Miranda (måne)

Disambig bordered fade.svg For alternative betydninger, se Miranda. (Se også artikler, som begynder med Miranda)
Miranda
Miranda set fra rumsonden Voyager 2
Miranda set fra rumsonden Voyager 2
Opdaget
16. februar 1948, af Gerard P. Kuiper
Kredsløb om Uranus
Afstand til Uranus (massecenter)
  • Min. 129 703 km
  • Maks. 130 041 km
Halve storakse129 872 km
Halve lilleakse129 872 km
Excentricitet0,0013
Siderisk omløbstid1d 9t 55m 24,6s
Synodisk periode
Omløbshastighed
  • Gnsn. — km/t
  • Min. — km/t
  • Maks. — km/t
Banehældning4,232° i fh. t. Uranus' ækv.
Periapsis­argument; ω68,300 °
Opstigende knudes længde; Ω326,400 °
Omgivelser
Fysiske egenskaber
Diameter466 – 480 km
Fladtrykthed
Overfladeareal2,79·106 km²
Rumfang5,48·107 km³
Masse6,590·1019 kg
Massefylde1200 kg/m³
Tyngdeacc. v. ovfl.0,079 m/s²
Undvigelses­hastighed v. ækv.684 km/t
Rotationstid1d 9t 55m 24,6s
(Bunden rotation)
Aksehældning0
Nordpolens rektascension
Nordpolens deklination— °
Magnetfelt
Albedo32 %
Temperatur v. ovfl.Gnsn. -214 °C
Min. — °C
Maks. -187 °C
Atmosfære
AtmosfæretrykhPa
Atmosfærens sammensætning

Miranda er en af planeten Uranus' måner: Den blev opdaget den 16. februar 1948 af Gerard P. Kuiper, og har navn efter Prosperos datter i William Shakespeares skuespil The Tempest. Månen Miranda kendes desuden også under betegnelsen Uranus V (V er romertallet for 5).

De hidtil eneste nærbilleder af Miranda stammer fra rumsonden Voyager 2's forbiflyvning i januar 1986: På dette tidspunkt vendte Miranda sin sydlige halvkugle mod Solen, så det er kun denne del af månen der er blevet observeret fra nært hold.

Mirandas overflade

Overfladen på Miranda består formodentlig mest af vand-is, mens månens indre udgøres af silikat-klippemateriale og organiske forbindelser, herunder metan. Overfladen gennemskæres af enorme kløfter der sine steder er 20 kilometer dybe, og imellem kløfterne ses ujævnt terræn der bærer præg af intens geologisk aktivitet tidligere i Mirandas historie. Man finder også furede strukturer som muligvis skyldes "varm" is der er presset op fra månens indre.

Nærbillede af furer og kløfter på Miranda

Man går ud fra at tidevandskræfter er energikilden til al denne geologiske aktivitet. En anden teori, som dog ikke regnes for særlig sandsynlig, forklarer de dramatiske landskaber på Miranda med et stort meteornedslag på et tidspunkt i månens historie.

Mirandas omløbsbane omkring Uranus hælder mere end 4 grader i forhold til Uranus' ækvator, hvilket er overraskende højt for en måne der "færdes" tæt på Uranus — sådanne "nære måners" omløbsbane bliver normalt "trukket" ind imod planetens ækvatorplan. En mulig forklaring kan være, at Miranda tidligere har haft en anden bane, som bragte den tre gange rundt om Uranus på den tid Umbriel foretog ét omløb. I så fald har Umbriels tiltrækningskraft bidraget til de tidevandskræfter der påvirker Miranda og dens aktive indre.

Commons-logo.svg
Wikimedia Commons har medier relateret til:

Medier brugt på denne side

Miranda as seen by Voyager 2 - GPN-2003-000005.jpg
Flying by in early 1986, Voyager 2 captured the pictures for this image mosaic of Miranda, which enabled scientists to study this moon of Uranus in much greater detail than ever before. First observed in 1948 by Gerard Peter Kuiper, Miranda is named for the daughter of the wily Prospero in Shakespeare's "The Tempest." It was the fifth satellite of Uranus to be discovered, and is the planet's innermost large moon. It was necessary for Voyager 2 to pass by Miranda, not for scientific reasons, but simply to obtain the gravity assist it needed from Uranus to go on to Neptune. Before Voyager, Miranda was largely ignored as it is not the largest moon and did not seem to have any other outstanding qualities. Fortunately, however, Voyager passed close enough to Miranda to provide scientists with fascinating photographs that captivated astronomers. About half ice and half rock, Miranda's surface has terraced layers and other features that indicate both older and younger surfaces coexist. Scientists have proposed two explanations for the the mixing of ancient and recent surfaces. One theory is that Miranda could have been shattered and then reassembled as many as five times. Another hypothesis is that upwellings of partly melted ice created new surfaces.
Miranda scarp.jpg
This high-resolution image of Miranda was acquired by Voyager 2 on Jan. 24, 1986, when the spacecraft was 36,250 kilometers (22,500 miles) from the Uranian moon. In this clear-filter, narrow-angle image, Miranda displays a dramatically varied surface. Well shown at this resolution of 660 meters (2,160 feet) are numerous ridges and valleys -- a topography that was probably produced by compressional tectonics. Cutting across the ridges and valleys are many faults. The largest fault scarp, or cliff, is seen below and right of center; it shows grooves probably made by the contact of the fault blocks as they rubbed against each other (leaving what are known as slickensides). Movement of the down-dropped block is shown by the offset of the ridges. The fault may be 5 km (3 mi) high, or higher than the walls of the Grand Canyon on Earth.