Revisión del 14:11 2 jun 2024 editar SeroBOT (discusión · contribs.) Bots, Reversores 2 157 359 ediciones m Revertida una edición de 2803:9800:9023:BFBA:C19C:F17F:5DD8:CA01 (disc.) a la última edición de Editoralex777 Etiqueta: Reversión ← Ir a diferencia anterior		Revisión del 03:14 4 jun 2024 editar deshacer Arisdire (discusión · contribs.) 2 ediciones m Modifique el numero de satelites segun la página de Space Place de la NASA (https://spaceplace.nasa.gov/all-about-uranus/sp/) Etiquetas: Revertido Edición visual Ir a siguiente diferencia →
Línea 285: {{AP\|Satélites de Urano}} Urano tiene 27[https://spaceplace.nasa.gov/all-about-uranus/sp/ 28] [[satélite natural\|satélites naturales]] conocidos.<ref name=Jewitt2006/> Los nombres de estos satélites se llaman en honor de los personajes de las obras de [[William Shakespeare\|Shakespeare]] y [[Alexander Pope]].<ref name=Faure2007/><ref name=Nineplanets>{{cita web \|título = Uranus \|url = http://www.nineplanets.org/uranus.html \|editorial = nineplanets.org \|fechaacceso = 3 de julio de 2007 \|urlarchivo = https://www.webcitation.org/60qXmEkzK?url=http://www.nineplanets.org/uranus.html \|fechaarchivo = 11 de agosto de 2011}}</ref> Los cinco satélites principales son [[Miranda (satélite)\|Miranda]], [[Ariel (satélite)\|Ariel]], [[Umbriel]], [[Titania (satélite)\|Titania]] y [[Oberón (satélite)\|Oberón]].<ref name=Faure2007/> El sistema de satélites de Urano es el menos masivo entre los gigantes gaseosos, la masa combinada de los cinco satélites mayores es menos de la mitad de [[Tritón (satélite)\|Tritón]].<ref name=Jacobson1992/> El satélite más grande, Titania, tiene un radio de solo 788,9{{esd}}km, menos de la mitad que el de la Luna pero ligeramente más que [[Rea (satélite)\|Rea]], el segundo satélite más grande de [[Saturno (planeta)\|Saturno]]. Titania es el octavo satélite más grande del [[sistema solar]]. Los satélites tienen [[albedo]]s relativamente bajos, desde el 0,20 de Umbriel hasta el 0,35 de Ariel (en luz verde).<ref name=Smith1986>{{cita publicación \|apellido = Smith \|nombre = B.A. \| autor2 = Soderblom, L. A. \|autor3 = Beebe, A. \|autor4 = et al. \|título = Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results \|publicación = Science \|volumen = 233 \|páginas = 97-102 \|año = 1986 \|bibcode = 1986Sci...233...43S \|doi = 10.1126/science.233.4759.43 \|pmid = 17812889 \|número = 4759}}</ref> Los satélites son conglomerados de roca helada, compuestos en un cincuenta por ciento por hielo y en un cincuenta por ciento por roca (aproximadamente). El hielo podría tener [[dióxido de carbono]] y [[amoníaco]].<ref name=summary/><ref name=Hussmann2006>{{cita publicación \|apellido = Hussmann \|nombre = Hauke \|autor2 = Sohl, Frank \|autor3 = Spohn, Tilman \|título = Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects \|publicación = Icarus \|volumen = 185 \|páginas = 258-273 \|año = 2006 \|doi = 10.1016/j.icarus.2006.06.005 \|bibcode = 2006Icar..185..258H}}</ref> Entre los satélites, Ariel parece que es el que tiene la superficie más joven, con menos cráteres de impacto, mientras que la de Umbriel parece la más antigua.<ref name="Smith1986" /><ref name=summary /> Miranda tiene cañones de falla de 20 kilómetros de profundidad, niveles en terraza, y una variación caótica en las edades y características de la superficie.<ref name="Smith1986" /> Se cree que la [[actividad geológica]] antigua de Miranda era provocada por calentamiento gravitatorio en un momento en que su órbita era más excéntrica que la actual, probablemente debido a una resonancia orbital de 3:1 con respecto a Umbriel que aún existe.<ref>{{cita publicación \|apellido = Tittemore \|nombre = W. C. \|coautores = Wisdom, J. \|título = Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities \|publicación = Icarus \|volumen = 85 \|número = 2 \|páginas = 394-443 \|editorial = Elsevier Science \|año = 1990 \|doi = 10.1016/0019-1035(90)90125-S \|bibcode = 1990Icar...85..394T}}</ref> El origen más probable de las coronas del satélite, que parecen circuitos de carreras, son procesos de extensión asociados con [[diapiro]]s ascendientes.<ref>{{cita publicación\|autor = Pappalardo, R. T.\|coautores = Reynolds, S. J., Greeley, R.\|título = Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona\|publicación = Journal of Geophysical Research\|volumen = 102\|número = E6\|páginas = 13,369-13,380\|editorial = Elsevier Science\|fecha = 25 de junio de 1997\|url = http://www.agu.org/pubs/crossref/1997/97JE00802.shtml\|doi = 10.1029/97JE00802\|bibcode = 1997JGR...10213369P\|fechaacceso = 18 de diciembre de 2011\|fechaarchivo = 27 de septiembre de 2012\|urlarchivo = https://web.archive.org/web/20120927014719/http://www.agu.org/pubs/crossref/1997/97JE00802.shtml\|deadurl = yes}}</ref><ref>{{cita web \|apellido = Chaikin \|nombre = Andrew \|enlaceautor = Andrew Chaikin \|título = Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists \|obra = Space.Com \|editorial = ImaginovaCorp. \|fecha = 16 de octubre de 2001 \|url = http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/miranda_creation_011016-1.html \|fechaacceso = 7 de diciembre de 2007 \|urlarchivo = https://web.archive.org/web/20011108014949/http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/miranda_creation_011016-1.html \|fechaarchivo = 8 de noviembre de 2001}}</ref> De manera similar, se cree que Ariel había estado en resonancia 4:1 con Titania.<ref>{{cita publicación \|título = Tidal Heating of Ariel \|apellido = Tittemore \|nombre = W.C. \|publicación = Icarus \|volumen = 87 \|páginas = 110-139 \|año = 1990 \|bibcode = 1990Icar...87..110T \|doi = 10.1016/0019-1035(90)90024-4}}</ref>

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