Miranda (astronomia): differenze tra le versioni
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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|pp=427–441|data=marzo 1988|accesso=6 aprile 2015|doi=10.1016/0019-1035(88)90054-1}}</ref> È il meno denso dei principali satelliti di Urano, con una densità di {{M|1,15|pm= 0,15||g/cm3}} è simile a quello del ghiaccio d'acqua. Osservazioni all'infrarosso suggeriscono che la superficie sia composta da ghiaccio d'acqua misto a composti di [[silicati]] e [[carbonati]]. Le stesse osservazioni superficiali suggeriscono anche la presenza di [[ammoniaca]] (NH3) in una percentuale del 3%. Sulla base delle misurazioni effettuate dalla [[Voyager 2]], la percentuale di rocce rappresentano tra il 20 e il 40% della [[Massa (fisica)|massa]] totale del satellite.<ref name=Bauer>{{cita pubblicazione |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103502968764 |autore=James M. Bauer|titolo= The Near Infrared Septrum of Miranda|rivista=Icarus|volume= 158|pp=178 - 190|data=2002|doi=10.1006/icar.2002.6876|accesso=6 aprile 2015}}</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 |pp=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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