Τι είναι το κόκκινο υλικό που βρέθηκε στα φεγγάρια του Ουρανού;
Ο έβδομος πιο μακρινός πλανήτης του Ηλιακού μας Συστήματος, ο Ουρανός, βρίσκεται σε τροχιά από τους κανονικούς δορυφόρους μεσαίου μεγέθους Miranda, Ariel, Umbriel, Titania και Oberon (Εικόνα 1 ). Το εσώτατο φεγγάρι Miranda είναι το μικρότερο (διάμετρος 472 km), τα μεσαία φεγγάρια Ariel και Umbriel είναι επίσης τα μεσαία φεγγάρια ως προς το μέγεθος (διάμετροι 1158 km και 1170 km, αντίστοιχα), και τα εξωτερικά φεγγάρια Titania και Oberon είναι τα μεγαλύτερα (διάμετροι 1578 km και 1524 km, αντίστοιχα).
Όπως το φεγγάρι της Γης, οι πέντε μεγάλοι δορυφόροι του Ουρανίου βρίσκονται σε παλιρροϊκά κλειδωμένες τροχιές, πράγμα που σημαίνει ότι ο χρόνος που χρειάζεται για κάθε φεγγάρι για να περιστραφεί γύρω από τον Ουρανό είναι ο ίδιος με τον χρόνο που χρειάζεται για κάθε φεγγάρι για να ολοκληρώσει μία περιστροφή (που κυμαίνεται από περίπου 1,4 ημέρες για τον πιο εσωτερικό Miranda έως περίπου 13,5 ημέρες για τον πιο εξωτερικό Oberon). Κατά συνέπεια, το ίδιο πρωταγωνιστικό το ημισφαίριο βλέπει προς την εμπρός κατεύθυνση, και το ίδιο υστερούν Το ημισφαίριο βλέπει προς τα πίσω, καθώς τα παλιρροϊκά κλειδωμένα φεγγάρια του Ουρανού ολοκληρώνουν τις τροχιές τους. Κατά τη διάρκεια των γεωλογικών χρονοδιαγραμμάτων, τα ημισφαίρια που οδηγούν και ακολουθούν τα παλιρροιακά κλειδωμένα αντικείμενα μπορούν να τροποποιηθούν με διαφορετικές διαδικασίες ή/και με διαφορετικούς ρυθμούς.
Στις επιφανειακές συνθέσεις των μεγάλων φεγγαριών του Ουρανού κυριαρχεί το H2 O πάγος και ένα μείγμα σκούρου υλικού με ιδιότητες ανάκλασης παρόμοιες με τον άνθρακα (π.χ. Cruikshank et al., 1977). Η επικάλυψη αυτής της βασικής σύνθεσης "βρώμικου πάγου", φασματικά κόκκινου υλικού (δηλαδή, υλικού που αυξάνει τη φωτεινότητα με το αυξανόμενο μήκος κύματος) έχει επίσης ανιχνευθεί, κυρίως στο πρώτο ημισφαίρια των εξωτερικών φεγγαριών Titania και Oberon (Buratti και Mosher, 1991). Η αριθμητική μοντελοποίηση δείχνει ότι η πιο πιθανή πηγή αυτού του κόκκινου υλικού είναι η σκόνη από τις φασματοκόκκινες επιφάνειες των ακανόνιστων δορυφόρων που έχουν ανάδρομο τροχιές (δηλαδή, σε τροχιά προς την αντίθετη κατεύθυνση της περιστροφής του Ουρανού και των πέντε μεγάλων προόδου κανονικά φεγγάρια) (Tamayo et al., 2013).
Αυτές οι προσπάθειες μοντελοποίησης δείχνουν ότι κόκκοι σκόνης που απελευθερώνονται από τις κόκκινες επιφάνειες των ανάδρομων ακανόνιστων δορυφόρων μπαίνουν σε τροχιά γύρω από τον Ουρανό. Κατά τη διάρκεια εκατομμυρίων ετών, οι τροχιές αυτών των κόκκων σκόνης αποσυντίθενται λόγω της έλξης Poynting-Robertson (Burns et al., 1979) και πέφτουν αργά προς τον Ουρανό. Τελικά, οι τροχιές των κόκκων σκόνης διασπώνται στην τροχιακή ζώνη των πέντε μεγάλων κανονικών φεγγαριών, όπου κυρίως συγκρούονται με τα κύρια ημισφαίρια των εξωτερικών φεγγαριών Τιτανία και Όμπερον. Μια μικρή ποσότητα σκόνης που πέφτει παρακάμπτει το Τιτάνια και τον Όμπερον για να συγκρουστεί με τα κορυφαία ημισφαίρια των εσωτερικών φεγγαριών Ariel και Umbriel, αλλά ουσιαστικά δεν επιβιώνει σκόνη για να συγκρουστεί με το πιο εσωτερικό φεγγάρι Miranda.
Η ανίχνευση κόκκινου υλικού στα μεγάλα φεγγάρια του Ουρανίου έγινε χρησιμοποιώντας δεδομένα που συλλέχθηκαν κατά τη διάρκεια της πτήσης του Voyager 2 του συστήματος του Ουρανίου όταν το υποηλιακό σημείο ήταν κοντά στους 81°S (δηλαδή κοντά στο νότιο θερινό ηλιοστάσιο). Κατά συνέπεια, τα σύνολα δεδομένων που συλλέγονται από το Voyager 2 δειγματοληπτούν κυρίως το νότιο γεωγραφικά πλάτη αυτών των φεγγαριών επειδή είναι βόρεια τα γεωγραφικά πλάτη καλύπτονταν από το χειμωνιάτικο σκοτάδι. Η κόκκινη σκόνη από τους ακανόνιστους δορυφόρους θα πρέπει να συσσωρεύεται αρκετά ομοιόμορφα τόσο στα νότια όσο και στα βόρεια γεωγραφικά πλάτη των μεγάλων φεγγαριών του Ουρανού.
Ως εκ τούτου, για να ελέγξουμε περαιτέρω αυτήν την υπόθεση ακανόνιστης συσσώρευσης σκόνης από δορυφόρους, συλλέξαμε νέα δεδομένα στο πλέον παρατηρήσιμο βόρειο γεωγραφικά πλάτη αυτών των φεγγαριών (υποηλιακό σημείο ~20 έως 40°Β), χρησιμοποιώντας το φασματογράφο SpeX στο Υπέρυθρο Τηλεσκόπιο της NASA (Rayner et al., 2003). Τα αποτελέσματά μας δείχνουν ότι τα βόρεια γεωγραφικά πλάτη αυτών των φεγγαριών εμφανίζουν παρόμοιες τάσεις κοκκινίσματος με τα νότια γεωγραφικά πλάτη τους, με περισσότερο φασματικό κοκκίνισμα στις προπορευόμενες πλευρές των εξωτερικών φεγγαριών (Εικόνα 2 ), υποστηρίζοντας έτσι μια ακανόνιστη δορυφορική προέλευση για το κόκκινο συστατικό που ανιχνεύεται στα μεγάλα φεγγάρια του Ουρανού.
Έτσι, το δορυφορικό σύστημα του Ουρανού είναι πιο περίπλοκο από ό,τι υποψιαζόμασταν αρχικά, με τις επιφάνειες των μεγάλων φεγγαριών του Ουρανού πιθανώς να τροποποιούνται από τη συσσώρευση κόκκινης σκόνης από ανάδρομους ακανόνιστους δορυφόρους. Το εάν η συσσώρευση σκόνης συμβαίνει επί του παρόντος ή εάν το κόκκινο υλικό συσσωρεύτηκε στο μακρινό παρελθόν είναι ακόμα άγνωστο. Στο σύστημα του Κρόνου, τα όργανα στο διαστημόπλοιο Cassini εντόπισαν ένα διάχυτο σύννεφο σκόνης γύρω από τον ακανόνιστο δορυφόρο Phoebe (Verbiscer et al., 2009; Tamayo et al., 2014).
Είναι πολύ πιθανό αυτό το σύννεφο σκόνης να μεταναστεύει τελικά προς τα μέσα και να συσσωρεύεται στο ημισφαίριο του μεγάλου Κρόνου φεγγαριού Ιαπετού. Η ανίχνευση ενός παρόμοιου νέφους σκόνης γύρω από τους ακανόνιστους δορυφόρους του Ουρανίου θα παρείχε ισχυρές ενδείξεις συσσώρευσης σκόνης στα μεγάλα κανονικά φεγγάρια. Ωστόσο, είναι δύσκολο να ανιχνευθούν αυτού του είδους τα σύννεφα διάχυτης σκόνης χωρίς το όφελος ενός διαστημικού σκάφους σε τροχιά όπως το Cassini στο σύστημα του Ουρανίου. Μελλοντικής γενιάς επίγεια και διαστημικά τηλεσκόπια, όπως το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb της NASA (που θα εκτοξευθεί το 2021), θα μπορούσαν να έχουν την ευαισθησία που απαιτείται για την ανίχνευση αμυδρά σύννεφα σκόνης γύρω από ακανόνιστους δορυφόρους στο σύστημα του Ουρανίου.
Αυτά τα ευρήματα περιγράφονται στο άρθρο με τίτλο Κόκκινο υλικό στα μεγάλα φεγγάρια του Ουρανού:Σκόνη από τους ακανόνιστους δορυφόρους; δημοσιεύτηκε πρόσφατα στο περιοδικό Icarus. Αυτή η εργασία διεξήχθη από τον Richard J. Cartwright από το Ινστιτούτο SETI, τον Joshua P. Emery και τον Michael P. Lucas από το Πανεπιστήμιο του Tennessee, τον Noemi Pinilla-Alonso από το Πανεπιστήμιο της Κεντρικής Φλόριντα, τον Andy S. Rivkin από το John Hopkins University Appli Physics Laboratory και David E. Trilling από το Northern Arizona University.
Αναφορές:
- Buratti, B.J., Mosher, J.A., 1991. Συγκριτικοί παγκόσμιοι άλμπεντο και έγχρωμοι χάρτες των δορυφόρων του Ουρανίου. Ίκαρος 90 (1), 1.
- Burns, J.A., Lamy, P.L., Soter, S., 1979. Δυνάμεις ακτινοβολίας σε μικρά σωματίδια στο ηλιακό σύστημα. Ίκαρος 40 (1), 1.
- Cruikshank, D.P., Morrison, D., Pilcher, C.B., 1977. Ταυτοποίηση μιας νέας κατηγορίας δορυφόρων στο εξωτερικό ηλιακό σύστημα. Αστροφυσία. J. 217, 1006.
- Rayner, J.T., et al., 2003. SpeX:φασματογράφος και συσκευή απεικόνισης μέσης ανάλυσης 0,8–5,5 micron για την εγκατάσταση υπερύθρων τηλεσκοπίων της NASA. Άστρον. Soc. Pacific 115, 362.
- Tamayo, D., Burns, J.A., Hamilton, D.P., 2013a. Δυναμική χαοτικής σκόνης και συνέπειες για τις ημισφαιρικές χρωματικές ασυμμετρίες των δορυφόρων του Ουρανίου. Ίκαρος 226 (1), 655.
- Tamayo, D., Hedman, M.M., Burns, J.A., 2014. Πρώτες παρατηρήσεις του δακτυλίου Phoebe σε οπτικό φως. Ίκαρος 233, 1.
- Verbiscer, A.J., Skrutskie, M.F., Hamilton, D.P., 2009. Ο μεγαλύτερος δακτύλιος του Κρόνου. Nature 461 (7267), 1098.
