Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
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/ М ɪ г æ п д ə / [1] [2]
ПрилагательныеМирандан, [3] Мирандиан [4]
Орбитальные характеристики
129.390 км
Эксцентриситет0,0013
1,413479 г
6,66 км / с (расчетно)
Наклон4,232 ° (до экватора Урана)
СпутникУран
Физические характеристики
Размеры480 × 468,4 × 465,8 км
Средний радиус
235,8 ± 0,7 км (0,03697 Земли ) [5]
700000 км 2
Объем54 835 000 км 3
Масса(6,4 ± 0,3) × 10 19  кг [6]
Средняя плотность
1,20 ± 0,15 г / см 3 [7]
0,079 м / с 2
0,193 км / с
синхронный
0 °
Альбедо0,32
Температура поверхности .миниметь в видуМаксимум
солнцестояние [8]?≈ 60 К84 ± 1 К
15,8 [9]

Миранда , также называемая Ураном V , является самым маленьким и самым внутренним из пяти круглых спутников Урана . Он был обнаружен Джерардом Койпером 16 февраля 1948 года в обсерватории Макдональд в Техасе и назван в честь Миранды из пьесы Уильяма Шекспира « 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 эклиптике и разделяет экстремальный сезонный цикл Урана.

Имея всего 470 км в диаметре, Миранда - один из самых маленьких тщательно наблюдаемых объектов в Солнечной системе, который может находиться в гидростатическом равновесии (сферическом под действием собственной гравитации). Единственные изображения Миранды крупным планом получены с зонда « Вояджер-2» , который проводил наблюдения за Мирандой во время ее пролета над Ураном в январе 1986 года. Во время пролета южное полушарие Миранды указывало на Солнце , поэтому исследовалась только эта часть.

Миранда, вероятно, образовалась из аккреционного диска , окружавшего планету вскоре после ее образования, и, как и другие большие луны, она, вероятно, дифференцирована , с внутренним ядром скалы, окруженным мантией льда. У Миранды одна из самых экстремальных и разнообразных топографий любого объекта в Солнечной системе, включая Верону Рупес , 20-километровый уступ, самый высокий утес в Солнечной системе, [11] [12] и тектоническую форму шеврона. особенности, называемые коронами . 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 [ править ]

Миранда была открыта 16 февраля 1948 года планетным астрономом Джерардом Койпером с помощью 82-дюймового (2080 мм) телескопа Отто Струве обсерватории Макдональда . [10] [13] Его движение вокруг Урана было подтверждено 1 марта 1948 года. [10] Это был первый спутник Урана, обнаруженный почти за 100 лет. Койпера избран назвать объект «Miranda» после того , как персонаж в Shakespeare «s Буря , потому что четыре ранее обнаруженных лун Урана, Ариэль , Умбриэля , Титании и Оберона , все были названы в честь персонажей Шекспира илиАлександр 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 также обозначается Уран V .

Орбита [ править ]

Из пяти круглых спутников Урана Миранда движется по орбите ближе всего к нему, примерно в 129 000 км от поверхности; снова примерно на четверть до самого дальнего кольца . Его орбитальный период составляет 34 часа, и, как и у Луны , он синхронен с периодом ее вращения , что означает, что он всегда показывает одно и то же лицо Урана, состояние, известное как приливная блокировка . Наклонение орбиты Миранды (4,34 °) необычно велико для тела, расположенного так близко к своей планете - примерно в десять раз больше, чем у других крупных спутников Урана, и в 73 раза больше, чем у Оберона. [15] Причина этого до сих пор неясна; нет резонансов среднего движениямежду 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. [16] В системе Урана, из-за меньшей степени сжатия планеты и большего относительного размера ее спутников, выйти из резонанса среднего движения намного проще, чем для спутников Юпитера или Сатурна . [17] [18]

Состав и внутреннее устройство [ править ]

Вояджер-2 снимок пересеченной местности Миранды. Верона-Рупес , считающаяся самой высокой скалой в Солнечной системе, расположена в правом нижнем углу Миранды.

Миранда - 1,2 г / см 3 - 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 то, что тепло от радиоактивного распада могло привести к внутренней дифференциации , позволив силикатной породе и органическим соединениям осесть внутри нее. [20] [21] Миранда слишком мала, чтобы внутри Солнечной системы могло сохраняться какое-либо внутреннее тепло. [22]Миранда - наименее сферический из спутников Урана с экваториальным диаметром на 3% шире 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 подобны Сатурн луна Мимас , хотя Мимас меньше, менее плотный и более сплюснутый. [23]

Как именно такое маленькое тело, как Миранда, могло иметь достаточно внутренней энергии для создания бесчисленных геологических особенностей, видимых на его поверхности, с уверенностью не установлено [22], хотя в настоящее время наиболее популярной гипотезой является то, что оно было вызвано приливным нагревом в прошлом, когда это было в орбитальном резонансе 3: 1 с Умбриэлем. [24] Резонанс увеличил бы эксцентриситет орбиты Миранды до 0,1 и вызвал бы приливное трение из-за меняющихся приливных сил 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. [17][18] [25] Период приливной деформации мог длиться до 100 миллионов лет. [25] Кроме того, если клатрат существовал в пределах 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] Миранда, возможно, когда-то была 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 [ править ]

Крупный план Вероны Рупес , большого уступа разлома на Миранде, возможно, высотой 20 км (12 миль) [11] [26] [27], сделанный « Вояджером-2» в январе 1986 г.
Крупный план кольца концентрических уступов разломов вокруг Эльсинор-Корона
Три короны, запечатленные на Миранде космическим аппаратом Вояджер-2
Обрыв разлома вокруг Эльсинора (вверху справа) и шевронов Инвернесс-Корона (внизу слева)

Из-за почти боковой ориентации Урана только южное полушарие Миранды было видно для " Вояджера-2", когда он прибыл. Наблюдаемая поверхность имеет участки изломанного ландшафта, указывающие на интенсивную геологическую активность в прошлом Миранды, и пересекается огромными каньонами, которые, как полагают, являются результатом тектоники растяжения ; когда жидкая вода замерзла под поверхностью, она расширилась, заставив поверхностный лед расколоться, создав грабен . Каньоны составляют сотни километров в длину и десятки километров в ширину. [22] У Миранды также есть самый большой известный утес в Солнечной системе, Верона Рупес, высота которого 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]

Хотя подсчет кратеров предполагает, 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 его далекое прошлое. [20] Кратеры на Миранде также имеют смягченные края, которые могут быть результатом выброса или криовулканизма . [29] Температура на южном полюсе Миранды составляет примерно 85 К., 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, это была вязкая, похожая на лаву смесь воды и аммиака , которая замерзает при 176 К (-97 ° C), или, возможно, этанола . [22]

Наблюдаемое полушарие Миранды состоит из трех гигантских рифленых структур, похожих на «ипподром», называемых коронами , каждая шириной не менее 200 км (120 миль) и глубиной до 20 км (12 миль), названных 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 покрытый кратерами ландшафт. [22] Корона, уникальная для Миранды, изначально не поддалась 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 через кору, и коронки образовались, когда вода снова замерзла. [21]

Однако в настоящее время предпочитают гипотезу о том, что они образовались в результате процессов растяжения на вершинах диапиров или восходящих потоков теплого льда внутри самой Миранды. [26] [31] [32] [33] Короны окружены кольцами концентрических разломов с таким же низким количеством кратеров, что позволяет предположить, что они сыграли определенную роль в их формировании. [30] Если короны образовались в результате нисходящего потока из-за катастрофического разрушения, то концентрические разломы были бы сжатыми . 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 вызвать переориентацию Миранды, [35] подобно процессу, который, как полагают, происходил на геологически активном спутнике Сатурна Энцеладе . Свидетельства предполагают, что переориентация могла быть такой крайней, как 60 градусов от точки к югу от Урана. [34] Положение всех корон требует модели приливного нагрева, соответствующей твердой Миранде и отсутствию внутреннего жидкого океана. [34] Компьютерное моделирование позволяет предположить, что у Миранды может быть дополнительная корона на неотображаемом полушарии. [36]

Наблюдение и исследование [ править ]

Приближаясь к равноденствию 7 декабря 2007 года, Миранда произвела короткие солнечные затмения над центром Урана.
Воспроизвести медиа
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 пролета Урана, совершенного « Вояджером-2» 25 января 1986 г. [20] Ближайшее сближение « Вояджера-2» с Мирандой составляло 29 000 км (18 000 миль), что значительно меньше расстояния до всех остальных спутников Урана. [38] Из всех спутников Урана Миранда имела наиболее видимую поверхность. [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, как часть своей Planetary Science декадного Survey , NASA оценили возможность с орбитальной станции , чтобы вернуться к Урану некоторое время в 2020 - х годах. [39] Уран был предпочтительным местом назначения по сравнению с Нептуном из-за благоприятного расположения планет, что означало более короткое время полета. [40]

См. Также [ править ]

  • Список геологических объектов на Миранде

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Миранда" . Оксфордский словарь английского языка (Интернет-изд.). Издательство Оксфордского университета. (Требуется подписка или членство в учреждении-участнике .)
  2. ↑ Бенджамин Смит (1903) Словарь и циклопедия века
  3. ↑ Журнал геофизических исследований, т. 93 (1988)
  4. ↑ Робертсон (1929) Жизнь Миранды
  5. Перейти ↑ Thomas, PC (1988). «Радиусы, формы и топография спутников Урана по координатам лимба». Икар . 73 (3): 427–441. Bibcode : 1988Icar ... 73..427T . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (88) 90054-1 .
  6. ^ Р. Якобсона (2014) «Орбиты спутников Урана и колец, гравитационное поле Урана системы, а также ориентация полюса Урана». Астрономический журнал 148: 5
  7. ^ Якобсон, РА; Кэмпбелл, JK; Тейлор, AH; Synnott, SP (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 . DOI : 10,1086 / 116211 .
  8. ^ Hanel, R .; Conrath, B .; Flasar, FM; 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 . DOI : 10.1126 / science.233.4759.70 . PMID 17812891 . 
  9. ^ "Физические параметры планетарного спутника" . JPL (динамика солнечной системы). 2009-04-03 . Проверено 10 августа 2009 .
  10. ^ a b c Койпер, Г. П., Пятый спутник Урана , Публикации Тихоокеанского астрономического общества, Vol. 61, № 360, с. 129, июнь 1949 г.
  11. ^ a b Чайкин, Андрей (16.10.2001). «Рождение провокационной луны Урана до сих пор вызывает недоумение ученых» . space.com . Imaginova Corp., стр. 2 . Проверено 23 июля 2007 .
  12. ^ a b "Астрономическая картинка дня: 27 ноября 2016 г. - Верона Рупес: самая высокая из известных скал в Солнечной системе" . apod.nasa.gov . Проверено 20 февраля 2018 .
  13. ^ "Телескоп Отто Струве" . Обсерватория Макдональда. 2014 . Проверено 21 октября 2014 .
  14. ^ С.Г. Бартон. «Имена спутников». Популярная астрономия . 54 : 122.
  15. ^ Уильямс, доктор Дэвид Р. (2007-11-23). "Факты о спутниках Урана" . НАСА (Национальный центр данных по космическим наукам) . Проверено 20 декабря 2008 .
  16. ^ 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 . DOI : 10.1007 / bf00692129 .
  17. ^ a b Tittemore, William C .; 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 . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (89) 90070-5 . hdl : 1721,1 / 57632 .
  18. ^ 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 . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (90) 90126-T . ISSN 0019-1035 . 
  19. ^ BA Смит; и другие. (4 июля 1986 г.). «Вояджер-2 в системе Урана: результаты визуализации» . Наука . 233 (4759): 43–64. Bibcode : 1986Sci ... 233 ... 43S . DOI : 10.1126 / science.233.4759.43 . PMID 17812889 . 
  20. ^ a b c Э. Берджесс (1988). Уран и Нептун: далекие гиганты . Издательство Колумбийского университета. ISBN 978-0231064927.
  21. ^ а б в г д е е 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. ^ Б с д е е г Линди Элкинс Тантона (2006). Уран, Нептун, Плутон и внешняя Солнечная система . Факты в файле. ISBN 978-0816051977.
  23. ^ а б в 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. ^ a b Tittemore, William C .; 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 . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (90) 90125-S . hdl : 1721,1 / 57632 .
  25. ^ а б в г д 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. ^ a b c Чайкин, Андрей (2001-10-16). «Рождение провокационной луны Урана все еще озадачивает ученых» . Space.com . Imaginova Corp. Архивировано из оригинала на 2008-07-09 . Проверено 7 декабря 2007 .
  27. ^ «PIA00044: Миранда, высокое разрешение большой ошибки» . Лаборатория реактивного движения, НАСА . Проверено 23 июля 2007 .
  28. ^ SJ Desch; JC Cook; 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 . Проверено 28 августа 2017 .
  29. ^ Б с Miner, 1990, стр. 309-319
  30. ^ а б Эллис Д. Майнер (1990). Уран: планета, кольца и спутники . Э. Хорвуд. ISBN 9780139468803.
  31. ^ a b "Причудливая форма Урана. Объяснение Луны Франкенштейна" . space.com . Проверено 28 августа 2017 .
  32. ^ a b 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 . DOI : 10.1029 / 97JE00802 .
  33. ^ "Уран Миранда - учить астрономии" . m.teachastronomy.com . Архивировано из оригинала на 2014-10-15 . Проверено 28 августа 2017 .
  34. ^ a b c Хаммонд, Ноа П .; Барр, Эми С. (сентябрь 2014 г.). «Глобальное всплытие спутника Урана Миранды конвекцией». Геология . 42 (11): 931–934. Bibcode : 2014Geo .... 42..931H . DOI : 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: NZ . С. 1111–1112. Bibcode : 1993LPI .... 24.1111P .
  36. ↑ Чой, Чарльз К. «Объяснение причудливой формы Урана и Луны Франкенштейна» . space.com . space.com . Проверено 27 ноября 2015 .
  37. ^ Дуг Скобель (2005). "Наблюдайте за внешними планетами!" . Мичиганский университет . Проверено 24 октября 2014 .
  38. ↑ Stone, EC (30 декабря 1987 г.). "Вояджер-2: встреча с Ураном" (PDF) . Журнал геофизических исследований . 92 (A13): 14, 873–14, 876. Bibcode : 1987JGR .... 9214873S . DOI : 10.1029 / JA092iA13p14873 .
  39. ↑ Vision and Voyages for Planetary Science in the Decade 2013–2022. Архивировано 2 сентября 2012 г. на Wayback Machine.
  40. ^ Перепосещение ледяных гигантов: изучение NASA рассматривает Уран и Нептун миссию . Джейсон Дэвис. Планетарное общество . 21 июня 2017.

Внешние ссылки [ править ]

  • Профиль Миранды на сайте НАСА по исследованию Солнечной системы
  • Страница Миранды в Девяти планетах
  • Miranda, Лунная Урана в Виды Солнечной системы
  • 3D-изображения Пола Шенка и видео пролета Миранды и других спутников Солнечной системы
  • Номенклатура Миранды с веб-сайта USGS Planetary Nomenclature