Oberon (satelita)

Article

February 5, 2023

Oberon, zwany także Uranem IV, jest najbardziej oddalonym naturalnym satelitą planety Uran. Ten satelita jest drugim co do wielkości satelitą Urana i dziewiątym co do wielkości satelitą w Układzie Słonecznym. Oberon został odkryty przez Williama Herschela w 1787 roku i nazwany na cześć króla wróżek ze Snu nocy letniej Szekspira. Jego orbita znajduje się częściowo poza magnetosferą Urana. Wydaje się, że Oberon powstał z dysku akrecyjnego, który otaczał Urana po jego utworzeniu. Satelita składa się z lodu i skał i prawdopodobnie dzieli się na skaliste jądro i lodowy płaszcz. Na granicy między płaszczem a rdzeniem może istnieć warstwa wody. Powierzchnia Oberona, która jest ciemna i lekko czerwona, wydaje się być uformowana przez uderzenie asteroidy i komety, i jest pokryty licznymi kraterami uderzeniowymi, które mogą mieć średnicę do 210 km. W Oberonie występują również serie chasmat (rówów lub skarp), które powstały podczas rozbudowy kerralu w wyniku rozwoju ich wnętrz we wczesnej ewolucji. Nowy układ Urana został dokładnie zbadany przez sondę Voyager 2, która wykonała kilka zdjęć Oberona w styczniu 1986 roku, dzięki czemu zmapowano 40% powierzchni Oberona.

Odkrycie i nazewnictwo

Oberon został znaleziony przez Williama Herschela 11 stycznia 1787 roku; tego samego dnia odkrył największy księżyc Urana, Tytanię. Następnie zgłosił znalezienie czterech kolejnych satelitów, chociaż te satelity okazały się nieistniejące. Przez prawie pięćdziesiąt lat po ich odkryciu Tytanii i Oberona nie obserwowano innymi instrumentami niż instrumenty Williama Herschela, chociaż dziś można je zobaczyć z Ziemi przez amatorskie teleskopy.Wszystkie księżyce Urana noszą nazwy od postaci stworzonych przez Williama Szekspira lub Aleksandra Pope'a. Imię Oberon pochodzi od imienia Oberona, króla wróżek ze Śnu nocy letniej. Nazwy wszystkich czterech księżyców Urana zostały zaproponowane przez syna Herschela, Johna, w 1852 roku na prośbę Williama Lassella, który rok wcześniej odkrył pozostałe dwa księżyce, Ariel i Umbriel. Angielska forma przymiotnika Oberona to Oberonian. Oberon był pierwotnie określany jako „drugi satelita Urana”, aw 1848 roku William Lassell nadał mu oznaczenie Uran II, chociaż czasami używa on również numeracji Williama Herschela (w której ponumerowane są Tytania i Oberon II i IV). W 1851 roku Lassell ponumerował cztery księżyce znane w tamtym czasie na podstawie ich odległości od Urana i od tego czasu Oberon został nazwany Uranem IV.

Orbita

Oberon okrąża Urana z odległości około 584 000 km, co czyni go najbardziej odległym z pięciu głównych księżyców Urana. Orbita Oberona jest nieco ekscentryczna i nachylona względem równika Urana. Jego okres orbitalny wynosi około 13,5 dnia, czyli tyle samo, co okres rotacji. Innymi słowy, Oberon ma orbitę synchroniczną i blokuje pływy, jedna strona satelity jest zawsze zwrócona w stronę Urana. Część orbity Oberona leży poza magnetosferą Urana. W rezultacie jego powierzchnia jest bezpośrednio wystawiona na działanie wiatru słonecznego. Jest to ważne, ponieważ tylna strona (strona przeciwna do kierunku obrotu wokół Urana lub tylnej półkuli) satelitów krążących w magnetosferze jest wystawiona na działanie plazmy magnetosfery, która obraca się wraz z planetą. Ta ekspozycja może spowodować przyciemnienie tylnej strony, które można zaobserwować na wszystkich księżycach Urana z wyjątkiem Oberona.Ponieważ Uran okrąża Słońce po swojej stronie, a orbity jego satelitów znajdują się w płaszczyźnie równika planety, doświadczają one ekstremalnych cykli sezonowych. Zarówno północny, jak i południowy biegun Oberona były spowite ciemnością przez 42 lata, a przez następne 42 lata ciągłe wystawienie na działanie promieni słonecznych, kiedy słońce wschodziło blisko zenitu nad jednym biegunem podczas każdego przesilenia. Przelot sondy Voyager 2 obok Oberona zbiegł się z południowym przesileniem letnim w 1986 roku, kiedy prawie cała półkula północna pogrążyła się w ciemności. Co 42 lata, kiedy Uran doświadcza równonocy i jego płaszczyzna równikowa przecina się z Ziemią, możliwe jest zakrycie księżyców Urana. Takie zdarzenie, które trwało sześć minut,

Skład i struktura wewnętrzna

Oberon jest drugim co do wielkości księżycem Urana po Tytanii i dziewiątym co do wielkości księżycem w Układzie Słonecznym. Jego gęstość została zarejestrowana przy 1,63 g/cm³, czyli większej niż gęstość typowego satelity Saturna, co wskazuje, że Oberon składa się z równych części lodu i nie-lodu. Składnik nielodowy może składać się z materii skalistej i węgla, który zawiera związki organiczne. Obecność lodu wodnego potwierdzają obserwacje spektroskopowe, które wskazują na obecność krystalicznego lodu wodnego na powierzchni Oberona. Pasma absorpcji lodu wodnego są silniejsze na tylnej stronie Oberona niż na przedniej (strona zwrócona w kierunku obrotu wokół Urana lub wiodącej półkuli). Kontrastuje to z tym, co obserwuje się na innych księżycach Urana, których przednia strona ma silniejszą sygnaturę lodu wodnego. Przyczyna tego jest nadal nieznana, ale może być związany z tworzeniem się gleby poprzez uderzenie w mocniejszą powierzchnię na krawędzi natarcia. Uderzenia meteorytów mają tendencję do usuwania lodu z powierzchni, pozostawiając ciemny, nielodowy materiał. Ciemna materia mogła powstać w wyniku radiacyjnej obróbki klatratu metanu lub radiacyjnego ciemnienia innych związków organicznych. Oberon mógł zróżnicować się w skaliste jądro otoczone lodowym płaszczem. Gdyby tak było, promień rdzenia Oberona (480 km) wynosiłby 63% promienia Oberona, a jego masa wynosiłaby około 54% masy Oberona - te proporcje są określone na podstawie składu Oberona. Ciśnienie w centrum Oberona zostało zarejestrowane na poziomie około 0,5 GPa (5 kbar). Obecny stan płaszcza lodowego jest nadal niejasny. Jeśli lód zawiera wystarczającą ilość amoniaku lub innego środka przeciw zamarzaniu, Oberon może mieć płynny ocean między rdzeniem a płaszczem.

Wygląd powierzchni i geologia

Oberon jest drugim najciemniejszym dużym księżycem Urana po Umbriel. Jego współczynnik odbicia powierzchni spada z 31% przy kącie fazowym 0° (albedo geometryczne) do 22% przy kącie około 1°. Oberon ma albedo Bonda na poziomie około 14%. Powierzchnia jest na ogół czerwona, z wyjątkiem świeżych osadów uderzeniowych, które są zwykle neutralne lub lekko niebieskie. W rzeczywistości Oberon jest najbardziej czerwonym z głównych księżyców Urana. Przednia strona jest bardziej czerwona niż tylna, ponieważ zawiera więcej czerwonawej substancji. Zaczerwienienie powierzchni wynika z narażenia na naładowane cząstki i mikrometeoryty. Jednak rozbieżność kolorów Oberona jest bardziej prawdopodobna z powodu akrecji czerwonawej materii spoza układu Urana, prawdopodobnie z nieregularnych księżyców, które pojawią się głównie na awersie. Naukowcy zidentyfikowali dwa rodzaje cech powierzchni na Oberonie: kratery i chasmaty (długie, strome zagłębienia głębokie w dolinach, które na Ziemi można by nazwać dolinami ryftowymi lub skarpami). Powierzchnia Oberona jest najbardziej pokryta kraterami z księżyców Urana, a gęstość kraterów jest prawie nasycona - ponieważ powstawanie nowych kraterów jest równoważone niszczeniem starych. Duża liczba kraterów wskazuje, że powierzchnia Oberona jest jednym z najstarszych księżyców Urana. Średnica krateru może sięgać 206 kilometrów dla największego krateru na satelicie, czyli krateru Hamleta. Wiele dużych kraterów jest otoczonych promieniście rozrzuconymi wyrzutami (odłamkami) składającymi się z lodu. Dna największych kraterów, Hamleta, Otella i Makbeta, zbudowane są z bardzo ciemnego materiału, który wytrącił się po ich utworzeniu. Szczyt o wysokości 11 km można zaobserwować na niektórych zdjęciach Voyagera w pobliżu południowo-wschodniego regionu Oberon, który może być szczytem w centrum dużego basenu uderzeniowego o średnicy około 375 km. Powierzchnia Oberona jest poprzecinana dolinami, których nie ma tak dużo jak na Tytanii. Zbocza doliny mogą być skarpami utworzonymi przez uskoki, które mogą być stare lub niedawne. Najważniejszą doliną w Oberon jest Mommur Chasma. Na geologię Oberonu mają wpływ dwie siły: powstawanie kraterów uderzeniowych i endogeniczne odnawianie powierzchni. Powstawanie kraterów uderzeniowych miało miejsce w całej historii Oberona i jest odpowiedzialne za jego dzisiejszy wygląd. Endogenne odnawianie powierzchni ma miejsce po utworzeniu Oberon. Proces endogeniczny ma charakter tektoniczny i tworzy doliny, które w rzeczywistości są gigantycznymi pęknięciami w skorupie lodowej. Dolina niszczy część starej nawierzchni. Szczelina skorupy ziemskiej jest spowodowana ekspansją Oberonu o 0,5%, która występuje w dwóch fazach związanych ze starą i młodą doliną. Natura ciemnych plam, które występują głównie na forhendzie iw kraterze, jest nadal nieznana. Niektórzy naukowcy sugerują, że bryły powstały w wyniku kriowulkanizacji, podczas gdy inni uważają, że uderzenie wyrzuciło ciemną materię, która została zakopana pod czystym lodem (skorupą). Zgodnie z drugą hipotezą Oberon powinien być częściowo zróżnicowany, ze skorupą lodową spoczywającą na niezróżnicowanym wnętrzu. który występuje w dwóch fazach związanych ze starą i młodą doliną. Natura ciemnych plam, które występują głównie na forhendzie iw kraterze, jest nadal nieznana. Niektórzy naukowcy sugerują, że bryły powstały w wyniku kriowulkanizacji, podczas gdy inni uważają, że uderzenie wyrzuciło ciemną materię, która została zakopana pod czystym lodem (skorupą). Zgodnie z drugą hipotezą Oberon powinien być częściowo zróżnicowany, ze skorupą lodową spoczywającą na niezróżnicowanym wnętrzu. który występuje w dwóch fazach związanych ze starą i młodą doliną. Natura ciemnych plam, które występują głównie na forhendzie iw kraterze, jest nadal nieznana. Niektórzy naukowcy sugerują, że bryły powstały w wyniku kriowulkanizacji, podczas gdy inni uważają, że uderzenie wyrzuciło ciemną materię, która została zakopana pod czystym lodem (skorupą). Zgodnie z drugą hipotezą Oberon powinien być częściowo zróżnicowany, ze skorupą lodową spoczywającą na niezróżnicowanym wnętrzu. podczas gdy inni uważają, że uderzenie wyrzuciło ciemną materię zakopaną pod nieskazitelnym lodem (skorupą). Zgodnie z drugą hipotezą Oberon powinien być częściowo zróżnicowany, ze skorupą lodową spoczywającą na niezróżnicowanym wnętrzu. podczas gdy inni uważają, że uderzenie wyrzuciło ciemną materię zakopaną pod nieskazitelnym lodem (skorupą). Zgodnie z drugą hipotezą Oberon powinien być częściowo zróżnicowany, ze skorupą lodową spoczywającą na niezróżnicowanym wnętrzu.

Pochodzenie i ewolucja

Uważa się, że Oberon powstał z dysku akrecyjnego lub podmgławicy: dysku gazu i pyłu, który otaczał Urana jakiś czas po jego utworzeniu lub powstał w wyniku gigantycznego uderzenia, które najprawdopodobniej przechyliło Urana. Dokładny skład mgławicy jest nadal nieznany; jednak stosunkowo wysokie zagęszczenie Oberona i innych księżyców Urana w porównaniu z księżycami Saturna sugeruje brak zawartości wody. Zawartość węgla i azotu może występować raczej w postaci tlenku węgla i N2 niż metanu i amoniaku. Satelity, które tworzą się w takiej podmgławicy, zawierają mniej lodu wodnego (z CO i N2 uwięzionymi w postaci klaranu) i więcej skał, co wyjaśnia, dlaczego księżyce Urana mają tak dużą gęstość. Akrecja Oberona mogła trwać kilka tysięcy lat. Zderzenia towarzyszące akrecji powodują nagrzewanie zewnętrznych warstw Oberona. Na głębokości około 60 km maksymalna temperatura może osiągnąć 230 K. Po zakończeniu formowania warstwy podpowierzchniowe ochładzają się, podczas gdy wnętrze Oberona nagrzewa się w wyniku rozpadu radioaktywnych pierwiastków w jego skałach. Chłodząca warstwa przypowierzchniowa kurczy się, podczas gdy warstwa wewnętrzna rozszerza się. Spowodowało to silne naprężenia rozszerzające w skorupie Oberona, które spowodowały pęknięcie. Obecna seria dolin mogła być wynikiem tego procesu, który trwał około 200 milionów lat, co sugeruje, że spowodowana przez niego aktywność endogenna zakończyła się miliardy lat temu. Początkowe ogrzewanie akrecyjne wraz z ciągłym rozpadem promieniotwórczym może spowodować stopienie lodu w obecności środka przeciw zamarzaniu, takiego jak amoniak (w postaci wodzianu amoniaku) lub sole. Dalsze topnienie może spowodować oddzielenie lodu od skały i utworzenie skalistego rdzenia otoczonego lodowym płaszczem. Warstwa ciekłego oceanu bogata w rozpuszczony amoniak prawdopodobnie utworzyła się między rdzeniem a płaszczem. Temperatura eutektyczna tej mieszaniny wynosi 176 K. Gdyby temperatura spadła poniżej tej wartości, oceany już by zamarzły. Zamarznięcie wody spowoduje rozszerzenie wnętrza, co może również doprowadzić do powstania dolinowych rowów. Po prostu wiedza o ewolucji Oberona jest wciąż ograniczona. Dalsze topnienie może spowodować oddzielenie lodu od skały i utworzenie skalistego rdzenia otoczonego lodowym płaszczem. Warstwa ciekłego oceanu bogata w rozpuszczony amoniak prawdopodobnie utworzyła się między rdzeniem a płaszczem. Temperatura eutektyczna tej mieszaniny wynosi 176 K. Gdyby temperatura spadła poniżej tej wartości, oceany już by zamarzły. Zamarznięcie wody spowoduje rozszerzenie wnętrza, co może również doprowadzić do powstania dolinowych rowów. Po prostu wiedza o ewolucji Oberona jest wciąż ograniczona. Dalsze topnienie może spowodować oddzielenie lodu od skały i utworzenie skalistego rdzenia otoczonego lodowym płaszczem. Warstwa ciekłego oceanu bogata w rozpuszczony amoniak prawdopodobnie utworzyła się między rdzeniem a płaszczem. Temperatura eutektyczna tej mieszaniny wynosi 176 K. Gdyby temperatura spadła poniżej tej wartości, oceany już by zamarzły. Zamarznięcie wody spowoduje rozszerzenie wnętrza, co może również doprowadzić do powstania dolinowych rowów. Po prostu wiedza o ewolucji Oberona jest wciąż ograniczona. Ocean powinien być już zamarznięty. Zamarznięcie wody spowoduje rozszerzenie wnętrza, co może również doprowadzić do powstania dolinowych rowów. Po prostu wiedza o ewolucji Oberona jest wciąż ograniczona. Ocean powinien być już zamarznięty. Zamarznięcie wody spowoduje rozszerzenie wnętrza, co może również doprowadzić do powstania dolinowych rowów. Po prostu wiedza o ewolucji Oberona jest wciąż ograniczona.

Badanie

Jak dotąd jedyne zbliżenie Oberona zostało zrobione przez sondę Voyager 2, która przechwyciła satelitę podczas przelotu obok Urana w styczniu 1986 roku. Najbliższa odległość Voyagera 2 od Oberona wynosi 470 600 km. Najlepsze zdjęcie Oberona ma rozdzielczość 6 km. Obraz obejmuje około 40% powierzchni, ale tylko 25% powierzchni jest obrazowane w rozdzielczości umożliwiającej tworzenie map geologicznych. W czasie przelotu południowa półkula Oberona wciąż była zwrócona w stronę Słońca, więc ciemna półkula północna nie mogła być badana. Żadna inna sonda nie odwiedziła układu Urana i jak dotąd nie planowano żadnych misji na Urana.

Notatki

notatka

Linki zewnętrzne

Arnett, Bill (22 grudnia 2004). „Profil Oberona” . Dziewięć Planet. Arnett, Bill (17 listopada 2004). „Widząc Układ Słoneczny”. Dziewięć Planet. Hamilton, Calvin J. (2001). "Oberon" di situs Widoki Układu Słonecznego Oberon: Przegląd Diarsipkan 2007-08-01 di Wayback Machine. di situs Solar System Exploration Diarsipkan 2006-04-25 przez Wayback Machine. NASA Tata Nama Oberon z lokalizacji Tata Nama Keplanetan USGS

Original article in Indonesian language