Satélites de Urano

As duas primeiras luas de Urano conhecidas, Titânia e Oberon, foram descobertas pelo astrônomo alemão-britânico William Herschel em 11 de janeiro de 1787, seis anos após ele ter descoberto o planeta em si. Mais tarde, Herschel acreditou ter observado pelo menos seis luas e até um anel ao redor do planeta (veja abaixo). Por cerca de cinquenta anos, os instrumentos de Herschel eram os únicos com os quais as luas haviam sido vistas.^[4] Na década de 1840, instrumentos melhores e uma posisão mais favorável de Urano no céu levaram a indicações esporádicas de satélites adicionais no sistema. Eventualmente, as próximas duas luas, Ariel e Umbriel, foram descobertas pelo astrônomo inglês William Lassell em 1851.^[5] Nessa época, não havia consenso sobre a designação com números romanos das luas de Urano, e publicações hesitavam entre as designações de Herschel (onde Titânia e Oberon são Urano II e IV) e de William Lassell (onde eles são I e II).^[6] Com a confirmação de Ariel e Umbriel, Lassell numerou as luas de I a IV em ordem de distância crescente a Urano, e essas designações foram adotadas permanentemente.^[7] Em 1852, o filho de Herschel, John Herschel, nomeou as luas conhecidas na época.^[8]

Nenhuma outra descoberta foi feita por quase um século. Em 1948, o astrônomo holandês-americano Gerard Kuiper descobriu a última das cinco grandes luas de Urano, Miranda, em observações feitas no Observatório McDonald.^[8][9] Décadas mais tarde, o sobrevoo por Urano da sonda espacial Voyager 2 em janeiro de 1986 levou à descoberta de dez luas internas.^[3] Outro satélite interno, Perdita, foi descoberto em 1999^[10] após estudos das fotografias da Voyager 2.^[11]

Urano era o último planeta gasoso sem nenhum satélite irregular conhecido, até 1997 quando astrônomos descobriram Sicorax e Calibã usando telescópios terrestres. Nos anos seguintes, outros sete satélites irregulares foram descobertos por grandes telescópios terrestres, o último sendo Margarida em 2003.^[1][12] Duas outras luas internas, Cupido e Mab, foram descobertas em 2003 usando o Telescópio Espacial Hubble.^[13] Nenhum outro satélite foi descoberto até 2023, quando Scott S. Sheppard detectou a lua irregular S/2023 U 1 em observações feitas no Telescópio Magalhães Baade no Chile e no Telescópio Subaru no Havaí.^[14]

Descobertas falsas

Depois da descoberta de Titânia e Oberon por William Herschel em 1787, ele acreditou ter descoberto outras quatro luas; duas em 18 de janeiro e 9 de fevereiro de 1790, e mais duas em 28 de fevereiro e 26 de março de 1794. Assim, pelos próximos anos acreditava-se que Urano tinha um sistema de seis satélites, embora as outras quatro luas nunca haviam sido confirmadas por outro astrônomo. Observações feitas por William Lassell em 1851, nas quais ele descobriu Ariel e Umbriel, não encontraram evidência para a existência das quatro luas de Herschel; as características orbitais de Ariel e Umbriel, os quais Herschel poderia ter visto em suas observações, não correspondiam a nenhum dos quatro satélites adicionais que ele tinha descoberto. Os períodos orbitais relatados dos quatro satélites de Herschel eram de 5,89 dias (interior a Titânia), 10,96 dias (entre Titânia e Oberon), 38,08 e 107,69 dias (exterior a Oberon).^[15] Foi então concluído que os quatro satélites de Herschel eram falsos, provavelmente se tratando de estrelas fracas que estavam na mesma região do céu que Urano, e o crédito para a descoberta de Ariel e Umbriel foi dado a Lassell.^[16]

As duas primeiras luas de Urano, Titânia e Oberon, descobertas em 1787, não tinham nome até 1852, um ano depois da descoberta de Ariel e Umbriel. John Herschel, filho do descobridor de Urano, se responsabilizou por nomear as luas. Ao invés de escolher nomes da mitologia grega como era tradição na época, Herschel nomeou as luas a partir de entidades mágicas da literatura inglesa: as fadas Oberon e Titânia de Sonho de uma Noite de Verão, de William Shakespeare, e os silfos Ariel e Umbriel de O Rapto da Madeixa, de Alexander Pope (Ariel também é um espírito em A Tempestade de Shakespeare). A razão mais provável para essa escolha é que Urano, como deus do céu e do ar, seria atendido por espíritos do ar.^[17] Não é claro se foi John Herschel quem teve a ideia dos nomes, ou se William Lassell (o descobridor de Ariel e Umbriel) escolheu os nomes e pediu permissão a Herschel para usá-los.^[18]

Os outros nomes, com exceção de Puck e Mab, não continuaram com o tema de espíritos do ar. Em 1949, a quinta lua, Miranda, foi nomeada por seu descobridor Gerard Kuiper a partir de um personagem da obra de Shakespeare A Tempestade. Atualmente, a prática oficial adotada pela União Astronômica Internacional é nomear luas a partir de personagens das obras de Shakespeare e do poema O Rapto da Madeixa (embora atualmente apenas Ariel, Umbriel e Belinda receberam nomes de personagens desse poema; todo o resto é das obras de Shakespeare). As luas externas foram inicialmente todas nomeadas a partir de personagens de A Tempestade, mas esse costume acabou com Margarida, que recebeu nome da obra Muito Barulho por Nada.^[8] A lua descoberta mais recentemente, S/2023 U 1, ainda não possui um nome permanente, mas eventualmente receberá um nome das obras de Shakespeare, seguindo a tradição.^[14]

• O Rapto da Madeixa (um poema de Alexander Pope):
  • Ariel, Umbriel, Belinda^[2]
• Obras de William Shakespeare:
  • Sonho de uma Noite de Verão: Titânia, Oberon, Puck^[2]
  • A Tempestade: Ariel, Miranda, Calibã, Sicorax, Próspero, Setebos, Estefano, Trínculo, Francisco, Ferdinando^[2]
  • Rei Lear: Cordélia^[2]
  • Hamlet: Ofélia^[2]
  • A Megera Domada: Bianca^[2]
  • Troilo e Créssida: Créssida^[2]
  • Otelo, o Mouro de Veneza: Desdêmona^[2]
  • Romeu e Julieta: Julieta, Mab^[2]
  • O Mercador de Veneza: Pórcia^[2]
  • Como Gostais: Rosalinda^[2]
  • Muito Barulho por Nada: Margarida^[2]
  • Conto do Inverno: Perdita^[2]
  • Tímon de Atenas: Cupido^[2]

Alguns asteroides compartilham nomes com luas de Urano: 171 Ophelia, 218 Bianca, 593 Titania, 666 Desdemona, 763 Cupido e 2758 Cordelia.

O sistema de satélites uraniano é o menos massivo entre o dos gigantes gasosos; a massa combinada dos cinco maiores satélite equivale a menos da metade da massa de Tritão (a sétima maior lua do Sistema Solar).^{[nota 1]} O maior dos satélites, Titânia, tem um raio de 788,9 km,^[20] menos que a metade do raio da Lua, mas um pouco maior que o de Reia, a segunda maior lua de Saturno, fazendo de Titânia a oitava maior lua no Sistema Solar. Urano é cerca de 10 000 vezes mais massivo que suas luas.^{[nota 2]}

Satélites internos

Urano possui 13 satélites internos conhecidos,^[13] com órbitas localizadas dentro da de Miranda. Todas as luas internas estão relacionadas com os anéis de Urano, que provavelmente é o resultado da fragmentação de uma ou várias luas internas.^[21] As duas luas mais internas (Cordélia e Ofélia) servem como pastores para o anel ε de Urano, enquanto a pequena lua Mab é uma fonte do anel μ.^[13]

Puck, com 162 km de diâmetro, é a maior lua interna de Urano e a única fotografada pela Voyager 2 com algum detalhe. Puck e Mab são os satélites internos mais distantes de Urano. Todas as luas internas são corpos escuros; seu albedo geométrico não passa de 10%.^[22] Elas são feitas de água congelada contaminada com um material escuro, provavelmente compostos orgânicos processados por radiação.^[23] A lua Créssida é a única com uma medição direta de sua massa e densidade, calculadas a partir de perturbações no anel η de Urano. O valor de densidade encontrado, 0,86 ± 0,16 g/cm³, é inferior ao das grandes luas de Urano, mas é cerca de 50% superior à dos satélites internos de Saturno de tamanho similar, indicando que Créssida, e possivelmente as luas internas de Urano de forma geral, ou têm uma porosidade menor que das luas de Saturno ou têm mais rocha na sua composição.^[24]

Nove dos satélites internos—Bianca, Créssida, Desdémona, Julieta, Pórcia, Rosalinda, Cupido, Belinda e Perdita—formam o grupo de satélites Pórcia, um grupo dinâmico de satélites com órbitas e propriedades fotométricas similares.^[22] Esses satélites possuem órbitas muito próximas, com uma variação de raio orbital de menos de 20 mil km, o que significa que eles estão constantemente perturbando uns aos outros, gerando um sistema caótico e aparentemente instável. As perturbações podem fazer as órbitas das luas se cruzarem, resultando em colisões.^[25][26] Simulações indicam que em uma escala de tempo de até 10 milhões de anos, Cupido pode colidir com Belinda e Créssida pode colidir com Desdémona.^[25]

O baixo tempo de vida de algumas das luas internas significa que elas provavelmente não existem desde a formação do Sistema Solar. É provável que as luas internas de Urano estejam em um processo contínuo de destruição e formação, com novas luas sendo formadas na mesma taxa em que elas são destruídas. Nessa hipótese, o anel ν de Urano, localizado entre as órbitas de Pórcia e Rosalinda, representa os detritos gerados por uma colisão no passado. No futuro, esse anel pode passar por reacreção, formando novos satélites, enquanto futuras colisões gerarão novos anéis.^[25]

Satélites grandes

Urano tem cinco satélites principais: Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. O diâmetro deles varia de 472 km para Miranda a 1578 km para Titânia.^[20] Todos os satélites principais são objetos relativamente escuros: seu albedo geométrico varia entre 30 e 50%, e o albedo de Bond varia entre 10 e 23%.^[22] Umbriel é a lua mais escura e Ariel a mais brilhante. A massa das luas grandes varia de 6,7×10¹⁹ kg (Miranda) a 3,5×10²¹ kg (Titânia). Por comparação, a Lua da Terra tem uma massa de 7,5×10²² kg.^[27] Acredita-se que as luas principais de Urano se formaram no disco de acreção que existiu em volta de Urano por um tempo após sua formação ou é resultado de um grande impacto sofrido por Urano no início de sua existência.^[28][29]

Todos os satélites principais de Urano contêm quantidades aproximadamente iguais de rocha e gelo, com exceção de Miranda, que é feito primariamente de gelo.^[30] Os componentes de gelo podem incluir amônia e dióxido de carbono.^[31] A superfície dos satélites possui muitas crateras, apesar de todos os satélites (com exceção de Umbriel) mostrarem sinais de renovação endógena da superfície na forma de cânions, e no caso de Miranda, estruturas ovoides chamadas coronae.^[3] É provável que processos de extensão associados com diapiros ascendentes são os responsáveis pela origem das coronae.^[32] A superfície de Ariel aparenta ser a mais jovem e a com menos crateras, enquanto a de Umbriel parece ser a mais velha.^[3] O aquecimento que causou a atividade endógena em Miranda e Ariel pode ter sido causado por uma ressonância orbital 3:1 no passado entre Miranda e Umbriel e uma 4:1 entre Ariel e Titânia.^[33][34] Uma evidência para essas ressonâncias no passado é a inclinação orbital anormal de Miranda (4,34°) para um corpo tão perto do planeta.^[35][36] As grandes luas de Urano podem ser internamente diferenciadas, com núcleos rochosos em seu centro cercados por mantos de gelo.^[30] Titânia e Oberon podem abrigar oceanos de água líquida na divisa entre o núcleo e o manto.^[30] As luas principais de Urano são corpos com pouca atmosfera. Por exemplo, Titânia não possui nenhum atmosfera em pressões maiores que 10–20 nanobar.^[37]

O caminho do Sol em Urano e suas luas durante o solstício é bem diferente do caminho do Sol em outros corpos do Sistema Solar. As luas principais têm quase exatamente a mesma inclinação axial que Urano (seus eixos são paralelos aos de Urano).^[3] O Sol segue um caminho circular em volta do polo celestial de Urano, a no mínimo 7 graus longe dele.^{[nota 3]}

Satélites irregulares

Urano possui dez satélites irregulares conhecidos, os quais estão muito mais afastados do planeta que Oberon, o mais externo dos cinco satélites principais. Ao contrário dos satélites regulares, que possuem órbitas prógradas, quase circulares e alinhadas com o equador do planeta, os irregulares possuem órbitas altamente excêntricas e inclinadas, e todos exceto um têm órbitas retrógradas, no sentido contrário ao da rotação do planeta.^[1] Um maior número de satélites irregulares retrógrados do que prógrados é observado em todos os planetas gigantes, o que está relacionado a uma maior estabilidade orbital para satélites retrógrados.^[38]

O semieixo maior da órbita dos satélites irregulares de Urano varia entre 6 e 29% do raio da esfera de Hill do planeta (r_H), de 73 milhões de km, que representa a região do espaço em que a força gravitacional de Urano domina a do Sol. A distâncias maiores que cerca de 0,7 r_H, no entanto, as órbitas já se tornam instáveis, portanto esse é o limite teórico de estabilidade para qualquer satélite de Urano. Apesar disso, nenhum satélite foi encontrado mais afastado que 0,29 r_H, e em termos da fração do raio da esfera de Hill, o sistema de satélites irregulares de Urano parece ser mais compacto que os de Júpiter e Saturno.^[1] A distâncias entre 2 e 10 r_H, simulações indicam que quasi-satélites podem existir em órbitas estáveis por bilhões de anos, mas nenhum objeto assim foi encontrado.^[39]

O tamanho dos satélites irregulares conhecidos de Urano varia entre 150 km (Sicorax) e menos de 10 km (S/2023 U 1). Os limites de detecção atuais permitem excluir a presença de outros objetos maiores que cerca de 8 km.^[14] Acima desse limite, os satélites irregulares de Urano parecem ser similares aos de Júpiter em termos de número de objetos, distribuição de tamanho e características orbitais. Eles podem ser divididos em dois grupos de acordo com o semieixo maior e a excentricidade orbital. O grupo interno inclui os satélites mais próximos do planeta (a < 0,15 r_H) e moderadamente excêntricos (~0,2): Francisco, Calibã, Estefano, S/2023 U 1 e Trínculo. O grupo externo (a > 0,15 r_H) inclui satélites com altas excentricidades (~0,5): Sicorax, Próspero, Setebos e Ferdinando.^[1] Calibã, Estefano e S/2023 U 1, em especial, possuem órbitas muito similares entre si, e podem ser fragmentos da colisão de um corpo maior.^[14]

Com uma inclinação orbital de 51,5°, Margarida é o único satélite irregular prógrado de Urano conhecido, e atualmente tem a maior excentricidade orbital de qualquer lua no Sistema Solar, embora a excentricidade média da lua de Netuno Nereida seja maior. Em 2015, a excentricidade de Margarida era de 0,812.^[40] As inclinações intermediárias entre 60° e 140° não possuem luas devido à instabilidade de Kozai. Nessa zona instável, perturbações solares fazem as luas adquirirem altas excentricidades que levam a colisões com satélites internos ou ejeção. O tempo de vida das luas nesta zona de instabilidade é de dez milhões a um bilhão de anos.^[1]

As características orbitais dos satélites irregulares, em especial a existência de órbitas retrógradas, significa que eles não se formaram da mesma maneira que os satélites regulares, por acreção em torno do planeta, portanto eles só podem ter sido capturados de uma órbita heliocêntrica. O mecanismo de captura e a população de origem, no entanto, permanecem incertos. Os principais cenários de captura já propostos são aumento rápido da massa do planeta (chamado pull-down), arrasto com o gás do disco protoplanetário e interação de três ou mais corpos. A similaridade entre os sistemas de satélites irregulares dos planetas gigantes parece favorecer o terceiro processo, pois ele não depende do mecanismo de formação de cada planeta.^[38] No modelo de Nice, os satélites irregulares foram capturados durante o processo de migração dos planetas gigantes há 3,9 bilhões de anos, por meio de encontros de três corpos causados por encontros próximos entre os planetas. A população original de satélites irregulares provavelmente era significativamente maior (cerca de 100 vezes mais massiva), tendo sido reduzida com o passar do tempo por colisões entre os satélites. A poeira liberada nessas colisões então caiu para o interior do sistema uraniano, explicando a coloração avermelhada assimétrica dos grandes satélites do planeta.^[41]

Os satélites de Urano estão listados aqui por período orbital, do menor para o maior. Satélites esféricos estão destacados em azul-claro e negrito. Satélites irregulares com órbitas prógradas estão mostrados em cinza-claro, e os com órbitas retrógradas em cinza-escuro.

Ordem [nota 4]	Número [nota 5]	Nome	Imagem	Diâmetro (km)[nota 6]	Massa (×1018 kg)[nota 7]	Semieixo maior (km)[42]	Período orbital (d)[42][nota 8]	Inclinação (°)[42]	Excentricidade [43]	Ano de descoberta[2]	Descobridor [2]
1	06 !VI	Cordélia		0040 !40 ± 6 (50 × 36)	000004 !0,044	00049000 !49 751	0000,33 !0,335034	000,084 !0,08479°	0,00026	1986	Terrile (Voyager 2)
2	07 !VII	Ofélia		0043 !43 ± 8 (54 × 38)	000005 !0,053	00053000 !53 764	0000,37 !0,376400	000,103 !0,1036°	0,00992	1986	Terrile (Voyager 2)
3	08 !VIII	Bianca		0051 !51 ± 4 (64 × 46)	000009 !0,092	00059000 !59 165	0000,43 !0,434579	000,193 !0,193°	0,00092	1986	Smith (Voyager 2)
4	09 !IX	Créssida		0080 !80 ± 4 (92 × 74)	000025 !0,25 ± 0,04	00061000 !61 766	0000,46 !0,463570	000,006 !0,006°	0,00036	1986	Synnott (Voyager 2)
5	10 !X	Desdémona		0064 !64 ± 8 (90 × 54)	000018 !0,18	00062000 !62 658	0000,47 !0,473650	000,111 !0,11125°	0,00013	1986	Synnott (Voyager 2
6	11 !XI	Julieta		0094 !94 ± 8 (150 × 74)	000056 !0,56	00064000 !64 360	0000,49 !0,493065	000,065 !0,065°	0,00066	1986	Synnott (Voyager 2)
7	12 !XII	Pórcia		0135 !135 ± 8 (156 × 126)	000170 !1,70	00066000 !66 097	0000,51 !0,513196	000,059 !0,059°	0,00005	1986	Synnott (Voyager 2)
8	13 !XIII	Rosalinda		0072 !72 ± 12	000025 !0,25	00069000 !69 927	0000,55 !0,558460	000,279 !0,279°	0,00011	1986	Synnott (Voyager 2)
9	27 !XXVII	Cupido		0018 !~18	000000,38 !0,0038	00074000 !74 800	0000,61 !0,618	000,1 !0,1°	0,0013	2003	Showalter e Lissauer
10	14 !XIV	Belinda		0090 !90 ± 16 (128 × 64)	000049 !0,49	00075000 !75 255	0000,62 !0,623527	000,031 !0,031°	0,00007	1986	Synnott (Voyager 2)
11	25 !XXV	Perdita		0030 !30 ± 6	000002 !0,018	00076000 !76 420	0000,63 !0,638	000 !0,0°	0,0012	1999	Karkoschaka (Voyager 2)
12	15 !XV	Puck		0162 !162 ± 4	000290 !2,90	00086000 !86 004	0000,76 !0,761833	000,319 !0,3192°	0,00012	1985	Synnott (Voyager 2)
13	26 !XXVI	Mab		0025 !~25	000001 !0,01	00097000 !97 734	000092 !0,923	000,133 !0,1335°	0,0025	2003	Showalter e Lissauer
14	05 !V	Miranda		0470 !471,6 ± 1,4 (481 × 468 × 466)	006600 !65,9 ± 7,5	00129000 !129 390	0001,4 !1,413479	004 !4,232°	0,0013	1948	Kuiper
15	01 !I	Ariel		1157 !1 157,8 ± 1,2 (1162 × 1156 × 1155)	135000 !1 353 ± 120	00191000 !191 020	0002,5 !2,520379	000,260 !0,260°	0,0012	1851	Lassell
16	02 !II	Umbriel		1169 !1 169,4 ± 5,6	117000 !1 172 ± 135	00266000 !266 300	0004,1 !4,144177	000,205 !0,205°	0,0039	1851	Lassell
17	03 !III	Titânia		1577 !1 576,8 ± 1,2	353000 !3 527 ± 90	00435000 !435 910	0008,7 !8,705872	000,340 !0,340°	0,0011	1787	Herschel
18	04 !IV	Oberon		1522 !1 522,8 ± 5,2	301000 !3 014 ± 75	00583000 !583 520	0013 !13,463239	000,058 !0,058°	0,0014	1787	Herschel
19	22 !XXII	Francisco		0022 !~22	000000,72 !0,0072	04000000 !4 276 000	0266 !−266,56	147,459°	0,1459	2003[nota 9]	Holman et al.
20	16 !XVI	Calibã		0072 !~72	000025 !0,25	07000000 !7 231 000	0579 !−579,73	139,885°	0,1587	1997	Gladman et al.
21		S/2023 U 1[44]		0008 !8	000000,027 !0,00027	08000000 !7 999 500	0679 !−679,4	141,9°	0,187	2024[nota 10]	Sheppard et al.
22	20 !XX	Estefano		0032 !~32	000002,2 !0,022	08000000 !8 004 000	0677 !−677,37	141,873°	0,2292	1999	Gladman et al.
23	21 !XXI	Trínculo		0018 !~18	000000,39 !0,0039	08000000 !8 504 000	0749 !−749,24	166,252°	0,2200	2001	Holman et al.
24	17 !XVII	Sicorax		0150 !~150	000230 !2,30	12 179 000	1288 !−1288,28	152,456°	0,5224	1997	Nicholson et al.
25	23 !XXIII	Margarida		0020 !~20	000000,54 !0,0054	14 345 000	1687 !1687,01	051 !51,455°	0,6608	2003	Sheppard e Jewitt
26	18 !XVIII	Próspero		0050 !~50	000008,5 !0,085	16 256 000	1978 !−1978,29	146,017°	0,4448	1999	Holman et al.
27	19 !XIX	Setebos		0048 !~48	000007,5 !0,075	17 418 000	2225 !−2225,21	145,883°	0,5914	1999	Kavelaars et al.
28	24 !XXIV	Ferdinando		0020 !~20	000000,54 !0,0054	20 901 000	2805 !−2805,51	167,346°	0,3682	2003[nota 9]	Holman et al.

Fontes: NASA/NSSDC,^[42] Sheppard, et al. 2005.^[1] Para os satélites externos recentemente descobertos (Francisco até Ferdinando) os dados orbitais mais precisos podem ser gerados com o Natural Satellites Ephemeris Service.^[40] Os satélites irregulares são significativamente perturbados pelo Sol.^[1]

• Urano
• Satélite natural
• Anéis de Urano
• Voyager 2

O Commons possui uma categoria com imagens e outros ficheiros sobre Satélites de Urano

• Luas de Urano no Solar System Exploration da NASA (em inglês)
• «NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus». Space Telescope Science Institute. 22 de dezembro de 2005  (em inglês)
• Sheppard, Scott. Satélites conhecidos de Urano (em inglês)
• Urano no Gazeteer of Planetary Nomenclature (USGS) (em inglês)