<\/strong>Miranda es la m\u00e1s peque\u00f1a de las cinco lunas redondas de Urano, pero tiene una superficie excepcionalmente compleja. Se define por una intensa actividad tect\u00f3nica y una topograf\u00eda variada. De hecho, incluye algunas de las formas de relieve m\u00e1s inusuales del Sistema Solar. Entre las caracter\u00edsticas m\u00e1s notables se encuentran tres coronas distintas: Arden, Elsinore e Inverness, regiones de forma ovalada creadas por afloramientos de material m\u00e1s c\u00e1lido desde abajo.<\/p>\n\n\n\n
Cada una de estas vastas regiones poligonales presenta caracter\u00edsticas \u00fanicas. La corona Arden, por ejemplo, consta de surcos conc\u00e9ntricos que parecen ser el resultado de fallas normales, mientras que las crestas paralelas de la corona Elsinore indican plegamiento tect\u00f3nico y fallas de empuje. En conjunto, estas caracter\u00edsticas apuntan a un pasado geol\u00f3gico din\u00e1mico, con procesos como el estiramiento y la compresi\u00f3n tect\u00f3nicos que dieron forma a la superficie de la luna.<\/p>\n\n\n\n
Caleb Strom, un estudiante de posgrado de la Universidad de Dakota del Norte, revis\u00f3 las im\u00e1genes recopiladas por la Voyager 2 en 1986. Con sus colegas, cartografi\u00f3 el hemisferio sur de Miranda y examin\u00f3 las caracter\u00edsticas geol\u00f3gicas en detalle. Las coronas parecen ser relativamente j\u00f3venes geol\u00f3gicamente, posiblemente el resultado de un evento de resurgimiento en los \u00faltimos 100 a 500 millones de a\u00f1os.<\/p>\n\n\n\n
Luego intentaron proponer un modelo que satisficiera las caracter\u00edsticas observadas. Simularon las diversas fuerzas que act\u00faan sobre Miranda (como la tensi\u00f3n de marea) y los procesos geol\u00f3gicos, y finalmente dedujeron que Miranda probablemente tuvo una capa de hielo delgada y un oc\u00e9ano subterr\u00e1neo espeso en alg\u00fan momento de su pasado.<\/p>\n\n\n\n
Un hallazgo sorprendente<\/strong><\/p>\n\n\n\n Los resultados sugieren un escenario probable en el que la corteza de Miranda era lo suficientemente delgada como para permitir una flexi\u00f3n significativa por mareas. Esta flexi\u00f3n se habr\u00eda amplificado si la \u00f3rbita de Miranda experimentara cambios en la oblicuidad o la excentricidad. En estas condiciones, una capa de hielo de alrededor de 30 km de espesor, combinada con un oc\u00e9ano subterr\u00e1neo m\u00e1s profundo, podr\u00eda haber producido la tensi\u00f3n necesaria para la fractura fr\u00e1gil y la deformaci\u00f3n tect\u00f3nica en la superficie.<\/p>\n\n\n\n El modelo implica que Miranda puede haber albergado alguna vez un oc\u00e9ano de hasta 100 km de espesor. Tal caracter\u00edstica lo categorizar\u00eda como un “mundo oce\u00e1nico” junto con otras lunas heladas como Enc\u00e9lado y Europa.<\/p>\n\n\n\n \u201cEncontrar evidencia de un oc\u00e9ano dentro de un objeto peque\u00f1o como Miranda es incre\u00edblemente sorprendente\u201d, dijo Tom Nordheim, cient\u00edfico planetario del Laboratorio de F\u00edsica Aplicada (APL) de Johns Hopkins en Laurel, Maryland, y coautor del estudio publicado en The Planetary Science Journal.<\/p>\n\n\n\n Esto ayuda a reforzar la idea de que algunas de estas lunas de Urano pueden ser realmente interesantes. Puede haber varios mundos oce\u00e1nicos alrededor de uno de los planetas m\u00e1s distantes de nuestro sistema solar, lo cual es emocionante y extra\u00f1o a la vez.<\/p>\n\n\n\n \u00bfC\u00f3mo puede un cuerpo tan fr\u00edo tener un oc\u00e9ano l\u00edquido?<\/strong><\/p>\n\n\n\n Las lunas congeladas como Miranda pueden sostener oc\u00e9anos subterr\u00e1neos debido a una combinaci\u00f3n de calentamiento por mareas y capas de hielo aislantes. Aunque las temperaturas superficiales de estas lunas lejanas est\u00e1n muy por debajo del punto de congelaci\u00f3n, la atracci\u00f3n gravitatoria de un planeta anfitri\u00f3n de gran tama\u00f1o, como Urano, ejerce una fuerza de compresi\u00f3n y estiramiento en el interior de la luna durante su \u00f3rbita. Esta flexi\u00f3n de marea crea calor por fricci\u00f3n dentro de la capa helada de la luna. Este efecto se intensifica si la luna tiene una \u00f3rbita ligeramente exc\u00e9ntrica (el\u00edptica) o una inclinaci\u00f3n axial.<\/p>\n\n\n\n El calor puede ser suficiente para mantener el agua debajo de la superficie en estado l\u00edquido. Adem\u00e1s, la gruesa capa exterior de hielo act\u00faa como una manta aislante, atrapando este calor generado internamente y evitando que el oc\u00e9ano se congele. Adem\u00e1s, los compuestos qu\u00edmicos como las sales o el amon\u00edaco en el agua pueden reducir a\u00fan m\u00e1s el punto de congelaci\u00f3n, lo que permite que persista un oc\u00e9ano l\u00edquido incluso en el fr\u00edo sistema solar exterior.<\/p>\n\n\n\n No se predijo que Miranda tuviera un oc\u00e9ano, pero tampoco lo estaban los cuerpos como Enc\u00e9lado. Se pensaba que Miranda era demasiado peque\u00f1a e inactiva, pero como sugiere este nuevo estudio, puede ser un lugar m\u00e1s interesante de lo que pens\u00e1bamos.<\/p>\n\n\n\n La peque\u00f1a luna y el oc\u00e9ano Los modelos num\u00e9ricos sugirieron que, en alg\u00fan momento, Miranda estuvo en resonancia con algunas de sus lunas cercanas. Pero, m\u00e1s tarde, esta resonancia orbital comenz\u00f3 a desincronizarse y el interior de la luna se enfri\u00f3 y se solidific\u00f3. Pero los investigadores creen que no se ha solidificado por completo. Si lo hubiera hecho, se habr\u00eda expandido y creado m\u00e1s grietas de las que son visibles en la superficie.<\/p>\n\n\n\n Sin embargo, todo esto sugiere que Miranda puede tener un oc\u00e9ano debajo de su superficie. Por ahora, sin embargo, no tenemos los datos para confirmarlo por completo.<\/p>\n\n\n\n \u201cNo sabremos con certeza si tiene un oc\u00e9ano hasta que regresemos y recopilemos m\u00e1s datos\u201d, dijo Nordheim. \u201cEstamos exprimiendo lo \u00faltimo que podemos de las im\u00e1genes de la Voyager 2. Por ahora, estamos entusiasmados con las posibilidades y ansiosos por volver a estudiar Urano y sus posibles lunas oce\u00e1nicas en profundidad\u201d.<\/p>\n\n\n\n Referencia de la revista: Caleb Strom et al, Constraining Ocean and Ice Shell Thickness on Miranda from Surface Geological Structures and Stress Modeling, The Planetary Science Journal (2024). DOI: 10.3847\/PSJ\/ad77d7<\/a>.<\/p>\n\n\n\n![\"\"](\"https:\/\/einsteresante.com\/wp-content\/uploads\/2024\/11\/image-1.png\")
![\"\"](\"https:\/\/einsteresante.com\/wp-content\/uploads\/2024\/11\/image-2.png\")
<\/strong>Puede resultar sorprendente para la mayor\u00eda de las personas que varias lunas congeladas en nuestro sistema solar contengan agua l\u00edquida. De hecho, las lunas congeladas son los lugares m\u00e1s probables para albergar vida extraterrestre en nuestro sistema solar.<\/p>\n\n\n\n
<\/strong>La clave para crear este oc\u00e9ano fueron las fuerzas de marea entre Miranda y las lunas cercanas. No se trata s\u00f3lo de la atracci\u00f3n gravitatoria, sino tambi\u00e9n de algo llamado resonancia orbital. En esta configuraci\u00f3n, el per\u00edodo de cada luna alrededor de un planeta es un entero exacto de los per\u00edodos de las otras. Las lunas de J\u00fapiter, por ejemplo, tienen una resonancia de 2:1. Por cada dos \u00f3rbitas que hace \u00cdo alrededor de J\u00fapiter, Europa hace exactamente una, lo que amplifica las fuerzas de marea que pueden sostener un oc\u00e9ano l\u00edquido debajo de la superficie de Europa.<\/p>\n\n\n\n