# Oberon (luna)

Oberon, tanben sonat Uranus IV, es lo mai alunhat dels grands satellits naturals d'Uranus. Es lo segond satellit d'aquela planeta tant per la talha que per la massa e lo noven del Sistèm solar en massa. Descobèrt per William Herschel en 1787, Oberon ten lo nom d'un personatge de la pèça de Shakespeare Sòmi d'una nuèch d'estiu. L'orbita a l'entorn d'Uranus es parcialament situada en defòra de la magnetosfèri d'Uranus.
Oberon es constituït de glaç e de ròca en quantitats aproximativament egalas. Lo satellit es probablament diferenciat en un nuclèu rocós e un mantèl glaçat. Un jaç d'aiga liquida poiriá èsser present a l'interfàcia entre lo nuclèu e lo mantèl. La susfàcia d'Oberon, qu'es escura e leugièrament roja, sembla èsser estada principalament modelada pels impactes d'asteroïdes e de cometas. Es cobèrt de nombroses cratèrs d'impactes, d'unes qu'atenhon fins a 210 km de diamètre. Oberon a probablament conegut un episòdi de resurfaçatge endogèn que tornèt cobrir las mai ancianas susfàcias fòrça craterizadas. Puèi, l'expansion de l'interior a engendrat sus la susfàcia d'Oberon un ret de gòrjas e d'escarpaments de falhas. A l'exemple de totas las lunas magèrs d'Uranus, Oberon s'es probablament format a partir del disc d'acrecion qu'enrodava Uranus tot bèl just après la formacion de la planeta.
Lo sistèm uranian es estat estudiat pas qu'un còp, per la sonda Voyager 2 en genièr de 1986. Voyager 2 fotografièt mantes imatges d'Oberon, permetent aital de cartografiar mai o mens 40 % de la susfàcia d'aquela luna.

## Descobèrta

Oberon foguèt descobèrt per William Herschel l'11 de genièr de 1787, lo meteis jorn que Titània, la luna mai granda d'Uranus. Herschel senhala en seguida la descobèrta de quatre satellits de mai, mas que se son revelats èsser d'errors d'observacion. Per las cinquanta annadas seguentas la lor descobèrta, Titània e Oberon seràn pas observats per un autre astronòm que non pas Herschel, malgrat qu'aqueles satellits pòscan en 2008 èsser observats de la Tèrra amb un telescòpi amator de tria.
Oberon foguèt inicialament designat coma « lo segond satellit d'Uranus » e, en 1848, recebèt la designacion Uranus II per William Lassell, malgrat qu'aja de còps que i a utilizat la numerotacion de William Herschel (ont Titània e Oberon son II e IV). En 1851, Lassell atribuiguèt finalament als quatre satellits coneguts las chifras romanas en foncion de lor alunhament de la planeta e dempuèi Oberon es sonat Uranus IV.
Totas las lunas d'Uranus son nomenadas segon de personatges de las òbras de William Shakespeare o d'Alexander Pope. Oberon, rei de las fadas dins diferentas legendas, es un personatge màger de la pèça Sòmi d'una nuèch d'estiu. Los noms dels quatre satellits d'Uranus son estats suggerits pel lo filh del Herschel, John, en 1852, a la demanda de William Lassell, que, l'annada precedenta, aviá descobèrt las daos lunas de mai, Ariel e Umbriel. L'adjectiu derivat de Oberon es « oberonian ».[réf. $^{necessari]}$

## Orbita

Oberon es en orbita a l'entorn d'Uranus d'una distància de mai o mens 584 000. Es lo mai alunhat dels cinc grands satellits de la planeta. L'excentricitat e l'inclinason respècte a l'equator d'Uranus de l'orbita d'Oberon son feblas. Oberon es en rotacion sincròna a l'entorn d'Uranus, es a dire que son periòde orbital e son periòde de rotacion an la meteissa durada de mai o mens 13,5 jorns ; sa fàcia en regard de la planeta es totjorn la meteissa.
Una proporcion significativa de l'orbita d'Oberon es situada en defòra de la magnetosfèri d'Uranus. Sa susfàcia es doncas de còps que i a dirèctament tocada pel vent solar. L'emisfèri rèire (es a dire opausat al movement orbital) dels satellits, dont l'orbita es entièrament situada al mitan de la magnetosfèra de la planeta, es influenciat pel plasma magnetosfèric qu'es en rotacion amb la planeta. Aquel bombardament pòt conduire al escurament dels emisfèris rèires, coma es lo cas per lo demai de las lunas d'Uranus.
L'axe de rotacion d'Uranus essent fòrça fòrtament inclinat pertocant son plan orbital, sos satellits, que son en orbita sus lo plan equatorial, coneisson de cicles sasonièrs extrèms. Los pòls nòrd e sud de Oberon an de cicles de 42 ans d'esclairament continú, puèi de nuèch de longa. Totes los 42 ans, durant los equinòccis d'Uranus, lo plan equatorial d'aquela planeta se confond amb aquel de la Tèrra. Las lunas d'Uranus se pòdon a aquela ocasion ocultar las unas las autras, coma l'ocultacion d'Umbriel per Oberon que s'es produsida lo 4 de mai de 2007 e durèt sièis minutas.

## Caracteristicas fisicas
### Composicion e estructura intèrna

Oberon es la segonda mai granda e la segonda mai massisa de las lunas d'Uranus après Titània, e la novena mai granda luna del Sistèma solar. La densitat elevada de Oberon (1,63 g/cm3), superiora a aquela dels satellits de Saturne per exemple, indica qu'es constituit en proporcions aperaquí egalas de glaç d'aiga e d'un material dens autre que lo glaç. Aquel material poiriá èsser compausat de rocasses e de materials carbonacae demest los quals d'unes compausats organics de massa elevada. Las observacions espectroscopicas an mostrat la preséncia d'aiga glaçada cristallina a la susfàcia del satellit. Los raias d'absorcion del glaç son mai intenses sus l'emisfèri rèire de Oberon que sus son emisfèri abans. Es lo contrari de çò qu'es observat sus lo demai de las lunas d'Uranus, ont l'emisfèri abans presenta de tralhas d'aiga mai importantas. La rason d'aquela asimetria es desconeguda, mas poiriá èsser la seguida al bombardament per de particulas cargadas de la magnetosfèri d'Uranus qu'es mai important sus l'emisfèri abans. Las particulas energeticas an tendéncia a usar lo glaç, a descompausar lo metan present dins lo glaç jos forma d'idrate e a assombrir lo demai dels compausats organics, daissant un escur residu ric en carbòn a la susfàcia.
Oberon poiriá èsser diferenciat en un nuclèu rocós enrodat d'un mantèl glaçat. S'es lo cas, lo rai del nuclèu (480 km ) seriá de mai o mens 63 % d'aquel del satellit, e sa massa de mai o mens 54 % d'aquela del satellit, valors que dependent de la composicion del satellit. La pression al centre d'Oberon es de mai o mens 0,5 kbar (5 ). L'estat fisic del mantèl de glaç es desconegut. Se lo glaç conten pro d'ammoniac o d'autres antigels coma de sals dissòlgudas, Oberon poiriá possedir un jaç oceanic liquid a la frontièra entre lo nuclèu e lo mantèl. L'espessor d'aquel ocean, s'existís, seriá inferiora a 40 km e sa temperadura de mai o mens 180 K. Pasmens, l'estructura intèrna d'Oberon depend fòrtament de son istòria termica, qu'es mal coneguda en 2009.

### Geologia

Oberon es la segonda luna mai escura après Umbriel demest los grands satellits d'Uranus. Sa susfàcia presenta un fòrt efièch d'oposicion : sa reflectivitat demesís de 31 % per un angle de fasa de 0° (albedo geometric) a 22 % per un angle de mai o mens 1°. Oberon a un flac albedo de Bond (tanben sonat albedo global o albedo planetari) de mai o mens 14 %. Sa susfàcia es en general leugièrament roja, levat los depauses d'impacte recents, que son espectralament neutres (es a dire gris) o leugièrament blaus. Oberon es lo mai roge dels satellits d'Uranus. Los emisfèris rèires e abans son asimetrics : l'emisfèri abans es mai roge que l'emisfèri rèire que conten mai de material roge escur. La coloracion roja de las susfàcias poiriá èsser la seguida al bombardament de las susfàcias d'Oberon per de particulas cargadas e de las micrometeoritas eissidas del mitan espacial sus d'escalas de tempses de l'òrdre de l'edat del Sistèma solar. Pasmens, es mai probable que l'asimetria de color de Titània siá deguda al depaus de material roge venent de las parts extèrnas del sistèma uranian (benlèu dels satellits irregulars) que se seriá principalament depausat sus l'emisfèri abans.
Los scientifics an identificat dos tipes de caracteristicas geologicas sus Oberon : los cratèrs d'impactes e los chasmata (falhas). Las susfàcias ancianas de Oberon son las mai craterizadas de totas las lunas d'Uranus. La densitat de cratèrs es pròche de la saturacion, es a dire que la formacion de nòus cratèrs es contrebalancat per la destruccion de cratèrs mai ancians. Lo diamètre dels cratèrs debuta de qualques quilomètres fins a 206 quilomètres pel mai grand cratèr conegut, Hamlet. Fòrça dels grands cratèrs son entornejats per de ejectas d'impactes brilhants (de rais de glaç relativament fresc). Los pondes dels mai grands cratèrs, Hamlet, Othello e Macbeth, son compausats de materials fòrça escurs depausats après lor formacion. Una montanha d'una altitud de mai o mens 11 km es estada observada al sud-èst sus d'unes imatges de Voyager 2. Poiriá èsser lo pic central d'un bacin d'impacte (es a dire d'un grand cratèr d'impacte) d'un diamètre de mai o mens 375 km.
La susfàcia d'Oberon es percorreguda per un sistèma de falhas, que son pasmens mens espandidas qu'aquelas de Titània. Los canhòns son benlèu de falhas normalas o d'escarpaments de falhas, que pòdon èsser ancians o recents. Los escarpaments travèrsan los depaus brilhants d'unes cratèrs vièlhs ; lor formacion es doncas posteriora a la dels cratèrs. La mai granda falha d'Oberon es lo Mommur Chasma.
La geologia d'Oberon es estada influenciada per dos fenomèns màgers : la formacion de cratèrs d'impactes e lo resurfaçage endogèn. Lo primièr procès existís dempuèi la creacion d'Oberon e es a l'origina de son aparéncia actuala. Lo segond, lo resurfaçage endogèn, foguèt actiu durant qualque temps seguent la formacion de la luna. Aquelas processes endogèns èran principalament de natura tectonica e son responsablas de la formacion dels canhòns, d'immensas crebassas dins la crosta glaçada. Las craquelure recòbran una part de las mai ancianas susfàcias de Oberon. Aqueles fendilhas son degudas a l'expansion de Oberon per un factor de mai o mens 0,5 %. Aquesta se produsiguèt en doas fasas, menant a la creacion de las vièlhas falhas e de las joventas falhas.
La natura de las tacas escuras, qui son a magèr part presentas sus l'emisfèri abans e dins los cratèrs, es desconeguda. Cèrts scientifics supausan que son d'origina cryovolcanica, talas las marias lunara. Segon d'autras, los impactes aurián mes al jorn del material escur sosterrat abans jos la crosta de glaç pur. Aquela darrièra ipotèsi significariá que Oberon seriá almens parcialament diferenciada amb una crosta de glaç en susfàcia, mentre que l'interior del satellit seriá pas différentiat.
Caracteristicas geologicas nomenadas sus Oberon :
| Caracteristica | Origina del nom | Tipe | Longada / diamètre, km | Latitud, ° | Longitud, ° |
| Mommur Chasma | Mommur (Huon de Bordèu) | Chasma | 537 | −16.3 | 323.5 |
| Antoine | Marc Antoine | Cratèr | 47 | −27,5 | 65,4 |
| César | Jules César | Cratèr | 76 | −26,6 | 61,1 |
| Coriolan | Coriolan | Cratèr | 120 | −11,4 | 345,2 |
| Falstaff | Falstaff | Cratèr | 124 | −22,1 | 19,0 |
| Hamlet | Hamlet | Cratèr | 206 | −46,1 | 44,4 |
| Lear | Lo Rei Lear | Cratèr | 126 | −5,4 | 31,5 |
| MacBeth | Macbeth | Cratèr | 203 | −58,4 | 112,5 |
| Othello | Othello | Cratèr | 114 | −66,0 | 42,9 |
| Roméo | Roméo | Cratèr | 159 | −28,7 | 89,4 |

## Origina e evolucion

Oberon se seriá format a partir d'un disc d'accrecion o jos-nebulosa, es a dire un disc de gas e de poscas. Aqueste auriá siá estat present a l'entorn d'Uranus pendent qualques temps après sa formacion, siá seriá estat creat per l'impacte gigant a lo qual Uranus deu sa oblicitat. La composicion precisa de la jos-nebulosa es desconeguda, mas la densitat relativament elevada de Oberon e d'autras lunas d'Uranus pertocant las lunas de Saturne indica que deviá èsser paura en aiga,. Aquela nebulosa auriá pogut èsser compausada d'importantas quantitats de azote e de carbòni presents jos forma de monoxid de carbòni e de diazòt e non pas jos forma de ammoniac ni de metan. Los satellits formats dins aquela jos-nebulosa contendrián mens de glaç d'aiga (amb de CO e de N2 entrapelats jos forma de clatrats) e mai de ròcas, çò qu'explicariá la lor densitat nauta.
L'accrecion de Oberon durèt probablament mantes milièrs d'annadas. Los impactes qu'acompanhèron l'accrecion an caufat lo jaç extèrn del satellit. La temperadura maximala de mai o mens 230 K es estada atenguda a la prigondor de mai o mens 60 km. Après la fin de la formacion del satellit, lo jaç sub-surfacique s'es refrejat, mentre que l'interior de Oberon foguèt recalfat per la descomposicion dels elements radioactius presents dins las ròcas. Lo jaç refrejat jos la susfàcia s'es contractat, mentre que l'interior s'es dilatat. Aquò entrainèt de fòrtas constrenchas dins la crosta del satellit e provoquèt d'unes fendilhas. Aquel procès qui durèt mai o mens 200 milions d'annadas poiriá èsser a l'origina del sistèm de falhas visibla sus Oberon. Tota activitat endogèn se's acabat i a mantes miliards d'annadas.
L'escalfament inicial consecutiu al accrecion e la desintegracion radioactiva dels elements an probablament estats pro intenses per far fondre lo glaç s anti-gelada tal l'ammoniac èra present (jos la forma d'idrata d'ammoniac). Una fusion importanta poiriá aver separat lo glaç de las ròcas e engendrat la formacion d'un nuclèu rocós entornejat d'un mantèl de glaç. Un jaç d'aiga liquida (ocean) ric en ammoniac dissòlvat se poiriá èsser formada a la frontièra entre lo nuclèu e lo mantèl. La temperadura de fusion d'aquela mèscla es de 176 K. Se la temperadura davalèt enjós d'aquela valor, l'ocean seriá gelat. La solidificacion de l'aiga auriá conduch a l'expansion de l'interior, una autra causa possibla de la formacion de las falhas. Pasmens, las coneissenças actualas sus l' evolucion passada de Oberon demòran fòrça limitadas.

## Exploracion

Ara, los sols imatges disponibles de Oberon son d'imatges de resolucion flaca preses per la sonda Viatjar 2, que fotografièt la luna pendent lo subrevòl d'Uranus en genièr de 1986. La distància minimala entre la sonda Viatjar 2 e Oberon es estada de 470 600 km, los melhors imatges de la luna an una resolucion espaciala de mai o mens 6. Los imatges cobrisson mai o mens 40 % de la susfàcia, mas sols 25 % de la susfàcia foguèron fotografiats amb una qualitat sufisenta per efectuar una cartografia geologica. Pendent lo subrevòl d'Oberon, l'emisfèri sud èra cara cap al Solelh e en consequéncia l'emisfèri nòrd èra escur e poguèt doncas pas èsser estudiat. Pas cap de sonda de mai espaciala de mai visitèt Uranus e Oberon dempuèi. Lo programa Uranus orbiter and probe, lo lançament poiriá èsser programat a l'entorn de 2031, deuriá aportar de precisions sus la coneissença dels satellits d'Uranus e subretot sus Titània.

## Nòtas e referéncias
### Referéncias

* (en) Aqueste article es parcialament o en totalitat eissit d’una traduccion de l’article de Wikipèdia en anglés intitolat « Oberon (moon) ».1 2 3 4 5 . (NASA). ↑ (en) P.C. Thomas, « Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates », Icarus, vol. 73,‎ 1988, p. 427-441 (DOI 10.1016/0019-1035(88)90054-1, lire en ligne). 1 2 3 Jacobson, « The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data », The Astronomical Journal, vol. 103, n$^o$ 6,‎ 1992, p. 2068–78 (DOI 10.1086/116211, legir en linha). 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Smith, « Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results », Science, vol. 233,‎ 1986, p. 97–102 (PMID 17812889, DOI 10.1126/science.233.4759.43, legir en linha). 1 2 (en) Erich Karkoschka, « Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope », Icarus, vol. 151,‎ 2001, p. 51–68 (DOI 10.1006/icar.2001.6596, lire en ligne). 1 2 3 4 5 6 7 8 Grundy, « Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations », Icarus, vol. 184,‎ 2006, p. 543–555 (DOI 10.1016/j.icarus.2006.04.016, legir en linha). 1 2 Herschel, « An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet », Philosophical Transactions of the Royal Society of London, vol. 77,‎ 1787, p. 125–129 (DOI 10.1098/rstl.1787.0016, legir en linha). ↑ , pp. 364–378, 1788. ↑ William Herschel, , pp. 47–79, 1798. ↑ , pp. 44–47, 1848. ↑ Herschel, John, , pp. 35–36, 1834. ↑ {{{títol}}}. . ↑ Lassell, W., , pp. 43–44, 1848. ↑ , pp. 135, 1850. ↑ Lassell, W., , pp. 70, 1851. ↑ {{{2}}}, , pp. 129, 1949. ↑ {{{2}}}, , 1852. ↑ {{{2}}}, , pp. 15–17, 1851. 1 2 , pp. 85–89, 1986. ↑ {{{2}}}, , pp. L38–L40, 2008. ↑ Les huit lunes plus massives qu'Obéron sont Ganymède, Titan, Callisto, Io, la Lune, Europe, Triton et Titània. Source : (en anglés). (NASA). 1 2 3 4 5 6 7 , pp. 258-273, 2006. 1 2 3 , pp. 489–490, 1990. 1 2 , pp. 1–13, 1991. 1 2 , pp. 473–489, 1991. ↑ Le nombre élevé de cratères sur Obéron indique qu'il a les surfaces les plus anciennes des lunes d'Uranus. Source : Plescia et al., 1987. 1 2 3 4 5 6 7 {{{2}}}, , pp. 14,918–32, 1987. ↑ .. ↑ {{{2}}}, , pp. 421-43, 2004. ↑ Certains canyons d'Obéron sont des grabens. Source : Plescia et al., 1987. ↑ .. 1 2 3 ↑ .. 1 2 3 , pp. 373-80, 2004. 1 2 {{{2}}}, , pp. 8,779-94, 1988. 1 2 {{{2}}}, , pp. 15,665-74, 1991. ↑ {{{2}}}, , pp. 14,873–76, 1987. ↑ (en) « Vision and Voyages for Planetary Science in the Decade 2013–2022 » sur le site de la NASA.

### Article connèx

* Satellits naturals d'Uranus

### Ligam extèrn

* Imatges de Oberon sul sit de la NASA.
Modèl:Portail
* ↑ Gravité à la surface déduite de la masse M, de la constante gravitationnelle G et du rayon R : ${\frac {G\,M}{R^{2}}}$.
* ↑ Vitesse de libération déduite de la masse M, de la constante gravitationnelle G et du rayon R : ${\sqrt {2{\frac {G\,M}{R}}}}$.
* ↑ Les cinq grands satellites d'Uranus sont Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Obéron.