El Satélite Titania o también conocido como Urano IV es el satélite más grande dentro de la órbita del planeta Urano y el octavo más grande en el sistema solar. En el artículo de hoy nos dedicaremos a realizar un recorrido sobre los aspectos más relevantes de este satélite como sus características, origen, órbita y más!
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Características del Satélite Titania
El satélite Titania o también denominado como Urano IV, es el satélite más grande orbitando al planeta Urano y el octavo del sistema solar. Fue dado a conocer por el astrónomo William Herschel el 11 de enero del año 1787, su nombre se le atribuye por el personaje la reina de las Hadas, de la obra de William Shakespeare ”El sueño de una noche de verano”.
El satélite se encuentra compuesto por partes casi iguales de hielo y roca, las cuales están diferenciadas de un núcleo rocoso y un manto de hielo. En el límite entre el núcleo y el manto se puede encontrar una fina capa de agua líquida. Su superficie es oscura con un tono ligeramente rojizo que da alusión que ha sido modelada por impactos como por procesos endógenos. De una misma manera, la superficie se encuentra cubierta por cráteres de impacto que llegan a alcanzar diámetros de 326 km, no obstante, no posee tantos como otro satélite de Urano, Oberón.
Asimismo, la superficie del satélite Titania está atravesada por un sistema de enormes cañones y escarpes que son el resultado de una expansión en una fase temprana de su evolución. Al igual que la mayoría de los satélites dentro de la órbita de Urano, se piensa que Titania se creó a partir de un disco de acreción que rodeaba Urano justo después de la formación del planeta.
Físicas
La densidad que posee este satélite es de 1710 kg/m³, siendo una densidad mayor que la media de los satélites de Saturno, lo que significa que el mismo se encuentra formado por partes iguales de hielo de agua y de un componente más denso como rocas y compuestos orgánicos pesados.
Las líneas de absorción del hielo de agua tienen una mayor intensidad en el hemisferio delantero que en el hemisferio trasero. Este hecho es contrario al observado en el satélite Oberón, en donde el hemisferio trasero posee unas líneas de absorción de agua más fuertes que en el delantero.
La causa por la que ocurre esta asimetría no esta del todo clara, sin embargo, se cree que puede verse relacionada con el bombardeo de partículas cargadas provenientes de la magnetosfera de Urano, que es más fuerte en el hemisferio trasero, a causa de la corrotación del plasma magnetosférico con el satélite.
Dejando de lado el agua, el otro compuesto identificado en la superficie del satélite Titania por espectroscopia infrarroja es el dióxido de carbono, que se encuentra concentrado en el hemisferio trasero. En un mismo sentido, se cree que también se encuentran depósitos de rocas, sales y componentes orgánicos.
La presencia del dióxido de carbono puedo haberse dado localmente a partir de carbonatos o de compuestos orgánicos bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar o por partículas energéticas cargadas que venían de la magnetosfera de Urano. Este mismo suceso sería una explicación sustancial de la asimetría en la distribución, puesto que el hemisferio trasero está bajo una mayor influencia de la magnetosfera planetaria que el hemisferio delantero.
Otra posible razón es la surgencia de dióxido de carbono primordial impuesto en el interior del hielo de agua en la parte interna del satélite. El escape de dióxido de carbono puede verse relacionado con el pasado geológico de Titania.
El interior de este satélite puede dividirse un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. Si este es el caso el radio es de al menos 520 km, el 66% del radio total del satélite, y el 58 % del total de su masa. Por otro lado, la presión de Titania es de aproximadamente 0,58 GPa (5,8 kbar). En lo que respecta a su manto, su estado actual es desconocido.
A pesar de ello, si el mismo posee el suficiente amoníaco u otro anticongelante, Titania podría abarcar en su interior un océano líquido en el límite entre el núcleo y el manto. La anchura de dicho océano sería de 50 km y su temperatura rondaría los 190 K. De un mismo modo, la estructura interna de Titania depende en gran medida de la historia termal del satélite, que en la actualidad no está muy clara.
De la atmósfera
La presencia de dióxido de carbono en la superficie del satélite Titania es un fuerte indicador de que la atmósfera estacional es de CO2, similar a la que se encuentra en el satélite joviano Calisto. Otros gases como nitrógeno o metano es poco probable que se encuentren dentro, dado que la gravedad del satélite es débil y por consecuencia no puede evitar que escapen al espacio. La temperatura máxima que puede alcanzar Titania durante el verano es de 89 K, teniendo una presión de vapor del dióxido de carbono aproximada de 3 nbar.
En septiembre de 2001, Titania ocultó una estrella brillante, HIP 106829, de 7,2 de magnitud aparente, esto fue una oportunidad para que los científicos pudieran precisar la medida del diámetro y otras efemérides de Titania, para poder especificar su atmósfera. Los datos revelaron que la misma no podía ser mayor de 10 y 20 nbar, por lo que es muy tenue.
La peculiar geometría del sistema de Urano hace que todos los satélites a su alrededor reciban una amplia cantidad de energía solar que las regiones ecuatoriales. Dado que la presión de vapor del CO2 se incrementa con la temperatura, es posible que se acumule el dióxido de carbono en las latitudes bajas de Titania, donde puede permanecer estable en zonas de albedo alto y regiones sombreadas de la superficie en forma de hielo.
En la época del verano cuando las temperaturas se elevan hasta alcanzar los 85-90 K, el dióxido de carbono se sublima y se desplaza al polo opuesto y a las regiones ecuatoriales, lo que da inicio a un tipo de ciclo del carbono. El hielo de dióxido de carbono que se junta puede ser eliminado por partículas magnetosféricas que erosionan la superficie. Igualmente, se tiene la suposición que el satélite ha perdido su dióxido de carbono inicial desde su formación hace 4600 millones de años.
Órbita y rotación
Como ya se ha podido mencionar, el satélite Titania se encuentra orbitando al planeta Urano a una distancia aproximada de 436 000 km, siendo el segundo más alejado del planeta de los cinco que lo rodean. La órbita de Titania posee una baja excentricidad e inclinación respecto del ecuador de Urano. El periodo orbital es del satélite es de 8,7 días lo que coincide también con el periodo de rotación sobre su eje, lo que significa que una cara de Titania siempre da hacia Urano, como en el caso de la Luna respecto de la Tierra, por efecto del acoplamiento de marea.
La órbita de Titania sucede dentro de la magnetosfera de Urano. Dicho efecto es importante puesto que todos los satélites que se posicionan dentro de la magnetosfera de Urano (a excepción de Oberón), el hemisferio que queda a la espalda del movimiento de traslación del satélite a lo largo de su órbita, se muevo a causa del plasma magnetosférico que rota junto con el planeta. Este mismo bombardeo es el responsable del oscurecimiento de los hemisferios.
A causa de la gran inclinación del eje de rotación de Urano que le hace estar recostado respecto del Sol, al girar sus satélites en el plano ecuatorial también quedan bajo la influencia del ciclo estacional extremo. De esta forma, ambos hemisferios pasan 42 años en completa oscuridad y luego otros 42 años de iluminación continua.
¿Cuál es el origen del Satélite Titania?
Así como la mayoría de los otros satélites de la órbita de Urano, se cree que Titania se formó por medio de un disco de acreción de gas y polvo que se encontraba alrededor de Urano durante un tiempo después de su formación o que fue creado por un impacto gigantesco en su superficie lo que explicaría la gran inclinación de su eje. Los componentes que se encuentran en la nuble se desconoce, sin embargo, la densidad de Titania y demás satélites de Urano comparados con los de Saturno indica que el mismo debía ser pobre de agua.
Las cantidades significativas de nitrógeno y carbono pudieron haber estado presenten en forma de monóxido de carbono y N2 en lugar de amoníaco y metano. Los satélites que se crearon a partir de dicha nube tendría en su interior una menor cantidad de hielo de agua, con CO y N2 atrapados como clatratos y más roca, lo que explica su mayor densidad.
La formación de Titania es posible que haya durado unos cuantos miles de años. Los impactos que fueron parte de su formación causaron también el calentamiento de la capa externa del satélite. Antes de que finalizara el proceso de formación, la superficie se congeló mientras que el interior del satélite se encontraba caliente debido a la desintegración de elementos radiactivos presentes en las rocas.
En este sentido, la capa exterior se contrajo mientras que el interior todavía estaba caliente y dilatándose, lo cual generó muchas tensiones en la corteza del satélite que dieron con una rotura de esa superficie. El sistema de cañones que conforma la superficie de Titania puedo haber sido también el resultado del proceso que pudo durar alrededor de 200 millones de años, lo que implica que la actividad endógena de Titania terminó hace ya miles de millones de años.
Exploración
Las únicas imágenes que se disponen hasta los momentos del satélite Titania fueron las que se tomaron en un sobrevuelo de Urano por la sonda espacial Voyager 2 en enero de 1986. Dado que la distancia mínima entre la sonda y Titania fue de 365 200 km, las imágenes más optimas muestran una resolución de 3,4 km aproximadamente. Las mismas cubren aproximadamente el 40 % de la superficie, aunque sólo un 24 % son de buena calidad.
Durante el sobrevuelo, el hemisferio sur de Titania se encontraba apuntando hacia el Sol, mientras que el hemisferio norte estaba en total oscuridad, por lo que no pudo ser estudiado. Ninguna otra sonda se ha aproximado a Urano desde entonces y ninguna misión ha sido programada en un futuro cercano.
Ha sido todo por el artículo de hoy, esperamos que la información proporcionada haya sido de gran ayuda. Le hacemos la invitación a leer también: Caronte y Satélite Miranda
