Титания (луна) - Titania (moon)

Не путать с Титан (луна).
Эта статья о спутнике Урана. О персонаже пьесы Уильяма Шекспира «Сон в летнюю ночь» см. Титания.
Титания
Круглое сферическое тело почти полностью освещено. Поверхность имеет пестрый вид с яркими пятнами на относительно темном фоне. Терминатор находится у правого края. У терминатора в верхней половине изображения виден большой кратер. На дне виден еще один яркий кратер. Большой каньон тянется от темноты в правом нижнем углу к видимому центру тела.
Вояджер 2 изображение южного полушария Титании[подпись 1]
Открытие
ОбнаружилУильям Гершель
Дата открытия11 января 1787 г.[1]
Обозначения
Обозначение
Уран III
Произношение/тɪˈтɑːпяə/[2]
ПрилагательныеТитаниан /тɪˈтɑːпяəп/[3][а]
Орбитальные характеристики
435910 км[4]
Эксцентриситет0.0011[4]
8.706234 d[4]
3,64 км / с[b]
Наклон0.340° (к экватору Урана)[4]
СпутникУран
Физические характеристики
Средний радиус
788.4±0.6 км (0,1235 Земли)[5]
7820000 км2[c]
Объем2065000000 км3[d]
Масса(3.400±0.061)×1021 кг[6]
Иметь в виду плотность
1.711±0,005 г / см³[5]
0.379 м / с²[e]
0,773 км / с[f]
предполагаемый синхронный[7]
Альбедо
  • 0,35 (геометрический)
  • 0,17 (облигация)[8]
Поверхность темп.миниметь в видуМаксимум
солнцестояние[5]60 К70 ± 7 K89 К
13.9[9]
Атмосфера
Поверхность давление
<1–2 мПа (10–20 nbar )
Состав по объему

Титания (/тɪˈтɑːпяə/), также обозначенный Уран III, является самым большим из спутники Урана и восьмая по величине луна в Солнечная система в диаметре 1578 километров (981 миль). Обнаружил Уильям Гершель в 1787 году Титания названа в честь королева фей в шекспировском Сон в летнюю ночь. Его орбита находится внутри Уран с магнитосфера.

Титания состоит из примерно равного количества льда и камень, и, вероятно, дифференцируется на скалистый основной и ледяной мантия. Слой жидкой воды может присутствовать на граница ядро ​​– мантия. Поверхность Титании, которая относительно темная и имеет слегка красный цвет, похоже, сформировалась как в результате ударов, так и эндогенный процессы. Он покрыт многочисленными ударные кратеры достигая 326 километров (203 миль) в диаметре, но менее сильно покрыт кратерами, чем Оберон, самый дальний из пяти больших спутников Урана. Вероятно, на Титании произошло раннее эндогенное изменение поверхности, которое стерло ее старую, сильно изрезанную кратерами поверхность. Поверхность Титании прорезана системой огромных каньоны и уступы, результат расширения его интерьера на более поздних этапах его эволюции. Как и все крупные спутники Урана, Титания, вероятно, образовалась из аккреционный диск которые окружали планету сразу после ее образования.

Инфракрасный спектроскопия, проведенная с 2001 по 2005 гг., показала наличие воды лед а также замороженные углекислый газ на поверхности Титании, что, в свою очередь, предполагает, что на Луне может присутствовать слабый углекислый газ. атмосфера с поверхностным давлением около 10 нанопаскалей (10−13 бар). Измерения во время затмения Титанией звезда установите верхний предел поверхностного давления любой возможной атмосферы на уровне 1–2 мПа (10–20 нбар).

Система Урана была изучена вблизи только однажды, космическим кораблем. Вояджер 2 в январе 1986 года. Было сделано несколько снимков Титании, которые позволили нанести на карту около 40% ее поверхности.

История

Титания была открыта Уильямом Гершелем 11 января 1787 года, в тот же день, когда он открыл вторую по величине луну Урана, Оберон.[1][10] Позже он сообщил об открытии еще четырех спутников,[11] хотя впоследствии они были признаны ложными.[12] В течение почти пятидесяти лет после их открытия Титания и Оберон не наблюдались никаким другим инструментом, кроме Уильяма Гершеля,[13] хотя луну видно из земной шар с современным любительским телескопом высокого класса.[9]

Сравнение размеров земной шар, то Луна, и Титания.

Все спутники Урана названы в честь персонажей, созданных Уильям Шекспир или же Александр Поуп. Название Титания было взято из королева фей в Сон в летнюю ночь.[14] Имена всех четырех известных тогда спутников Урана были предложены сыном Гершеля. Джон в 1852 г. по просьбе Уильям Лассел,[15] кто открыл две другие луны, Ариэль и Умбриэль, год до.[16]

Первоначально Титания называлась «первым спутником Урана», а в 1848 году получила такое обозначение. Уран I Уильям Лассел,[17] хотя иногда он использовал нумерацию Уильяма Гершеля (где Титания и Оберон - II и IV).[18] В 1851 году Лассел пронумеровал все четыре известных спутника в порядке их удаленности от планеты. римские цифры, и с тех пор Титания получила обозначение Уран III.[19]

Имя персонажа Шекспира произносится /тɪˈтeɪпjə/, но луна часто произносится /таɪˈтeɪпяə/, по аналогии с привычным химическим элементом титан.[20] Форма прилагательного, Титаниан, является омонимом луны Сатурна Титан. Название Титания имеет древнегреческое происхождение, что означает «Дочь Титанов».

Орбита

Титания вращается вокруг Урана на расстоянии около 436 000 километров (271 000 миль), занимая второе место по удаленности от планеты среди пяти ее главных спутников.[грамм] На орбите Титании есть небольшой эксцентриситет и является склонный очень мало по сравнению с экватор Урана.[4] Его орбитальный период составляет около 8,7 дней, что совпадает с его период вращения. Другими словами, Титания - это синхронный или же приливно заблокирован спутник, одно лицо которого всегда направлено на планету.[7]

Орбита Титании полностью лежит внутри Урана. магнитосфера.[21] Это важно, потому что задние полусферы спутников, вращающихся внутри магнитосферы, поражаются магнитосферной плазмой, которая вращается вместе с планетой.[22] Эта бомбардировка может привести к потемнению задних полушарий, что на самом деле наблюдается для всех спутников Урана, кроме Оберона (см. Ниже).[21]

Поскольку Уран вращается вокруг Солнца почти на своей стороне, а его спутники вращаются в экваториальной плоскости планеты, они (включая Титанию) подвержены экстремальному сезонному циклу. И северный, и южный полюса провести 42 года в полной темноте и еще 42 года в непрерывном солнечном свете, когда солнце встает близко к зенит над одним из полюсов на каждом солнцестояние.[21] В Вояджер 2 Пролет совпал с летним солнцестоянием в южном полушарии 1986 года, когда было освещено почти все южное полушарие. Раз в 42 года, когда Уран равноденствие и его экваториальная плоскость пересекает Землю, взаимное затмения спутников Урана становятся возможными. В 2007–2008 гг. Наблюдалось несколько таких событий, в том числе два затмения Титании Умбриэлем 15 августа и 8 декабря 2007 г.[23][24]

Состав и внутреннее устройство

Круглое сферическое тело с освещенной левой половиной. Поверхность имеет пестрый вид с яркими пятнами на относительно темном фоне. Терминатор находится немного правее от центра и проходит сверху вниз. У терминатора в верхней половине снимка виден большой кратер с центральной ямой. Еще один яркий кратер можно увидеть на дне, пересеченном каньоном. Второй большой каньон проходит от темноты в правом нижнем углу до видимого центра тела.
Вояджер 2 'На снимке Титании в высоком разрешении показаны равнины с умеренными кратерами, огромные трещины и долго уступы. Внизу, область более гладких равнин, включая кратер. Урсула разделен грабеном Бельмонт Часма.

Титания - самая большая и массивная луна Урана и восьмая по величине луна в Солнечной системе.[час] Его плотность 1,71 г / см³,[26] что намного выше, чем типичная плотность спутников Сатурна, указывает на то, что он состоит из примерно равных пропорций водяного льда и плотных не ледяных компонентов;[27] последнее могло быть сделано из камень и углеродистый материал в том числе тяжелый органические соединения.[7] Наличие водяного льда подтверждается инфракрасный спектроскопический наблюдения 2001–2005 гг., которые выявили кристаллический водяной лед на поверхности Луны.[21] Ледяная вода полосы поглощения в ведущем полушарии Титании немного сильнее, чем в заднем. Это противоположно тому, что наблюдается на Обероне, где заднее полушарие демонстрирует более сильные следы водяного льда.[21] Причина этой асимметрии неизвестна, но она может быть связана с бомбардировкой заряженными частицами из магнитосфера Урана, которая сильнее на задней полусфере (из-за совместного вращения плазмы).[21] Энергичные частицы стремятся брызгать водяной лед, разложить метан в ловушке льда как клатрат гидрат и затемнить другие органические вещества, оставив темный, богатый углеродом остаток позади.[21]

За исключением воды, единственным другим соединением, идентифицированным на поверхности Титании с помощью инфракрасной спектроскопии, является углекислый газ, которая сосредоточена в основном на заднем полушарии.[21] Происхождение углекислого газа до конца не выяснено. Это может быть произведено на месте из карбонаты или органических материалов под воздействием солнечного ультрафиолетовый излучение или энергичные заряженные частицы, исходящие из магнитосферы Урана. Последний процесс мог бы объяснить асимметрию в его распределении, потому что заднее полушарие подвержено более интенсивному магнитосферному влиянию, чем ведущее полушарие. Другой возможный источник - это дегазация из изначальный CO2 в ловушке водяного льда внутри Титании. Побег CO2 изнутри может быть связано с прошлой геологической активностью на этой луне.[21]

Титанию можно отличить от скалистой основной окруженный ледяной мантия.[27] Если это так, то радиус ядра 520 километров (320 миль) составляет около 66% радиуса Луны, а его масса составляет около 58% массы Луны - пропорции продиктованы составом Луны. Давление в центре Титании около 0,58ГПа (5.8 кбар ).[27] Текущее состояние ледяной мантии неясно. Если во льду достаточно аммиака или другого антифриз, Титания может иметь подземный океан на границе ядро ​​– мантия. Толщина этого океана, если он существует, составляет до 50 километров (31 миль), а его температура составляет около 190.K.[27] Однако нынешняя внутренняя структура Титании сильно зависит от ее термической истории, которая малоизвестна.

Особенности поверхности

Титания с обозначенными элементами поверхности. Южный полюс расположен недалеко от неопознанного яркого кратера ниже и слева от кратера Джессика.

Среди лун Урана Титания занимает промежуточное положение по яркости между темным Обероном и Умбриэлем и ярким Ариэлем и Миранда.[8] Его поверхность показывает сильную всплеск оппозиции: его отражательная способность уменьшается с 35% при фазовом угле 0 ° (геометрическое альбедо ) до 25% под углом около 1 °. Титания имеет относительно низкую Связанное альбедо около 17%.[8] Его поверхность обычно слегка красного цвета, но менее красного, чем у Оберон.[28] Однако свежие ударные отложения более голубые, а гладкие равнины, расположенные в ведущем полушарии вблизи Кратер Урсула а по некоторым грабенам несколько краснее.[28][29] Может быть асимметрия между ведущим и задним полушариями;[30] первые кажутся краснее вторых на 8%.[я] Однако это различие связано с ровными равнинами и может быть случайным.[28] Покраснение поверхностей, вероятно, связано с космическое выветривание вызванные бомбардировкой заряженными частицами и микрометеориты старше возраста Солнечная система.[28] Однако цветовая асимметрия Титании, скорее всего, связана с аккрецией красноватого материала, поступающего из внешних частей Уранской системы, возможно, от нерегулярные спутники, которые будут откладываться преимущественно в ведущем полушарии.[30]

Ученые выделили три класса геологических объектов на Титании: кратеры, пропасть (каньоны ) и рупии (уступы ).[31] Поверхность Титании менее покрыта кратерами, чем поверхности Оберона или Умбриэля, что означает, что поверхность намного моложе.[29] Диаметр кратера достигает 326 километров для самого большого известного кратера, Гертруда[32] (может быть и деградированный бассейн примерно такого же размера).[29] Некоторые кратеры (например, Урсула и Джессика ) окружены яркими ударными выбросами (лучи ) состоящий из относительно свежего льда.[7] Все большие кратеры на Титании имеют плоское дно и центральные вершины. Единственное исключение - Урсула, у которой в центре есть яма.[29] К западу от Гертруды есть область с неправильным рельефом, так называемая «безымянная впадина», которая может быть еще одним сильно деградировавшим ударным бассейном диаметром около 330 километров (210 миль).[29]

Поверхность Титании пересекается системой огромных недостатки, или уступы. В некоторых местах два параллельных уступа отмечают углубления в коре спутника,[7] формирование грабенс, которые иногда называют каньонами.[33] Самым выдающимся среди каньонов Титании является Мессина Часма, который тянется примерно на 1500 километров (930 миль) от экватора почти до южного полюса.[31] Грабены на Титании имеют ширину 20–50 километров (12–31 миль) и рельеф около 2–5 км.[7] Отступы, не относящиеся к каньонам, называются рупами, например Rousillon Rupes возле кратера Урсула.[31] Области вдоль некоторых уступов и возле Урсулы кажутся гладкими на Вояджерразрешение изображения. Эти гладкие равнины, вероятно, вновь появились позже в геологической истории Титании, после того, как образовалось большинство кратеров. Восстановление поверхности могло быть эндогенным по своей природе, включая выброс жидкого материала изнутри (криовулканизм ), или, альтернативно, это может быть связано с гашением ударного выброса из близлежащих крупных кратеров.[29] Грабены, вероятно, являются самыми молодыми геологическими образованиями на Титании - они прорезают все кратеры и даже гладкие равнины.[33]

На геологию Титании повлияли две конкурирующие силы: кратер от удара формирование и эндогенная шлифовка.[33] Первые действовали на протяжении всей истории Луны и влияли на все поверхности. Последние процессы также носили глобальный характер, но были активны в основном в течение периода после образования Луны.[29] Они стерли первоначальный сильно изрезанный кратерами ландшафт, объясняя относительно небольшое количество ударных кратеров на современной поверхности Луны.[7] Дополнительные эпизоды шлифовки могли произойти позже и привести к образованию гладких равнин.[7] В качестве альтернативы, гладкие равнины могут быть покровами близлежащих ударных кратеров.[33] Самые последние эндогенные процессы были в основном тектонический в природе и вызвали образование каньонов, которые на самом деле представляют собой гигантские трещины в ледяной корке.[33] Растрескивание коры было вызвано глобальным расширением Титании примерно на 0,7%.[33]

Правая половина круглого сферического тела с подсветкой. Терминатор проходит по правому краю. На терминаторе в верхней половине изображения виден большой кратер с центральной ямой. Большой каньон тянется от темноты в правом нижнем углу к видимому центру тела.
Мессина Часма - большой каньон на Титании.
Названные элементы поверхности на Титании[31]
ОсобенностьНазванный в честьТипДлина (диаметр), кмКоординаты
Бельмонт ЧасмаБельмонт, Италия (Венецианский купец )Chasma2388 ° 30 'ю.ш. 32 ° 36'E / 8,5 ° ю.ш. 32,6 ° в.д. / -8.5; 32.6
Мессина ЧасматаМессина, Италия (Много шума из ничего )1,49233 ° 18' ю.ш. 335 ° 00'E / 33,3 ° ю.ш. 335 ° в.д. / -33.3; 335
Rousillon RupesРуссильон, Франция (Все хорошо, что хорошо кончается )Rupes40214 ° 42' ю.ш. 23 ° 30'E / 14,7 ° ю.ш. 23,5 ° в.д. / -14.7; 23.5
АдрианаАдриана (Комедия ошибок )Кратер5020 ° 06 ′ ю.ш. 3 ° 54'E / 20,1 ° ю. Ш. 3,9 ° в. / -20.1; 3.9
BonaБона (Генрих VI, часть 3 )5155 ° 48' ю.ш. 351 ° 12'E / 55,8 ° ю.ш. 351,2 ° в.д. / -55.8; 351.2
КальфурнияКальпурния Писонис (Юлий Цезарь )10042 ° 24' ю.ш. 291 ° 24'E / 42,4 ° ю. Ш. 291,4 ° в. / -42.4; 291.4 (Кратер Кальфурнии)
ЭлинорЭлеонора Аквитанская (Жизнь и смерть короля Иоанна )7444 ° 48' ю.ш. 333 ° 36'E / 44,8 ° ю.ш. 333,6 ° в.д. / -44.8; 333.6
ГертрудаГертруда (Гамлет )32615 ° 48' ю.ш. 287 ° 06'E / 15,8 ° ю.ш. 287,1 ° в.д. / -15.8; 287.1
ИмодженИмоджен (Цимбелин )2823 ° 48' ю.ш. 321 ° 12'E / 23,8 ° ю.ш. 321,2 ° в.д. / -23.8; 321.2
ИрасИрас (Антоний и Клеопатра )3319 ° 12 ′ ю.ш. 338 ° 48'E / 19,2 ° ю. Ш. 338,8 ° в. / -19.2; 338.8
ДжессикаДжессика (Венецианский купец)6455 ° 18 'ю.ш. 285 ° 54'E / 55,3 ° ю. Ш. 285,9 ° в. / -55.3; 285.9
КэтринКатерина (Генрих VIII )7551 ° 12' ю.ш. 331 ° 54'E / 51,2 ° ю.ш. 331,9 ° в.д. / -51.2; 331.9
ЛюсеттаЛюсетта (Два джентльмена из Вероны )5814 ° 42' ю.ш. 277 ° 06'E / 14,7 ° ю.ш. 277,1 ° в.д. / -14.7; 277.1
МаринаМарина (Перикл, принц Тира )4015 ° 30' ю.ш. 316 ° 00'E / 15,5 ° ю.ш. 316 ° в.д. / -15.5; 316
МопсаМопса (Зимняя сказка )10111 ° 54' ю.ш. 302 ° 12'E / 11,9 ° ю.ш.302,2 ° в. / -11.9; 302.2
ФринияФриния (Тимон Афинский )3524 ° 18' ю.ш. 309 ° 12'E / 24,3 ° ю. Ш. 309,2 ° в. / -24.3; 309.2
УрсулаУрсула (Много шума из ничего)13512 ° 24' ю.ш. 45 ° 12'E / 12,4 ° ю.ш.45,2 ° в. / -12.4; 45.2
ВалерияВалерия (Кориолан )5934 ° 30' ю.ш. 4 ° 12'E / 34,5 ° ю. Ш. 4,2 ° в. / -34.5; 4.2
Элементы поверхности на Титании названы в честь женских персонажей из произведений Шекспира.[34]

Атмосфера

Присутствие углекислого газа на поверхности предполагает, что Титания может иметь разреженную сезонную атмосферу CO.2, как и луна Юпитера Каллисто.[j][5] Другие газы, например азот или же метан, вряд ли будут присутствовать, потому что слабая гравитация Титании не могла помешать им уйти в космос. На максимальной температуре, достижимой во время Титании. летнее солнцестояние (89 К), давление газа диоксида углерода составляет около 300 мкПа (3 нбар).[5]

8 сентября 2001 года, Титания скрытый яркая звезда (HIP 106829 ) с видимая величина 7,2; это была возможность как уточнить диаметр Титании, так и эфемериды и для обнаружения любой сохранившейся атмосферы. Данные показали отсутствие атмосферы при давлении на поверхности 1-2 мПа (10-20 нбар); если он существует, он должен быть намного тоньше, чем у Тритон или же Плутон.[5] Этот верхний предел все еще в несколько раз превышает максимально возможное давление углекислого газа на поверхности, что означает, что измерения практически не накладывают ограничений на параметры атмосферы.[5]

Необычная геометрия системы Урана заставляет полюса лун получать больше солнечная энергия чем их экваториальные районы.[21] Поскольку давление паров CO2 является крутой функцией температуры,[5] это может привести к накоплению углекислого газа в низкоширотных регионах Титании, где он может стабильно существовать на участках с высоким альбедо и затененных участках поверхности в виде льда. Летом, когда полярные температуры достигают 85–90 К,[5][21] углекислый газ сублимирует и мигрирует к противоположному полюсу и в экваториальные районы, создавая тип цикл углерода. Накопленный лед углекислого газа может быть удален из холодных ловушек с помощью частиц магнитосферы, которые разбрызгивают его с поверхности. Считается, что Титания потеряла значительное количество углекислого газа с момента своего образования 4,6 миллиарда лет назад.[21]

Происхождение и эволюция

Считается, что Титания образовалась из аккреционный диск или субнебула; диск из газа и пыли, который либо существовал вокруг Урана в течение некоторого времени после его образования, либо был создан гигантским ударом, который, скорее всего, дал Урану его большой наклонность.[35] Точный состав субнебулы неизвестен; однако относительно высокая плотность Титании и других спутников Урана по сравнению с спутники Сатурна указывает на то, что он мог быть относительно бедным водой.[k][7] Значительное количество азот и углерод возможно, присутствовал в виде монооксид углерода и н2 вместо аммиак и метан.[35] Луны, образовавшиеся в такой субтуманности, будут содержать меньше водяного льда (с CO и N2 в ловушке как клатрат) и больше горных пород, что объясняет их более высокую плотность.[7]

Возникновение Титании, вероятно, длилось несколько тысяч лет.[35] Удары, сопровождавшие аккрецию, вызвали нагрев внешнего слоя Луны.[36] Максимальная температура около 250 К (-23 ° C) была достигнута на глубине около 60 километров (37 миль).[36] После окончания формирования подповерхностный слой охладился, а внутренняя часть Титании нагрелась из-за распада радиоактивные элементы присутствует в его породах.[7] Охлаждающий приповерхностный слой сузился, а внутренний расширился. Это вызвало сильные растягивающие напряжения в коре луны приводит к растрескиванию. Некоторые из современных каньонов могут быть результатом этого. Процесс длился около 200 миллионов лет,[37] подразумевая, что любая эндогенная активность прекратилась миллиарды лет назад.[7]

Начальный аккреционный нагрев вместе с продолжающимся распадом радиоактивных элементов, вероятно, были достаточно сильными, чтобы растопить лед, если бы какой-нибудь антифриз, такой как аммиак (в виде гидрат аммиака ) или соль присутствовал.[36] Дальнейшее таяние могло привести к отделению льда от горных пород и образованию скального ядра, окруженного ледяной мантией. Слой жидкой воды (океан), богатый растворенным аммиаком, мог образоваться на границе ядро ​​– мантия.[27] В эвтектическая температура этой смеси составляет 176 К (-97 ° С).[27] Если бы температура упала ниже этого значения, океан впоследствии замерз бы. Замерзание воды привело бы к расширению внутреннего пространства, что могло быть причиной образования большинства каньонов.[29] Однако современные знания о геологической эволюции Титании весьма ограничены.

Исследование

Основная статья: Исследование Урана

До сих пор единственные изображения Титании крупным планом были получены с Вояджер 2 зонд, сфотографировавший Луну во время пролета мимо Урана в январе 1986 года. Вояджер 2 а Титания была всего лишь 365 200 км (226 900 миль),[38] лучшие изображения этой луны имеют пространственное разрешение около 3,4 км (только Миранда и Ариэль были сфотографированы с лучшим разрешением).[29] Изображения покрывают около 40% поверхности, но только 24% были сфотографированы с точностью, необходимой для геологическое картирование. Во время пролета южное полушарие Титании (как и другие луны) было направлено в сторону солнце, поэтому северное (темное) полушарие исследовать не удалось.[7]

Ни один другой космический корабль никогда не посещал систему Урана или Титанию, и в настоящее время не планируется никаких миссий. Одна возможность, теперь отброшен, должен был отправить Кассини от Сатурна до Урана в расширенной миссии. Другой предложенной концепцией миссии была Орбитальный аппарат и зонд Урана концепция, оцененная примерно в 2010 году. Уран также был исследован как часть одной траектории для предшествующей концепции межзвездного зонда, Инновационный межзвездный исследователь.

Орбитальный аппарат Урана[39] был указан как третий приоритет для НАСА Флагманская миссия НАСА Десятилетний обзор планетарной науки, и концептуальные проекты для такой миссии в настоящее время анализируются.[40]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Вдоль терминатора видны крупнейшие известные спутники Луны. кратер от удара, Гертруда, вверху справа и несколько огромных каньоноподобных грабенс (в Мессина Часмата над, Бельмонт Часма внизу) в правом нижнем углу.
  1. ^ Написано так же, как и прилагательная форма луны Сатурна. Титан, но произносится иначе.
  2. ^ Рассчитано на основе других параметров.
  3. ^ Площадь поверхности, полученная из радиуса р : 4πр².
  4. ^ Объем v полученный из радиуса р : 4πр³/3.
  5. ^ Поверхностная сила тяжести, полученная из массы м, то гравитационная постоянная грамм и радиус р : Гм / г².
  6. ^ Скорость убегания, полученная из массы м, то гравитационная постоянная грамм и радиус р : √2 г / м.
  7. ^ Пять главных спутников Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания и Оберон.
  8. ^ Семь лун массивнее Титании Ганимед, Титан, Каллисто, Ио, Земли Луна, Европа, и Тритон.[25]
  9. ^ Цвет определяется соотношением альбедо при просмотре через зеленый (0,52–0,59 мкм) и фиолетовый (0,38–0,45 мкм) фильтры Voyager.[28][30]
  10. ^ Парциальное давление CO2 на поверхности Каллисто составляет около 10 нПа (10 пбар).
  11. ^ Например, Тетис, спутник Сатурна, имеет плотность 0,97 г / см³, что означает, что он содержит более 90% воды.[21]

Рекомендации

  1. ^ а б Гершель, В.С. (1787). "Отчет об открытии двух спутников, вращающихся вокруг планеты Грузия". Философские труды Лондонского королевского общества. 77: 125–129. Дои:10.1098 / рстл.1787.0016. JSTOR  106717.
  2. ^ "Титания". Лексико Британский словарь. Oxford University Press. Lexico / OED. Только первое произношение используется в Сон в летнюю ночь, например Общество звукозаписи Шекспира (1995) Буря (аудио компакт-диск)
  3. ^ Льюис (2002) Энтони Берджесс: биография, п. 387
  4. ^ а б c d е «Средние орбитальные параметры планетарных спутников». Лаборатория реактивного движения, Калифорнийский технологический институт. Получено 2009-10-06.
  5. ^ а б c d е ж грамм час я Widemann, T .; Sicardy, B .; Dusser, R .; Martinez, C .; Beisker, W .; Bredner, E .; Dunham, D .; Maley, P .; Lellouch, E .; Arlot, J. -E .; Berthier, J .; Colas, F .; Hubbard, W. B .; Hill, R .; Lecacheux, J .; Lecampion, J. -F .; Pau, S .; Rapaport, M .; Roques, F .; Thuillot, W .; Hills, C. R .; Elliott, A.J .; Miles, R .; Platt, T .; Cremaschini, C .; Dubreuil, P .; Cavadore, C .; Demeautis, C .; Henriquet, P .; и другие. (Февраль 2009 г.). «Радиус Титании и верхний предел ее атмосферы от звездного затмения 8 сентября 2001 года» (PDF). Икар. 199 (2): 458–476. Bibcode:2009Icar..199..458W. Дои:10.1016 / j.icarus.2008.09.011.
  6. ^ Р. А. Якобсон (2014) «Орбиты спутников и колец Урана, гравитационное поле уранской системы и ориентация полюса Урана». Астрономический журнал 148:5
  7. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м Smith, B.A .; Содерблом, Л. А .; Beebe, A .; Bliss, D .; Boyce, J.M .; Brahic, A .; Бриггс, Г. А .; Brown, R.H .; Коллинз, С. А. (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.
  8. ^ а б c Каркошка, Эрих (2001). "Комплексная фотометрия колец и 16 спутников Урана с помощью космического телескопа Хаббла". Икар. 151 (1): 51–68. Bibcode:2001Icar..151 ... 51K. Дои:10.1006 / icar.2001.6596.
  9. ^ а б Ньютон, Билл; Тис, Филипп (1995). Руководство по любительской астрономии. Издательство Кембриджского университета. п. 109. ISBN  978-0-521-44492-7.
  10. ^ Гершель, В.С. (1 января 1788 г.). «О планете Грузия и ее спутниках». Философские труды Лондонского королевского общества. 78: 364–378. Bibcode:1788RSPT ... 78..364H. Дои:10.1098 / рстл.1788.0024.
  11. ^ Гершель, Уильям старший (1 января 1798 г.). «Об открытии четырех дополнительных спутников Георгия Сидуса. Объявлено ретроградное движение его старых спутников; и объяснена причина их исчезновения на определенных расстояниях от планеты» (PDF). Философские труды Лондонского королевского общества. 88: 47–79. Bibcode:1798RSPT ... 88 ... 47H. Дои:10.1098 / рстл.1798.0005.
  12. ^ Струве, О. (1848). «Записка о спутниках Урана». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 8 (3): 44–47. Bibcode:1848МНРАС ... 8 ... 43Л. Дои:10.1093 / мнрас / 8.3.43.
  13. ^ Гершель, Джон (Март 1834 г.). «По спутникам Урана». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 3 (5): 35–36. Bibcode:1834МНРАС ... 3 ... 35Н. Дои:10.1093 / мнрас / 3.5.35.
  14. ^ Койпер, Г. П. (1949). «Пятый спутник Урана». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 61 (360): 129. Bibcode:1949 ПАСП ... 61..129К. Дои:10.1086/126146.
  15. ^ Лассел, В. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten (на немецком). 34: 325. Bibcode:1852AN ..... 34..325.
  16. ^ Лассел, В. (1851). «О внутренних спутниках Урана». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 12: 15–17. Bibcode:1851МНРАС..12 ... 15Л. Дои:10.1093 / mnras / 12.1.15.
  17. ^ Лассел, В. (1848). «Наблюдения за спутниками Урана». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 8 (3): 43–44. Bibcode:1848МНРАС ... 8 ... 43Л. Дои:10.1093 / мнрас / 8.3.43.
  18. ^ Лассел, В. (1850). «Яркие спутники Урана». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 10 (6): 135. Bibcode:1850МНРАС..10..135Л. Дои:10.1093 / mnras / 10.6.135.
  19. ^ Лассел, Уильям (Декабрь 1851 г.). «Письмо Уильяма Лассела, эсквайра, редактору». Астрономический журнал. 2 (33): 70. Bibcode:1851AJ ...... 2 ... 70L. Дои:10.1086/100198.
  20. ^ "Merriam-Webster online словарь: титания". Мерриам-Вебстер. 2009 г.. Получено 2009-09-26.
  21. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м Grundy, W. M .; Янг, Л. А .; Spencer, J. R .; Johnson, R.E .; Янг, Э. Ф .; Буйе, М. В. (октябрь 2006 г.). "Распределения H2O и CO2 льды на Ариэле, Умбриэле, Титании и Обероне из наблюдений IRTF / SpeX ". Икар. 184 (2): 543–555. arXiv:0704.1525. Bibcode:2006Icar..184..543G. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.04.016.
  22. ^ Несс, Норман Ф .; Акуна, Марио Х .; Behannon, Kenneth W .; Бурлага, Леонард Ф .; Коннерни, Джон Э. П .; Леппинг, Рональд П .; Нойбауэр, Фриц М. (июль 1986 г.). «Магнитные поля на Уране». Наука. 233 (4759): 85–89. Bibcode:1986Наука ... 233 ... 85N. Дои:10.1126 / science.233.4759.85. PMID  17812894.
  23. ^ Miller, C .; Чановер, Н. Дж. (Март 2009 г.). «Определение динамических параметров затмений Титании и Ариэля в августе 2007 года Умбриэлем». Икар. 200 (1): 343–346. Bibcode:2009Icar..200..343M. Дои:10.1016 / j.icarus.2008.12.010.
  24. ^ Arlot, J. -E .; Dumas, C .; Сикарди, Б. (декабрь 2008 г.). «Наблюдение затмения U-3 Titania U-2 Umbriel 8 декабря 2007 г. с помощью ESO-VLT». Астрономия и астрофизика. 492 (2): 599–602. Bibcode:2008A & A ... 492..599A. Дои:10.1051/0004-6361:200810134.
  25. ^ "Физические параметры планетарного спутника". Лаборатория реактивного движения (динамика солнечной системы). Получено 2009-05-28.
  26. ^ 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.
  27. ^ а б c d е ж Хусманн, Хауке; Золь, Франк; Спон, Тилман (ноябрь 2006 г.). «Подповерхностные океаны и глубокие недра средних размеров спутников внешних планет и крупных транснептуновых объектов». Икар. 185 (1): 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.06.005.
  28. ^ а б c d е Bell III, J.F .; МакКорд, Т. Б. (1991). Поиск спектральных единиц на спутниках Урана по изображениям цветового соотношения. Конференция по лунным и планетарным наукам, 21, 12–16 марта 1990 г. Хьюстон, Техас, США: Институт лунных и планетарных наук. С. 473–489. Bibcode:1991LPSC ... 21..473B.
  29. ^ а б c d е ж грамм час я Плеща, Дж. Б. (30 декабря 1987 г.). «История образования кратеров спутников Урана: Умбриэль, Титания и Оберон». Журнал геофизических исследований. 92 (A13): 14, 918–14, 932. Bibcode:1987JGR .... 9214918P. Дои:10.1029 / JA092iA13p14918. ISSN  0148-0227.
  30. ^ а б c Буратти, Бонни Дж .; Мошер, Джоэл А. (март 1991 г.). «Сравнительные глобальные альбедо и цветные карты спутников Урана». Икар. 90 (1): 1–13. Bibcode:1991Icar ... 90 .... 1B. Дои:10.1016 / 0019-1035 (91) 90064-Z. ISSN  0019-1035.
  31. ^ а б c d USGS /IAU. «Содержание номенклатуры Титании». Газетир планетарной номенклатуры. USGS Astrogeology. Получено 2012-02-23.
  32. ^ USGS /IAU (1 октября 2006 г.). "Гертруда на Титании". Газетир планетарной номенклатуры. USGS Astrogeology. Архивировано из оригинал на 2012-05-27. Получено 2012-02-23.
  33. ^ а б c d е ж Крофт, С. К. (1989). Новые геологические карты спутников Урана Титания, Оберон, Умбриэль и Миранда. Труды лунных и планетарных наук. 20. Институт лунных и планетарных наук, Хьюстон. п. 205C. Bibcode:1989LPI .... 20..205C.
  34. ^ Strobell, M.E .; Масурский, Х. (1987). «Новые объекты, названные на Луне и спутниках Урана». Тезисы докладов конференции по изучению луны и планет. 18: 964–65. Bibcode:1987ЛПИ .... 18..964С.
  35. ^ а б c Мусис, О. (2004). «Моделирование термодинамических условий в субтуманности Урана - последствия для регулярного состава спутников». Астрономия и астрофизика. 413: 373–380. Bibcode:2004A&A ... 413..373M. Дои:10.1051/0004-6361:20031515.
  36. ^ а б c Squyres, S.W .; Рейнольдс, Рэй Т .; Саммерс, Одри Л .; Шунг, Феликс (1988). «Аккреционный нагрев спутников Сатурна и Урана». Журнал геофизических исследований. 93 (B8): 8779–8794. Bibcode:1988JGR .... 93.8779S. Дои:10.1029 / JB093iB08p08779. HDL:2060/19870013922.
  37. ^ Хиллер, Джон; Сквайрс, Стивен В. (август 1991 г.). «Тектоника тепловых напряжений на спутниках Сатурна и Урана». Журнал геофизических исследований. 96 (E1): 15, 665–15, 674. Bibcode:1991JGR .... 9615665H. Дои:10.1029 / 91JE01401.
  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. ISSN  0148-0227.
  39. ^ Марк Хофштадтер, "Наука о ледяных гигантах: аргументы в пользу орбитального аппарата Урана", Лаборатория реактивного движения / Калифорнийский технологический институт, Отчет для группы экспертов по планетам-гигантам Decadal Survey, 24 августа 2009 г.
  40. ^ Стивен Кларк «Уран, Нептун в прицелах НАСА для новой роботизированной миссии», Космический полет сейчас, 25 августа 2015 г.

внешняя ссылка