Миранда (луна) - Miranda (moon)

Для использования в других целях см. Миранда (значения).
Миранда
PIA18185 Ледяное лицо Миранды.jpg
Открытие
ОбнаружилДжерард П. Койпер
Дата открытия16 февраля 1948 г.
Обозначения
Обозначение
Уран V
Произношение/мɪˈрæпdə/[1][2]
ПрилагательныеМирандан,[3] Мирандианский[4]
Орбитальные характеристики
129.390 км
Эксцентриситет0.0013
1,413479 г
6,66 км / с (расчетно)
Наклон4.232° (к экватору Урана)
СпутникУран
Физические характеристики
Размеры480 × 468,4 × 465,8 км
Средний радиус
235.8±0.7 км (0,03697 Земли)[5]
700000 км2
Объем54,835,000 км3
Масса(6.4±0.3)×1019 кг[6]
Иметь в виду плотность
1.20±0,15 г / см3[7]
0.079 РС2
0,193 км / с
синхронный
0°
Альбедо0.32
Поверхность темп.миниметь в видуМаксимум
солнцестояние[8]?≈ 60 K84±1 тыс.
15.8[9]

Миранда, также обозначенный Уран V, является самым маленьким и сокровенным из Уран пять раундов спутники. Это было обнаружено Джерард Койпер 16 февраля 1948 г. Обсерватория Макдональда в Техас, и назван в честь Миранда из Уильям Шекспир игра Буря.[10] Как и другие большие спутники Урана, Миранда вращается близко к экваториальной плоскости своей планеты. Поскольку Уран вращается вокруг Солнца на своей стороне, орбита Миранды перпендикулярна Солнцу. эклиптика и разделяет экстремальный сезонный цикл Урана.

Имея всего 470 км в диаметре, Миранда - один из самых маленьких тщательно наблюдаемых объектов в Солнечная система это может быть в гидростатическое равновесие (сферическая под действием собственного веса). Единственные изображения Миранды крупным планом взяты из Вояджер 2 зонд, который наблюдал за Мирандой во время пролета Урана в январе 1986 года. Во время пролета южное полушарие Миранды указывало на солнце, поэтому изучалась только эта часть.

Миранда, вероятно, образовалась из аккреционный диск которые окружали планету вскоре после ее образования, и, как и другие большие луны, вероятно дифференцированный, с внутренним ядром из камня, окруженным мантия льда. У Миранды одна из самых экстремальных и разнообразных топографий всех объектов Солнечной системы, включая Верона Рупес, обрыв высотой 20 км, который является самой высокой скалой в Солнечной системе,[11][12] и в форме шеврона тектонический функции под названием короны. Происхождение и эволюция этой разнообразной геологии, большей части любого спутника Урана, до сих пор полностью не изучены, и существует множество гипотез относительно эволюции Миранды.

Открытие и имя

Миранда была обнаружена 16 февраля 1948 года планетным астрономом. Джерард Койпер с помощью 82-дюймовой (2080 мм) обсерватории Макдональда Телескоп Отто Струве.[10][13] Его движение вокруг Урана было подтверждено 1 марта 1948 года.[10] Это был первый спутник Урана, открытый почти за 100 лет. Койпер решил назвать объект «Миранда» в честь персонаж в Шекспир с Буря, потому что четыре ранее открытых спутника Урана, Ариэль, Умбриэль, Титания и Оберон, все были названы в честь персонажей Шекспира или Александр Поуп. Однако предыдущие луны были названы в честь фей,[14] тогда как Миранда была человеком. Впоследствии обнаруженные спутники Урана были названы в честь персонажей Шекспира и Папы, будь то феи или нет. Луна тоже обозначается Уран V.

Орбита

Из пяти круглых спутников Урана Миранда движется по орбите ближе всего к нему, примерно в 129 000 км от поверхности; еще примерно четверть до самого дальнего звенеть. Его орбитальный период составляет 34 часа, и, как и у Луна, синхронно со своим период вращения, что означает, что он всегда показывает одно и то же лицо Урану, состояние, известное как приливная блокировка. Орбиталь Миранды склонность (4,34 °) необычно высоко для тела, столь близкого к своей планете, и примерно в десять раз больше, чем у других крупных спутников Урана. Причина этого до сих пор неясна; нет резонансы среднего движения между лунами, которые могли бы объяснить это, что привело к гипотезе о том, что луны иногда проходят через вторичные резонансы, что в какой-то момент в прошлом приводило к тому, что Миранда на время была заблокирована в резонансе 3: 1 с Умбриэлем, прежде чем хаотическое поведение, вызванное вторичные резонансы снова выдвинули его из него.[15] В системе Урана из-за меньшей степени сжатие, и из-за большего относительного размера его спутников выйти из резонанса среднего движения намного легче, чем для спутников Юпитер или же Сатурн.[16][17] Орбита Миранды - самая склонный любого из крупных спутников Урана, находящегося под углом 4,232 °, это в 10-20 раз больше, чем у Титании, Ариэля и Умбриэля, и в 73 раза больше, чем у Оберона.[18]

Состав и внутреннее устройство

Вояджер 2 изображение пересеченной местности Миранды. Верона Рупес, которые считаются самыми высокими скалами в Солнечной системе, расположены в правом нижнем углу Миранды.

1,2 г / см3, Миранда - наименее плотный из круглых спутников Урана. Эта плотность предполагает состав более 60% водяного льда.[19] Поверхность Миранды может состоять в основном из водяного льда, хотя она гораздо более каменистая, чем ее соответствующие спутники в системе Сатурна, что указывает на тепло от радиоактивный распад возможно, привело к внутренняя дифференциация, позволяя силикат рок и органические соединения поселиться в его интерьере.[20][21] Миранда слишком мала, чтобы внутри Солнечной системы могло сохраняться какое-либо внутреннее тепло.[22] Миранда - наименее сферический из спутников Урана, его экваториальный диаметр на 3% больше его полярного диаметра. Пока что на поверхности Миранды была обнаружена только вода, хотя предполагалось, что метан, аммиак, окись углерода или азот также могут присутствовать в концентрациях 3%.[21][23] Эти объемные свойства похожи на луну Сатурна. Мимас, хотя Мимас меньше, менее плотный и более сплюснутый.[23]

Точно не установлено, каким образом такое маленькое тело, как Миранда, могло иметь достаточно внутренней энергии для создания множества геологических особенностей, видимых на его поверхности.[22] хотя в настоящее время популярная гипотеза заключается в том, что она была вызвана приливное отопление в прошлом, когда он находился в орбитальном резонансе 3: 1 с Умбриэлем.[24] Резонанс увеличил бы Миранду орбитальный эксцентриситет до 0,1, и создавалось приливное трение из-за изменения приливные силы с Урана.[25] Когда Миранда приблизилась к Урану, приливная сила увеличилась; по мере того, как он отступал, приливная сила уменьшалась, вызывая изгиб, который согрел бы внутренность Миранды на 20 К, достаточную, чтобы вызвать таяние.[16][17][25] Период приливных изгибов мог длиться до 100 миллионов лет.[25] Кроме того, если клатрат существовал внутри Миранды, как предполагалось для спутников Урана, он мог действовать как изолятор, так как он имеет более низкую проводимость, чем вода, что еще больше увеличивает температуру Миранды.[25] Возможно, Миранда когда-то находилась в орбитальном резонансе 5: 3 с Ариэлем, что также способствовало его внутреннему нагреву. Однако максимальный нагрев, связанный с резонансом с Умбриэлем, вероятно, был примерно в три раза больше.[24]

Особенности поверхности

Крупный план Верона Рупес, большой уступ на Миранде, возможно, высотой 20 км (12 миль),[11][26][27] взято Вояджер 2 в январе 1986 г.
Крупный план кольца концентрических уступов разломов вокруг Эльсинор-Корона
Три короны, изображенные на Миранде Вояджер 2
Обрыв разлома вокруг Эльсинора (вверху справа) и шевронов Инвернесс-Корона (внизу слева)

Из-за почти боковой ориентации Урана было видно только южное полушарие Миранды. Вояджер 2 когда он прибыл. Наблюдаемая поверхность имеет лоскутные участки пересеченной местности, что указывает на интенсивную геологическую активность в прошлом Миранды, и пересекается огромными каньонами, которые, как полагают, являются результатом тектоника растяжения; когда жидкая вода замерзла под поверхностью, она расширилась, в результате чего поверхностный лед раскололся, создав грабен. Каньоны составляют сотни километров в длину и десятки километров в ширину.[22] У Миранды также есть самый большой Утес в Солнечной системе - Верона Рупес, высота которой составляет 20 км (12 миль).[12] Согласно подсчетам кратеров, возраст некоторых участков Миранды, возможно, составляет менее 100 миллионов лет, в то время как в значительных регионах есть количество кратеров, указывающих на древнюю местность.[22][28]

Пока кратер подсчеты показывают, что большая часть поверхности Миранды старая, с геологической историей, аналогичной другим спутникам Урана,[22][29] Некоторые из этих кратеров особенно велики, что указывает на то, что большинство из них, должно быть, образовалось после крупного всплытия поверхности в далеком прошлом.[20] Кратеры на Миранде также имеют сглаженные края, что может быть результатом выброса или криовулканизм.[29] Температура на южном полюсе Миранды составляет примерно 85 K, температура, при которой чистый водяной лед приобретает свойства горной породы. Кроме того, криовулканический материал, ответственный за покрытие, слишком вязкий, чтобы быть чистой жидкой водой, но слишком жидким, чтобы быть твердой водой.[25][30] Скорее всего, это была вязкая, похожая на лаву смесь воды и аммиак, который замерзает при 176 K (-97 ° C), или, возможно, этиловый спирт.[22]

Наблюдаемое полушарие Миранды содержит три гигантские рифленые структуры, похожие на «беговую дорожку», которые называются короны, каждая шириной не менее 200 км (120 миль) и глубиной до 20 км (12 миль), названная Арден, Эльсинор и Инвернесс в честь мест в пьесах Шекспира. Инвернесс ниже по высоте, чем окружающая местность (хотя купола и хребты имеют сопоставимую высоту), а Эльсинор выше,[21] Относительная редкость кратеров на их поверхности означает, что они перекрывают ранее испещренную кратерами местность.[22] Короны, уникальные для Миранды, поначалу не поддавались легкому объяснению; одна ранняя гипотеза заключалась в том, что Миранда, когда-то в далеком прошлом (до любого из текущих кратеров)[21] были полностью разорваны на части, возможно, в результате сильного удара, а затем собраны в случайном беспорядке.[21][26][31] Более тяжелый материал ядра провалился сквозь кору, и короны образовались, когда вода снова замерзла.[21]

Однако в настоящее время распространена гипотеза, что они образовались через экстенсиональный процессы на вершине диапиры, или всплески теплого льда из самой Миранды.[26][31][32][33] Короны окружены кольцами концентрических разломов с таким же низким количеством кратеров, что позволяет предположить, что они сыграли роль в их формировании.[30] Если короны образовались в результате нисходящего потока в результате катастрофического разрушения, то концентрические разломы будут представлены как сжатый. Если бы они образовались в результате апвеллинга, например, в результате диапиризма, то они были бы блоками наклона экстенсионала и имели бы экстенсиональные особенности, как показывают современные данные.[32] Концентрические кольца могли образоваться по мере удаления льда от источника тепла.[34] Диапиры, возможно, изменили распределение плотности внутри Миранды, что могло бы заставить Миранду переориентироваться.[35] похоже на процесс, который, как полагают, произошел на геологически активной луне Сатурна Энцелад. Свидетельства предполагают, что переориентация могла быть такой крайней, как 60 градусов от точки к югу от Урана.[34] Положение всех корон требует приливной схемы нагрева, соответствующей твердой Миранде и отсутствию внутреннего жидкого океана.[34] С помощью компьютерного моделирования считается, что у Миранды может быть дополнительная корона на неотображаемом полушарии.[36]

Наблюдение и исследование

Приближается к 7 декабря 2007 г. равноденствие Миранда произвела короткую солнечную затмения над центром Урана.
Смоделированный на компьютере полет над Мирандой

Видимая звездная величина Миранды составляет +16,6, что делает ее невидимой для многих любительских телескопов.[37] Практически вся известная информация о его геологии и географии была получена во время облет Урана сделал Вояджер 2 25 января 1986 г.,[20] Самый близкий подход Вояджер 2 до Миранды было 29 000 км (18 000 миль) - значительно меньше, чем расстояние до всех других уранских спутников.[38] Из всех спутников Урана поверхность Миранды была наиболее видимой.[23] Команда открытия ожидала, что Миранда будет напоминать Мимаса, и обнаружила, что не может объяснить уникальную географию Луны в 24-часовом окне, прежде чем опубликовать изображения для прессы.[29] В 2017 году в рамках Десятилетний обзор планетарной науки, НАСА оценили возможность возвращения орбитального аппарата к Урану где-то в 2020-х годах.[39] Уран был предпочтительнее Нептуна из-за благоприятного расположения планет, что означало более короткое время полета.[40]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ «Миранда». Оксфордский словарь английского языка (Интернет-ред.). Издательство Оксфордского университета. (Подписка или членство участвующего учреждения требуется.)
  2. ^ Бенджамин Смит (1903) Словарь и циклопедия века
  3. ^ Журнал геофизических исследований, т. 93 (1988)
  4. ^ Робертсон (1929) Жизнь Миранды
  5. ^ Томас, П. К. (1988). «Радиусы, формы и топография спутников Урана по координатам лимба». Икар. 73 (3): 427–441. Bibcode:1988Icar ... 73..427T. Дои:10.1016/0019-1035(88)90054-1.
  6. ^ Р. А. Якобсон (2014) «Орбиты спутников и колец Урана, гравитационное поле уранской системы и ориентация полюса Урана». Астрономический журнал 148:5
  7. ^ Jacobson, R.A .; Кэмпбелл, Дж. К .; Тейлор, А. Х .; Синнотт, С. П. (июнь 1992 г.). «Массы Урана и его главных спутников из данных слежения Вояджера и данных наземных спутников Урана». Астрономический журнал. 103 (6): 2068–2078. Bibcode:1992AJ .... 103.2068J. Дои:10.1086/116211.
  8. ^ Hanel, R .; Conrath, B .; Flasar, F.M .; Kunde, V .; Maguire, W .; Pearl, J .; Pirraglia, J .; Samuelson, R .; Круикшанк, Д. (4 июля 1986 г.). «Инфракрасные наблюдения системы Урана». Наука. 233 (4759): 70–74. Bibcode:1986Sci ... 233 ... 70H. Дои:10.1126 / science.233.4759.70. PMID  17812891.
  9. ^ "Физические параметры планетарного спутника". JPL (Динамика солнечной системы). 2009-04-03. Получено 2009-08-10.
  10. ^ а б c Койпер, Г. П., Пятый спутник Урана, Публикации Тихоокеанского астрономического общества, Vol. 61, № 360, с. 129, июнь 1949 г.
  11. ^ а б Чайкин, Андрей (16.10.2001). «Рождение провокационной луны Урана до сих пор ставит в тупик ученых». space.com. Imaginova Corp., стр. 2. Получено 2007-07-23.
  12. ^ а б "Астрономическая картинка дня: 27 ноября 2016 года - Верона Рупес: самый высокий известный утес в Солнечной системе". apod.nasa.gov. Получено 2018-02-20.
  13. ^ "Телескоп Отто Струве". Обсерватория Макдональда. 2014 г.. Получено 2014-10-21.
  14. ^ С. Г. Бартон. «Имена спутников». Популярная астрономия. 54: 122.
  15. ^ Мишель Мунс и Жак Хенрард (июнь 1994 г.). «Поверхности разреза в задаче наклона Миранда-Умбриэль 3: 1». Небесная механика и динамическая астрономия. 59 (2): 129–148. Bibcode:1994CeMDA..59..129M. Дои:10.1007 / bf00692129.
  16. ^ а б Титтемор, Уильям С .; Мудрость, Джек (март 1989 г.). «Приливная эволюция спутников Урана: II. Объяснение аномально высокого наклонения орбиты Миранды». Икар. 78 (1): 63–89. Bibcode:1989Icar ... 78 ... 63T. Дои:10.1016/0019-1035(89)90070-5. HDL:1721.1/57632.CS1 maint: ref = harv (связь)
  17. ^ а б Мальхотра, Рену; Дермотт, Стэнли Ф. (июнь 1990 г.). «Роль вторичных резонансов в орбитальной истории Миранды». Икар. 85 (2): 444–480. Bibcode:1990Icar ... 85..444M. Дои:10.1016 / 0019-1035 (90) 90126-Т. ISSN  0019-1035.CS1 maint: ref = harv (связь)
  18. ^ Уильямс, доктор Дэвид Р. (23 ноября 2007 г.). "Информационный бюллетень о спутнике Урана". НАСА (Национальный центр данных по космическим наукам). Получено 2008-12-20.
  19. ^ Б. А. Смит; и другие. (4 июля 1986 г.). «Вояджер-2 в системе Урана: результаты визуализации». Наука. 233 (4759): 43–64. Bibcode:1986Наука ... 233 ... 43С. Дои:10.1126 / science.233.4759.43. PMID  17812889.
  20. ^ а б c Э. Берджесс (1988). Уран и Нептун: далекие гиганты. Издательство Колумбийского университета. ISBN  978-0231064927.
  21. ^ а б c d е ж С.К. Крофт; Л. А. Браун (1991). «Геология спутников Урана». У Джея Т. Бергстрала; Эллис Д. Майнер; Милдред Шепли Мэтьюз (ред.). Уран. Университет Аризоны Press. С. 309–319. ISBN  978-0816512089.
  22. ^ а б c d е ж грамм Линди Элкинс-Тантон (2006). Уран, Нептун, Плутон и внешняя солнечная система. Факты в файле. ISBN  978-0816051977.
  23. ^ а б c Р. Х. Браун (1990). «Физические свойства спутников Урана». У Джея Т. Бергстрала; Эллис Д. Майнер; Милдред Шепли Мэтьюз (ред.). Уран. Университет Аризоны Press. С. 513–528. ISBN  978-0816512089.
  24. ^ а б Титтемор, Уильям С .; Мудрость, Джек (июнь 1990 г.). «Приливная эволюция спутников Урана: III. Эволюция через соизмеримость среднего движения Миранда-Умбриэль 3: 1, Миранда-Ариэль 5: 3 и Ариэль-Умбриэль 2: 1» (PDF). Икар. 85 (2): 394–443. Bibcode:1990Icar ... 85..394T. Дои:10.1016 / 0019-1035 (90) 90125-С. HDL:1721.1/57632.CS1 maint: ref = harv (связь)
  25. ^ а б c d е С.К. Крофт; Р. Гринберг (1991). «Геология спутников Урана». У Джея Т. Бергстрала; Эллис Д. Майнер; Милдред Шепли Мэтьюз (ред.). Уран. Университет Аризоны Press. С. 693–735. ISBN  978-0816512089.
  26. ^ а б c Чайкин Андрей (2001-10-16). "Рождение провокационной луны Урана до сих пор вызывает недоумение ученых". Space.com. Imaginova Corp. Архивировано с оригинал на 2008-07-09. Получено 2007-12-07.
  27. ^ «PIA00044: Миранда, высокое разрешение большой ошибки». Лаборатория реактивного движения, НАСА. Получено 2007-07-23.
  28. ^ С. Дж. Деш; Дж. К. Кук; У. Хоули и Т. К. Доггетт (9 января 2007 г.). «Криовулканизм на Хароне и других объектах пояса Койпера» (PDF). Луна и планетология. XXXVIII (1338): 1901. Bibcode:2007LPI .... 38.1901D. Получено 2017-08-28.
  29. ^ а б c Шахтер, 1990, с. 309-319.
  30. ^ а б Эллис Д. Майнер (1990). Уран: планета, кольца и спутники. Э. Хорвуд. ISBN  9780139468803.
  31. ^ а б «Объяснение причудливой формы Урана и Луны Франкенштейна». space.com. Получено 2017-08-28.
  32. ^ а б Паппалардо, Роберт Т .; Рейнольдс, Стивен Дж .; Грили, Рональд (1997-06-25). «Расширяющиеся блоки наклона на Миранде: свидетельство восходящего происхождения Арден Корона». Журнал геофизических исследований. 102 (E6): 13, 369–13, 380. Bibcode:1997JGR ... 10213369P. Дои:10.1029 / 97JE00802.
  33. ^ «Уран Миранда - учите астрономии». m.teachastronomy.com. Архивировано из оригинал на 2014-10-15. Получено 2017-08-28.
  34. ^ а б c Хаммонд, Ноа П .; Барр, Эми С. (сентябрь 2014 г.). «Глобальное всплытие спутника Урана Миранды конвекцией». Геология. 42 (11): 931–934. Bibcode:2014Гео .... 42..931H. Дои:10.1130 / G36124.1.
  35. ^ Паппалардо, Роберт Т .; Грили, Рональд (1993). «Структурные свидетельства переориентации Миранды на палеополе». In Lunar and Planetary Inst., Двадцать четвертая конференция по лунным и планетарным наукам. Часть 3: N-Z. С. 1111–1112. Bibcode:1993ЛПИ .... 24.1111П.
  36. ^ Чой, Чарльз К. «Объяснение причудливой формы Урана и Луны Франкенштейна». space.com. space.com. Получено 2015-11-27.
  37. ^ Дуг Скобель (2005). "Наблюдайте за внешними планетами!". Мичиганский университет. Получено 2014-10-24.
  38. ^ Стоун, Э. К. (30 декабря 1987 г.). "Вояджер-2: встреча с Ураном" (PDF). Журнал геофизических исследований. 92 (A13): 14, 873–14, 876. Bibcode:1987JGR .... 9214873S. Дои:10.1029 / JA092iA13p14873.CS1 maint: ref = harv (связь)
  39. ^ Перспектива и путешествия планетарной науки на десятилетие 2013–2022 гг. В архиве 2012-09-02 в Wayback Machine
  40. ^ Возвращение к ледяным гигантам: исследование НАСА рассматривает миссии Урана и Нептуна. Джейсон Дэвис. Планетарное общество. 21 июня 2017.

внешняя ссылка