Miranda (astronomia): differenze tra le versioni
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La superficie sembra essere composta da [[Ghiaccio|ghiaccio d'acqua]] mista a composti di [[silicati]] e [[carbonati]], con presenza anche di [[ammoniaca]]. Come le altre lune di Urano, la sua orbita giace su un piano perpendicolare all'orbita del pianeta attorno al [[Sole]], e come il pianeta è quindi soggetta a [[Stagione|variazioni stagionali]] estreme.
Come altre lune di Urano, Miranda si formò probabilmente da un [[disco di accrescimento]] che circondava il pianeta poco dopo la sua formazione, o dopo l'evento catastrofico che ha prodotto la sua insolita [[Inclinazione assiale|inclinazione]]. Tuttavia, Miranda è inclinata di 4,338° rispetto al piano dell'equatore di Urano, e si tratta dell'inclinazione più marcata tra le principali lune uraniane. Miranda sarebbe potuta essere solo una piccola luna inerte ghiacciata ricoperto di [[Cratere meteoritico|crateri da impatto]], invece le immagini della Voyager mostrarono un mondo dalla superficie sorprendentemente variegata e unica, un mosaico di diverse aree dalle differenti caratteristiche, con vaste pianure ondulate costellate da crateri e attraversate da una rete di [[faglie]] ripide e [[rupes]]. Questa zona ha tre [[Corona (esogeologia)|coronae]] impressionanti, il cui diametro è superiore ai 200 km. Queste formazioni geologiche e l'inclinazione anomala dell'orbita suggeriscono una storia passata e un'attività geologica complessa. La geologia di Miranda pare sia stata caratterizzata dalle [[forze di marea]], dalle [[Risonanza orbitale|risonanze orbitali]], da una parziale [[differenziazione planetaria]] e da movimenti di [[convezione]], dall'espansione del suo [[Mantello (esogeologia)|mantello]] e da episodi di [[criovulcanismo]].
== Storia delle osservazioni ==
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== Composizione e struttura interna ==
[[File:Miranda scarp.jpg|thumb|left|upright=0.9|Vista ravvicinata della [[Verona Rupes]] che, con un'altezza di 20 km, è la più alta scogliera del Sistema solare.]]
Vi è una netta distinzione tra i diversi satelliti in base alla loro forma e alle loro dimensioni. Satelliti aventi un diametro superiore ai 400 km sono di forma sferica e l'altezza dei rilievi è quindi trascurabile rispetto alle dimensioni,<ref name="Brahic"/> e con una raggio medio di 235 km, Miranda è vicino a questo limite.<ref name=Thomas>{{cita pubblicazione|autore=P.C. Thomas|url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0019103588900541|titolo=Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates|rivista=Icarus|volume=73|pagine= 427–441|data=marzo 1988|accesso=6 aprile 2015|doi=10.1016/0019-1035(88)90054-1}}</ref>
Miranda potrebbe essere parzialmente [[Differenziazione planetaria|differenziato]], con un [[Nucleo (esogeologia)|nucleo]] di silicati e un [[Mantello (esogeologia)|mantello]] di ghiacci, che potrebbe avere uno spessore di 135 km, mentre il nucleo avrebbe un raggio di circa 100 km.<ref name=Hauke>{{cita pubblicazione|autore=Hauke Hussmann, Frank Sohl, Tilman Spohn|titolo= Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects |rivista=Icarus|volume= 185|anno=2006 |pagine=258-273|doi= 10.1016/j.icarus.2006.06.005}}</ref> Se questo modello è corretto, la dissipazione del calore interno di Miranda avviene per [[conduzione termica]].<ref name=Hauke/> Tuttavia la presenza delle [[Corona (esogeologia)|coronae]] potrebbe essere la testimonianza di un movimento di [[Convezione#Convezione_termica|convezione termica]] in superficie che avrebbe origine al suo interno e che giustificherebbe una differenziazione parziale di Miranda.<ref name="Pappalardo"/>
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