Av Sabine Stanley, Ph.D., Johns Hopkins University

Oppdagelsen av Uranus måner

William Herschel, personen som oppdaget Uranus, var også den første som oppdaget måner som kretser rundt planeten. Seks år etter at han oppdaget Uranus, en eneste natt, fant han de to største uranske månene: Titania og Oberon. Begge er mindre enn halvparten av diameteren på Jordens måne.

Det tok ytterligere 60 år for astronomer å finne de to neste største månene, Ariel og Umbriel, som bare er diameteren på Jordens måne. Så tok det nesten 100 år mer å finne den neste, Miranda, som bare er en syvendedel av diameteren på Jordens måne. Det var i 1948, og oppdageren var Gerard Kuiper av ‘Kuiper Belt’ berømmelse.

Disse fem månene er de eneste månene i Uranus som er store nok til å være sfæriske. Tallet tilsvarer det som er der på Jupiter, som har fire, og Saturn, som har syv. Men Uranus har mer enn disse 5 månene. Den har minst 27. De andre er alle mindre og ikke-sfæriske.

Voyager 2-oppdraget fant 10 måner i løpet av 1986-flyby, mens jordbaserte teleskoper etter Voyager flyby har funnet resten. Alle månene er oppkalt etter magiske ånder og karakterer fra verkene til Shakespeare og Alexander Pope.

De vanlige og uregelmessige månene til Uranus

Uranus ‘måner kan klassifiseres som enten vanlige eller uregelmessige , men i motsetning til Jupiter eller Saturn, er de fleste månene kjent for Uranus så langt vanlige. De 18 vanlige månene er på veldig sirkulære baner og beveger seg i samme retning som Uranus roterer.

Dette antyder at de dannet seg fra en akkretjonsskive som omgir Uranus. Men fordi Uranus roterer på siden, betyr det at disse vanlige månene vanligvis har ekstreme sesongmessige sykluser, akkurat som Uranus gjør.

Den ene halvkulen av månene opplever hele tiden dagen, mens den andre opplever natt i respektive somre og vintre. Siden Voyager 2 fløy med Uranus i løpet av den sørlige sommeren, betyr det at vi bare har kunnet se nærbildet av halvparten av hver måne.

De ni uregelmessige månene er på mer elliptisk, tilbøyelig eller retrograd baner, noe som tyder på at de dannet andre steder, men ble deretter fanget opp av Uranus gravitasjonsfelt.

Lær mer om jorden-månesystemet.

Sammensetningen og strukturen til månene til Uranus

Alle Uranus-månene er en blanding av is og stein og har en nøytral grå farge. De fem store runde månene er ganske like når det gjelder sammensetning, de er omtrent halv stein og halv is. De har alle slagkratere og tektoniske trekk som kløfter og klipper.

De pleier også å være mørkere enn Saturns måner, med mørke organiske stoffer blandet med de isete overflatene. Mørkere overflater kan tyde på at de er eldre enn Saturns måner, siden det å være eldre vil gi dem mer tid til å forurense overflatene.

Den største månen, Titania, har en kløft kalt Messina Chasma, som er omtrent tre ganger lenger enn Jordens Grand Canyon. På Oberon er det høyeste fjellet omtrent lik Mauna Kea på jorden.

På Umbriel er det et krater som heter Wunda-krateret som har en merkelig lys ring av materiale i seg. Det kan være karbondioksidis. Ringen er omtrent fem kilometer bred. Det er ikke kjent hvorfor det er der, eller hvordan det kunne ha dannet seg. På Ariel er det lavtliggende glatte sletter som sannsynligvis dannet seg fra kryovulkanisme, der en vann- og ammoniakkløsning brøt ut på overflaten for under 100 millioner år siden.

Dette er en transkripsjon fra videoserien A Field Guide to the Planetes. Se det nå, på The Great Courses Plus.

Miranda: Den minste månen i Uranus

Den minste og innerste av Uranus-runden måner, Miranda, er forskjellig fra de andre. Dens lappeflate ser ut til å være sydd sammen fra forskjellige deler. Topografien på Miranda er svært variert.

Miranda er for eksempel vert for solsystemets største klippe, kalt Verona Rupes, som strekker seg 20 kilometer høy. Hvis en stein ble kastet av klippen, ville Mirandas tyngdeakselerasjon være over 100 ganger mindre enn jordens, ville det ta nesten 12 minutter for fjellet å komme til bunns.

I tillegg til ruvende klipper, Miranda har også rillede ovale og chevronformede funksjoner som kalles koronaer. Det er tre av dem på halvkulen vi har fått bilde av. Det er disse koronene som gir Miranda sitt patchwork-utseende.

Kanskje for lenge siden ble Miranda brutt fra hverandre av en katastrofal innvirkning, men så ble bitene trukket sammen gravitasjonelt, men i en blandet rekkefølge. De rillede koronene ville da ha dannet seg når de tyngre, steinete delene av månen sank ned til det indre, og de mer flytende, isrike delene steg til overflaten.

Det er imidlertid lite sannsynlig at en innvirkning så kraftig ville ha gitt brikkene nær nok til å omgruppere seg. Så det er mer sannsynlig at disse koronene faktisk er et resultat av tidevannskrefter som virker på Miranda, litt som det Jupiter gjør mot Io.

Tidevannsstyrker fra Uranus ville gjentatte ganger ha bøyd og klemt Miranda, forårsaket nok varme for at det iskalde materialet på månen skal bevege seg lett. Stigende inntrenging av varm is kalt diapirs ville ha presset opp på overflaten av Miranda og forårsaket det rillede terrenget som sees. Det er mulig at en lignende mekanisme er ansvarlig for koronene på Venus, bortsett fra at Venus har stigende diapirer av varm stein, ikke is, som skaper de ovale, kronelignende overflateegenskapene.

Lær mer om Saturn og ringene.

Uranusens ringer

I tillegg til måner har Uranus også ringer — 13 av dem. Dette høres ut som mye, men ringene er veldig tynne og mørke, med noen store skillelinjer. De er mørke som Jupiters ringer, men de er ikke støvete som dem.

Partiklene i Uranus sine ringer er faktisk ganske store, og varierer vanligvis i størrelse fra basketball til store hus. Saturn har noen ringpartikler som er store, men partiklene til Saturns ringer er mye lysere ettersom de er mer isrike. Selv om det ikke er kjent hvorfor Uranus ringpartikler er så mørke, kan det være fordi de er rikere på organiske stoffer enn Saturns ringer.

Disse ringene ble ved et uhell oppdaget i 1977. Forskere var interessert i å studere Uranus atmosfære, og de planla å gjøre det ved å se på fjerne stjerner gjennom atmosfæren. Dette kalles en okkultasjonsstudie.

I denne studiestilen venter man til tidspunktet er akkurat riktig, slik at når man ser fra jorden, går planeten som skal studeres forbi en fjern, fast stjerne . Når planeten begynner å passere foran stjernen, dekker planetens atmosfære noe av lyset fra stjernen.

Dette får stjernen til å se svakere ut. Men enda viktigere, atmosfæren absorberer visse lysfrekvenser fra den stjernen basert på hva atmosfæren er sammensatt av.

Det overraskende som skjedde ved Uranus var at allerede før den nådde stjernen, forsvant stjernen og dukket opp flere ganger. Noe blokkerte utsikten over stjernen, og det var ikke planeten. Den samme forsvinnende handlingen skjedde i omvendt rekkefølge da stjernen dukket opp fra den andre siden av Uranus.

Denne symmetrien betydde at det som ble sett ikke var individuelle måner, men i stedet ringer. Denne første oppdagelsen fant fem ringer, og snart fulgte flere. Ringene ble til slutt avbildet av Voyager 2.

Selv om det ikke er kjent hva ringene er laget av, er de sannsynligvis en blanding av stein og is. De kan ha dannet seg fra kollisjoner av tidligere måner rundt planeten.

Deres tranghet antyder at enten ringene er ekstremt unge, som en million år, eller at de må ha gjetermåner som sett på Saturn i noen av dens tynne ringer.

Noen gjetermåner er blitt oppdaget for Uranus. For eksempel gjeter de små månene Cordelia og Ophelia en av ringene. Faktisk er tynnheten på ringer inspirerende søk etter nye gjetermåner som omgir de andre ringene.

Voyager 2 flyby var det eneste oppdraget som noen gang ble sendt til Uranus. Og den brukte bare minutter nær planeten, og samlet inn data for å avsløre mye av det vi vet om funksjonen til denne sidelengsplaneten og dens like skråstilte system av måner og ringer.

Vanlige spørsmål om månene og ringene av Uranus