Oberon (måne)

Oberon (eller Uranus IV) er den ytterste av de store månene til planeten Uranus. Den er den nest største og den nest mest massive av Uranus' måner, og den niende mest massive månen i solsystemet. Oberon ble oppdaget av William Herschel i 1787, og har fått navnet sitt etter den mytiske kongen av feene som er en skikkelse i Shakespeares En midtsommernattsdrøm. Månens bane ligger delvis utenfor Uranus' magnetosfære.
Det er sannsynlig at Oberon ble dannet fra en akkresjonsskive som omga Uranus like etter at planeten ble dannet. Månen består av omtrent like mengder is og stein, og er sannsynligvis differensiert til en steinete kjerne og en isete mantel. Det er også mulig at det er et lag av væske i grensen mellom mantelen og kjernen. Overflaten av Oberon, som er mørk og noe rødaktig i fargen, synes å primært ha blitt formet av nedslag av asteroider og kometer. Den er dekket av en rekke nedslagskratre, noen opp til 210 km i diameter. Oberon har også et system av chasmata (graben eller forkastninger) dannet gjennom skorpeutvidelse som et resultat av at det indre utvidet seg tidlig i utviklingen av månen.
Kun én gang har Uranus-systemet blitt utforsket på «nært» hold. Det skjedde da Voyager 2 tok flere bilder av Oberon i januar 1986, og kartla 40 % av månens overflate.


== Oppdagelse og navngivning ==
Oberon ble oppdaget av William Herschel 11. januar 1787, på samme dag som han oppdaget Uranus' største måne, Titania. Han meldte senere fra om oppdagelsen av ytterligere fire måner, men dette ble senere funnet å være falske oppdagelser. I nærmere femti år etter oppdagelsen, ble ikke Titania og Oberon observert med andre instrumenter enn William Herschels, til tross for at månen kan ses fra jorden med dagens amatørteleskoper.Alle av Uranus' måner er oppkalt etter skikkelser oppfunnet av William Shakespeare eller Alexander Pope. Navnet Oberon stammer fra Oberon, kongen blant feer i En midtsommernattsdrøm. Navnene på de fire Uranus-månene som var oppdaget på det tidspunktet, ble foreslått av Herschels sønn, John, i 1852 på forespørsel fra William Lassell. Lassell hadde oppdaget de andre to månene, Ariel og Umbriel året før.Oberon ble i begynnelsen henvist til som «Uranus' andre måne», og i 1848 fikk den betegnelsen Uranus II av William Lassell, selv om han enkelte ganger bruker William Herschels nummerering – hvor Titania og Oberon er II og IV). I 1851 nummererte Lassell de fire kjente månene med romertall etter rekkefølge fra planeten, og siden har Oberon blitt betegnet som Uranus IV.


== Bane ==
Oberon går i bane rundt Uranus med en avstand på ca. 584 000 km, og er med det den fjerneste av de fem store månene. Banen har en liten eksentrisitet og inklinasjon i forhold til Uranus' ekvator, og omløpstiden er ca. 13,5 dager – sammenfallende med rotasjonsperioden. Med andre ord, er Oberon en synkron satellitt, tidevannslåst, med den ene siden alltid vendt mot planeten. Det meste av Oberons bane befinner seg utenfor Uranus' magnetosfære. Som et resultat blir overflaten direkte truffet av solvinden. Dette er viktig, fordi den bakre halvkulen til måner som går innenfor en magnetosfære treffes av magnetosfærisk plasma, som roterer med planeten. Denne formen for bombardement kan føre til at bakre halvkuler formørkes, noes som faktisk er observert ved alle Uranus' måner, med unntak av Oberon (se under).Siden Uranus går i bane rundt solen liggende nesten på siden, og månene går i bane rundt ekvatorplanet, er månene (inkludert Oberon) gjenstand for ekstreme sesongvariasjoner. Både nordlige og sørlige poler tilbringer 42 år i komplett mørkre, og deretter 42 år i kontinuerlig sollys, der solen står nær senit over en av polene ved hver solverv. Under forbiflyvningen med Voyager 2 i 1986 ble den sørlige halvkulen studert ved sommersolverv, mens nesten hele den nordlige halvkulen lå mørklagt. Hvert 42. år, når Uranus har et jevndøgn og ekvatorplanet skjærer jorden, kan det oppstå gjensidige okkultasjoner av Uranus' måner. En slik hendelse, som varte i rundt seks minutter, ble observert 4. mai 2007, da Oberon okkulterte Umbriel.


== Sammensetning og indre struktur ==
Oberon er den nest største og mest massive av Uranus' måner etter Titania, og den niende mest massive i solsystemet. Tettheten til Oberon ligger på 1,63 g/cm³, noe som er høyere enn hva som er typisk for Saturns måner, og dette indikerer at den består av omtrent like deler med vannholdig is og tette ikke-is-komponenter. Sistnevnte kan være bergarter og karbonholdige materialer, inkludert tunge organiske forbindelser. Tilstedeværelsen av vannholdig is støttes av spektroskopiske observasjoner, som har avdekket krystallinsk vannholdig is på månens overflate. Absorpsjonsbandene til vannholdig is er sterkere på Oberons bakre halvkule enn på den førende. Dette er motsatt av hva som er observert på Uranus' øvrige måner, hvor den førende halvkulen har tydeligere trekk av vannholdig is. Hva denne asymmetrien kommer av er ikke kjent, men det kan være relatert til det som på engelsk kalles impact gardening (dannelsen av jord via nedslag), som er sterkere på den førende halvkulen. Meteorittnedslag synes ofte å frese opp is fra overflaten, og etterlate mørke materialer (ikke is) etter seg. Det mørke materialet kan ha blitt dannet som et resultat av en strålingsprosess av metanklatrater eller strålingsformørking av andre organiske forbindelser.Oberon kan være differensiert med en steinete kjerne omgitt av en isete mantel. Hvis dette er tilfelle, er radien på kjernen (480 km) ca. 63 % av Oberons radius, og massen er ca. 54 % av den totale massen – forhold gitt ut ifra månens sammensetning. Trykke i sentrum av Oberon er ca. 0,5 GPa (5,0 kbar). Den nåværende tilstanden til ismantelen er usikker. Hvis isen inneholder tilstrekkelig ammoniakk eller annen frostvæske, kan Oberon inneha et lag av flytende væske i grensen mellom kjernen og mantelen. Tykkelsen på dette havet, hvis det eksisterer, er opp mot 40 km og temperaturen er rundt 180 K (−93 °C) Den indre strukturen av Oberon er imidlertid svært avhengig av dens termiske historie, som per i dag er lite kjent.


== Overflateformasjoner og geologi ==

Oberon er den nest mørkeste av de store Uranus-månene etter Umbriel. Overflaten fremviser en sterk opposisjonseffekt, der reflektiviteten faller fra 31 % ved fasevinkel på 0° (geometrisk albedo) til 22 % ved en fasevinkel på 1°. Oberon har også en lav Bond-albedo på ca. 14 %. Overflaten er generelt rød i fargen, med unntak av nyere nedslagsrester som er nøytrale eller blåaktig i fargen. Oberon er faktisk den rødeste blant alle de større månene til Uranus. Den bakre og førende halvkulene er asymmetriske: sistnevnte er mye rødere enn førstnevnte, siden den inneholder mer mørkerødt materiale. Det at overflaten blir rødaktig er ofte et resultat av romvær forårsaket av at overflaten bombarderes av ladde partikler og mikrometeoritter opp gjennom solsystemets eksistens. Fargeasymetrien på Oberon er dog mest sannsynlig forårsaket av akkresjon av rødaktig materiale som går i spiral i de ytre delene av Uranus-systemet, muligens fra irregulære måner, noe som ville oppstått primært på den førende halvkulen.Forskere har identifisert to klasser med geologiske formasjoner på Oberon: kratere og chasmata ('canyon'-dype, langstrakte forsenkninger med bratte sider som sannsynligvis ville blitt beskrevet som riftdaler eller skrenter hvis det var på jorden). Overflaten av Oberon er den mest kraterbelagte av alle Uranus-månene, med en tetthet av kratere som nærmer seg metning – det vil si at dannelsen av nye kratere balanseres av ødeleggelsen av de gamle. Dette høye antallet kratere indikerer at Oberon har den eldste overflaten blant Uranus-månene. Diameteren på kratrene går helt opp til 206 km for det største av de kjente, Hamlet. Mange store kratere er omgitt av lyst materiale fra nedslag (strålesystem) som består av relativt fersk is.De største kratrene, Hamlet, Othello og Macbeth, har bunner som er dekket av svært mørkt materiel avleieret etter at de ble dannet. En topp med en høyde på ca. 11 km ble observert på noen Voyager-bilder nær den sørøstlige randen av Oberon, som kan være den sentrale toppen til et stort nedslagsbasseng med en diameter på rundt 375 km. Overflaten av Oberon er avskåret av et system av canyoner, som likevel er mindre utstrakt enn de som er funnet på Titania. Sidene i canyonene er sannsynligvis skråninger dannet av normale forkastninger, som kan være enten gamle, eller ferske: sistnevnte skjærer gjennom de lyse avleiringene ved noen kratre, noe som antyder at de ble dannet senere. Den mest fremtredende canyonen på Oberon er Mommur Chasma.Oberons geologi ble påvirket av to konkurrerende krefter: danelsen av nedslagskratre og engodgen fornyelse. Førstnevnte påvirket månen gjennom hele historien, og er først og fremst ansvarlig for hvordan overflaten ser ut i dag. Sistnevnte prosess var aktiv i en periode etter månens dannelse. De endogene prosessene var primært tektoniske av natur, og førte til dannelsen av canyoner, som faktisk er gigantiske sprekker i isskorpen. Canyonene utslettet deler av den eldre overflaten. Oppsprekkingen av skorpen ble forårsaket av at Oberon ekspanderte med ca. 0,5 %, en hendelse som fant sted i to faser og ga et skille mellom eldre og yngre canyoner.
Opphavet til de mørke flekkene, som primært finnes på den førende halvkulen og nede i kratere, er ikke kjent. Noen forskere har kommet med hypoteser om at de kommer av isvulkaner (tilsvarende til månehav), mens andre mener at nedslag kastet opp mørk materiale begravd under den rene isen (skorpen). For sistnevnte tilfelle må Oberon i det minste være delvis differensiert, med skorpen av is liggende ovenpå det ikke-differensierte indre.


== Opprinnelse og evolusjon ==
Det antas at Oberon ble dannet fra en akkresjonsskive eller subtåke, det vil si en skive av gass og støv som enten eksisterte rundt Uranus i en tid etter planetdannelsen eller ble dannet av et kjempenedslag som mest sannsynlig førte til Uranus' skjevhet. Den nøyaktige sammensetningen av subtåken er ikke kjent. Den relativt høye tettheten til Oberon, og andre Uranus-måner, sammenlignet med Saturns måner indikerer imidlertid at den kan ha vært relativt fattig på vann. Betydelige mengder karbon og nitrogen kan ha vært til stede i form av karbonmonoksid og N2 i stedet for metan og ammoniakk. Månene som ble dannet i en slik subtåke ville inneholdt mindre vannholdig is (med CO og N2 fanget som klatrat) og mer bergarter – noe som kunne forklart den høyere tetheten.Oberons akkresjon varte sannsynligvis i flere hundretusener år, og nedslagene som fulgte med akkresjonen gjorde at månens ytre lag ble varmet opp. Den høyeste temperaturen på rundt 230 K (−43 °C) ble nådd i en dybde på ca. 60 km. Etter at månen var ferdig dannet, ble lagene under overflaten avkjølt, mens det indre av Oberon ble varmet opp av henfall av radioaktive grunnstoffer som fantes i bergartene. Lagene som ble avkjølt nær overflaten trakk seg så sammen, samtidig som det indre utvidet seg. Dette førte til sterk spenning i månens overflate, noe som igjen førte til oppsprekking. Dagens system av canyoner kan være et resultat av denne prosessen, som varte i omtrent 200 millioner år, og antyder at enhver endogen aktivitet fra dette opphørte milliarder av år siden.Den opprinnelige akkresjonsoppvarmingen sammen med kontinuerlig henfall av radioaktive grunnstoffer var sannsynligvis tilstrekkelig til å smelte isen, hvis der samtidig fantes noen form for «frostvæske» (i form av ammoniakkhydrat) eller noen salter. Ytterligere smelting kan ha ført til at isen skilte seg fra bergartene og dannelsen av en kjerne av bergarter og en mantel av is. Et lag av flytende vann ('hav') rikt på oppløst ammoniakk kan ha blitt dannet i skillet mellom kjernen og mantelen. Den eutektiske temperaturen til denne blandingen er 176 K (−97 °C). Hvis temperaturen falt under dette punktet, ville havene ha vært frosset nå. Frysingen av vann ville ha ført til at det indre utvidet seg, noe som også kan ha bidratt til dannelsen av canyon-lignende graben. Likevel, den nåværende kunnskapen om Oberons utvikling er ganske begrenset.


== Utforskning ==

Så langt, er de eneste nærbildene tilgjengelig de som ble tatt av Voyager 2-sonden under dens forbiflyvning av Uranus i januar 1986. Siden sondens nærmeste passering av Oberon var 470 600 km, har de beste bildene en grov oppløsning på ca. 6 km. Bildene dekker ca. 40 % av overflaten, men bare 25 % av overflaten ble avbildet med en oppløsning som muliggjør geologisk kartlegging. På tidspunktet for forbiflyvningen stod den sørlige halvkulen rett mot solen, så den mørklagte nordlige halvkulen kunne ikke kartlegges. Ingen andre romfartøyer har besøkt Uranus-systemet, og ingen andre oppdrag er planlagt dit i overskuelig fremtid.


== Fotnoter og litteraturhenvisninger ==
Fotnoter
Litteraturhenvisninger


== Litteratur ==
Trykt litteraturBell, J.F. III; McCord, T.B. (1991). A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images. Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990 (engelsk). Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. s. 473–489. Bibcode:1991LPSC...21..473B. 
Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (1991). «Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites». Icarus (engelsk). 90 (1): 1–13. Bibcode:1991Icar...90....1B. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/0019-1035(91)90064-Z. 
Croft, S.K. (1989). New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda. Proceeding of Lunar and Planetary Sciences (engelsk). 20. Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. s. 205C. Bibcode:1989LPI....20..205C. 
Grundy, W.M.; Young, L.A.; Spencer, J.R.; Johnson, R.E.; Young, E.F.; Buie, M.W. (2006). «Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations». Icarus (engelsk). 184 (2): 543–555. Bibcode:2006Icar..184..543G. arXiv:0704.1525 . doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016. 
Helfenstein, P.; Hillier, J.; Weitz, C.; Veverka, J. (1990). «Oberon: Color Photometry and its Geological Implications». Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference (engelsk). Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. 21: 489–490. Bibcode:1990LPI....21..489H. 
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 (engelsk). 77: 125–129. JSTOR 106717. doi:10.1098/rstl.1787.0016. 
Herschel, W.S. (1788). «On the Georgian Planet and Its Satellites». Philosophical Transactions of the Royal Society of London (engelsk). 78: 364–378. Bibcode:1788RSPT...78..364H. doi:10.1098/rstl.1788.0024. 
Herschel, W.S. (1798). «On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus. The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained». Philosophical Transactions of the Royal Society of London (engelsk). 88: 47–79. Bibcode:1798RSPT...88...47H. doi:10.1098/rstl.1798.0005. 
Herschel, John (1834). «On the Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 3 (5): 35–36. Bibcode:1834MNRAS...3Q..35H. 
Hidas, M.G.; Christou, A.A.; Brown, T.M. (2008). «An observation of a mutual event between two satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters (engelsk). 384 (1): L38–L40. Bibcode:2008MNRAS.384L..38H. arXiv:0711.2095 . doi:10.1111/j.1745-3933.2007.00418.x. 
Hillier, John; Squyres, Steven W. (1991). «Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus». Journal of Geophysical Research (engelsk). 96 (E1): 15665–15674. Bibcode:1991JGR....9615665H. doi:10.1029/91JE01401. 
Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). «Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects». Icarus (engelsk). 185 (1): 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. 
Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P. (1992). «The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data». The Astronomical Journal (engelsk). 103 (6): 2068–2078. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211. 
Karkoschka, Erich (2001). «Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope». Icarus. 151 (1): 51–68. Bibcode:2001Icar..151...51K. doi:10.1006/icar.2001.6596. 
Kuiper, G.P. (1949). «The Fifth Satellite of Uranus». Publications of the Astronomical Society of the Pacific (engelsk). 61 (360). Bibcode:1949PASP...61..129K. doi:10.1086/126146. 
Lassell, W. (1848). «Observations of Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 8 (3): 43–44. Bibcode:1848MNRAS...8...43. 
Lassell, W. (1850). «Bright Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 10 (6): 135. Bibcode:1850MNRAS..10..135L. 
Lassell, W. (1851). «On the interior satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 12: 15–17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L. 
Lassell, W. (1851). «Letter from William Lassell, Esq., to the Editor». Astronomical Journal. 2 (33): 70. Bibcode:1851AJ......2...70L. doi:10.1086/100198. 
Lassell, W. (1852). «Beobachtungen der Uranus-Satelliten». Astronomische Nachrichten (tysk). 34: 325. Bibcode:1852AN.....34..325. 
Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S.; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (2004). «Large impact features on middle-sized icy satellites» (PDF). Icarus. 171 (2): 421–443. Bibcode:2004Icar..171..421M. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.009. 
Mousis, O. (2004). «Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition». Astronomy & Astrophysics (engelsk). 413: 373–380. Bibcode:2004A&A...413..373M. doi:10.1051/0004-6361:20031515. 
Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E. P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (1986). «Magnetic Fields at Uranus». Science. 233 (4759): 85–89. Bibcode:1986Sci...233...85N. PMID 17812894. doi:10.1126/science.233.4759.85. 
Newton, Bill; Teece, Bill (1995). The guide to amateur astronomy (engelsk). Cambridge University Press. s. 109. ISBN 978-0-521-44492-7. 
Plescia, J.B. (1987). «Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon». Journal of Geophysical Research (engelsk). 92 (A13): 14918–14932. Bibcode:1987JGR....9214918P. ISSN 0148-0227. doi:10.1029/JA092iA13p14918. 
Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J.M.; Brahic, A.; Briggs, G.A.; Brown, R.H.; Collins, S.A. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science (engelsk). 233 (4759): 43–64. Bibcode:1986Sci...233...43S. PMID 17812889. doi:10.1126/science.233.4759.43. CS1-vedlikehold: vis-forfattere (link)
Squyres, S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). «Accretional Heating of the Satellites of Saturn and Uranus». Journal of Geophysical Research (engelsk). 93 (B8): 8779–8794. Bibcode:1988JGR....93.8779S. doi:10.1029/JB093iB08p08779. 
Stone, E.C. (1987). «The Voyager 2 Encounter with Uranus». Journal of Geophysical Research (engelsk). 92 (A13): 14873–14876. Bibcode:1987JGR....9214873S. ISSN 0148-0227. doi:10.1029/JA092iA13p14873. 
Strobell, M.E.; Masursky, H. (1987). «New Features Named on the Moon and Uranian Satellites». Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference (engelsk). 18: 964–965. Bibcode:1987LPI....18..964S. 
Struve, O. (1848). «Note on the Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 8 (3): 44–47. Bibcode:1848MNRAS...8...43. 
Thomas, P.C. (1988). «Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates». Icarus (engelsk). 73 (3): 427–441. Bibcode:1988Icar...73..427T. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1. Litteratur på nett«USGS Astrogeology: Gazetteer of Planetary Nomenclature – Feature Types» (engelsk). Gazetteer of Planetary Nomenclature. Arkivert fra originalen 1. februar 2010. Besøkt 7. juni 2014. 
«Planetary Satellite Mean Orbital Parameters» (engelsk). Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Arkivert fra originalen 22. august 2011. Besøkt 30. mai 2014. 
«Planetary Satellite Physical Parameters» (engelsk). Jet Propulsion Laboratory, NASA. Arkivert fra originalen 18. januar 2010. Besøkt 31. januar 2009. 
«Oberon Nomenclature Table Of Contents». Gazetteer of Planetary Nomenclature (engelsk). USGS Astrogeology. Arkivert fra originalen 26. august 2011. Besøkt 7. juni 2014. 
«Oberon: Mommur». Gazetteer of Planetary Nomenclature (engelsk). USGS Astrogeology. Arkivert fra originalen 26. august 2011. Besøkt 8. juni 2014. 
USGS/IAU (1. oktober 2006). «Hamlet on Oberon». Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Arkivert fra originalen 26. august 2011. Besøkt 28. mars 2012. 


== Eksterne lenker ==
(en) Oberon (moon) – kategori av bilder, video eller lyd på Commons 
Arnett, Bill (22. desember 2004). «Oberon profile» (engelsk). The Nine Planets. 
Arnett, Bill (17. november 2004). «Seeing the Solar System» (engelsk). The Nine Planets. 
Hamilton, Calvin J. (2001). «Oberon». Views of the Solar System (engelsk). 
«Oberon: Overview» (engelsk). NASAs Solar System Exploration. Arkivert fra originalen 1. august 2007. Besøkt 10. juni 2014. 
«Oberon Nomenclature» (engelsk). USGS Planetary Nomenclature.