Jueves 13 de Agosto de 2026
Esta imagen es un moderno reprocesamiento de una antigua imagen de Miranda, tomada por la nave espacial Voyager 2 en su viaje a través del Sistema Solar. Miranda es la más pequeña y más interna de los 5 satélites naturales de forma esférica que orbitan a Urano, uno de los gigantes gaseosos de nuestro sistema planetario. Al igual que los otros cuatro satélites grandes de Urano, Miranda orbita cerca del plano ecuatorial de su planeta. Dado que Urano orbita al Sol de lado, Miranda comparte el extremo ciclo estacional del planeta.
Con tan solo 470 kilómetros de diámetro, Miranda es uno de los objetos más pequeños del Sistema Solar que se han observado de cerca y que podría estar en equilibrio hidrostático, o esférico bajo su propia gravedad. Las únicas imágenes tomadas de cerca de esta luna son de la Voyager 2, que realizó observaciones de Miranda durante su sobrevuelo a Urano en enero de 1986. Durante el sobrevuelo, el hemisferio sur de Miranda apuntaba hacia el Sol, por lo que solo se estudió esa parte.
Miranda probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta poco después de su formación y, como otras lunas grandes, es probable que esté compuesta por un núcleo interno de roca sólida, rodeado por un manto de hielo. Miranda tiene una de las topografías más extremas y variadas de cualquier objeto en el Sistema Solar, entre las que destaca Verona Rupes, un escarpado de unos 20 kilómetros de altura, que podría ser el acantilado más grande del Sistema Solar. Además la superficie de Miranda contiene características tectónicas llamadas coronas.
El origen y la evolución de esta variada geología, la mayor de cualquier satélite de Urano, aún no se comprenden completamente, y existen múltiples hipótesis sobre su evolución. Miranda fue descubierta el 16 de febrero de 1948 por el astrónomo planetario Gerard Kuiper utilizando el telescopio Otto Struve de 208 cm, ubicado en el Observatorio McDonald. Su movimiento entrono al planeta fue confirmado el 1 de marzo de 1948. Kuiper decidió denominarlo Miranda en honor al personaje de La Tempestad de Shakespeare. Miranda también fue nombrada Urano V.
El periodo orbital de Miranda al rededor de Urano es de 34 horas, como la Luna de la Tierra, Miranda tiene una órbita sincrónica respecto a su planeta, es decir, siempre muestra la misma cara al planeta, una condición conocida como acoplamiento de marea. La inclinación orbital de Miranda es de 4, 34º, inusualmente alta para un cuerpo tan cercano a su planeta, aproximadamente 73 veces más cercano que Oberón. Con una magnitud aparente de 16.6, es invisible para la mayoría de telescopios de aficionados.
Miranda es el menos denso de los satélites redondos de Urano. Esa densidad sugiere una composición de más del 60% de hielo de agua, aunque es mucho más rocosa que sus satélites correspondientes en el sistema de Saturno. Miranda es demasiado pequeña para que se haya retenido calor interno durante la edad del Sistema Solar. Es el menos esférico de los satélites de Urano, con un diámetro ecuatorial del 3% mayor que su diámetro polar. Hasta ahora solo se ha detectado agua en la superficie de Miranda, aunque se ha especulado que metano, amoníaco, monóxido de carbono o nitrógeno también pueden existir en concentraciones del 3%.
Un estudio de 2024 sugiere que miranda podría haber tenido un océano líquido de unos 100 km de espesor bajo la superficie en los últimos 100-500 millones de años. No se sabe con certeza cómo un cuerpo tan pequeño como Miranda pudo tener suficiente energía interna para producir tal cantidad de características geológicas que se ven en su superficie, las hipótesis actuales indican que fue impulsado por el calentamiento de marea durante un tiempo pasado. A medida que Miranda se acercaba a Urano, la fuerza de marea aumentaba; a medida que se alejaba, la fuerza de marea disminuía, causando una flexión que habría calentado el interior de Miranda.
Entre las estructuras geológicas que la cubren se encuentran fracturas, fallas, valles, cráteres, crestas, gargantas, depresiones, acantilados y terrazas. Esta luna es un mosaico de regiones muy variadas. Algunas áreas son más antiguas y oscuras. Por lo tanto, presentan numerosos cráteres de impacto, como es de esperar de un cuerpo pequeño e inerte. Otras regiones están formadas por franjas rectangulares u ovaladas. Su superficie presenta afloramientos de materiales brillantes y oscuros, lo que sugiere una composición exótica.
Las regiones identificadas tras la visita de la Voyager 2 se denominan Mantua Regio, Ephesus Regio, Sicilia Regio y Dunsinane Regio, que indican las principales regiones de Miranda donde se suceden terrenos montañosos y llanuras, dominados en mayor o menor medida por antiguos cráteres de impacto. La superficie de estas regiones es bastante uniformemente oscura, sin embargo los acantilados que bordean ciertos cráteres de impacto revelan la presencia de material mucho más luminoso.
Miranda tiene la superficie más joven entre los satélites de Urano, lo que indica que su geografía ha experimentado evoluciones importantes. Esto se explica por una compleja historia geológica que incluye una combinación aún desconocida de diferentes fenómenos astronómicos. Entre estos fenómenos se encontrarían las fuerzas de marea, mecanismos de resonancias orbitales, procesos de diferenciación parcial o incluso movimientos de convección. El mosaico geológico podría ser en parte el resultado de una colisión catastrófica con un impactador.
