Оберон (месечина)

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Оберон
Voyager 2 picture of Oberon.jpg
Слика на Оберон од страна на Војаџер
Откривање
ОткривачВилијам Хершел
Откриено11 јануари 1787 [1]
Ознаки
Изговор/ˈbərɒn/ or /ˈbərən/[2]
Орбитални особености
583.520 km[4]
Занесеност0,0014[4]
13,463234 д[4]
3.15 km/s
Наклон0,058 ° (до екваторот на Уран)[4]
Месечина наУран
Физички особености
Среден полупречник
761,4 ± 2,6 km (0,1194 Earths)[5]
7.285.000 km²
Зафатнина1.849.000.000 km³
Маса(3,076 ± 0,087)⋅1021 kg[6]
Средна густина
1,63 ± 0,05 g/cm³[7]
&10000000000354937000000354,937 m/s²
23.206 km/s
се претпоставува синхроно[8] [8]
Албедо
Температура70–80 K[10]
14.1[11]

Оберон, исто така познат како Уран IV — месечина на планетата Уран. Таа е втора по големина и втора по маса од Урановите месечини и деветта по масивна месечина во Сончевиот Систем. Оберон била откриена од Вилијам Хершел во 1787 година, и именувана по митскиот крал на самовилите кој се појавува како лик во шекспировата комедија „Сон на летната ноќ“. Неговата орбита е делумно надвор од магнетосферата на Уран.

Веројатно е дека Оберон настанал од насобирачки диск што го опкружувал Уран веднаш по формирањето на планетата. Месечината се состои од приближно еднакви количества мраз и карпи и веројатно е диференцирана во карпесто јадро и ледена обвивка. Слој од течна вода може да биде присутен на границата помеѓу обвивката и јадрото. Површината на Оберон, која е темна и малку црвена по боја, се смета дека е првенствено обликувана од удари на астероиди и комети. Месечината е покриена со бројни ударни кратери кои достигнуваат 210 км во пречник. Оберон поседува систем на шазма (стрмна вдлабнатина или провалија) формирана за време на проширувањето на кората како резултат на проширувањето на неговата внатрешност за време на нејзината рана еволуција.

Уранскиот систем е проучен одблизу само еднаш: вселенското летало Војаџер 2 направило неколку снимки од Оберон во јануари 1986 година, овозможувајќи да се мапира 40% од површината на Месечината.

Откривање и именување[уреди | уреди извор]

Оберон бил откриен од Вилијам Хершел на 11 јануари 1787 година; истиот ден ја открил најголемата месечина на Уран, Титанија[1]. Тој подоцна ги пријавил откритијата на уште четири сателити, иако тие подоцна биле откриени како лажни. Скоро педесет години по нивното откритие, Титанија и Оберон не биле набљудувани со друг инструмент освен со оној на Вилијам Хершел, иако месечината може да се види од Земјата со денешен аматерски телескоп од висока класа[11].

Сите месечини на Уран се именувани по ликовите создадени од Вилијам Шекспир или Александар Поуп. Името Оберон потекнува од Оберон, кралот на самовилите во „Сон на летната ноќ“. Имињата на сите тогаш шпзнати четири сателити на Уран биле предложени од синот на Хершел, Џон во 1852 година, на барање на Вилијам Ласел, кој ги открил другите две месечини, Ариел и Умбриел, претходната година.

Оберон првично бил означен како „вториот сателит на Уран“, а во 1848 година ја добил ознаката Uranus II од Вилијам Ласел, иако понекогаш го користел нумерирањето на Вилијам Хершел (каде што Титанија и Оберон се II и IV). Во 1851 година, Ласел на крајот ги нумерирал сите четири познати сателити според нивната оддалеченост од планетата со римски бројки, и оттогаш Оберон е означен како Uranus IV.

Орбита[уреди | уреди извор]

Оберон орбитира околу Уран на растојание од околу 584.000 километри, што е најоддалечена од планетата меѓу нејзините пет главни месечини. Обероновата орбита има мала орбитална ексцентричност и наклонетост во однос на екваторот на Уран. Неговиот орбитален период е околу 13,5 денови, што се совпаѓа со неговиот ротационен период[4]. Со други зборови, Оберон е синхрон сателит, плимно заклучен, со едно лице секогаш насочено кон планетата[8]. Оберон поминува значителен дел од својата орбита надвор од урановата магнетосфера. Како резултат на тоа, неговата површина е директно погодена од сончевиот ветер. Ова е важно, бидејќи задните хемисфери на сателитите кои орбитираат внатре во магнетосферата се погодени од магнетосферската плазма, која ко-ротира со планетата. Ова бомбардирање може да доведе до затемнување на заостанатите хемисфери, што всушност е забележано за сите месечини освен кај Оберон.

Бидејќи Уран орбитира околу Сонцето речиси на негова страна, а неговите месечини орбитираат во екваторијалната рамнина на планетата, тие (вклучувајќи го и Оберон) се предмет на екстремен сезонски циклус. И северниот и јужниот пол поминуваат 42 години во целосна темнина, а уште 42 години во постојана сончева светлина, при што сонцето изгрева блиску до зенитот над еден од половите на секоја краткоденица. Прелетот на Војаџер 2 се совпаднал со летната краткоденица на јужната хемисфера во 1986 година, кога речиси целата северна хемисфера била во темнина. Еднаш на секои 42 години, кога Уран има рамноденица и неговата екваторијална рамнина ја пресекува Земјата, станува возможно меѓусебно окултирање на месечините на Уран. Еден таков настан, кој траел околу шест минути, бил забележан на 4 мај 2007 година, кога Оберон го окултирал Умбриел.

Состав и внатрешна структура[уреди | уреди извор]

Споредба на големината на Земјата, Месечината и Оберон.

Оберон е втора по големина и најмасивна од урановите месечини по Титанија, и деветта најмасивна месечина во Сончевиот Систем[7][9].Оберонова густина од 1,63 g/cm³ што е повисока од типичната густина на сателитите на Сатурн, покажува дека се состои од приближно еднакви пропорции на воден мраз и густа компонента што не е мразОваа втора структура би т моложе да биде направаен од карпи и јаглероден материјал вклучувајќи тешки органски соединениа. Присуството на воден мраз е поткрепено со спектроскопски набљудувања, кои откриле кристален воден мраз на површината на Месечинат Појасите за апсорпција на воден мраз се посилни на задната хемисфера на Оберон отколку на водечката хемисфера. Ова е спротивно од она што е забележано на другите урански месечини, каде што водечката хемисфера покажува посилни знаци на воден мраз Причината за оваа асиметрија не е позната, но може да биде поврзана со ударно градинарство (создавање почва преку удари) на површината, која е посилна на водечката хемисфера Ударите на метеоритите имаат тенденција да го исфрлаат (нокаутираат) мразот од површината, оставајќи зад себе темен неледен материјал Самиот темен материјал можеби се формирал како резултат на радијациона обработка на метански клатрати или зрачење затемнување на други органски соединенија.

Оберон може да се диференцира во карпесто јадро опкружено со ледена обвивка. Ако е тос така, радиусот на јадрото (480 km) е околу 63% од радиусот на месечината, а неговата маса е околу 54% од масата на месечината - пропорциите се диктирани од составот на месечината. Притисокот во центарот на Оберон е околу 0,5 GPa (5 kbar ). Сегашната состојба на ледената обвивка е нејасна. Ако мразот содржи доволно амонијак или друг антифриз, Оберон може да поседува течен океански слој на границата помеѓу јадрото и обвивката. Дебелината на овој океан, доколку постои, е и до 40 км и неговата температура е околу 180 K. Меѓутоа, внатрешната структура на Оберон во голема мера зависи од неговата топлинска историја, која е слабо позната во моментов.

Карактеристики на површината и геологија[уреди | уреди извор]

Фотографија на Оберон. Сите именувани карактеристики на површината се наведени.

Оберон е втората најтемна голема месечина на Уран по Умбриел. Неговата површина покажува силен бран на спротивставување: неговата рефлексивност се намалува од 31% при фазен агол од 0° (геометриско албедо) до 22% под агол од околу 1°. Оберон има ниско Бонд албедо од околу 14%. Неговата површина е генерално црвена во боја, освен свежите наслаги од удари, кои се неутрални или малку сини. Оберон е, всушност, најцрвениот меѓу главните уранови месечини. Неговите задни и водечки хемисфери се асиметрични: втората е многу поцрвена од првата, бидејќи содржи повеќе темноцрвен материјал. Црвенилото на површините често е резултат на вселенското влијанија предизвикано од бомбардирање на површината од наелектризирани честички и микрометеорити над староста на Сончевиот Систем. Сепак, асиметријата на бојата на Оберон е поверојатно предизвикана од натрупување на црвеникав материјал што спирално влегува од надворешните делови на урановиот систем, веројатно од неправилни сателити, што би се случило претежно на водечката хемисфера.

Научниците препознале две класи на геолошки карактеристики на Оберон: кратери и хазмати („кањони“ - длабоки, издолжени, стрмни странични вдлабнатини кои веројатно би биле опишани како раседни долини или гребени ако се на Земјата). Површината на Оберон е најтешкиот кратер од сите уранови месечини, со густина на кратер што се приближува до заситеноста - кога формирањето на нови кратери се балансира со уништување на старите. Овој висок број на кратери покажува дека Оберон ја има најстарата површина меѓу месечините на Уран. Пречникот на кратерот се движи до 206 километри за најголемиот познат кратер, Хамлет. Многу големи кратери се опкружени со светли ударни исфрлања кои се состојат од релативно свеж мраз. Најголемите кратери, Хамлет, Отело и Магбет, имаат подови направени од многу темен материјал депониран по нивното формирање. Врв со висина од околу 11 км бил забележан на некои слики на Војаџер во близина на југоисточниот раб на Оберон, што може да биде централен врв на голем слив со удар со пречник од околу 375 км. Површината на Оберон е пресечена со систем на кањони, кои, сепак, се помалку распространети од оние што се наоѓаат на Титанија. Страните на кањоните се веројатно гребнатини произведени од нормални раседи кои можат да бидат или стари или свежи: вторите ги пресекуваат светлите наслаги на некои големи кратери, што покажува дека тие се формирале подоцн. Најистакнатики кањон Момурa.

Геологијата на Оберон била под влијание на две конкурентски сили: формирање на ударен кратер и ендогено обновување на површината. Првиот делувал во текот на целата историја на месечината и е првенствено одговорен за нејзиниот денешен изглед. Последните процеси биле активни во период по формирањето на Месечината. Ендогените процеси биле главно тектонски по природа и довеле до формирање на кањони, кои всушност се џиновски пукнатини во ледената кора. Кањоните избришале делови од постарата површина. Напукнувањето на кората било предизвикано од проширувањето на Оберон за околу 0,5%, што се случило во две фази што одговараат на старите и младите кањони.

Природата на темните дамки, кои главно се појавуваат на водечката хемисфера и внатрешните кратери, не е позната. Некои научници претпоставувале дека тие се од криовулканско потекло додека други мислат дека ударите ископале темен материјал закопан под чистиот мраз. Во вториот случај, Оберон треба да биде барем делумно диференциран, при што ледената кора лежи на недиференцираната внатрешност.

Именувани карактеристики на површината на Оберон
Карактеристика Именувана по Тип Должина (дијаметар), км Координати
Мамур Мамур, француски фолклор Хазма 537 16°18′ S; 323°30′ E / 16.3° ЈГШ; 323.5° ИГД / -16.3; 323.5
Антониј Марк Антониј Кратер 47 27°30′ S; 65°24′ E / 27.5° ЈГШ; 65.4° ИГД / -27.5; 65.4
Цезар Јулиј Цезар 76 26°36′ S; 61°06′ E / 26.6° ЈГШ; 61.1° ИГД / -26.6; 61.1
Кориолан Кориолан 120 11°24′ S; 345°12′ E / 11.4° ЈГШ; 345.2° ИГД / -11.4; 345.2
Фалстаф Фалстаф 124 22°06′ S; 19°00′ E / 22.1° ЈГШ; 19.0° ИГД / -22.1; 19.0
Хамлет Хамлет 206 46°06′ S; 44°24′ E / 46.1° ЈГШ; 44.4° ИГД / -46.1; 44.4
Лир Кралот Лир 126 5°24′ S; 31°30′ E / 5.4° ЈГШ; 31.5° ИГД / -5.4; 31.5
МекБет Магбет 203 58°24′ S; 112°30′ E / 58.4° ЈГШ; 112.5° ИГД / -58.4; 112.5
Отело Отело 114 66°00′ S; 42°54′ E / 66.0° ЈГШ; 42.9° ИГД / -66.0; 42.9
Ромео Ромео 159 28°42′ S; 89°24′ E / 28.7° ЈГШ; 89.4° ИГД / -28.7; 89.4
Површинските карактеристики на Оберон се именувани по машки ликови и места поврзани со делата на Шекспир.

Потекло и еволуција[уреди | уреди извор]

Се смета дека Оберон настанал од насобирачки диск: диск од гас и прашина кој или постоел околу Уран некое време по неговото формирање или бил создаден од џиновскиот удар што најверојатно му ја дал на Уран неговата голема косиност. Не е познат прецизниот состав на дискот; сепак, релативно високата густина на Оберон и другите месечини во споредба со месечините на Сатурн укажува дека можеби била релативно сиромашна со вода. Значителни количини на јаглерод и азот можеби биле присутни во форма на јаглерод моноксиди N 2 наместо метан и амониак. Месечините што се формирале во таква подмаглина ќе содржат помалку воден мраз (со CO иN 2 заробени како клатрат) и повеќе карпи, објаснувајќи ја поголемата густина[10].

Насобирањето на Оберон веројатно траело неколку илјади години. Ударите што го придружувале насобирањето предизвикале загревање на надворешниот слој на Месечината. Максималната температура од околу 230 К бил достигнат на длабочина од околу 60 км. По завршувањето на формирањето, подповршинскиот слој се оладил, додека внатрешноста на Оберон се загревала поради распаѓање на радиоактивни елементи присутни во неговите карпи. Ладечкиот блиску површински слој се собирал, додека внатрешноста се проширила. Ова предизвикало силни екстензивни напрегања во кората на месечината што довело до пукање. Денешниот систем на кањони можеби е резултат на овој процес, кој траел околу 200 милиони години, што имплицира дека секоја ендогена активност од оваа причина престанала пред милијарди години.

Почетното насобирање заедно со континуираното распаѓање на радиоактивните елементи веројатно биле доволно силни за да се стопи мразот доколку имало антифриз како амонијак (во форма на амонијак хидрат) или некоја сол. Понатамошното топење може да доведе до одвојување на мразот од карпите и формирање на карпесто јадро опкружено со ледена обвивка. Слој од течна вода (океан) богат со растворен амонијак можеби се формирал на границата помеѓу јадрото и обвивката. Евтектичката температура на оваа смеса е 176 K. Доколку температурата паднала под оваа вредност, океанот досега ќе бил замрзнат. Замрзнувањето на водата би довело до проширување на внатрешноста, што може да придонесе и за формирање на грабен сличен на кањонот. Сепак, сегашното знаење за еволуцијата на Оберон е многу ограничено.

Истражување[уреди | уреди извор]

Досега единствените слики одблиску на Оберон биле создадени од сондата Војаџер 2, која ја фотографирала месечината за време на нејзиното прелетување на Уран во јануари 1986 година. Бидејќи најблиското приближување на Војаџер 2 до Оберон изнесувало 470.600 km, најдобрите слики од оваа месечина имаат просторна резолуција од околу 6 км. Сликите покриваат околу 40% од површината, но само 25% од површината се снимени со резолуција што овозможува геолошко мапирање. Во времето на прелетувањето, јужната хемисфера на Оберон била насочена кон Сонцето, така што темната северна хемисфера не можела да се проучува. Ниту едно друго вселенско летало никогаш не го посетило урановиот систем.

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. 1,0 1,1 Herschel, W. S. (1787). „An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet“. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 77: 125–129. doi:10.1098/rstl.1787.0016. JSTOR 106717.
  2. „Oberon“. Merriam-Webster Dictionary.
  3. Normand (1970) Nathaniel Hawthorne
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 „Planetary Satellite Mean Orbital Parameters“. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology.
  5. Thomas, P. C. (1988). „Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates“. Icarus. 73 (3): 427–441. Bibcode:1988Icar...73..427T. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1.
  6. R. A. Jacobson (2014) 'The Orbits of the Uranian Satellites and Rings, the Gravity Field of the Uranian System, and the Orientation of the Pole of Uranus'. The Astronomical Journal 148:5
  7. 7,0 7,1 Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. (June 1992). „The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data“. The Astronomical Journal. 103 (6): 2068–2078. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211.
  8. 8,0 8,1 Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (4 July 1986). „Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results“. Science. 233 (4759): 43–64. Bibcode:1986Sci...233...43S. doi:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. S2CID 5895824.
  9. 9,0 9,1 Karkoschka, Erich (2001). „Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope“ (PDF). Icarus. 151 (1): 51–68. Bibcode:2001Icar..151...51K. doi:10.1006/icar.2001.6596. S2CID 121044546. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-02-13.
  10. 10,0 10,1 Grundy, W. M.; Young, L. A.; Spencer, J. R.; Johnson, R. E.; Young, E. F.; Buie, M. W. (October 2006). „Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations“. Icarus. 184 (2): 543–555. arXiv:0704.1525. Bibcode:2006Icar..184..543G. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016. S2CID 12105236.
  11. 11,0 11,1 Newton, Bill; Teece, Philip (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. стр. 109. ISBN 978-0-521-44492-7.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]