 por William Lassell. En 1949, Gerard Kuiper descubrió Nereida. Con la llegada de la sonda Voyager 2 en 1989, se observaron seis satélites nuevos y posteriormente la lista se amplió a ocho.

Entre 2002 y 2003 se encontraron 5 satélites más através de sondeos telescópicos desde observatorios terrestres, ampliando la lista hasta 13.

Estos cinco últimos satélites se denominaron: Halímedes, Sao, Laomedeia, Psámate, y Neso.

CARACTERÍSTICAS

La mayoría de los satélites de Neptuno son pequeños e irregulares, además describen por lo general órbitas excéntricas, lo cual apunta que posiblemente sean asteroides capturados por el campo gravitatorio del planeta.

En cuanto a los satélites regulares, se incluyen los seis satélites interiores que describen órbitas circulares alrededor del plano ecuatorial de Neptuno y en el mismo sentido a su rotación.

En orden de distancia son: Náyade, Talas, Despina, Galatea, y Larisa.

Este grupo de satélites parece estar íntimamente relacionado con la distribución de los anillos de Neptuno.

Sólamente dos de estos satélites regulares (los más lejanos de Neptuno) han sido cartografiados con la suficiente resolución como para discernir su forma o superficie.

Larisa, de unos 200 km de diámetro, es alargado. Proteo, sin embargo, se asemeja más a un poliedro irregular, y tiene un diámetro aproximado de 400 km y es el mayor de los satélites regulares.

Ninguno de estos satélites parece haber sido capturado procedente del exterior del sistema de Neptuno, sin más bien fragmentos de una luna que se hubiera formado a partir de la misma nube de el propio planeta, disgregada a causa de múltiples colisiones.

Todos los satélites interiores de Neptuno, son oscuros, su albedo es de entre el 7 y el 10% y es muy probable que estén formados por hielo de agua y compuestos orgánicos oscurecidos por la radiación.

SATÉLITES IRREGULARES

Este grupo incluye por orden de distancia a Neptuno a : Tritón, Nereida, Halímedes, Sao, Laomedeia, Psámate, y Neso.

Generalmente describen órbitas muy excentricas e inclinadas, siendo además la mayoría de ellas retrógradas, es decir, en sentido contrario a la rotación planetaria. Tritón es la excepción, con órbita, aunque retrógrada, casi circular.

Tritón es el mayor satélite del sistema solar con una órbita retrógrada. Se cree que sus características orbitales se deben a que posiblemente sea un satélite capturado por el campo gravitatorio de Neptuno. Dicho campo le atrae irremediablemente hacia el planeta, por lo que Tritón acabará estrellándose contra él.

Una de las teorías sobre la captura de Tritón, es la llamada hipótesis "Anfitrite" que sostiene que Tritón formaba parte de un sistema binario de planetas enanos. En el momento de la captura de Tritón su compañero Anfitrite habría sido expelido más allá de su órbita en dirección a Urano.

Dejamos aquí esta entrada, con un vídeo que nos muestra a Neptuno y sus satélites principales.

BIBLIOGRAFIA:

BBC News - Nuevas lunas para Neptuno (2004).Flammarion, Camille (1880).«Camile Flammarion». Hellenica. La vida de los planetas. Una historia natural del Sistema Solar. Richard Corfield. Basic Books (2007). NASA, Jet Propulsion Laboratory - Neptune Satellite and Moon Data.Cosmos, una guía de campo. Giles Sparrow. (2007) RBA Libros.La captura de Tritón. Jesus Canive (2010) astroseti.org.Amphitrite: A Twist on Triton’s Capture. Steve Desch, Simon Porter (2006).Goldreich, P.; Murray, N.; Longaretti, P. Y.; Banfield, D. (1989). «Neptune's story». Naeye, R. (September 2006). «Triton Kidnap Caper». Banfield, D.; Murray, N. (1992). «A dynamical history of the inner Neptunian satellites». Naeye, R. (September 2006). «How Moon Mass is Maintained». Agnor, C.B.; Hamilton, D.P. (2006). «Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter». Holman, M.; Kavelaars, J. J.; Gladman, B.; et al., BJ; Fraser, WC; Milisavljevic, D; Nicholson, PD; Burns, JA et ál. (2004). «Discovery of five irregular moons of Neptune». Grav, Tommy; Holman, Matthew J. (2004). «Photometry of irregular satellites of Uranus and Neptune». Wikipedia, la enciclopedia libre.

SATÉLITES DE URANO (UMBRIEL, ARIEL Y MIRANDA)

UMBRIEL

Umbriel, es el tercero en tamaño de los cinco satélites principales del planeta Urano y fue descubierto por Williamm Lassell el 24 de octubre de 1851. Es un cuerpo de forma esférica que mide 1.169 km de diámetro.

Sus cráteres de impacto son oscuros, haciendo que la superficie sólo refleje un 16% de la luz incidente, lo cual hace que sea el satélite de Urano con menor albedo.

En las fotografías tomadas por la Voyager 2, que visitó su superficie en 1986, se aprecia una superficie rocosa y llena de cráteres de impacto que se extienden por todo el satélite y que son fruto del bombardeo de los productos de desecho en la formación del sistema solar.

Se trata por tanto de una superficie muy vieja.

Está compuesto mayoritariamente por hielo de agua con partes de roca de carbono y metano congelado. La mayor parte de este metano se encuentra en la superficie. No parece que haya tenido actividad geológica desde hace mucho tiempo.

La característica más destacable de Umbriel es Wanda, en una zona blanca brillante con forma de anillo situada cerca del ecuador del satélite. Tiene 140 km de diámetro y no se sabe con seguridad qué es, pero probablemente sea un cráter cubierto con algún tipo de hielo.

También se conoce otro cráter llamado Skind, con un brillante pico central. Esto significa que la capa oscura no es muy profunda pues el material adyacente es blanco.

ARIEL

Es el cuarto mayor por tamaño, con más de 1000 km de diámetro. Fue descubierto el 24 de ctubre de 1851 por William Lassel al mismo tiempo que Umbriel.

La órbita de Ariel es casi circular y de muy baja inclinación respecto al ecuador de Urano. El radio de su órbita son 190.000 km, y se encuentra a unos 165.000 km de Urano, siendo su satélite más próximo.

Ariel tiene una rotación sincrónica, tardando lo mismo en girar sobre sí mismo que alrededor de Urano, empleando en ambos movimientos 2,52 días terrestres, presentando siempre la misma cara a Urano.

Es un objeto cuasi-esférico de 1.158 km de diámetro medio, sólo un poco más pequeño que Umbriel. Ariel es el más brillante de los grandes satélites de Saturno con un albedo en torno al 40%.

La superficie de Ariel es una de las más jóvenes y menos craterizadas del sistema de Urano. Sus cráteres son de 5 a 10 km.

Su historia geológica debe ser parecida a la de Titania pues sufrió de manera significativa el bombardeo con los restos de formación del sistema de satétlites de Urano y borró casi totalmente los grandes cráteres.

Su superficie presenta pruebas de tectónica global con estrechos valles limitados por fallas de estiramientos y cañones. Las fallas están mucho más desarrolladas que en Titania, llegando a alcanzar los valles de éstas decenas de km de profundidad.

Durante el bombardeo heliocéntrico, ya empezó el vulcanismo a cubrir grandes cráteres. La irradiación del calor interior enfrió este satélite desde fuera al interior, donde se congeló el agua, aumentó así el tamaño y se dilató la superficie.

También hay signos evidentes de expulsión de material desde el interior del satélite.

Su composición es similar a los otros grandes satélites de Urano (50% hielo, 30% silicatos y 20% de metano congelado).

En cuanto a su exploración, la voyager 2 en enero de 1986 fue la única que le sobrevoló, aproximándose como más cerca a 127.000 km, el 24 de enero del citado año. Solamente fotografió el hemisferio sur porque era el único sobre el que incidía luz solar.

MIRANDA

Es el menor de los cinco satélites principales de Urano y último en descubrirse, por Gerard Kuiper el 16 de febrero de 1948.

La inclinación de su órbita es muy alta.

La fricción provocada por las fuerzas de marea podría haber causado un calentamiento interior del satélite y ser el origen de la actividad geológica.

Miranda es un cuerpo cuasi-esférico de 472 km de diámetro.

Parece ser que este satélite nació de manera muy violenta, dada su extraordinaria orografía. Su superficie está formada en su mayoría por hielos de agua, con un interior posiblemente formado por rocas silicatadas y compuestos ricos en metano.

Geológicamente, Miranda ha sido el cuerpo más activo del sistema solar.

Su superficie está atravesada por grandes cañones de hasta 20 km de profundidad con regiones de terreno resquebrajado, lo que indica una muy intensa actividad geológica en el pasado.

Parece ser que Miranda, en el pasado sufrió un fuerte impacto que estuvo a punto de destruirlo.

Bibliografia:

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