Miranda (satélite)

miranda
Satélite

Imagen de la nave espacial Voyager 2
Otros nombres Urano V
Descubrimiento [1]
Descubridor J. Kuiper
Ubicación del descubrimiento Observatorio McDonald , Texas
fecha de apertura 16 de febrero de 1948
Características orbitales [2]
Eje mayor  ( a ) 129.900 kilometros
Radio medio de la órbita  ( r ) 129.900 kilometros
Excentricidad orbital  ( e ) 0.0013
período sideral 1.413 días
Velocidad orbital  ( v ) 24.067,7 km/h
Inclinación  ( i ) 4.338
cuyo satélite uranio
Características físicas [2]
Radio medio 235,8 ± 0,7 km (240,4 × 234,2 × 232,9)
Superficie ( S ) 698.710,82 km²
Volumen ( V ) 54.918.670 km³
Masa ( m ) 6,59±0,75⋅10 19  kg
Densidad media  ( ρ ) 1,214 g/cm³
Aceleración de la gravedad en el ecuador ( g ) 0,079 m/s²
Segunda velocidad de escape  ( v 2 ) 695 km/h
Período de rotación  ( T ) sincronizado (un lado mirando a Urano)
Albedo 0,32 ± 0,03 [3]
Magnitud aparente 15,79 ± 0,04 [3]
La temperatura
 
mín. promedio máx.
Temperatura de la superficie [4]
~60 K (−213,15 °C) 84 ± 1 K (−189,15 °C)
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Miranda , también conocida como Urano V  , es la más cercana y pequeña de las cinco grandes lunas de Urano .  Descubierto en 1948 por Gerard Kuiper y llamado así por Miranda en La tempestad de W. Shakespeare . Este satélite fue estudiado de cerca por una sola nave espacial, la Voyager 2 , que estudió el sistema de Urano en enero de 1986. Con Miranda, se acercó más que con otros satélites de Urano , y por eso la fotografió con más detalle. Pero fue posible estudiar solo el hemisferio sur, porque el norte estaba sumido en la oscuridad.

El eje de rotación de Miranda, como otros grandes satélites de Urano, se encuentra casi en el plano de la órbita del planeta, y esto da lugar a ciclos estacionales muy peculiares . Miranda se formó, muy probablemente a partir de un disco de acreción (o nebulosa ) que existió alrededor de Urano durante algún tiempo después de la formación del planeta, o se formó durante una poderosa colisión, que probablemente le dio a Urano una gran inclinación del eje de rotación (97.86 °). Mientras tanto, Miranda tiene la mayor inclinación orbital hacia el ecuador del planeta entre los grandes satélites de Urano: 4,338°. La superficie de la luna probablemente esté compuesta de hielo de agua , mezclado con silicatos , carbonatos y amoníaco . Sorprendentemente, este pequeño satélite tiene una gran variedad de accidentes geográficos (por lo general, los cuerpos de este tamaño tienen una superficie más uniforme debido a la falta de actividad endógena). Hay vastas llanuras onduladas salpicadas de cráteres y atravesadas por una red de fallas , cañones y abruptos acantilados. Tres regiones inusuales de más de 200 km de tamaño (las llamadas coronas ) son visibles en la superficie. Estas formaciones geológicas, así como la inclinación orbital sorprendentemente alta , son indicativas de la compleja historia geológica de Miranda. Podría estar influenciado por resonancias orbitales , fuerzas de marea , convección en las profundidades, diferenciación gravitacional parcial y expansión de su materia, así como episodios de criovulcanismo .

Descubrimiento y denominación

Miranda fue descubierta el 16 de febrero de 1948 por el astrónomo holandés (desde 1933 viviendo en los EE . UU.) J. Kuiper en el Observatorio McDonald en Texas 97 años después del descubrimiento de Titania y Oberón . El objetivo de Kuiper era medir las magnitudes relativas de las cuatro lunas conocidas de Urano en ese momento: Ariel , Umbriel , Titania y Oberon [1] .

De acuerdo con la propuesta de John Herschel  -hijo del descubridor de Titania y Oberón- todos los satélites de Urano llevan nombres de personajes de las obras de William Shakespeare y Alexander Pope . Miranda recibió su nombre de un personaje de la obra de Shakespeare La Tempestad ( la hija de Próspero ) [1] . Todos los detalles del relieve de este satélite llevan el nombre de los lugares donde tienen lugar las acciones de las obras de William Shakespeare [5] .

Órbita

Miranda es el más cercano de sus principales satélites a Urano : se encuentra a una distancia de unos 129.900 km del planeta. La excentricidad de su órbita es pequeña (0,0013), y la inclinación al plano ecuatorial de Urano es mucho mayor que la de las órbitas de todos sus demás satélites regulares: 4,232° [6] [7] . En otras palabras, la órbita de Miranda es casi circular y su plano (como el plano del ecuador de Urano) es casi perpendicular al plano de la órbita del planeta. La gran inclinación de la órbita hacia el ecuador de Urano posiblemente se deba al hecho de que Miranda podría estar en resonancia orbital con otros satélites, por ejemplo, en resonancia 3:1 con Umbriel y, probablemente, en resonancia 5:3 con Ariel [ 8] . La resonancia orbital con Umbriel podría aumentar la excentricidad de la órbita de Miranda, cambiando ligeramente la órbita de Umbriel. La gran excentricidad de la órbita conduce a un cambio regular en la magnitud de las fuerzas de marea y, como consecuencia, a la fricción en el interior del satélite y su calentamiento. Esto podría ser una fuente de energía para la actividad geológica [8] . Debido al bajo achatamiento y al pequeño tamaño de Urano, es mucho más fácil que sus lunas escapen de la resonancia orbital que las lunas de Saturno o Júpiter . Un ejemplo de esto es Miranda, quien salió de resonancia (por medio de un mecanismo que probablemente le dio a su órbita una inclinación anómalamente grande) [9] [10] .

El período orbital es de 1,41347925 días terrestres y coincide con el período de rotación [11] . Miranda siempre está girada hacia Urano por un lado, su órbita está completamente en su magnetosfera [12] y no tiene atmósfera. Por lo tanto, su hemisferio esclavo es constantemente bombardeado con partículas de plasma magnetosférico , que se mueven en órbita mucho más rápido que Miranda (con un período igual al período de rotación axial de Urano) [13] . Quizás esto conduzca al oscurecimiento del hemisferio impulsado, que se observa en todos los satélites de Urano, excepto en Oberón [12] . La " Voyager-2 " registró una clara disminución de la concentración de iones en la magnetosfera de Urano cerca del satélite [14] .

Dado que Urano gira alrededor del Sol "de costado", y su plano ecuatorial coincide aproximadamente con el plano del ecuador (y la órbita) de sus grandes satélites, el cambio de estaciones en ellos es muy peculiar. Cada polo de Miranda está en completa oscuridad durante 42 años e iluminado continuamente durante 42 años, y durante el solsticio de verano el Sol en el polo alcanza casi su cenit [12] . El sobrevuelo de la Voyager 2 en enero de 1986 coincidió con el solsticio de verano en el hemisferio sur, mientras que casi todo el hemisferio norte estaba en total oscuridad.

Una vez cada 42 años, durante el equinoccio de Urano, el Sol (y la Tierra con él) pasa por su plano ecuatorial, y entonces se pueden observar las cubiertas mutuas de sus satélites. Varios de estos eventos se observaron en 2006-2007, incluida la ocultación de Ariel por Miranda el 15 de julio de 2006 a las 00:08 UT y la ocultación de Umbriel por Miranda el 6 de julio de 2007 a las 01:43 UT [15] [16] .

Composición y estructura interna

La forma de los satélites está estrechamente relacionada con su tamaño: los objetos con un diámetro de más de 400 km suelen tener una forma esférica [5] . Miranda tiene un diámetro de unos 470 km y, por lo tanto, se encuentra en la frontera entre los satélites pequeños y grandes [17] . Su densidad es la más baja entre los principales satélites de Urano: 1,15 ± 0,15 g/cm 3 , que está bastante cerca de la densidad del hielo [18] . Las observaciones de superficie en el rango infrarrojo permitieron detectar hielo de agua mezclado con silicatos y carbonatos [18] , así como amoníaco (NH 3 ) en una cantidad del 3% [18] . Sobre la base de los datos obtenidos por la Voyager 2, se concluyó que las piedras constituyen entre el 20 y el 40 % de la masa del satélite [18] .

Miranda pudo haberse diferenciado parcialmente en un núcleo de silicato cubierto por un manto helado [19] . Si es así, el espesor del manto es de unos 135 km, y el radio del núcleo es de unos 100 km [19] . En este caso, la eliminación de calor de los intestinos ocurre por conducción de calor [19] . Sin embargo, la presencia de bordes en el satélite puede indicar convección . Según una hipótesis, el hielo de Miranda forma un clatrato con metano [20] . Además del metano, los clatratos de agua pueden capturar monóxido de carbono y otras moléculas, formando una sustancia con buenas propiedades de aislamiento térmico : la conductividad térmica de los clatratos será solo del 2 al 10 % de la conductividad térmica del hielo común [21] . Por lo tanto, pueden evitar la salida de calor de las entrañas del satélite, que se libera allí durante la descomposición de los elementos radiactivos. En este caso, el hielo tardaría unos 100 millones de años en calentarse hasta los 100 °C [21] . La dilatación térmica del núcleo podría alcanzar el 1 %, lo que provocaría el agrietamiento de la superficie [20] [21] . Su heterogeneidad puede explicarse por la heterogeneidad del flujo de energía térmica de los intestinos [22] .

Superficie

Miranda tiene una superficie única [5] con una amplia variedad de accidentes geográficos. Estos son grietas , fallas , valles , cráteres , crestas , depresiones, rocas y terrazas [17] [23] . La superficie de esta luna, del tamaño de Encelado  , es un asombroso mosaico de zonas muy diversas. Algunas regiones son antiguas y sin rasgos distintivos. Están salpicados de numerosos cráteres de impacto, lo que es de esperar de un pequeño cuerpo inerte [5] . Otras regiones están atravesadas por un complejo entramado de crestas y salientes y están cubiertas con sistemas rectangulares u ovoides de bandas claras y oscuras, lo que indica la composición inusual de Miranda [11] . Lo más probable es que la superficie del satélite esté formada por hielo de agua y las capas más profundas, por rocas de silicato y compuestos orgánicos [11] .

El nombre de los detalles del relieve en el lado fotografiado de Miranda [24]
(los nombres están tomados de las obras de William Shakespeare )
No. Nombre Tipo de Longitud
(diámetro),
km		 Latitud (°) Longitud (°) Lleva el nombre de
una Inverness Corona 234 −66,9 325.7 Castillo de " Macbeth "
2 Arden 318 −29,1 73.7 Bosques de Francia y Bélgica , donde se desarrollan los acontecimientos de la obra " Como gustéis "
3 Elsinore 323 −24,8 257.1 Helsingør , escenario de la obra " Hamlet "
cuatro Verona repisa 116 −18,3 347.8 Ciudad de Italia , donde se desarrolla la trama de la obra " Romeo y Julieta "
5 Argelia 141 −43,2 322.8 La región de Francia en la que se desarrolla la obra " La Tempestad "
6 Dunsinane Región 244 −31,5 11.9 El cerro mencionado en la obra " Macbeth "
7 Empuñadura 225 −15 250 La casa de los gemelos en Turquía de " La comedia de los errores "
ocho Mantua 399 −39,6 180.2 Región de Italia , mencionada en la obra " Dos Veronese "
9 Sicilia 174 −30 317.2 Región en Italia de "El cuento de invierno "
diez stefano Cráter dieciséis −41,1 234.1 Mayordomo de " La Tempestad "
once francisco catorce −73,2 236 Cortesano de " La Tempestad "
12 Fernando 17 −34,8 202.1 Hijo del Rey de Nápoles de " La Tempestad "
13 Trínculo once −63,7 163.4 Bufón de " La Tempestad "
catorce alonso 25 −44 352.6 Rey de Nápoles de " La Tempestad "
quince próspero 21 −32,9 329.9 Duque legítimo de Milán de " La Tempestad "
dieciséis Gonzalo once −11,4 77 Consejero del rey de Nápoles de La tempestad
17 Nápoles baches 260 32 260 La ciudad en la que transcurre la acción de la obra " La Tempestad "
Dieciocho siracusa 40 quince 293 La región de Italia donde se desarrolla la trama de la obra " Comedia de los errores "

Esto llevó a suponer que la superficie de este satélite fue reconstruida hasta 5 veces durante su historia. Las imágenes de Miranda muestran una estructura en forma de letra latina "V", cerca se encuentran cadenas montañosas y valles, cráteres antiguos y áreas suaves jóvenes, cañones sombreados de hasta 20 km de profundidad. Un poco más abajo del centro se encuentra el gran cráter Alonso , de 24 km de profundidad.

Se han propuesto varias hipótesis para explicar la fuerte falta de homogeneidad de la superficie de Miranda. Según uno de ellos, Miranda se partió como resultado de una colisión con un gran cuerpo celeste, pero luego las piezas se volvieron a unir. Sin embargo, no está claro por qué los cráteres de impacto sobrevivieron en el resto de la superficie de la luna. Otra hipótesis supone que hubo un calentamiento desigual de los intestinos de Miranda.

Áreas

Grandes áreas de la superficie que difieren de las vecinas en color o brillo se denominan regiones en la nomenclatura planetaria ( lat. regio , pl. regiones ). Las áreas de Miranda vistas en las imágenes de la Voyager 2 han sido denominadas "área de Mantua", "área de Éfeso", "área de Sicilia" y "área de Dunsinan" [24] . Se trata de llanuras montañosas con más o menos cráteres [11] . En algunos lugares tienen fallas y salientes, algunos de los cuales son tan antiguos como las propias áreas, mientras que otros se supone que han aparecido bastante recientemente, durante la formación de coronas [11] . Estas fallas van acompañadas de grabens , lo que indica la presencia de actividad tectónica en el pasado [11] . La superficie de las regiones es casi uniformemente oscura, pero se ven rocas más brillantes en las laderas de los cráteres [11] .  

Coronas

Miranda es uno de los pocos satélites del sistema solar que tiene coronas ( lat.  corona , pl. coronae ), una especie de anillo o detalles de superficie ovalada. El modelado mostró que podrían surgir debido a la convección en los intestinos. Se supone que en el pasado Miranda tenía una órbita más alargada y estaba sujeta a deformación en cada revolución debido a los cambios en la magnitud de las fuerzas de marea de Urano. Esto provocó el calentamiento de sus entrañas y el hielo plástico tibio subió a la superficie en varias corrientes. Al interactuar con él, estos arroyos formaron coronas [25] [26] .

Ahora hay tres coronas conocidas descubiertas por la Voyager 2: la corona de Arden (ubicada en el hemisferio delantero), la corona de Elsinore (en el hemisferio impulsado) y la corona de Inverness (ubicada en el polo sur). Los contrastes de albedo en la superficie de Miranda son más pronunciados en las coronas de Arden e Inverness [11] .

Corona de Inverness

La Corona de Inverness es una región trapezoidal de unos 200 km², situada cerca del Polo Sur. Su borde exterior, al igual que las crestas y franjas interiores, forma un polígono [11] . Está delimitado por tres lados (sur, este y norte) por un complejo sistema de fallas. La naturaleza del borde occidental es menos clara, pero también puede ser el resultado de la actividad tectónica. La mayor parte del área de la copa está ocupada por surcos paralelos separados por intervalos de varios kilómetros [27] . Un pequeño número de cráteres de impacto indica una edad más pequeña de la corona de Inverness que la de las otras dos coronas [27] .

Corona del Arden

La Corona del Arden se encuentra en el hemisferio delantero de Miranda, y se extiende por 300 km de este a oeste. Se desconoce su tamaño norte-sur, ya que el hemisferio norte estaba detrás del terminador (estaba en la oscuridad) cuando fue fotografiado por la Voyager 2. Esta corona está formada por un rectángulo oblicuo claro de al menos 100 km de ancho, que está rodeado por franjas paralelas más oscuras. En general, se obtiene una especie de figura "en forma de huevo" [11] . Las partes interior y exterior de la corona de Arden son muy diferentes. La zona interior tiene un relieve suave y un patrón de "mármol" de grandes áreas claras dispersas sobre una superficie oscura. La relación estratigráfica entre superficies claras y oscuras no se puede determinar debido a la baja resolución de las imágenes de la Voyager 2. La parte exterior de la corona de Arden está formada por franjas claras y oscuras que se extienden desde la parte occidental de la corona, donde cruzan la superficie del cráter (alrededor de 40° de longitud), hasta la parte oriental, donde van hacia el lado nocturno ( alrededor de 110° de longitud) [27] . Estas bandas están formadas por acantilados, que en el límite entre la corona del Arden y la región de cráteres de Mantua desaparecen gradualmente [27] . Arden se formó antes que Inverness y al mismo tiempo que la corona de Elsinore [27] .

Corona de Elsinore

La corona de Elsinore se encuentra en el hemisferio esclavo de Miranda y se encuentra cerca del terminador en las imágenes de la Voyager. Es similar en tamaño y estructura a la corona del Arden. Ambas coronas tienen un cinturón exterior de unos 100 km de ancho, que rodea la parte interior [11] . El relieve de esta parte es un complejo complejo de depresiones y elevaciones, que se rompen en el borde del cinturón exterior, formado por crestas lineales casi paralelas. Las depresiones contienen pequeños segmentos de terreno montañoso y lleno de cráteres [11] . Dentro de la corona de Elsinore también hay baches, sistemas de depresiones y crestas aproximadamente paralelas, comparables a las de Ganímedes , un satélite de Júpiter [11] .

Repisas

También hay cornisas en la superficie de Miranda . Algunos de ellos son más antiguos que las coronas, mientras que otros son más jóvenes. La más vistosa, la cornisa de Verona  , se observa al borde de una profunda depresión que va más allá del terminador.

Esta depresión comienza en el lado noroeste de la corona de Inverness [11] , donde se encuentra la cornisa de Argel, y se extiende hasta la convergencia de las bandas de esta corona, después de lo cual se dirige al terminador [11] . Allí tiene un ancho de unos 20 km, y su borde forma un enorme acantilado brillante: la cornisa de Verona. La altura de este saliente es de 10 a 15 km [11] , que es mucho más alta que las paredes del Gran Cañón en la Tierra. La altura de esta roca es especialmente sorprendente en comparación con el pequeño tamaño de Miranda: 2-3% del diámetro del satélite. Todas estas conclusiones se extraen de imágenes de la Voyager 2, donde la cornisa de Verona va más allá del terminador. Es probable que esta cornisa continúe hacia el lado de noche, y su longitud total sea aún mayor [27] .

Cráteres de impacto

Por el número de cráteres de impacto , se puede determinar la edad de la superficie de un cuerpo celeste sólido desprovisto de atmósfera: cuantos más cráteres, más antigua es la superficie [5] [27] .

Durante el sobrevuelo de la estación espacial Voyager 2, solo se estudiaron los cráteres en el lado sur del satélite. Sus diámetros varían desde 500 m (límite de visibilidad) hasta 50 km [27] . Los cráteres tienen formas muy diversas. Algunos tienen bordes muy claros y, a menudo, están rodeados de material expulsado al impactar. Otros están tan destruidos que apenas se ven [27] .

No se han encontrado cráteres complejos con crestas centrales o cráteres rodeados por muchos anillos en Miranda. Los cráteres descubiertos son simples (con fondo en forma de cuenco) o de transición (con fondo plano), y no se observa la dependencia de la forma de los cráteres con su tamaño [27] . Se conocen tanto cráteres simples con un diámetro de unos 15 km como cráteres de transición con un diámetro de sólo 2,5 km [27] . Los cráteres Miranda rara vez están rodeados por material eyectado, y el material eyectado no se conoce en absoluto para cráteres con un diámetro de más de 15 km [27] . Con un diámetro de cráter de menos de 3 km, sus eyecciones suelen ser más claras que la superficie circundante, y con un diámetro de 3 a 15 km, son más oscuras. Pero entre los cráteres de cualquier tamaño, hay aquellos cuya eyección tiene el mismo albedo que la superficie circundante [27] .

Origen y evolución

En el ejemplo de este satélite, se pueden observar interesantes fenómenos geológicos [27] . Para explicar su formación y evolución geológica , la comunidad científica ha propuesto varias teorías [5] . Uno de ellos es que Miranda se formó a partir de una nebulosa de gas y polvo o disco de acreción alrededor de Urano. Este disco ha existido desde la formación del planeta o se formó durante una gran colisión que, muy probablemente, le dio a Urano una gran inclinación del eje de rotación [28] . Mientras tanto, en este satélite relativamente pequeño, hay características que son sorprendentemente jóvenes en comparación con la edad de la propia Miranda [29] . Aparentemente, la edad de las formaciones geológicas más jóvenes de Miranda es solo de unos pocos cientos de millones de años [27] . El modelado de la historia térmica de los satélites pequeños (tamaño Miranda) predice un enfriamiento rápido y una ausencia total de evolución geológica después de la acreción de satélites desde la nebulosa [27] . La actividad geológica durante tanto tiempo no puede explicarse ni por la energía de la acumulación inicial ni por la energía de fisión de los elementos radiactivos [27] .

Miranda tiene la superficie más joven en comparación con las otras lunas de Urano . Esto indica que la superficie de Miranda ha sufrido recientemente cambios significativos [27] . Su estado actual se explica por su compleja historia geológica, en la que se produjeron raras combinaciones de diversos fenómenos astronómicos [5] . Entre estos fenómenos pueden estar las fuerzas de marea , y los fenómenos de resonancias orbitales , y los procesos de convección y diferenciación parcial [5] .

La sorprendente estructura geológica de la superficie, que consta de regiones marcadamente diferentes, puede ser el resultado de que Miranda se rompiera en una colisión catastrófica con otro cuerpo celeste [5] [27] y luego se volviera a ensamblar a partir de las piezas bajo la influencia de la gravedad [30]. ] . Algunos científicos incluso sugieren varias etapas de colisión y reacreción del satélite [31] . Esta versión perdió atractivo en 2011 debido a la aparición de pruebas a favor de una hipótesis que explica las características del relieve de Miranda por la acción de las fuerzas de marea de Urano. Aparentemente, estas fuerzas podrían crear las fallas escarpadas observadas en las coronas de Inverness y Arden. La fuente de energía para tales transformaciones solo podría ser la fuerza de atracción de Urano [32] .

En última instancia, la superficie de Miranda puede haber tardado más de 3 mil millones de años en formarse. Comenzó hace unos 3500 millones de años con la aparición de regiones llenas de cráteres y terminó hace cientos de millones de años con la formación de coronas [27] .

Los fenómenos de resonancias orbitales (en mayor medida con Umbriel que con Ariel ) tuvieron un impacto significativo en la excentricidad de la órbita de Miranda [8] , lo que podría provocar un calentamiento del interior y actividad geológica del satélite [8] . El calentamiento promovió la convección en el interior de Miranda, lo que marcó el inicio de la diferenciación de su sustancia [8] . Al mismo tiempo, la resonancia orbital cambiaría ligeramente las órbitas de otros satélites más masivos [8] . Pero la superficie de Miranda probablemente esté demasiado distorsionada para ser explicada solo por este mecanismo [29] .

Miranda salió de la resonancia con Umbriel en un proceso que le dio a su órbita una inclinación anómalamente alta hacia el ecuador de Urano [8] . La gran excentricidad anterior ha disminuido debido a la acción de las fuerzas de marea: los cambios en su magnitud en cada giro de la órbita provocan cambios y fricción en los intestinos. Esto hizo que la luna se calentara y le permitiera volver a su forma esférica, mientras que Miranda retuvo impresionantes formaciones geológicas como Verona Scarp [29] . Dado que la causa principal de la actividad geológica era la excentricidad de la órbita, su disminución condujo a la atenuación de esta actividad. Como resultado, Miranda se convirtió en un satélite frío e inerte [8] .

Investigación

La Voyager 2, que estudió el sistema de Urano en enero de 1986, se acercó a Miranda mucho más cerca que con cualquier otro satélite de Urano (a 29.000 km), y por lo tanto lo fotografió con mucho más detalle [33] . Las mejores fotografías de Miranda tienen una resolución de 500 m. Se captura alrededor del 40% de la superficie, pero solo el 35%, con una calidad adecuada para el mapeo geológico y el conteo de cráteres . . Durante el sobrevuelo de la Voyager cerca de Miranda, el Sol iluminó solo su hemisferio sur y, por lo tanto, el norte permaneció inexplorado [11] . Ninguna otra nave espacial ha visitado Miranda (y el sistema de Urano en general). El orbitador y la sonda Urano de la NASA pueden lanzarse en la década de 2020 . Incluirá un módulo orbital y una sonda atmosférica. Además, un grupo de 168 científicos presentó a la Agencia Espacial Europea el programa de la misión Uranus Pathfinder para un viaje al sistema solar exterior, con Urano como objetivo final [34] . El propósito de estos programas es refinar los datos sobre Urano y sus satélites (incluido Miranda).

En la cultura

David Nordley dedicó a Miranda el cuento fantástico "En las cavernas de Miranda", que narra un viaje a través del satélite.

Notas

  1. ↑ 1 2 3 Kuiper, GP  El quinto satélite de Urano  // Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . - 1949. - vol. 61 , núm. 360 . - Pág. 129 . -doi : 10.1086/ 126146 . - .
  2. ↑ 1 2 Miranda: Datos y cifras (enlace descendente) . NASA (1998). Consultado el 20 de julio de 2011. Archivado desde el original el 17 de octubre de 2012. 
  3. ↑ 12 Parámetros físicos del satélite planetario . JPL (Dinámica del Sistema Solar). Consultado el 10 de agosto de 2009. Archivado desde el original el 4 de febrero de 2012.
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  6. ↑ Parámetros orbitales medios de los satélites planetarios. Satélites de  Urano . NASA/JPL, Instituto de Tecnología de California. Archivado desde el original el 10 de agosto de 2011.
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Literatura

Enlaces

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