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Timestamp: 2019-10-14 23:29:22+00:00

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1. Qué es un satélite natural	6
2. La tierra	6
2.1 Descripción de la Luna	6
2.2 Exploración de la Luna	8
2.3 Origen de la Luna	9
3. Marte	10
3.1 Descripción de sus satélites	10
3.1.1 Fobos	10
3.1.2 Deimos	11
3.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites	12
3.3 Origen de sus satélites	13
4. Júpiter	13
4.1 Descripción de sus satélites	13
4.1.1 Calisto	13
4.1.2 Ganímedes	15
4.1.3 Amaltea	17
4.1.4 Io	18
4.1.5 Europa	19
4.1.6 Satélites menores	20
4.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites	22
4.3 Origen de sus satélites	22
5. Saturno	24
5.1 Descripción de sus satélites	24
5.1.1 Titán	24
5.1.2 Tetis	25
5.1.3 Dione	26
5.1.4 Rea	27
5.1.5 Japeto	27
5.1.6 Hiperión	28
5.1.7 Febe	28
5.1.8 Mimas	29
5.1.9 Encélado	30
5.1.10 Satélites menores	30
5.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites	32
5.3 Origen de sus satélites	33
6. Urano	34
6.1 Descripción de sus satélites	34
6.1.1 Miranda	34
6.1.2 Ariel	35
6.1.3 Umbriel	35
6.1.4 Titania	36
6.1.5 Oberón	36
6.1.6 Satélites menores	37
6.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites	38
6.3 Origen de sus satélites	39
7. Neptuno	39
7.1 Descripción de sus satélites	39
7.1.1 Tritón	39
7.1.2 Satélites menores	41
7.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites	42
7.3 Origen de sus satélites	42
8. Plutón	43
8.1 Descripción de Caronte	43
8.2 Descubrimiento y exploración de Caronte	43
8.3 Origen de Caronte	44
Primeramente buscamos datos sobre los satélites en páginas de Internet de las cuales tan solo obtuvimos información de una de ellas que está especificada en la bibliografía. De esta página web obtuvimos las fotos de los satélites. También hemos buscado varios libros, de los cuales algunos de ellos nos fue imposible encontrar. Pero conseguimos algunos de ellos. Al principio no sabíamos casi nada sobre los satélites así que nos ha sido muy útil este trabajo. De todas maneras no hemos recopilado toda la información que hubiésemos querido del trabajo ya que no existe tanta información sobre satélites como sobre planetas.
La intención inicial era la de conocer qué satélites había en el sistema solar, sus datos físicos y geológicos, como se descubrieron, qué naves los han explorado y como se originaron. Creemos que lo hemos conseguido en gran medida y que este trabajo nos ha dado las respuestas que esperábamos como objetivo del trabajo.
1. QUÉ ES UN SATÉLITE NATURAL
Es un objeto secundario que gravita en una órbita cerrada alrededor de un planeta. El movimiento de la mayor parte de los satélites conocidos del sistema solar alrededor de sus planetas es directo, es decir, de oeste a este y en la misma dirección que giran sus planetas. Solamente ciertos satélites de grandes planetas exteriores giran en sentido inverso, es decir, de este a oeste y en dirección contraria a la de sus planetas.
El número de satélites naturales conocidos ha ido en aumento en los últimos veinticinco años gracias a las sondas espaciales como las Voyager, las Mariner, las Viking, etc. La tierra tiene un satélite, Marte tiene dos, Júpiter tiene dieciséis, Saturno cuenta con dieciocho, Urano tiene quince, Neptuno ocho y Plutón uno. Mientras que Venus y Mercurio no tienen ninguno conocido.
2.1 Descripción de su satélite: La Luna
Su diámetro es de 3.476 km. Tanto la rotación de la Luna como su revolución alrededor de la Tierra duran 27 días, 7 horas y 43 minutos. Esta rotación sincrónica hace que la Tierra tenga un hemisferio lunar permanentemente girado hacia ella.
Su reflectividad es del 12%. La gravedad lunar es un sexto de la gravedad terrestre.
La temperatura media de la superficie durante el día es de 107 ºC y durante la noche del -153 ºC. La Luna tiene una corteza de unos 60 kilómetros de espesor en el centro de su lado cercano. Si esta corteza es uniforme en toda la Luna, constituiría el 10% del volumen lunar. Sólo existe una actividad tectónica residual debida al enfriamiento y a la acción de las mareas. Hay dos grandes tipos de terrenos, las mesetas relativamente brillantes y las llanuras más oscuras, en los cuales hay tres grandes tipos de materiales superficiales: los regolitos, los mares y las terrazas.
El bombardeo de micrometeoritos ha pulverizado concienzudamente las rocas superficiales produciendo un detritus de grano fino denominados regolitos. Los regolitos, o suelo lunar, son granos minerales no consolidados, fragmentos de roca y una combinación de estos que han sido soldados en forma de cristal por los impactos. Se puede encontrar sobre toda la superficie lunar, con la excepción de las paredes inclinadas de los valles y cráteres. Tienen de 2 a 8 metros de espesor en los mares y puede sobrepasar los 15 metros en las terrazas, dependiendo del tiempo que haya estado expuesta la roca subyacente al bombardeo de meteoritos.
Los oscuros mares, con relativamente pocos cráteres, cubren aproximadamente el 16% de la superficie lunar y se concentran en el lado cercano de la Luna, principalmente dentro de las cuencas de impacto. Las rocas de los mares son basaltos. Los mares tienen un espesor medio de pocos cientos de metros pero son tan masivos que frecuentemente reforman la corteza subyacente lo que produce depresiones parecidas a fallas y cordilleras levantadas.
Las mesetas relativamente brillantes, cubiertas de cráteres son llamadas terrazas. Los cráteres y cuencas de las mesetas se forman por los impactos de meteoritos, habiendo acumulado así más cráteres. El tipo de roca dominante en esta región contiene altos índices del mineral rico en calcio y aluminio, feldespato plagioclásico, y son mezcla de fragmentos brechados por los impactos de meteoritos. La mayoría de las brechas de las terrazas están compuestas por fragmentos de brechas todavía más viejos. Otras muestras de las terrazas son las rocas cristalinas de grano fino formadas por fusión de impacto debido a las altas presiones que se generan en los impactos.
2.2 Exploración de la Luna
A mediados del siglo XVII, Galileo y otros astrónomos tempranos realizaron observaciones telescópicas, notando un solapamiento casi infinito de cráteres.
La era espacial ha hecho que la luna sea el objeto del sistema solar más conocido exceptuando la Tierra.
El 20 de Julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisó la Luna. Fue seguido por Edwin Aldrin, ambos pertenecientes a la misión Apolo 11.
Cuatro estaciones sísmicas alimentadas por energía nuclear fueron instaladas durante el proyecto Apolo para recoger datos sobre el interior de la Luna.
La Luna fue fuertemente bombardeada en su historia temprana, lo que originó que muchas de las rocas originales de la antigua corteza se mezclaran, fundieran, enterraran o desaparecieran. Los impactos meteóricos aportaron una gran variedad de rocas
exóticas a la Luna, de tal forma que las muestras obtenidas en sólo nueve de las zonas produjeron muchos tipos diferentes de rocas para su estudio. Los impactos también sacaron a la luz rocas lunares situadas a gran profundidad y distribuyeron sus
fragmentos sobre amplias zonas alejadas de su origen, haciéndolas más accesibles. La corteza subyacente fue también adelgazada y fragmentada, permitiendo que el basalto fundido del interior alcanzara la superficie. Los Apolo y el resto de misiones lunares han vuelto a la Tierra con 382 kg de rocas y suelos.
2.3 Origen de la Luna
Hay varias teorías sobre el origen de la Luna. La primera es la hipótesis de la fisión, que supone que la Luna se formó por la fisión de un trozo de la Tierra. Esta hipótesis hace necesaria que la joven Tierra hubiese girado con suficiente velocidad y así las mareas debidas al Sol podrían haberla roto en dos partes.
La segunda es la teoría de la condensación. Esta teoría supone que la Tierra y la Luna se formaron como un planeta doble por condensación de la misma nube de material.
La tercera teoría es la de la captura. Esta teoría supone que la Luna se formó en algún otro lugar y que después fue capturada por la Tierra.
La cuarta teoría es la de un gran impacto. Esta teoría supone que la Luna se formó a partir de residuos eyectados en un disco alrededor de la Tierra por el impacto de un gran cuerpo. La Tierra y la Luna por tanto serían el resultado de la colisión y mezcla de dos grandes planetésimos. El gran cuerpo resultante sería la Tierra y los materiales eyectados formaron la Luna. Esta hipótesis es la más aceptada por los científicos.
3.1 Descripción de sus satélites
3.1.1 Fobos
Fobos tiene forma de elipsoide de tres ejes, sus diámetros miden 28 x 22 x 18 km. Se desplaza alrededor de Marte a una dis­tancia de 9.400 km, una vez cada 7 horas y 39 minutos. El periodo orbital de Fobos se está reduciendo paulatinamente: el satélite desciende hacia la superficie de Marte a una velocidad de nueve metros por siglo, lo que significa que termi­nará colisionando contra la superficie del planeta dentro de unos 40 millones de años. Su eje mayor apunta siempre hacia Marte. Su órbita está inclinada tan sólo 1,02 grados con respecto al ecuador marciano, por tanto, se mueve en una órbita casi circular respecto a éste. Tiene una densidad de 1,95 g/cm3. Gira alrededor de Marte en el sentido de la rotación de éste. La su­perficie de Fobos refleja sólo el 7 % de la luz solar. La reflectancia en la superficie de Fobos resulta homogénea, por tanto, refleja la misma luz solar en todas sus partes.
La superficie de esta luna está cubierta de cráteres. Estos cráteres tienen todas las formas posibles, desde perfil alargado, hasta otros circulares. Hay cráteres jóvenes, con un reborde ostensiblemente alzado y depresiones erosionadas tan poco profundas que resultan escasamente visibles. Los dos mayores cráteres del satélite se llaman Hall y Stickney. Sus diámetros respectivos son 6 y 10 kilómetros. El diámetro de Stickney es un 40 % del diámetro máximo del propio Fobos. Muchos de los cráteres de Fobos son secundarios, es decir, que fueron hechos por objetos lanzados por impactos primarios.
La gran cantidad de impactos ha roto el satélite, esto se demuestra debido a que tiene bordes afilados y salientes. Estos impactos lo han convertido en un pedazo de roca irregular. Esta luna tiene bordes afilados y salientes, lo cual sugiere que su forma actual es el resultado de impactos de alta energía.
Esta luna está tapada por una capa de regolito que tiene cien­tos de metros de espesor y posee propiedades de absorción de luz. El regolito son escom­bros sueltos, sin consolidar, de rocas fragmenta­das y polvo, que ha recogido esta luna debido a los innumerables impactos de los meteoritos que se precipitaron sobre las lunas.
Fobos tiene un conjunto de estrías estrechas y paralelas. Estas estrías fueron causadas por los impactos que dieron lugar a los grandes cráteres de esta luna. En promedio, estas estrías de unos 150 metros de anchura y 25 metros de profundidad van desde el mayor cráter llamado Stickney a una región sin ninguna estructura determinada en el lado opuesto del satélite.
3.1.2 Deimos
Tiene forma de elipsoide con tres ejes desiguales y en el que hay pequeñas irregularidades. Sus diámetros miden 16 x 12 x 10 kilómetros.
Es la más pequeña de las lunas de Marte, y se mueve alrededor del planeta a una distancia de 23.500 kilómetros. La duración de su recorrido orbital es de 18 minu­tos. Su eje mayor apunta constantemente hacia el planeta. Deimos se mueve en una órbita casi circular, sobre un plano que coincide con el ecuador de Marte, su inclinación es de 1,82 grados. El movimiento respecto a Marte es directo, por tanto gira alrededor de Marte en el sentido de la rotación de su planeta. Su densidad es de 1,7 g/cm3. Su reflectancia es del 6 %, pero hay algunas zonas más brillantes que otras.
Deimos tiene una capa de polvo espesa en su superficie. Este material llena parcialmente los cráteres y cubre las irregularidades menores de la superficie.
Deimos tiene una superficie poco rugosa debido al relleno parcial de alguno de sus cráteres. Su superficie está llena de cráteres. Sus cráteres, son difícilmente vi­sibles debido a la existencia de capas de materia­les finos. Las peculiares manchas de color claro que se ven en Deimos son también capas de los materiales citados. No se encuentran en Deimos surcos y grietas.
El mayor de los cráteres de Deimos es una estructura erosionada de dos kilómetros de diámetro, llamada Voltaire. Existe otro cráter de un kilómetro, con un reborde muy saliente, denominado Swift. Las principales fuerzas responsables del desgaste de los cráteres en Deimos se deben a los impactos de escasa velocidad y las voladuras causadas por los de alta velocidad.
3.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites
Ambos satélites fueron descubiertos por Asaph Hall en 1877 mediante el empleo de un nuevo refractor del Observatorio de Washington, provisto de un objetivo de 65 cm. En 1971, año en que el Mariner 9 hizo su viaje espacial, y en el bienio 1976 y 1977, cuando los Viking 1 y 2 recorrieron el espacio, se aclaró la naturaleza de los dos cuerpos.
3.3 Origen de sus satélites
Muchas de las propiedades de los satélites marcianos indican que son asteroides capturados, su forma irregular, sus pequeñas longitudes y el hecho de que tengan compuestos que son muy comunes en las condritas carbonáceas. Éstas son muy comunes en el exterior del cinturón de asteroides. Júpiter tiene la capacidad de desviar estos cuerpos a otros lugares del sistema solar y Marte pudo capturar a estos cuerpos frenando al asteroide con su fuerza gravitatoria, pero también se pudo frenar a causa de interacciones con otras lunas o debido a acercamientos rasantes con atmósferas densas.
4.1 Descripción de sus satélites
4.1.1 Calisto
Es la más externa luna de Júpiter, la segunda más grande de Júpiter y la tercera más grande del sistema solar. Rota al mismo tiempo que Saturno. La densidad media de Calisto es de 1,86 g/cm3, que es la densidad más baja de los satélites galileanos. El sistema de anillos de Calisto tiene la forma de lomas con cima plana. Su reflectividad es del 20%.
Calisto tiene una superficie oscura a pesar de que está lleno de hielo, esto se debe a la poca reflectividad del satélite. La caída de material meteorítico durante miles de millones de años ha añadido material oscuro a la corteza. Muchos meteoritos son condritas carbonáceas, que son negras debido al carbón que llevan. Cuando el meteorito choca agita la corteza y mezcla el material oscuro con el hielo.
El segundo efecto que hace que esta luna sea oscura es la energía de los impactos. Cada vez que un meteorito choca contra la superficie desprende calor, que vaporiza el hielo y deja polvo, roca y residuos del meteorito bajo una superficie oscura de suciedad. Por lo tanto las partes más antiguas de la corteza de Calisto son oscuras.
Calisto está compuesto por una corteza aproximadamente de 200 kilómetros de espesor, esta corteza es muy antigua. Debajo de la corteza hay un posible océano salado de más de 10 kilómetros de espesor. Este océano tiene un interior que no está completamente uniforme. No se sabe si Calisto tiene atmósfera.
Calisto tiene un núcleo rocoso que abarca casi el 75 % del radio, unos 4.800 kilómetros. Este núcleo está recubierto de agua parcialmente helada. La corteza superficial es rica en agua helada y contiene polvo y fragmentos de roca mezclados. Hay dos tipos básicos de terreno: regiones poligonales densamente salpicadas de cráteres, de dimensiones de hasta unas decenas de kilómetros, rodeadas por regiones más jóvenes de terreno estriado.
El terreno estriado está constituido por surcos y lomas paralelos y estrechamente espaciados, cada uno de 5 a 15 kilómetros de altura y de hasta varios cientos de kilómetros de longitud. En algunas regiones se pueden contar hasta 20 surcos y lomas paralelos.
La actividad actual del satélite es el continuo bombardeo de meteoritos, algunos muy grandes. Valhalla es un cráter de 600 km de diámetro rodeado por montañas que ocupan 3.000 km de radio y Asgard es un cráter de 1.600 kilómetros de diámetro. Hay pocas montañas o cordilleras elevadas. Tiene gran cantidad de cráteres, y no hay regiones libre de éstos. La mayoría de cráteres de Calisto son muy viejos, mientras que unos pocos son jóvenes y brillantes. Los cráteres jóvenes están superpuestos tanto en los anillos como en la zona central.
4.1.2 Ganímedes
Es el segundo satélite más externo de Júpiter. Es la más grande de las lunas de Júpiter y es la más grande de nuestro sistema solar con un diámetro de 5.262 km. Ganímedes tiene una densidad de 1.94 g/cm3. Tiene forma de disco. El sistema de anillos de Ganímedes es arrugado.
Ganímedes tiene grandes manchas de colores oscuros y claros. Tiene un núcleo rocoso, un manto de agua, hielo y silicatos y una corteza gruesa de hielo y roca. Una gran parte de su volumen está constituido por hielo. El núcleo ocupa cerca del 50% del diámetro del satélite. Ganímedes no tiene atmósfera conocida, pero recientemente se ha detectado ozono en su superficie. La cantidad de ozono es pequeña comparada con la de la Tierra.
El 66% de la superficie del satélite está formada por un terreno estriado brillante. Estas estrías tienen unos 100 km de longitud, una separación entre 3 y 10 km y unos 300 metros de altura. Las pendientes son del 5%. Estas estrías se deben al enfriamiento del satélite, el interior se expandía y la tensión fracturó la corteza de hielo produciéndolas. Algunas partes del interior fundieron el agua y hicieron aparecer en la superficie una mezcla que contenía agua que se heló dando un aspecto brillante a estas llanuras. La corteza helada ha crecido hasta un espesor suficiente para soportar las tensiones sin romperse. Por tanto Ganímedes no es activo.
Ganímedes es un satélite salpicado por numer­osos cráteres de impacto, con halos de brillantes rayos, formados evidentemente por el hielo que surgió a consecuencia de la colisión de los meteoritos.
La densidad de los cráteres en el terreno estriado de Ganímedes es extremadamente variable, alcanzando desde una densidad equivalente a la que se encuentra en el terreno cubierto de cráteres hasta una densidad de una décima parte de la que se da en esos terrenos. En Ganímedes algunos cráteres manifiestan un aspecto joven y reciente. En el otro extremo hay formas circulares que son poco más que fantasmas o manchas en la antigua corteza.
Las más antiguas regiones de Ganímedes son oscuras y cubiertas de cráteres que hay entre las bandas de estrías. En la mayor de estas re­giones, la llamada Regio Galileo, se conservan los restos de una primitiva depresión. Ésta consiste en un siste­ma de lomas concéntricas, encorvadas, de unos 10 kilómetros de ancho y 100 metros de alto, separa­das unas de otras 50 kilómetros más o menos. El centro de esta depresión fue borrado por los mo­vimientos tectónicos que posteriormente harían sur­gir nuevas montañas.
4.1.3 Amaltea
Es extremadamente irregular, de dimensiones de 270 x 165 x 150 km de diámetro. Es de forma elipsoidal irregular, su eje mayor apunta a Júpiter, y su eje menor es perpendicular al plano de su órbita.
Refleja la luz roja aproximadamente un 50% más que la luz violeta. Su reflectividad es de un 5 %, hay unas pocas áreas que son al menos el triple de reflectoras que otras.
Amaltea describe órbitas circulares en el plano ecuatorial de Júpiter. El período orbital de Amaltea es de 12 horas. Su densidad es de 1,8 g/cm3.
La superficie es oscura y rojiza aparentemente debido al polvo de azufre procedente de los volcanes de Io. Existen también zonas de color verde en las pendientes más importantes de Amaltea. La naturaleza de este color es todavía desconocida.
Debido a la proximidad de Amaltea a Júpiter, está expuesto al campo de radiación de su satélite. Recibe grandes dosis de iones energéticos, protones y electrones producidos por la magnetosfera de Júpiter. Además, sufre un bombardeo constante de micrometeoritos e iones pesados de azufre, oxígeno y sodio que han sido arrancados de Io.
Está muy cicatrizada por cráteres, algunos de los cuales son extremadamente grandes con relación al tamaño de éste. Pan, el cráter más grande, mide 100 kilómetros de largo y tiene al menos 8 kilómetros de profundidad. Otro cráter, Gaea, tiene unos 80 kilómetros de largo y tiene probablemente el doble de profundidad que Pan. Amaltea tiene dos montañas, Mons Lyctas y Mons Ida con un relieve local que alcanza los 20 kilómetros de altura.
4.1.4 Io
Io tiene un diámetro de 3.630 kilómetros y una den­sidad media de 3,55 g/cm3. Su reflectividad es del 61 %. La órbita de Io está relativamente muy próxima a Júpiter, unos 400.000 kilómetros, dentro del cam­po gravitatorio de excepcional fuerza de este pla­neta. Es el satélite más interno de los grandes satélites de Júpiter. Sobre el satélite se ejercen fuerzas de atrac­ción enormes, que causan el alargamiento de su forma esférica en dirección a Júpiter. La órbita de Io es ex­céntrica.
Io es de diversos colores: pardos, anaranjados, ro­jizos, amarillos y blancos de los compuestos de azufre, en contraste con la superficie negra de sus lagos de lava y de sus calde­ras volcánicas. Sin embargo, no existen en Io crá­teres producidos por impactos, y ello significa que la superficie de este satélite es muy joven.
Io tiene una tenue atmósfera de dióxido de azufre y está compuesto principalmente por material rocoso con un bajo contenido de hierro.
Toda la superficie de Io es una enorme región vol­cánica, cubierta de compuestos de azufre cuya composición y forma son muy variadas. Io y su órbita están rodeados por una nube de azufre, oxígeno y sodio, debido esto a las nubes que provocan los volcanes.
Durante las erupciones explosivas y de larga du­ración, los volcanes de Io arrojan gases y finas par­tículas de óxidos sulfurosos y sulfúricos hasta al­turas de 100-300 km, con velocidades su­periores a los 3.000 km/h. Las par­tículas regresan a la superficie donde forman una capa cuyo grosor aumenta 1 centímetro cada 3.000 años. Grandes corrientes de ríos de lava fluyen de algunos de los volcanes formando capas que se ex­tienden a grandes distancias. Estos fenómenos cam­bian rápidamente la superficie de Io.
Io es rico en volcanes, pero pobre en cráteres. Los cráteres son cubiertos por los residuos de los volcanes.
La mayoría de material de los volcanes es vapor de azufre o dióxido de azufre gaseoso. Estos gases salen a razón de una tonelada por segundo que van a parar a la nube de azufre. El sodio y otros elementos están presentes en Io como impurezas y son liberados por volcanes o por la radiación que hay en los cinturones de Júpiter.
La superficie de Io muestra toda una diversidad de raras formas de suelo, con sinuosas escarpaduras y fallas. La temperatura en la superficie de Io ronda los -143 ºC, sin embargo, una gran mancha caliente asociada con algún fenómeno volcánico alcanza los 17 ºC. Los científicos creen que esta mancha podría ser un lago de lava, aunque la temperatura indica que su superficie no está derretida.
Tiene un diámetro de 3.138 kilómetros y densi­dad media de 3,01 g/cm3. Los cristales de hie­lo de la superficie reflejan la mayor parte de la luz del Sol y ésta es la razón del elevado brillo de este satélite que tiene una reflectividad del 64%.
Europa es un cuerpo casi blanco. Su región ecuatorial muestra dos tipos básicos de terreno: regiones más oscuras, moteadas, y regiones más claras. Ambas clases, atravesadas por una serie de franjas oscuras de unas decenas de kilómetros de anchura que se extienden en algunos casos a lo largo de miles de kilómetros.
La superficie de Europa está cubierta con una capa de hielo de entre 75 y 100 km de espesor. Por debajo del hielo hay una superficie sólida, rocosa, que se muestra a través de la capa relativa­mente delgada de hielo en lugares que parecen man­chas oscuras. No puede descartarse la posibilidad de agua líquida entre la superficie sólida y la cu­bierta de hielo.
Las líneas oscuras que se entrecruzan en la su­perficie son fisuras de la capa de hielo. Las fisuras están llenas hasta el nivel de la superficie circundante, seguramente con agua que penetró en la superficie para luego helarse. Su anchura osci­la entre algunos miles de metros y decenas de ki­lómetros, mientras que la longitud lo hace entre algunos cientos y varios miles de kilómetros.
Solo se han reconocido tres cráteres de impacto. Tienen diámetros entre 18 y 25 kilómetros, y son de formas muy diferentes. Hay un cráter reciente y en forma de tazón, otro es poco profundo y rodeado de un sistema de rayos oscuros. El tercero parece estar elevado sobre un pedestal. En su superficie aparecen signos de numerosos cráteres pequeños de unos pocos kilómetros de diámetro, particularmente a lo largo de la zona terminal, la zona al borde del lado iluminado del satélite.
Europa es un satélite activo. Su foco de calor son las mareas causadas por Júpiter, que funden el manto de agua y resquebrajan la corteza de hielo.
4.1.6 Satélites menores
Júpiter tiene once satélites menores de los cuales no se saben aún muchos datos, por tanto aquí hay una breve descripción de cada uno de ellos. Amaltea es también un satélite menor pero ya se conocen muchos datos sobre él.
Metis es el satélite conocido de Júpiter más cercano al planeta. Metis se mueve dentro del anillo principal de Júpiter y podría ser la fuente de material del anillo. Su diámetro es de 40 km de longitud. Su reflectividad es del 5%.
Adrastea es el segundo satélite mas interno de los conocidos de Júpiter. Adrastea está situado dentro del anillo principal de Júpiter y puede ser la fuente de material para el anillo. Su diámetro es de 40 km de longitud. Refleja el 5% de la luz que le llega.
Tebe es el cuarto satélite más interno de los conocidos de Júpiter. Tebe rota sincrónicamente alrededor de Júpiter. Tiene una reflectividad del 5%. Su diámetro es de 110 x 90 km de longitud.
Leda es el noveno satélite más interno de Júpiter y es el mas pequeño. Tiene un diámetro de 16 km de longitud.
Himalia es el décimo satélite más interno conocido de Júpiter. Refleja el 3% de la luz del sol que le llega. Su diámetro es de 186 km de longitud.
Lisitea es el onceavo satélite más interno conocido de Júpiter. Su diámetro es de 36 km de longitud.
Elara es el doceavo satélite más interno conocido de Júpiter. Refleja la luz del sol un 3%. Tiene 76 km de diámetro.
Ananke es el cuarto satélite más externo conocido de Júpiter. Su diámetro es de 30 km de longitud.
Carme es el tercer satélite más externo de los conocidos de Júpiter. Tiene 40 km de diámetro.
Pasifae es el segundo satélite más externo conocido de Júpiter. Su diámetro es de 50 km de longitud.
Sinope es el satélite más externo de los conocidos de Júpiter. Tiene 36 km de diámetro.
4.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites
Los satélites galileanos, Io, Europa, Calisto y Ganímedes fueron descubiertos por Simon Marius y Galileo Galilei en el año 1610. Hasta 1892 no se descubrió un nuevo satélite de Júpiter, Amaltea que fue descubierto por Edward Emerson Barnard. El siguiente satélite descubierto fue Himalia en 1904 gracias a C. Perrine. Éste mismo descubrió Elara en 1905. En 1908, fue P. Melotte quién descubrió un nuevo satélite, Pasifae. Después S. Nicholson descubrió cuatro nuevos satélites, el primero de ellos fue Sinope en 1914, después en 1938 descubrió Lisitea y Carme, y por último en 1951 descubrió Ananke. Hasta 1974 no se descubrió un nuevo satélite, éste fue Leda descubierto por C. Kowal. Por último en 1979 se descubrieron Metis y Tebe por Stephen Synnott y Adrastea que fue descubierto por D. Jewitt y E. Danielson.
Los satélites de Júpiter fueron observados y fueron mandadas imágenes de ellos por las naves Voyager desde el año 1979 hasta el año 1981. Durante los años 1996 y 1997 la nave Galileo también ha observado y mandado imágenes de sus satélites.
4.3 Origen de sus satélites
Los satélites de Júpiter se dividen en dos grupos, los mundos rocosos más pequeños y los satélites galileanos que son mayores.
Estos mundos rocosos pequeños son probablemente asteroides capturados. Hay cuatro satélites que tienen órbitas retrógradas, en sentido de las agujas del reloj vistos desde el norte, que están muy inclinadas respecto al plano ecuatorial de Júpiter. Estos satélites tienen diámetros que oscilan entre 30 y 50 km y órbitas muy lejanas de Júpiter. Estas propiedades sugieren que son asteroides capturados o residuos de una luna rota por una colisión con un asteroide. Este grupo está compuesto por Ananke, Carme, Pasifae y Sinope.
Otro grupo de cuatro satélites tiene órbitas directas, al contrario de las agujas del reloj vistas desde el norte. Pero estas órbitas están muy inclinadas y casi tan lejanas de Júpiter como las del primer grupo. Los diámetros de estos satélites oscilan entre 16 y 186 km. Éstos, también podrían ser asteroides capturados por el potente campo gravitatorio de Júpiter o fragmentos procedentes de una colisión. Este grupo está compuesto por Leda, Himalia, Lisitea y Elara.
Hay todavía otro grupo de pequeños satélites que siguen órbitas situadas en el plano del ecuador de Júpiter y dentro de la órbita de Io. Pueden ser asteroides capturados que han sido llevados a órbitas casi circulares en el plano ecuatorial por el campo gravitatorio de Júpiter. También cabe la posibilidad de que sean residuos sobrantes de la formación de Júpiter. Este grupo lo forman Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe.
Los satélites galileanos son claramente cuerpos que se formaron con Júpiter. Tienen órbitas casi circulares y directas que están en el plano ecuatorial de Júpiter. Además, la densidad media de estos satélites disminuye a medida que nos dirigimos hacia fuera del sistema. Cuando se formó Júpiter, estaba muy caliente y la nube de gas que había a su alrededor se convirtió en una miniatura de la nebulosa solar. La nube de gas se fue aplanando y dio lugar al nacimiento de satélites que tenían órbitas casi circulares y en el mismo plano que Júpiter. Ya que la parte interna de la nube de gas era caliente, los satélites que se formaron allí tienen densidades más altas que los satélites que se formaron en la parte más externa de la nube. Ello explica que Calisto y Ganímedes sean helados mientras que Io y Europa contienen menos agua.
También podemos explicar las densidades de los satélites galileanos mediante las mareas. Estas mareas son capaces de calentar a Io, y procesos similares pueden mantener a Europa caliente. Este calentamiento debido a las mareas podría hacer que Ganímedes estuviera suficientemente caliente durante el tiempo necesario para que su corteza helada se rompiera y volviera a helarse produciendo el terreno estriado. El grado de calentamiento por marea depende del radio de la órbita del satélite. Los satélites cercanos a Júpiter podrían haber experimentado un calentamiento por marea suficiente para desprenderse del agua y otros elementos volátiles, mientras que los satélites más lejanos experimentaron un calentamiento menor y pudieron conservarlos.
5.1 Descripción de sus satélites
5.1.1 Titán
Titán es el mayor de todos los satélites de Saturno y el segundo más grande del sistema solar. Su diámetro tiene una longitud de 5.510 km. Es el único satélite del Sistema Solar que posee una atmósfera densa. Su reflectividad es del 21%.
Titán es un cuerpo totalmente frío, la temperatura de la superficie es de unos -178 °C y está en gran parte formado por hielo. La densidad media es tan solo de 1,9 g/cm3. En la composición de la atmósfera, que tiene unos 200 km de espesor, predomina el nitrógeno y hay también metano en una cantidad del 1%.
El aire de Titán está compuesto principalmente por nitrógeno con otros hidrocarbonos que dan a Titán su característico tono naranja. El metano allí existente puede adoptar los estados gaseoso, y sólido. Los científicos creen que existen lagos de etano que contienen metano disuelto. El metano de Titán, debido a procesos fotoquímicos continuos, se convierte en etano, acetileno, etileno y cuando se combina con nitrógeno en cianuro de hidrógeno.
5.1.2 Tetis
Tetis, es una luna de hielo de 1.060 kilóme­tros de diámetro que tan sólo tiene algunos materiales de piedra. Su reflectividad es del 90%. La densidad de Tetis es de 1,21 g/cm3.
La superficie helada de Tetis está grandemente craterizada y contiene grietas causadas por fallas en el hielo, pero ahora el satélite no es geológicamente activo. También existe una inmensa extensión de planicies relativamente jóvenes. La temperatura de la superficie de Tetis es de -187 °C.
Esta luna tiene un enorme valle, llamado Ithaca Chasma, de 65 km de ancho, 4 km de pro­fundidad y una longitud que abarca tres cuartas partes de la circunferencia de Tetis.
En el extremo norte de los valles está el prominente cráter Telemachos, cuyo diámetro es de 100 kilómetros. Tetis tiene un cráter gigante, Ody­sseus, que mide 450 km de diámetro, y este es el cráter de impacto con una montaña central más grande que se ha descubierto hasta aho­ra en el sistema solar.
5.1.3 Dione
Mide 1.200 kilómetros de diámetro. Dione tiene la mayor densidad de todos los sa­télites de hielo de Saturno, 1,43 g/cm3. Su reflectividad es del 70%. Mantiene la misma cara hacia Saturno durante toda su órbita.
Posee una mayor concentración de materiales rocosos en su núcleo, que ocupa apro­ximadamente la tercera parte del volumen del sa­télite. Muestra evidencia de actividad geológica en el pasado aunque ahora no es activo. La temperatura de la superficie es de -186 ºC.
Su superficie está cubierta de cráteres, fisuras y valles profundos. Algunos valles son muy largos y profundos y claramente son fracturas de la corteza de gran tamaño. Dione muestra una asimetría entre los hemisferios anterior (el que mira a Saturno) y posterior (el que no mira a Saturno). Las regiones más antiguas contienen cráteres más grandes, mientras que las más jóvenes contienen menos cráteres de gran tamaño.
El hemisferio posterior tiene una red de rayas brillantes, sobre fondo negro, que se cortan entre sí. Los cráteres de diámetros entre 50 y 100 kilómetros están cruzados por las rayas. El cráter de mayor extensión es Aeneas, de 160 kilómetros de diámetro, próximo al cráter se en­cuentra un sistema de fisuras. El hemisferio anterior tiene un brillo uniforme y es liso. Este hemisferio está compuesto de llanuras y altiplanicies y es la parte de Dione menos afectada por el continuo impacto de proyectiles.
5.1.4 Rea
Rea es el mayor de los satélites helados de Satur­no. Tiene un diámetro de 1.530 kilómetros y den­sidad media de 1,33 g/cm3. Tiene una reflectividad del 70%.
Está compuesto por un centro de piedra que es un tercio de la masa de Rea. La temperatura en la superficie de Rea es de -174 ºC a la luz del sol y entre -200 °C y -220 °C en la sombra. Su superficie es la de mayor densidad de cráte­res de impacto, el cráter de mayor extensión, de­nominado Izanagi, tiene 300 kilómetros de diáme­tro. La superficie muestra dos terrenos basados en la densidad de los cráteres. La primera área contiene cráteres de más de 40 km y la segunda área tiene cráteres por debajo de esta longitud.
Su parte delantera está muy cubierta de cráteres. Mientras que su parte trasera es más oscura y está marcado por un terreno de abultamientos. Las partes más antiguas de la corteza contienen muchos cráteres, pero hay tres áreas casi circulares, en las que el número de cráteres es mucho más reducido.
5.1.5 Japeto
Japeto es una de las lunas de hielo de Saturno. Su diámetro es de 1.460 kilómetros. Casi todo el hemis­ferio que da frente a Saturno es absolutamente negro, solo tiene algunas zonas con tono rojizo. El hemisferio opuesto es brillante. La densi­dad media es de 1,2 g/cm3. Su reflectividad es del 20%.
La región polar septentrional que en su mayor parte se extiende por el brillante hemisferio está intensamente salpicado de cráteres. Muchos de ellos tienen un fondo oscuro. En el mapa de Japeto hay una misteriosa región oscura denominada Regio Cassini.
5.1.6 Hiperión
Hiperión tiene una configuración totalmente irre­gular. Sus dimensiones son 350 x 234 x 200 kilómetros, con lo cual es el satélite de forma irregular más grande del sistema solar. El período rotacional de la luna no es constante y varía desde una órbita a la siguiente. La cara que presen­ta a Júpiter no es siempre la misma. Su color es rojo oscuro. Refleja el 30% de la luz que le llega.
Sobre la superficie hay numero­sos cráteres, irregularidades y una prominente cresta de montañas. El cráter más grande en su superficie tiene aproximadamente 120 kilómetros de diámetro y 10 kilómetros de hondo.
5.1.7 Febe
Es el satélite más exterior de Saturno y gira alrededor de éste una vez cada nueve horas. Febe tiene una forma rugosa y circular, y refleja cerca del 6 por ciento de la luz del Sol. Orbita a Saturno en dirección contraria a la dirección de las otras órbitas de satélites en un plano más cercano al elíptico que al plano ecuatorial de Saturno. No siempre muestra la misma cara al planeta. Es de color rojo.
5.1.8 Mimas
Mimas tiene una reflectividad uniforme del 50%. Mimas es el más pequeño de los satélites esféri­cos de Saturno. Tiene un diámetro de 392 kilóme­tros y su densidad es de 1,4 g/cm3.
La superficie de Mimas es vieja y helada, con una temperatura de -200 ºC. Su corteza está rota por una fisura de 90 km de longitud y de hasta 2 km de profundidad y 10 de anchura.
Está cubierto de cráteres. El más grande de sus cráteres es el llamado Herschel de 130 kilómetros de diámetro, un tercio del diámetro de Mimas. Tiene más de 10 kilómetros de profundidad y un borde que se eleva 5 km por encima del paisaje circundante. Este cráter es el resultado de un impacto que casi destruyó a Mimas. Luego hay un salto en la escala de tamaños, ya que los demás solo alcanzan unas decenas de kilómetros.
La craterización de Mimas no es uniforme. La mayoría de la superficie se cubre con cráteres con una longitud de más de 40 km pero en la región polar del sur los cráteres apenas sobrepasan los 20 km
5.1.9 Encélado
Encélado es la luna más brillante de Saturno y parece lanzar destellos de luz blanca. Su diámetro es de 500 ki­lómetros y la densidad de 1,2 g/cm3. Su color es un amarillo ligero que refleja el 99% de la luz que recibe.
Encélado muestra una superficie lisa, activa, con hielo muy limpio y con una temperatura de -201 ºC. Tiene algunos cráteres, pero su superficie está mayormente compuesta de llanuras definidas por una red de sierras entrelazadas.
Encélado tiene por lo menos cinco tipos diferentes de terreno. Partes de Encélado muestran cráteres poco hondos, suaves y con una longitud inferior a los 5 km de diámetro. Otras áreas muestran regiones sin cráteres, en los cuales se notan que ha habido procesos en que elementos de la superficie han tapado los cráteres. También hay hendiduras, llanuras, terreno arrugado y otras deformaciones de la corteza.
5.1.10 Satélites menores
Júpiter tiene nueve satélites menores de los cuáles no se conocen muchos datos todavía, aquí tenemos una descripción breve de ellos.
Pan, es el satélite mas interno de los conocidos de Saturno. Tiene un diámetro de 20 kilómetros. Su reflectividad es del 50%.
Atlas, es el segundo satélite más interno de Saturno, orbita cerca del borde externo del anillo-A y tiene un tamaño de 40 x 20 km. Refleja el 90% de la luz que le llega.
Telesto y Calipso son llamados los Troyanoss de Tetis debido a que circulan a Saturno en la misma órbita que Tetis. Telesto es el Troyano líder y Calipso es el Troyano que lo sigue. Telesto tiene una longitud de 34 x 28 x 26 kilómetros y la de Calipso es de 34 x 22 x 22 kilómetros. La reflectividad de Telesto es del 50% mientras que la de Calipso es del 60%.
Helena es llamado satélite Troyano de Dione ya que comparte la misma órbita que Dione a casi 60 grados delante de su gran compañero. Su diámetro es de 36 x 32 x 30 km. Refleja el 70% de la luz que le llega.
Prometeo es el tercer satélite mas interno de Saturno. Este satélite es sumamente alargado. Tiene unas medidas de 145 x 85 x 62 kilómetros de diámetro. Tiene varios cráteres de unos 20 kilómetros de diámetro. Tiene una reflectividad del 60%.
Pandora es el cuarto satélite más interno de Saturno. Tiene un diámetro de aproximadamente 114 x 84 x 62 kilómetros. Está muy craterizado. Los dos más grandes cráteres son de unos 30 kilómetros de diámetro. Refleja el 90% de la luz.
Epimeteo es el quinto satélite más interno de Saturno. Tiene una forma irregular con un tamaño de 144 x 108 x 98 kilómetros de diámetro. Es cruzado por varias ranuras grandes y pequeñas, valles y cordilleras. Se pueden ver varios cráteres de más de 30 km en él. Refleja el 80% de la luz que le llega.
Jano es el sexto satélite más interno de Saturno. Jano tiene una forma irregular con un tamaño de 196 x 192 x 150 kilómetros de diámetro. Está muy craterizado y tiene varios cráteres de unos 30 km de diámetro. Su reflectividad es del 80%.
5.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites
El descubrimiento de los satélites saturnianos va casi en relación con el tamaño de los satélites, cuanto más grande es el satélite antes fue descubierto.
El primer satélite que se descubrió en Saturno fue Titán en el año 1655, el descubrimiento vino a cargo de Christian Huygens. Más tarde, en 1671, Giovanni Cassini descubrió Japeto, un año después éste mismo descubrió Rea y ya en 1684 descubrió Tetis y Dione. No fue hasta el año 1789 que se descubrieron dos nuevos satélites de Saturno, Mimas y Encélado, que fueron descubiertos por William Herschel.
En 1848 se descubrió un nuevo satélite saturniano, Febe, gracias a William Cranch Bond. Y el último satélite de Saturno descubierto antes del siglo XX fue Hiperión en 1898, fue descubierto por William Henry Pickering.
En 1966 fue descubierto por Audouin Dollfus el primero de los satélites menores de Saturno, Jano. Ya en 1980 se descubrieron cinco satélites más. Atlas fue descubierto por R. Terrile en las fotografías tomadas por el Voyager durante su encuentro con Saturno. Pandora y Prometeo fueron descubiertos por S. Collins también gracias a las fotos del Voyager. Mientras que Helena fue descubierto por P. Laques y J. Lecacheus debido a observaciones hechas en tierra. Y Epimeteo fue descubierto por R.Walker.
En 1981 fueron encontrados por B. Smith Telesto y Calipso a través de observaciones hechas en tierra. El último satélite saturniano descubierto fue Pan. Fue encontrado en las fotografías tomadas por el Voyager nueve años después del encuentro con éste. Fue descubierto por Mark R. Showalter en 1990.
El 26 de julio de 1995, Amanda Bosh del Observatorio Lowell anunció el descubrimiento de por lo menos dos o quizás cuatro nuevos satélites de Saturno. El descubrimiento se basó en imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble el 22 de mayo de 1995.
De momento se llaman S/ 1995 S 1, S/ 1995 S 2, S/ 1995 S 3 y S/ 1995 S 4. Ahora mismo se considera que son satélites nuevos los dos últimos, pero los dos primeros pueden ser satélites ya conocidos. El satélite S/ 1995 S 1 podría ser Pan, mientras que el satélite S/ 1995 S 2 podría ser Atlas o Prometeo. Si los cuatro satélites son nuevos el número de satélites de Saturno pasaría de dieciocho a veintidós.
Las naves Voyager observaron los satélites de Saturno durante los años 1980 y 1981, y enviaron varias fotos sobre ellos, sobretodo de los planetas de mayor tamaño. Algunos de los satélites fueron descubiertos gracias a las Voyager como ya se ha dicho anteriormente. En noviembre de 1980 el Voyager 1 fue incapaz de tomar vistas cercanas de Titán, debido a la densa atmósfera. No se pudo saber mucho sobre su superficie, así esta luna sigue siendo un misterio y la nave Voyager tuvo un pequeño fracaso.
5.3 Origen de sus satélites
Los grandes satélites saturnianos tienen su origen en el mismo momento en el que el planeta se originó, a excepción de Hiperión y Febe. Hiperión pudo haberse formado con Saturno, pero parece más probable que Hiperión sea un fragmento desgajado de otro cuerpo mayor. Sin embargo, Febe parece haber sido un asteroide capturado después de la formación de Saturno ya que se parece a la clase común de asteroides oscuros carbonosos. Éstos asteroides son químicamente muy primitivos y se piensa que se compusieron de sólidos originados fuera de la nebulosa solar. Puesto que son tan pequeños que nunca se han calentado lo suficiente para cambiar su composición química. Hiperión y Febe son los únicos grandes satélites saturnianos que no muestran siempre la misma cara a Saturno lo que hace suponer que su origen es diferente al de los demás grandes satélites.
Los satélites menores de Saturno parecen ser cuerpos desgajados de otros satélites o asteroides capturados.
6.1 Descripción de sus satélites
6.1.1 Miranda
Miranda es el más pequeño de los grandes satélites de Urano, con un diámetro de 470 km. Su reflectividad es del 27%. Es uno de los cuerpos celestes más extraños del sistema solar. La razón de su rara apariencia es todavía desconocida.
La temperatura de la superficie de Miranda es de -187 °C. Hay dos tipos de superficie básicos. Hay te­rrenos antiguos ligeramente ondulados y salpica­dos de cráteres, y terrenos recientes con numerosas fallas, escarpas, surcos, franjas claras y oscu­ras, ondulaciones, etc.
Hay tres regiones geológicamente jóvenes con formas trapezoidales y ovales. Estas regiones son probablemente el resul­tado de un proceso que se originó en el centro de ellas y fue avanzando hacia sus bordes.
Los sistemas de fallas tectónicas resultan también sorprendentes. Parecen enormes cañones con una profundidad de 10 a 15 km y están bordeados por inclinadas pendientes de hasta 20 km de anchura. El grado y diversidad de la actividad tectónica ha sorprendido a los científicos.
6.1.2 Ariel
Ariel tiene 1.158 km de diámetro. Es el más brillante de los satélites de Urano, con una reflectividad del 34%. Está compuesto por un 50% de hielo y un 50% de roca aproximadamente.
La temperatura de la superficie es de -190 ºC. Su superficie es más jo­ven y más heterogénea desde el punto de vista ge­ológico que la de los otros satélites de Urano. La superficie antigua está cubierta de cráteres meteóricos y está muy resquebrajada. Esta superficie se encuentra dividida por un si­stema de fallas y fisuras que forman largos valles. Las formaciones más recientes de Ariel son los cráte­res meteóricos, que tienen paredes brillantes y halo.
6.1.3 Umbriel
Umbriel tiene 1.172 km de diámetro. Umbriel es el más oscuro de los sa­télites de Urano, refleja sólo el 18% de la luz solar. La composición del satélite es medio roca medio hielo.
La temperatura de la superficie es de -190 ºC. El satélite entero está salpicado de cráteres y for­maciones parecidas que demuestran la considera­ble antigüedad de su superficie. La formación más resplandeciente y misteriosa es el anillo luminoso que se observa en la superficie del gran cráter Wunda, situado en el extremo del disco del satélite.
6.1.4 Titania
Titania es el mayor satélite de Urano con un diámetro de 1.850 km. Refleja el 27% de la luz que le llega.
Toda su superficie está densamente cu­bierta de cráteres de entre 10 y 50 km de diámetro. Tiene una extensa estruc­tura de fallas que se entrecru­zan. Estas fallas indican que hay fuerzas internas que han moldeado su superficie. Algunas pendien­tes forman fallas de 20 a 50 km de anchura, de 2 a 5 km de profundidad y hasta 1.500 km de lon­gitud. Las formaciones más jóvenes son los cráteres meteóricos.
6.1.5 Oberón
Oberón tiene 1.524 km de diámetro y su reflectividad es del 24%.
Su superficie está caracterizada por una antigua superficie helada, llena de cráteres. Hay bastantes cráteres de tamaño grande. Los más extensos son dos recientes cráteres circulares llamados Hamlet y Otelo. La su­perficie de ambos está cubierta de materiales muy oscuros que reflejan de un 5 a un 10% de la luz solar.
Cerca del cráter Macbeth hay una montaña de unos 20 km de altura, en el extremo del disco de Oberón, que probablemente es el pico central de una enorme estructura incrustada de varios cien­tos de kilómetros de diámetro. Existen rayos brillantes en algunas partes de la superficie.
6.1.6 Satélites menores
Urano tiene nueve satélites menores de los cuales no hay muchos datos de ellos aún. Aquí se hace una breve descripción sobre cada uno de ellos. Todos tienen una característica común ya que todos tienen un 7% de reflectividad.
Cordelia es una de las lunas mas pequeñas del sistema solar y es la más interna de las lunas conocidas de Urano. Tiene un diámetro de 26 km. Cordelia actúa como el satélite guía del anillo épsilon de Urano.
Ofelia es una de las mas pequeñas lunas en el Sistema Solar y es la segunda luna mas interna conocida de Urano. Tiene un diámetro de 32 km. Ofelia es el satélite guía más distante del anillo épsilon de Urano.
Bianca es el tercer satélite más interno conocido de Urano. Tiene un diámetro de 44 km de longitud.
Crésida es el cuarto satélite hacia fuera de Urano. Tiene un diámetro de 66 km de longitud.
Desdémona es el quinto satélite más interno conocido de Urano. Su diámetro tiene una longitud de 58 km.
Julieta es el sexto satélite más interno conocido de Urano. Su diámetro es de 84 km de longitud.
Porcia es el séptimo satélite hacia fuera conocido de Urano. Su diámetro es de 110 km de longitud.
Rosalinda es el octavo satélite más interno conocido de Urano. Tiene un diámetro de 54 km de longitud.
Belinda es el noveno satélite hacia fuera de Urano. Su diámetro es de 68 km de longitud.
Puck es el décimo satélite más interno conocido de Urano. Su diámetro es de 154 km de longitud.
6.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites
Los dos satélites más grandes de Urano, Titania y Oberón, fueron descubiertos por William Herschel en 1787. Los dos siguientes en tamaño, Umbriel y Ariel, fueron descubiertos por William Lassell en 1851. Ya en el siglo XX, Miranda fue descubierto por Gerard Kuiper en 1948.
Hasta el vuelo del Voyager 2 en 1986 solo se conocían los cinco satélites de más tamaño de Urano. Las cámaras de las sondas espaciales revelaron otros diez satélites, con diámetros inferiores a los 160 km. Estos satélites son Cordelia, Ofelia, Bianca, Crésida, Desdémona, Julieta, Porcia, Rosalinda, Belinda y Puck.
El Voyager 2 mandó imágenes de los grandes planetas de Urano a una resolución en la que se podían ver detalles de unos 2 ó 3 km, mientras que en Miranda se podían ver detalles de cientos de metros, debido a que la nave se encontraba más cerca de Miranda que de cualquiera de los otros. Esta nave tan sólo pudo explorar los hemisferios meridionales de Umbriel y Ariel que eran los hemisferios que estaban permanentemente iluminados por el sol en aquellos momentos. Mientras que de Oberón estuvo muy alejado, lo que impidió la obtención de imágenes más detalladas del satélite.
6.3 Origen de sus satélites
Los cincos grandes satélites parece que se han formado junto a su planeta, debido a que estaban en la misma nube de gas. Mientras que los diez satélites más pequeños pueden ser asteroides capturados o restos de la composición del planeta cuando éste se originó hace varios miles de millones de años.
La tempera­tura en la superficie del satélite es de —235 0C. Su superficie es muy brillante. La parte más brillante es el casquete polar, que está cubierto de hielo y nieve y es pro­bable que también contenga nitrógeno y metano.
Las formaciones más sorprendentes son los géise­res de nitrógeno, que se elevan por encima del hie­lo polar alcanzando una altura de ocho kilóme­tros. En su altura máxima el material expulsado cam­bia bruscamente de dirección y se extiende parale­lamente a la superficie a lo largo de más de 100 km. En algunos puntos del casquete polar se observan manchas oscuras y alargadas que corresponden en aparien­cia a sedimentos de anteriores erupciones de ni­trógeno. Alrededor del casquete polar hay una banda an­cha y azul de escarcha.
La actividad volcáni­ca formó en Tritón grandes calderas y vastas regiones de superficie abombada e irregu­lar. Este tipo de terreno está cubierto de largos surcos y lomas bajas que se entrecruzan. El redu­cido número de cráteres meteóricos demuestra la relativa juventud de la superficie. Tritón tiene una atmósfera de nitrógeno muy ligera, alimentada por los géiseres y por la sublimación del nitrógeno de la superficie helada. Se observan en él ne­blinas y, en el terminador, pequeñas formaciones nubosas.
En conclusión, este trabajo nos ha servido para adquirir conocimientos muy interesantes sobre los satélites en particular y sobre todo el sistema solar en general.BIBLIOGRAFÍA
Apolo 17 - Vista Completa de la Luna. Este disco completo de la Luna fue fotografiado por la tripulación del Apolo 17 durante su paso por detrás de la Tierra en el viaje de vuelta a casa después de un alunizaje exitoso en Diciembre de 1972. Los mares que se pueden ver en esta foto incluyen el Serentatis, Tranquillitatis, Nectaris, Foecunditatis y Crisium.
Apolo 17 - Vista Oblicua de Copérnico. Esta es una vista oblicua del gran cráter Copérnico en el lado cercano de la Luna, tal como se fotografió desde la nave Apolo 17 durante su órbita lunar.
Fobos. Esta imagen fue tomada por la nave Viking en 1977. Se pueden observar en esta imagen unos patrones estriados. Éstos son probablemente fracturas causadas por el impacto que dio lugar a la formación del Cráter Stickney, en la parte inferior.
Cráter Stickney. Uno de los rasgos más sorprendentes de Fobos, a parte de su forma irregular, es su gigantesco cráter Stickney. Ya que Fobos sólo mide 28 x 22 x 18 kilómetros, esta luna estuvo a punto de ser destruida por la tremenda fuerza del impacto que produjo este enorme cráter. Las gargantas que se extienden a lo largo de la superficie desde el Stickney parecen ser fracturas superficiales causadas por el impacto. Cerca del cráter, las gargantas miden casi 700 metros de ancho y tienen 90 metros de profundidad. Sin embargo, la mayoría de las gargantas tienen anchuras y profundidades del orden de 100 a 200 metros y de 10 a 20 metros, respectivamente.
Deimos. Esta imagen fue tomada por la nave espacial Viking en 1977.
Deimos. Esta imagen muestra una vista de Deimos ligeramente diferente. Fue tomada por la nave espacial Viking.
Imagen de Metis desde Galileo. Esta imagen de Metis fue tomada por el sistema óptico de estado sólido de la nave espacial Galileo entre Noviembre de 1996 y Junio de 1997. Aunque Metis fue descubierta por la nave Voyager, sólo era un punto de luz en las imágenes. Esta imagen del Galileo es la primera de esta pequeña luna donde se observa su forma irregular. Metis orbita alrededor de Júpiter en un zona comprendida entre el anillo del planeta y los grandes satélites galileanos. El diámetro máximo de Metis es de unos 60 kilómetros.
Imagen de Adrastea desde Galileo. Esta imagen de Adrastea fue tomada por el sistema óptico de estado sólido de la nave espacial Galileo entre Noviembre de 1996 y Junio de 1997. Aunque Adrastea fue descubierta por la nave Voyager, no era nada más que un punto de luz en la imágenes. Adrastea orbita alrededor de Júpiter en un zona comprendida entre el anillo del planeta y los grandes satélites galileanos. El diámetro máximo de Adrastea es de unos 20 kilómetros.
Amaltea. Ésta imagen de Amaltea fue adquirida por la nave espacial Voyager 1 el 5 de Marzo de 1979.
Dos Vistas de Tebe desde Galileo. Estas dos imágenes de la luna joviana Tebe fueron tomadas por el sistema óptico de estado sólido de la nave espacial Galileo en Noviembre de 1996 y Junio de 1997, respectivamente. El norte está situado aproximadamente en la parte superior en ambos casos. Tebe, cuyo diámetro máximo es de aproximadamente 116 kilómetros, está anclado por las mareas, de tal forma que apunta el mismo lado hacia Júpiter, de igual forma que la cara vista de nuestra Luna apunta siempre hacia la Tierra. En este estado de anclaje mareal, uno de los lados de Tebe apunta siempre en la dirección de su rotación alrededor de Júpiter. Este lado recibe el nombre de "cara anterior" y se muestra a la izquierda. La imagen de la derecha resalta el lado de Tebe que apunta en dirección opuesta a Júpiter (la cara "anti-Júpiter"). Observe que parecen existir por lo menos tres o cuatro inmensos cráteres de impacto en la superficie del satélite, muy grandes en el sentido de que cada uno de estos cráteres es aproximadamente comparable en tamaño al radio de Tebe.
Imagen en Color de Io. Esta imagen en color de Io fue creada mediante la combinación de los canales de color del mosaico en color controlado obtenido por la nave Voyager y USGS con el mosaico de alta resolución creado por Tayfun Oner a partir de los datos de la nave Galileo. Las áreas marrones, anaranjadas están cubiertas probablemente por azufre o una mezcla que lo contenga. Las áreas claras podrían ser nieve de dióxido de azufre y las marcas de viruela son en su mayoría calderas volcánicas con secciones de hasta 200 kilómetros. Existen regiones montañosas cerca de ambos polos, con algunas picos que se elevan hasta 8 kilómetros o más por encima de su entorno.
Emanaciones Gaseosas. Esta fotografía de Io muestra lo que parece ser una caldera volcánica que está expulsando gases (el parche azul brillante a la izquierda). En la foto aparece un conjunto de calderas volcánicas con suelos oscuros unidos por materiales de color rojo brillante. La caldera más septentrional tiene un parche azul brillante en el suelo. Los investigadores creen que esta mancha podrían ser gases procedentes de alguna emanación volcánica. La nubes de gas podrían condensarse para formar partículas de color azul extremadamente finas. Ya que el espectrómetro de infrarrojos del Voyager 1 descubrió dióxidos de azufre en Io, es posible que éstos sean el principal componente de las nubes. Las nubes de óxido de azufre podrían congelarse rápidamente y caer en forma de nieve sobre la superficie. Es también posible que las áreas oscuras en los suelos de las calderas sean piscinas de azufre fundido, una forma muy oscura de azufre. La imagen fue tomada el 5 de Marzo de 1979, durante la aproximación del Voyager 1 a Io, a una distancia de 129.600 kilómetros.
Mapa Detallado de Io. Este es el mosaico global en color de Io con mayor resolución. Fue creado combinando los canales de color del mosaico en color controlado del USGS de baja resolución con el mosaico de alta resolución en blanco y negro del USGS. Luego se proyectó según una proyección ortográfica centrada en los 0 grados de latitud y 315 grados de longitud.
Europa a Distancia. Ésta vista de Europa fue tomada por el Voyager 2 y muestra una superficie brillante, de bajo contraste con una red de líneas las cuales cruzan la mayor parte de su superficie.
Ganímedes. Esta imagen muestra un hemisferio entero de Ganímedes. La prominente región oscura, tiene unos 3.200 km de diámetro. Las manchas brillantes son cráteres producidos por impactos relativamente recientes. Parte del Galileo Regio podría estar cubierto por hielo brillante.
Calisto. Esta imagen muestra la superficie fuertemente craterizada. Fue tomada por el Voyager 2 el 7 de julio de 1979. Se localiza un cráter de impacto enorme con anillos concéntricos cerca de la cima y un poco a la izquierda del centro.
Imagen de alta resolución de Calisto. Esta imagen de alta resolución de Calisto muestra su superficie fuertemente craterizada. Se localiza el cráter de impacto, Valhalla, en el fondo izquierdo de la imagen.
Prometeo. Esta imagen de Prometeo fue tomada por el Voyager 2 el 25 de agosto de 1981.
Pandora. Esta imagen de Pandora fue captada por la nave Voyager 2 el 25 de agosto de 1981.
Epimeteo. Ésta es la imagen de más alta resolución de Epimeteo captada por los Voyager. El Voyager 1 obtuvo esta fotografía el 11 de noviembre de 1980. En esta imagen, el anillo F de Saturno proyecta una sombra cruzada sobre Epimeteo.
Jano. Esta imagen de Jano fue captada por la nave Voyager 2 el 25 de agosto de 1981. Es la imagen de más alta resolución disponible.
Mimas y el cráter Herschel. Esta imagen de Mimas fue captada por el Voyager 1 el 11 de noviembre de 1980 desde una distancia de 425.000 kilómetros. El gran cráter del lado izquierdo se llama Herschel. Tiene 130 kilómetros de ancho y es una tercera parte del diámetro de Mimas. Herschel tiene 10 kilómetros de hondo, con una montaña céntrica casi tan alta como el Everest. Este impacto probablemente estuvo a punto de desintegrar el satélite.
Mimas. Esta imagen de Mimas fue captada por la nave Voyager 1 el 13 de noviembre de 1980. Rastros de marcas de una fractura, probablemente debido al impacto que creó el cráter Herschel, se pueden ver en este lado de Mimas.
Encélado. Este mosaico del Voyager 2 de Encélado se ha hecho a partir de imágenes tomadas por filtros claros, violetas y verdes el 25 de agosto de 1981, desde una distancia de 119.000 km. En muchas cosas, la superficie de este satélite de Saturno se parece a Ganímedes. Encélado es solo una décima parte del tamaño de Ganímedes. Unas regiones de Encélado muestran cráteres de impacto superiores a los 35 km de diámetro, y otras áreas son lisas y sin cráteres. Juegos lineales de ranuras de cientos de km de largo atraviesan la superficie y son probablemente fallas resultantes de la deformación de la corteza. Las regiones sin cráteres son geológicamente jóvenes y sugiere que Encélado ha experimentado un período relativamente reciente donde hubo fundición interna. Los bordes de varios cráteres que están cerca del centro más bajo de la imagen han sido inundados por el terreno liso. Los rasgos de tan solo 2 km son visibles en las vistas de más alta resolución de Encélado.
Proyección ortográfica de Encélado. Esta imagen fue creada proyectando un mapa digital de Encélado sobre una imagen ortográfica. Las imágenes usadas para crear el mapa digital fueron tomadas el 25 de agosto de 1981 por el Voyager 2.
Tetis. Ésta imagen de Tetis fue tomada por el Voyager 2 el 26 de Agosto de 1981. Es la imagen de más alta resolución adquirida por la nave espacial Voyager. Se extiende una enorme trinchera llamada Ithaca Chasma desde el lado izquierdo de ésta imagen a la parte alta del centro.
Composición en color de Tetis. Ésta vista de Tetis es una composición en tres colores de imágenes tomadas por el Voyager 2 el 25 de Agosto de 1981 desde una distancia de 594,000 kilómetros. Ithaca Chasma, una enorme trinchera de 65 kilómetros de ancho y varios kilómetros de profundidad corre paralela al terminador en el lado derecho.
Dione. Esta imagen de Dione es un mosaico de varias de las imágenes de más alta resolución tomadas por la nave Voyager. Esta imagen muestra una superficie fuertemente craterizada. El gran cráter llamado Aeneas, en la parte alta de la imagen, tiene 150 km de diámetro. Otro gran cráter llamado Dido, en la parte de abajo, tiene 125 km de diámetro. Rayos brillantes fueron encontrados en el lado opuesto de Dione. Una bordeada fractura en el suelo cerca del terminador es llamado Latium Chasma. Tiene una longitud de más de 300 km, una profundidad de menos de 1 km y de 8 a 12 km de ancho.
Helena. Esta imagen de Helena fue tomada por la nave espacial Voyager 2 el 25 de Agosto de 1981.
Rea. Esta imagen de Rea fue tomada por la nave Voyager 1 el 11 de noviembre de 1980.
Titán. Las capas opacas de nubes impidieron que la nave Voyager pudiese observar la superficie de Titán durante su aproximación a esta luna en 1980. Las nubes situadas sobre el hemisferio sur tienen un color más claro que las del hemisferio norte. Existe una capa oscura sobre el polo norte.
Imagen de Titán desde Pioneer 11. Esta imagen de Titán fue tomada por la nave espacial Pioneer 11 el 3 de Septiembre de 1979 desde una distancia de 3,6 millones de kilómetros. Se construyó a partir de los canales rojo y azul de la imagen G-14. La calidad es limitada debido a la limitada calidad del sistema óptico del Pioneer así como las pobres telecomunicaciones que existían en la época del encuentro. Esta es la primera imagen de Titán que muestra claramente que uno de los hemisferios es más brillante que el otro.
Hiperión. Esta imagen de Hiperión fue tomada por la nave espacial Voyager 2 el 25 de Agosto de 1981.
Imagen de color de Japeto. Esta imagen en color de Japeto fue creado por una imagen tomada a través de filtros naranjas, verdes y azules. Fue adquirida el 22 de agosto de 1981. La imagen muestra una porción de material oscuro en la izquierda.
Febe. Ésta imagen de Febe fue adquirida por la nave espacial Voyager 2 el 4 de Septiembre de 1981.
Ariel. Esta imagen de Ariel muestra un mundo marcado por los cráteres. A lo largo de su superficie se extienden valles causados por el hundimiento de la corteza hendidura. Ariel tiene canales o cañones similares a los de Marte, con fondos que parecen haber sido suavizados por corrientes. Estos ríos podrían no haber sido de agua porque el agua actúa como el acero a estas temperaturas. Los cauces podrían haber sido creados por amoníaco, metano o quizás monóxido de carbono.
Imagen en color de Miranda. Esta composición en color del satélite de Urano fue tomada por el Voyager 2 el 24 de enero de 1986 desde una distancia de 147.000 kilómetros. Las regiones geológicas de Miranda se muestran muy bien en esta imagen del hemisferio del sur, tomada a una resolución de 2,7 kilómetros. Las oscuras y las brillantes regiones franjeadas con sus curvilíneas trazadas cubren cerca de la mitad de la imagen. Las imágenes de más alta resolución tomadas más tarde muestran muchos valles con fallas y cordilleras paralelas a estas franjas. Cerca de la terminación (a la derecha), otro sistema de cordilleras y valles lindan con el terreno franjeado. Muchos cráteres de impacto cicatrizaron la superficie en esta región. El más grande de éstos tiene aproximadamente 30 kilómetros de diámetro.
Titania. Esta imagen de Titania muestra una trinchera de 1.600 kilómetros de largo situada hacia la izquierda de la imagen. Se puede observar también, en la parte superior, un cráter con doble pared.
Vista Ortográfica Global de Titania. Esta vista ortográfica global de Titania está centrada en los 60° de latitud sur y 340° de longitud. La imagen es una retroproyección del mapa estereográfico polar.
Oberón. Esta imagen de Oberón muestra varios cráteres de impacto de gran tamaño hacia el centro de la imagen. Muchos de los suelos de los cráteres están cubiertos por un material oscuro desconocido. En la parte inferior izquierda de la imagen, se observa una montaña que se eleva 6 kilómetros sobre la superficie. En la superficie de Oberón, se pueden observar rayos brillantes similares a los que se ven en Calisto, la luna de Júpiter.
Larisa. Esta imagen de Larisa fue tomada por la nave espacial Voyager 2 el 24 de Agosto de 1989.
Proteo. Esta imagen de Proteo fue tomada por la nave Voyager 2 el 25 de agosto de 1989.
Tritón. El Voyager 2 tomó esta imagen del satélite más grande de Neptuno, Tritón, el 25 de agosto de 1989. El gran sur polar al fondo de la imagen es altamente reflectivo y un poco rosa. Debe consistir en una pequeña evaporación de la capa de hielo del nitrógeno depositada durante el invierno previo. En el borde roto hacia el norte de la capa polar, la cara del satélite es generalmente más oscura y más roja. Ésta coloración debe ser producida por la acción de luz ultravioleta y la radiación magnetosférica de metano en la atmósfera y la superficie. En esta región oscura, aproximadamente paralela al borde de la capa polar, hay una franja de material luminoso blanco que está azulado. La topografía subyacente en esta franja luminosa es similar, de manera que las regiones oscuras y rojas están alrededor.
Tritón. Esta imagen es una vista ortográfica global de Tritón centrada a -40° latitud y 0° de longitud. Fue creada a partir de imágenes obtenidas por el Voyager 2.
Cuatro Vistas de Caronte. Esta imagen muestra cuatro vistas de Caronte, la luna de Plutón. Las imágenes están centradas en los 0 grados de latitud y 0 (arriba-izquierda), 90 (arriba-derecha), 180 (abajo-izquierda), y 270 (abajo-derecha) grados de longitud. Están basadas en las medidas fotométricas de Marc Buie del Observatorio Lowell.
Imagen desde el Telescopio Hubble. Esta es la imagen más clara obtenida hasta ahora del lejano Plutón y su luna, Caronte, desde el Telescopio Espacial Hubble (HST). La imagen fue tomada el 21 de Febrero de 1994, cuando el planeta estaba a 4.400 millones de kilómetros de la Tierra.
Enviado por: Daniel Gálvez Romero
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