Uranovy měsíce vás na chvíli přenesou do Shakespearova díla „Sen noci svatojánské“. Většina z nich totiž dostala jména po protagonistech světoznámé divadelní hry. Podívejme se na ně podrobněji.
První dva Uranovy měsíce objevil už Willhelm Herschell v roce 1787. Jeho syn John Herschell je pojmenoval Oberon a Titania. Další dva byly objeveny v roce 1851 Williamem Lassellem. Dostaly jméno Ariel a Umbriel. Poslední z hlavních měsíců Uranu, Mirandu, objevil až v roce 1948 Gerard Kuiper. Sonda Voyager 2, která minula Uran v roce 1986 se zasloužila o objev desítky dalších měsíců. Na přelomu tisíciletí objevily pozemské teleskopy a vesmírný Hubble teleskop další přirozené satelity Uranu.
Všechny jeho měsíce se dají rozdělit do tří skupin: malé a blízké měsíce s téměř kruhovými dráhami, větší měsíce tzv. hlavní skupiny a vzdálené měsíce s často excentrickými oběžnými dráhami.
Hlavní měsíce
Systém Uranových měsíců má relativně málo hmoty. Kdybychom sečetli dohromady váhu pěti hlavních Uranových měsíců, nebude větší, než 13 % váhy Měsíce, který obíhá naši Zemi.
Uranovi souputníci mají relativně nízké albedo - schopnost odrážet sluneční světlo. Nejtmavším je Umbriel (0,20) a nejsvětlejším z nich je Ariel (0,35). Odrážejí tedy jen asi pětinu až třetinu světla, které na ně dopadá ze Slunce.
Měsíce Uranu se skládají ze zhruba stejného podílu ledu a kamenné složky. Led může být tvořen jak vodou, tak čpavkem nebo oxidem uhličitým.
Na Arielu pozorujeme nejméně kráterů, má tedy nejmladší povrch. Naopak nejstarším povrchem se pyšní měsíc Umbriel. Relativně malá Miranda, se svými 20 kilometrů hlubokými kaňony, nejspíše svědčí o (geologicky) nedávné katastrofě. Její chaotický povrch je patrně následkem masivní srážky, při které byl celý měsíc roztříštěn na kusy, aby se později znovu složil dohromady jako poničený puzzle.
Neregulární měsíce
Na rozdíl od malých nebo větších měsíců, které obíhají svou planetu v rovině rovníku nebo blízko ní, mají plynové planety i větší množství tzv. neregulárních souputníků.Jedná se často o nepravidelné kusy skal, které se pohybují po vysoce eliptických nebo neuzavřených drahách a navíc často obíhají proti směru rotace planety. Obecně se soudí, že většina z nich byla původně planetkami, zachycenými gravitačním polem obřích planet. Uranův gravitační vliv například zasahuje ještě i tělesa, která jsou vzdálená 70 miliónů kilometrů.
Rodina neregulárních Uranových měsíců se skládá ze dvou částí: blízké a málo excentrické se jmenují Francisco, Caliban, Stephano a Trinculo. Vnější a hodně excentrické nesou jména Sycorax, Prospero, Setebos a Ferdinand.
Titania
Poté, co William Herschell v roce 1871 objevil Uran, jeho zájem o vzdálenou planetu nepolevil. O šest let později si mohl na svůj vrub zapsat dva další nové objevy – tentokrát jimi byly dva měsíce – Titania a Oberon. V průběhu následujících let pak zaregistroval ještě čtyři další, jejichž existence se ale nepotvrdila. O výborných kvalitách Herschellova teleskopu a talentu vypovídá i následující skutečnost: ještě padesát let poté, co Herschell oba měsíce objevil a zapsal jejich polohu, je nikdo jiný v žádném jiném teleskopu nezaregistroval.
Titania obíhá Uran ve vzdálenosti 436 300 km (17 Uranových poloměrů) od centra planety. Nachází se téměř přesně v rovině jeho rovníku, má sklon jen 0,079°.
Na vnitřní straně sousedí s měsícem Umbriel, který je vzdálený 170 000 km, na vnější straně s Oberonem (147 000 km vzdáleným).
Titania obíhá Uran ve vázané rotaci – obrací ke své planetě stále stejnou polokouli. Jeden oběh jí trvá 8 dní, 16 hodin, 56 minut a 59 vteřin. Nachází se uvnitř magnetosféry Uranu. Díky zvláštní orientaci rotační ose Uranu (a tím i poloze jeho měsíců), panuje na povrchu Titanie extrémní „počasí“. Póly se střídavě halí do tmy nebo dostávají do dlouhého, dne, který trvá polovinu oběhu kolem Slunce – 42 let.
Se svým průměrem 1577,8 km se řadí Titania mezi větší měsíce. Je jen o něco málo větší, než její přímý soused Oberon, který je jí podobný i v řadě vlastností. Oba měsíce vznikly z akrečního disku, z původní protohmoty, ze které se formovaly i všechny planety naší soustavy.
Titania má hustotu 1,71 g/cm^3. To znamená, že se pravděpodobně skládá z 50 % vodního ledu, 20 % kamene (silikátů) a 30 % organických sloučenin. Vzhledem k vázané rotaci má tento měsíc dvě rozdílné polokoule. Její „přední“ (tedy ta, která leží při oběhu kolem Uranu ve směru pohybu) obsahuje více ledu. Na „zadní“ polokouli se nachází spíše více tmayých uhlíkatých složek.
Je možné, že se hmota uvnitř Titanie rozdělila do kamenného jádra, pokrytého pláštěm z vody. Jádro by pak mohlo být velké 1050 km a tvořit dvě třetiny jejího průměru. Voda by mohla být při tlaku, který zde panuje, v tekutém stavu, a to navzdory nízké teplotě (-83 °C). Mohly by tomu napomáhat také čpavek a jiné příměsi, které by z vody dělaly pravou nemrznoucí směs. Oceán pod ledovým povrchem Titanie by mohl být 50 km hluboký.
Povrch Titanie je zbrázděn krátery, jejich ale daleko méně, než u sousedního Oberonu. Navíc sonda Voyager 2 našla na povrchu měsíce mladší útvary. Titania byla nejspíše v geologicky mladších dobách relativně aktivní. Tomu odpovídá i barva povrchu. Je méně načervenalý než u Oberonu – na povrchu se totiž nachází i relativně čerstvý led. Na přední polokouli je zároveň více červenavého materiálu. Titania ho nejspíše „sbírá“ na své cestě kolem Uranu. Tento materiál může pocházet z neregulárních měsíců.
Teploty kolísají mezi -184 °C a -213 °C. Zvláštní sklon rotační osy Uranu způsobuje, že nejteplejšími místy na povrchu Titanie jsou její póly – dostávají totiž střídavě do Slunce maximum tepla. Nejchladnější oblasti na povrchu měsíce se nacházejí naopak v oblasti rovníku. Atmosféra je jen velice řídká a obsahuje oxid uhličitý. Malá gravitace Titanie způsobuje, že ji lehčí plyny opouštějí a migrují na oběžnou dráhu kolem Uranu.
Oberon
Oberon obíhá kolem centra Uranu po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti 22,8 planetárních průměrů. Je posledním a od planety nejvzdálenějším ze všech „regulárních“ měsíců. Vně jeho oběžné dráhy se pohybují už jen neregulární měsíce – nejbližším z nich je Francisco ve vzdálenosti 3 700 000 km.
Oběžná doba trvá měsíci 13 dní, 11 hodin, 7 minut a 3 vteřiny. Stejně jako Titanie, má i Oberon vzhledem k Uranu tzv. „vázanou rotaci“ – kolem své osy se otočí za stejnou dobu, za jakou oběhne svou planetu. Stejně jako u Titanie, nacházíme u Oberonu 42 let trvající „roční období“. Měsíc přiklání ke Slunci střídavě oba své póly.
Oberon se ale na rozdíl od Titanie už nachází částečně vně magnetosféry Uranu, která ho tak nemůže chránit proti slunečnímu větru.
Rozměrem se Oberon přibližuje Titanii.Jeho průměr je 1520 km. Hmota, ze které se vytvořil, obsahovala poněkud více lehčích prvků, takže má o něco nižší hustotu – 1,63 g/cm3. Skládá se nejspíše z 50 % ledu, 30 % silikátů a 20 % uhlovodíků.
Od Titanie a ostatních Uranových měsíců se Oberon liší nízkým zastoupením vodního ledu na „přední“ polokouli (té, která leží ve směru jeho pohybu kolem Uranu). Způsobují ho pravděpodobně jevy, vytvořené slunečním větrem. Molekuly vody se působením záření rozkládají, proto je jejich koncentrace nižší.
Stejně jako u Titanie, existuje uvnitř Oberonu možná tekutý oceán. Bude ale nejspíše o něco mělčí, mohl by dosáhnout hloubky 40 km. Celkově byl v minulosti Oberon méně geologicky aktivní než Titanie. Jeho povrch je zbrázděn velkým množstvím kráterů. Na jejich dně se usadila zatím neznámá tmavá látka, která mohla vzniknout například rozkladem uhlovodíků.
Načervenalá barva povrchu Oberonu pochází z materiálu, který měsíc posbíral na své oběžné dráze. Dostal se na ni s největší pravděpodobností z vnějších iregulárních Uranových měsíců po srážkách s malými asteroidy.
Teplota na povrchu Oberonu kolísá mezi -193 °C a -203 °C.
Oberon vznikl ze stejného akrečního disku, ze kterého se vytvořil i Uran a ostatní planety Sluneční soustavy – je možné, že to bylo poté, co Uran zasáhla protoplaneta, která vychýlila jeho rotační osu do dnešní podoby.
Složení protodisku není přesně známo. Uranův systém ale naznačuje, že v něm bylo o něco méně vody, než v oblasti, ve které vznikl Saturn.
Jak přesně se vyvíjelo Oberonovo nitro, není známo. Platné teorie popisují dočasné nahřátí nitra měsíce v důsledku rozpadu radioaktivních elementů v původní protohmotě. To mohlo přivést k rozdělení materiálu na kamenné jádro, který by byl krytý vodním pláštěm. Postupem doby mohl původně vzniklý oceán naopak zamrznout, pakliže se zdroj tepla v nitru Oberonu vyčerpal.
Žádné komentáře:
Okomentovat