Es el mayor de los satélites del planeta Urano y el octavo del sistema solar.
Fue descubierto por William Herschel el 11 de enero de 1787.
Orbita sobre Urano a una distancia de aproximadamente 436.000 km, siendo el segundo más alejado del planeta de sus cinco principales satélites.Su período orbital es de alrededor de 8,7 días coincidentes con el período de rotación sobre su eje, de forma que una cara de Titania siempre apunta hacia Urano, al igual que ocurre con la Luna respecto a la Tierra.
Su órbita transcurre completamente dentro de la magnetosfera de Urano que le hace estar "tumbado" respecto al Sol, al girar sus satélites en el plano ecuatorial se ven sometidos a un ciclo estacional extremo.
COMPOSICIÓN Y ESTRUCTURA INTERNA
Titania es el mayor de los satélites de Urano, con una densidad de 1710 kg/metro cúbico, lo que indica que está formado de proporciones iguales de hielo de agua y de un componente más denso que puede incluir rocas y compuestos orgánicos pesados.
Las líneas de absorción del hielo de agua son más fuertes en el hemisferio delantero al del sentido de la traslación del satélite que en el hemisferio trasero.
Partículas de alta energía someten a la superficie a un proceso de pulverización catódica descomponiendo el agua y los compuestos orgánicos, dejando como residuo un oscuro material rico en carbono.
Excepto el agua, el único co
mpuesto identificado en la superficie de Titania por espectrocopia infrarroja, es el dióxido de carbono, que se concentra fundamentalmente en el hemisferio trasero.
mpuesto identificado en la superficie de Titania por espectrocopia infrarroja, es el dióxido de carbono, que se concentra fundamentalmente en el hemisferio trasero.Otros candidatos para la superficie oscura incluyen ricas y varias sales y compuestos orgánicos.
El interior de Titania puede dividirse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado que sería de 520 km, el 66% del radio total del satélite y el 58% del total de su masa.
El estado actual del manto es desconocido y si contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante, Titania podría contener un océano líquido en el límite entre el núcleo y el manto.
ACCIDENTES SUPERFICIALES Y GEOLOGÍA
Tiene un brillo intermedio entre oscuro y claro. La superficie presenta un color ligeramente rojo. Los depósitos de impacto recientes son más azulados, mientras que las suaves llanuras del hemisferio delantero son más rojos.
Es posible que exista una asimetría entre hemisferios delantero y trasero. Se han identificado dos clases de accidentes geológicos en Titania, cráteres de impacto y cañones llamados en lenguaje astrogeológico chasmata y escarpes.
Los diámetros de los cráteres varían entre unos pocos kilómetros hasta los 326 km de Gertude, el mayor cráter conocido.
Algunos cráteres como Úrsula y Jessica están rodeados de rayos de eyección consistentes en hielo relativamente reciente. Todos los cráteres de Titania tienen fondos planos y picos centrales, a excepción de Úrsula que tiene un foso en el centro.
La superficie de Titania está cortada por un sistema de enormes fallas normales y escarpes.En algunos lugares las fallas paralelas en la corteza helada de Titania forman fosas tectónicas. El más destacado de los cañones de Titania es el Messina Chasma que corre a lo largo de 1.500 km desde el ecuador hasta casi el polo sur.
Las fosas tectónicas son entre 20 y 50 km de ancho con una profundidad de entre 2 y 5 km. Estas fosas son probablemente los accidentes más jóvenes de Titania ya que cortan cráteres e incluso las llanuras de suave relieve.
La geología de Titania estuvo influída 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 abarcó toda su superficie y los segundos fueron globales en su alcance, pero sólo fueron activos durante un tiempo concreto después de su formación.
ATMÓSFERA
La presencia de dióxido de carbono en la superficie sugiere de Titania puede tener una tenue atmósfera estacional de Co2. Los datos revelan que no puede tener una atmósfera de más de entre 10 y 20 nbar, lo que la haría si existiese, muy tenue.
Se puede acumular dióxido de carbono en las latitudes bajas de Titania, donde puede existir de manera estable en zonas de albedo alto y regiones sombreadas de la superficie en forma de hielo.
El hielo de dióxido de carbono acumulado puede ser eliminado por partículas magnetosféricas que erosionan la superficie. Se piensa que Titania ha perdido una significativa parte de su dióxido de carbono inicial desde su formación hace 4.600 millones de años.
ORIGEN Y EVOLUCIÓN
Parece ser que 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 probablemente además causó la inclinación de su eje.
La acreción de Titania posiblemente duró unos cuantos miles de años y los impactos que la acompañaron causaron el calentamiento de la capa externa del satélite.
El calor ini
cial de la acreción junto con la desintegración de elementos radiactivos pudieron ser suficientemente intensos como para fundir el hielo si algún anticongelante, como amoníaco, en forma de hidrato estaba presente.
cial de la acreción junto con la desintegración de elementos radiactivos pudieron ser suficientemente intensos como para fundir el hielo si algún anticongelante, como amoníaco, en forma de hidrato estaba presente.El proceso de fusión es posible que haya llevado a la separación del hielo de la roca y se haya formado un núcleo rocoso rodeado de un manto de hielo. Una capa de agua líquida rica en amoníaco disuelto puede haberse formado en el límite entre el núcleo y el manto.
De momento, el conocimiento que se tiene de la evolución de Titania es muy limitado. De hecho, las únicas imágenes cercanas de que se dispone provienen del sobrevuelo de Urano por la sonda Voyager 2 en enero de 1986.
Dichas imágenes cubren aproximadamente un 40% de la superficie, aunque sólo un 24% de las mismas son de buena calidad.
Ninguna otra sonda se ha aproximado a Urano desde entonces y ninguna misión ha sido programada en un futuro cercano.
Damos aquí por finalizada esta entrada y lo referido a Titania.
Bibliografia:
«Planetary Satellite Mean Orbital Parameters». Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. and Synnott, S.P. (1992). «The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data». The Astronomical Journal.Widemann, T.; Sicardy, B.; Dusser, R. et al. (2009). «Titania’s radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation».Karkoschka, E. (2001). «Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope».Herschel, W (1787). «An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet». Philosophical Transactions of the Royal Society of London.Herschel, W. (1788). «On George's Planet and its satellites» (en inglés). Philosophical Transactions of the Royal Society of London.Herschel, W. (1798). «On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus; The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained» (en inglés). Philosophical Transactions of the Royal Society of London.Struve, O. (1848). «Note on the Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.Newton, B.; Teece, P. (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. Kuiper, G. P. (1949). «The Fifth Satellite of Uranus» (en inglés). Publications of the Astronomical Society of the Pacific.Lassell, W. (1852). «Beobachtungen der Uranus-Satelliten» (en alemán). Astronomische Nachrichten.Lassell, W. (1851). «On the interior satellites of Uranus» (en inglés). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Lassell, W. (1848). «Observations of Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.Lassell, W. (1850). «Bright Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Lassell,W. (1851). «Letter from William Lassell, Esq., to the Editor». Astronomical Journal.Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et al. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results».Wikipedia, la enciclopedia libre.










