Oberon (vệ tinh)

Khám phá và đặt tên

Oberon đã được William Herschel phát hiện vào ngày 11 tháng 1 năm 1787; trong cùng ngày ông cũng đã phát hiện ra vệ tinh lớn nhất của Sao Thiên Vương, Titania. Sau đó ông còn thông báo về việc phát hiện ra thêm bốn vệ tinh khác, mặc dù sau đó chúng được xác nhận là giả. Gần năm mươi năm sau khi được phát hiện, Titania và Oberon không được quan sát bởi bất kỳ dụng cụ nào khác ngoài dụng cụ của William Herschel, mặc dù các vệ tinh này ngay nay có thể được quan sát từ Trái Đất bởi các kính thiên văn nghiệp dư cao cấp.
Tất cả các vệ tinh của Sao Thiên Vương được đặt tên theo các nhân vật trong các tác phẩm của William Shakespeare hay Alexander Pope. Tên Oberon được đặt theo Oberon, vua của các tiên trong Giấc mộng đêm hè. Tên của bốn vệ tinh phát hiện đầu tiên được con trai của Herschel, John Herschel đề nghị vào năm 1852, theo yêu cầu của William Lassell, người đã phát hiện ra hai vệ tinh khác, Ariel và Umbriel, một năm trước đó. Oberon và Titania được coi là những vệ tinh đầu tiên không được đặt tên theo các nhân vật thần thoại Hy Lạp, khởi xướng bởi John Herschel.
Oberon ban đầu được gọi là "vệ tinh thứ hai của Sao Thiên Vương", và vào năm 1848 được William Lassell trao tên gọi là Uranus II bởi dù ông đôi khi sử dụng cách đánh số của William Herschel (trong đó Titania và Oberon là II và IV). Năm 1851 Lassell cuối cùng đã đánh số tất cả bốn vệ tinh được biết lúc bấy giờ dựa theo khoảng cách của chúng tới Sao Thiên Vương bằng số La Mã, và từ đó Oberon được định danh là Uranus IV.

Quỹ đạo

Quỹ đạo Oberon cách Sao Thiên Vương khoảng 583.500 km, xa nhất trong số năm vệ tinh lớn. Quỹ đạo Oberon có độ nghiêng và độ lệch tâm nhỏ (tương đối so với xích đạo Sao Thiên Vương). Chu kỳ quỹ đạo của nó khoảng 13,5 ngày, trùng với chu kỳ tự quay. Nói cách khác, Oberon là một vệ tinh đồng bộ bị khóa thủy triều, với một mặt luôn hướng về hành tinh. Một phần đáng kể quỹ đạo Oberon nằm bên ngoài từ quyển Sao Thiên Vương. Kết quả là bề mặt của nó bị bắn phá trực tiếp dưới gió Mặt Trời. Điều này rất quan trọng, bởi vì bán cầu kéo theo (trailing hemispheres) của vệ tinh di chuyển phía trong từ quyển sẽ bị tấn công bởi plasma từ quyển. Sự oanh tạc này có thể dẫn đến sự tối đi phần bán cầu kéo theo, việc này đã thực sự được quan sát ở tất cả các vệ tinh của Sao Thiên Vương trừ Oberon (xem phía dưới).
Bởi vì Sao Thiên Vương di chuyển gần như là lăn quanh Mặt Trời, và quỹ đạo các vệ tinh của nó gần như nằm trên mặt phẳng xích đạo của hành tinh, chúng (kể cả Oberon với độ nghiêng quỹ đạo rất nhỏ 0,058°) cùng phải chịu một chu kỳ mùa cực dài. Cả hai bán cầu Bắc và bán cầu Nam ở trong bóng tối 42 năm, và 42 năm trong ánh sáng Mặt Trời. Cứ mỗi 42 năm, Sao Thiên Vương lại đến điểm phân (equinox) và mặt phẳng xích đạo của nó giao cắt với Trái Đất, các vệ tinh của Sao Thiên Vương có thể che khuất lẫn nhau. Một trong số các lần đó, kéo dài 6 phút, được quan sát ngày 4 tháng 5 năm 2007, khi Oberon che khuất Umbriel.

Thành phần và cấu trúc bên trong

Oberon là vệ tinh lớn và nặng nhất của Sao Thiên Vương sau Titania, và là vệ tinh nặng thứ 9 trong Hệ Mặt Trời. Khối lượng riêng của Oberon là 1,63 g/cm³, cao hơn khối lượng riêng điển hình của các vệ tinh của Sao Thổ, chỉ ra rằng có sự cân bằng giữa tỉ lệ băng và một thành phần đậm đặc không phải băng. Thành phần thứ hai có thể được cấu tạo từ đá và vật chất giàu carbon bao gồm hợp chất hữu cơ nặng. Sự tồn tại của băng nước trên bề mặt của mặt trăng được nhận dạng thông qua việc quan sát quang phổ. Dải hấp thụ băng ở bán cầu kéo theo thì mạnh hơn ở bán cầu dẫn đường (leading hemisphere). Việc này trái ngược với các quan sát trên các vệ tinh Sao Thiên Vương khác, nơi mà bằng chứng về dấu hiệu của băng mạnh hơn trên bán cầu dẫn đường. Nguyên nhân của sự bất đối xứng này vẫn chưa rõ, nhưng có thể liên quan đến va chạm làm vườn (Impact gardening) (sự tạo đất do va chạm) bề mặt diễn ra mạnh mẽ hơn trên bán cầu dẫn đường. Va chạm thiên thạch có xu hướng làm bắn (văng ra) băng từ bề mặt, để lại vật chất màu đen không phải băng phía sau. Vật chất màu đen tự nó có thể hình thành từ quá trình bức xạ clathrate mêtan hay bức xạ tối các vật chất hữu cơ khác.
Oberon có thể có một lõi đá tách biệt được bao quanh bởi một lớp phủ băng. Trong trường hợp này, bán kính lõi (480 km) sẽ bằng khoảng 63% bán kính vệ tinh, và khối lượng bằng 54% khối lượng vệ tinh. Áp suất của phần tâm Oberon vào khoảng 0,5 GPa (5 kbar). Tình trạng hiện tại của lớp phủ băng là không rõ ràng. Nếu băng chứa đủ amoniac hay chất chống đông khác, Oberon có thể có một đại dương nước nằm giữa lõi và lớp phủ. Độ dày của đại dương này, nếu tồn tại, có thể lên đến 40 km và nhiệt độ vào khoảng 180 K.

Nguồn gốc và sự tiến hoá

Oberon được cho rằng đã hình thành từ một đĩa bồi tụ hay phụ tinh vân; một đĩa khí và bụi tồn tại quanh Sao Thiên Vương một thời gian sau khi nó được hình thành hoặc được tạo ra từ một va chạm khủng khiếp mà rất có thể đã khiến trục Sao Thiên Vương nghiêng mạnh. Thành phần chính xác của phụ tinh vân vẫn chưa rõ; tuy nhiên, khối lượng riêng tương đối cao của Oberon và các vệ tinh khác của Sao Thiên Vương so với vệ tinh của Sao Thổ chỉ ra rằng chúng có lượng nước tương đối ít. Số lượng đáng kể nitơ và carbon có thể tồn tại ở dạng carbon monoxit và N₂ thay vì amoniac và mêtan. Các vệ tinh được hình thành từ một phụ tinh vân sẽ chứa ít băng hơn và có nhiều đá hơn, giải thích tại sao khối lượng riêng của chúng cao hơn.
Sự bồi tụ của Oberon có lẽ đã diễn ra trong hàng ngàn năm. Sự va chạm kèm theo bồi tụ đã nung nóng mặt ngoài vệ tinh. Nhiệt độ tối đa khoảng 230 K đạt đến độ sâu 60 km. Sau khi kết thúc quá trình hình thành, phần dưới bề mặt bị nguội đi, trong khi phần bên trong Oberon bị nung nóng do sự phân rã các nguyên tố phóng xạ có trong các lớp đá của nó. Lớp cận mặt đang nguội đi thì co lại, trong khi phần bên trong lại nở ra. Điều này dẫn đến các nứt vỡ trên bề mặt Oberon. Hệ thống các hẻm núi ngày nay có thể đã hình thành từ quá trình này, vốn kéo dài trong khoảng 200 triệu năm, ngụ ý rằng mọi quá trình hoạt động nội sinh đều đã kết thúc từ hàng tỉ năm trước.
Sự nung nóng do bồi tụ cùng với việc các nguyên tố phóng xạ tiếp tục phân rã có lẽ đủ mạnh làm tan băng nếu tồn tại thêm một số chất chống đông như amonia (ở dạng ammonia hydrat) hay một số loại muối. Sự tan băng tiếp diễn có thể dẫn đến việc tách biệt băng khỏi đá và hình thành lõi đá bao phủ bởi lớp phủ băng. Một lớp nước lỏng ('đại dương') giàu ammonia hòa tan có thể đã hình thành giữa lớp đá và lớp băng. Điểm eutecti của hỗn hợp lỏng này vào khoảng 176 K. Nếu nhiệt độ hạ xuống thấp hơn thì đại dương này hiện nay có thể đã bị đóng băng. Sự đóng băng của nước có thể dẫn đến sự nở ra của phần bên trong, và nó có thể góp phần vào sự hình thành các địa hào giống như hẻm núi.