Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Не путать с Титаном (луной) .
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.
Изображение южного полушария Титании с космического корабля "Вояджер-2 " [подпись 1]
Открытие
ОбнаружилУильям Гершель
Дата открытия11 января 1787 г. [1]
Обозначения
Обозначение
Уран III
Произношение/ Т ɪ т ɑː п я ə / [2]
ПрилагательныеТитана / т ɪ т ɑː п я ə п / [3] [а]
Орбитальные характеристики
435 910  км [4]
Эксцентриситет0,0011 [4]
8,706 234  д [4]
3,64 км / с [b]
Наклон0,340 ° (до экватора Урана) [4]
СпутникУран
Физические характеристики
Средний радиус
788,4 ± 0,6 км (0,1235 Земли ) [5]
7 820 000  км 2 [c]
Объем2 065 000 000  км 3 [д]
Масса(3,400 ± 0,061) × 10 21  кг [6]
Средняя плотность
1,711 ± 0,005 г / см³ [5]
0,379 м / с² [эл.]
0,773 км / с [f]
предполагается синхронный [7]
Альбедо
  • 0,35 (геометрический)
  • 0,17 (облигация) [8]
Температура поверхности .миниметь в видуМаксимум
солнцестояние [5]60 К70 ± 7  К89 К
Видимая величина
13,9 [9]
Атмосфера
Поверхностное давление
<1–2  мПа (10–20  нбар )
Состав по объему
  • углекислый газ (?)
  • азот (?)
  • метан (?)

Титания ( / т ɪ т ɑː п я ə / ), также обозначаемый Uranus III , является самой большой из спутников Урана и восьмой по величине спутник в Солнечной системе с диаметром 1,578 километров (981 миль). Обнаруженная Уильямом Гершелем в 1787 году, Титания названа в честь королевы фей из сказки Шекспира « Сон в летнюю ночь» . Его орбита лежит внутри Урана «S магнитосферы .

Титания состоит из примерно равного количества льда и скал и, вероятно, разделена на скалистое ядро и ледяную мантию . На границе ядро-мантия может присутствовать слой жидкой воды . Поверхность Титании, которая относительно темная и имеет слегка красный цвет, по-видимому, сформировалась как в результате ударов, так и в результате эндогенных процессов. Он покрыт многочисленными ударными кратерами, достигающими в диаметре 326 километров (203 миль), но менее изрезан 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 изрезана системой огромных каньонов и уступов , что является результатом расширения ее внутренней части на более поздних этапах ее эволюции. Как и все крупные спутники Урана, Титания, вероятно, образовалась из аккреционного диска, окружавшего планету сразу после ее образования.

ИК - спектроскопия проводилась с 2001 по 2005 год показал наличие воды льда , а также замороженного диоксида углерода на поверхности Титании, которая , в свою очередь , предположил , что луна может иметь незначительную двуокиси углерода атмосферы с поверхностным давлением около 10 nanopascals (10 - 13  бар). Измерения во время затмения звезды на Титании установили 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 [ править ]

Титания была открыта Уильямом Гершелем 11 января 1787 года, в тот же день, когда он открыл второй по величине спутник Урана, Оберон . [1] [10] Позже он сообщил об открытии еще четырех спутников, [11] хотя впоследствии они были обнаружены как ложные. [12] В течение почти пятидесяти лет после их открытия Титания и Оберон не наблюдались никаким другим инструментом, кроме Уильяма Гершеля [13], хотя Луну можно увидеть с Земли с помощью современного любительского телескопа высокого класса. [9]

Сравнение размеров Земли , Луны и Титании.

Все спутники Урана названы в честь персонажей, созданных Уильямом Шекспиром или Александром Поупом . Название Титания было взято от Королевы фей из «Сон в летнюю ночь» . [14] Названия всех четырех спутников Урана известных тогда были предложены сыном Гершеля Джоном в 1852 году, по просьбе Уильяма Ласселом , [15] , который обнаружил два других спутника, Ариэль и Умбриэль , за год до этого . [16]

Первоначально Титания называлась «первым спутником Урана», а в 1848 году Уильям Лассел назвал ее Ураном I [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 римскими цифрами , и с тех пор Титания стала называться Ураном III . [19]

Имя персонажа шекспировского произносится / т ɪ т eɪ п J ə / , но луна часто произносится / т aɪ т eɪ п я ə / , по аналогии с известным химическим элементом титана . [20] Форма прилагательного, Титаниан , является омонимом Титана, спутника Сатурна . Название Титания имеет древнегреческое происхождение и означает «Дочь Титанов».

Орбита [ править ]

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. [g] Орбита Титании имеет небольшой эксцентриситет и очень мало наклонена относительно экватора Урана. [4] Его орбитальный период составляет около 8,7 дней, что совпадает с периодом его вращения . Другими словами, Титания - это синхронный спутник или спутник с приливной синхронизацией , одна сторона которого всегда направлена ​​в сторону планеты. [7]

Орбита Титании полностью лежит внутри магнитосферы Урана . [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 полюсы проводят 42 года в полной темноте и еще 42 года в непрерывном солнечном свете, при этом солнце встает близко к зениту над одним из полюсов в каждое солнцестояние . [21] Voyager 2 Пролета совпал с 1986 летним солнцестоянием в южном полушарии, когда почти вся южная полусфера освещались. Раз в 42 года, когда Уран имеет равноденствие и его экваториальная плоскость пересекает Землю, взаимные затменияспутников Урана становятся возможными. В 2007–2008 гг. Наблюдался ряд таких событий, включая два затмения Титании Умбриэлем 15 августа и 8 декабря 2007 г. [23] [24]

Состав и внутреннее устройство [ править ]

На снимке Титании с самым высоким разрешением, сделанном « Вояджером-2 », видны равнины с умеренными кратерами, огромные трещины и длинные уступы . Вблизи дна область более гладких равнин, включая кратер Урсула , разделена грабеном Бельмонт-Часма.

Титания - самая большая и массивная луна Урана и восьмая по величине луна в Солнечной системе. [h] Его плотность 1,71 г / см³ [26], которая намного выше, чем типичная плотность спутников Сатурна, указывает на то, что он состоит примерно из равных пропорций водяного льда и плотных компонентов, отличных от льда; [27] последний может состоять из горных пород и углеродистого материала, включая тяжелые органические соединения . [7] Наличие водяного льда подтверждается инфракрасными спектроскопическими наблюдениями, проведенными в 2001–2005 годах, которые выявили кристаллический водяной лед на поверхности Луны. [21]Полосы поглощения водяного льда 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 магнитосферы Урана , которая сильнее на заднем полушарии (из-за совместного вращения плазмы). [21] Энергичные частицы имеют тенденцию разбрызгивать водяной лед, разлагать захваченный во льду метан в виде гидрата клатрата и затемнять другие органические вещества, оставляя темный, богатый углеродом остаток .[21]

За исключением воды, единственным другим соединением, идентифицированным на поверхности Титании с помощью инфракрасной спектроскопии, является углекислый газ , который сконцентрирован в основном в заднем полушарии. [21] Происхождение углекислого газа до конца не выяснено. Он может производиться локально из карбонатов или органических материалов под действием солнечного ультрафиолетового излучения или энергичных заряженных частиц, исходящих из магнитосферы Урана. Последний процесс мог бы объяснить асимметрию в его распределении, потому что заднее полушарие подвержено более интенсивному магнитосферному влиянию, чем ведущее полушарие. Другим возможным источником является газовыделение из изначального СО2 в ловушке водяного льда внутри Титании. Утечка CO 2 из недр может быть связана с прошлой геологической активностью на этой луне. [21]

Титанию можно разделить на скалистое ядро, окруженное ледяной мантией . [27] Если это так, 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 составляет около 0,58  ГПа (5,8  кбар ). [27] Текущее состояние ледяной мантии неясно. Если лед содержит достаточно аммиака или другого антифриза , 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 [ править ]

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 яркими Ариэлем и Мирандой . [8] Его поверхность показывает сильный всплеск сопротивления : его отражательная способность снижается с 35% при фазовом угле 0 ° ( геометрическое альбедо ) до 25% при угле около 1 °. Титания имеет относительно низкое альбедо Бонда около 17%. [8] Его поверхность обычно слегка красного цвета, но менее красного, чем у Оберона . [28] Однако свежие ударные отложения более голубые, в то время как гладкие равнины, расположенные на ведущем полушарии возле кратера Урсула и вдоль некоторых грабенов, несколько краснее.[28] [29] Может быть асимметрия между ведущим и задним полушариями; [30] первые кажутся краснее вторых на 8%. [i] Однако это различие связано с гладкими равнинами и может быть случайным. [28] Покраснение поверхностей, вероятно, является результатом космического выветривания, вызванного бомбардировкой заряженными частицами и микрометеоритами в течение возраста Солнечной системы . [28] Однако цветовая асимметрия Титании, скорее всего, связана с аккрецией красноватого вещества, поступающего из внешних частей Уранской системы, возможно, от неправильных спутников., которые будут откладываться преимущественно в ведущем полушарии. [30]

Ученые выделили три класса геологических объектов на Титании: кратеры , хасматы ( каньоны ) и рупы ( 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 также 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 разломов или уступов. В некоторых местах два параллельных уступа отмечают углубления в коре спутника [7], образующие грабены , которые иногда называют каньонами. [33] Самым заметным среди каньонов Титании является ущелье Мессина, протянувшееся примерно на 1500 километров (930 миль) от экватора почти до южного полюса. [31] Грабены на Титании имеют ширину 20–50 км (12–31 миль) и рельеф около 2–5 км. [7] уступы, не относящиеся к каньонам, называются рупами, например, Руссильон Рупес возле кратера Урсула. [31]Области вдоль некоторых обрывов и возле Урсулы кажутся гладкими при разрешении изображения " Вояджера ". Эти гладкие равнины, вероятно, вновь появились позже в геологической истории Титании, после того, как образовалось большинство кратеров. Восстановление поверхности могло быть либо эндогенным по своей природе, включая извержение жидкого материала изнутри ( криовулканизм ), либо, в качестве альтернативы, оно могло быть вызвано 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: образование ударных кратеров и эндогенное восстановление поверхности. [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, что объясняет 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 ближайших ударных кратеров. [33]Самые недавние эндогенные процессы носили в основном тектонический характер и вызвали образование каньонов, которые на самом деле являются гигантскими трещинами в ледяной корке. [33] Растрескивание коры было вызвано глобальным расширением Титании примерно на 0,7%. [33]

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' в.д. / 8,5 ° ю.ш. 32,6 ° в.д. / -8,5; 32,6
Мессина ЧасматаМессина , Италия ( Много шума из ничего )1,49233°18′S 335°00′E / 33,3 ° ю.ш.335 ° в. / -33.3; 335
Rousillon RupesРуссильон , Франция ( Все хорошо, что хорошо кончается )Rupes40214°42′S 23°30′E / 14,7 ° ю.ш. 23,5 ° в.д. / -14.7; 23.5
АдрианаАдриана ( Комедия ошибок )Кратер5020°06′S 3°54′E / 20,1 ° ю. Ш. 3,9 ° в. / -20.1; 3.9
BonaБона ( Генрих VI, часть 3 )5155°48′S 351°12′E / 55,8 ° ю.ш. 351,2 ° в.д. / -55.8; 351.2
КальфурнияКальпурния Писонис ( Юлий Цезарь )10042°24′S 291°24′E / 42,4 ° ю. Ш. 291,4 ° в. / -42.4; 291.4 (Calphurnia crater)
ЭлинорЭлеонора Аквитанская ( Жизнь и смерть короля Иоанна )7444°48′S 333°36′E / 44,8 ° ю.ш. 333,6 ° в.д. / -44.8; 333.6
ГертрудаГертруда ( Гамлет )32615°48′S 287°06′E / 15,8 ° ю.ш. 287,1 ° в.д. / -15.8; 287.1
ИмодженИмоджен ( Цимбелин )2823°48′S 321°12′E / 23,8 ° ю.ш. 321,2 ° в.д. / -23.8; 321.2
ИрасИрас ( Антоний и Клеопатра )3319°12′S 338°48′E / 19,2 ° ю. Ш. 338,8 ° в. / -19.2; 338.8
ДжессикаДжессика ( Венецианский купец )6455°18′S 285°54′E / 55,3 ° ю. Ш. 285,9 ° в. / -55.3; 285.9
КэтринКатерина ( Генрих VIII )7551°12′S 331°54′E / 51,2 ° ю. Ш. 331,9 ° в. / -51.2; 331.9
ЛюсеттаЛюсетта ( Два джентльмена из Вероны )5814°42′S 277°06′E / 14,7 ° ю.ш. 277,1 ° в.д. / -14.7; 277.1
МаринаМарина ( Перикл, принц Тира )4015°30′S 316°00′E / 15,5 ° ю.ш. 316 ° в.д. / -15.5; 316
МопсаМопса ( Зимняя сказка )10111°54′S 302°12′E / 11,9 ° ю.ш.302,2 ° в. / -11.9; 302.2
ФринияФриния ( Тимон Афинский )35 год24°18′S 309°12′E / 24,3 ° ю. Ш. 309,2 ° в. / -24.3; 309.2
УрсулаУрсула ( Много шума из ничего )13512°24′S 45°12′E / 12,4 ° ю.ш.45,2 ° в. / -12.4; 45.2
ВалерияВалерия ( Кориолан )5934°30′S 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 [ править ]

Присутствие углекислого газа на поверхности предполагает, что Титания может иметь разреженную сезонную атмосферу CO 2 , очень похожую на атмосферу юпитерианской луны Каллисто . [j] [5] Другие газы, такие как азот или метан , вряд ли будут присутствовать, потому что слабая гравитация Титании не смогла помешать им уйти в космос. При максимальной температуре, достижимой во время летнего солнцестояния на Титании (89 К), давление пара углекислого газа составляет около 300 мкПа (3 нбар). [5]

8 сентября 2001 г. Титания закрыла яркую звезду ( HIP 106829 ) с видимой величиной 7,2; это была возможность как уточнить диаметр и эфемериды Титании , так и обнаружить любую сохранившуюся атмосферу. Данные показали отсутствие атмосферы при давлении на поверхности 1-2 мПа (10-20 нбар); если он существует, он должен быть намного тоньше, чем у Тритона или Плутона . [5] Этот верхний предел все еще в несколько раз выше, чем максимально возможное давление двуокиси углерода на поверхности, а это означает, что измерения практически не накладывают ограничений на параметры атмосферы. [5]

Необычная геометрия системы Урана заставляет полюса лун получать больше солнечной энергии, чем их экваториальные области. [21] Поскольку давление пара CO 2 резко зависит от 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 областях. поверхности в виде льда. Летом, когда полярные температуры достигают 85–90 К, [5] [21] углекислый газ сублимируется и мигрирует к противоположному полюсу и в экваториальные области, вызывая своего рода углеродный цикл.. Накопленный лед углекислого газа может быть удален из холодных ловушек магнитосферными частицами, 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 [ править ]

Считается, что Титания образовалась из аккреционного диска или субнебулы; диск из газа и пыли, который либо существовал вокруг Урана в течение некоторого времени после его образования, либо был создан в результате гигантского удара, который, скорее всего, придал Урану большой наклон . [35] Точный состав субнебулы неизвестен; однако относительно высокая плотность Титании и других спутников Урана по сравнению со спутниками Сатурна указывает на то, что он мог быть относительно бедным водой. [k] [7] Значительные количества азота и углерода могли присутствовать в форме окиси углерода и N 2 вместоаммиак и метан. [35] Луны, образовавшиеся в такой субтуманности, будут содержать меньше водяного льда (с CO и N 2, захваченными в виде клатратов) и больше горных пород, что объясняет их более высокую плотность. [7]

Образование 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, в то время как внутренняя часть Титании нагрелась из-за распада радиоактивных элементов, присутствующих в его породах. [7] Охлаждающий приповерхностный слой сузился, а внутренний расширился. Это вызвало сильные растяжения в лунной коре, что привело 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]

Первоначальный аккреционный нагрев вместе с продолжающимся распадом радиоактивных элементов, вероятно, был достаточно сильным, чтобы растопить лед, если присутствовал антифриз, такой как аммиак (в форме гидрата аммиака ) или соль . [36] Дальнейшее таяние могло привести к отделению льда от горных пород и образованию каменного ядра, окруженного ледяной мантией. Слой жидкой воды (океан), богатый растворенным аммиаком, мог образоваться на границе ядро ​​– мантия. [27] Температура эвтектики этой смеси составляет 176 К (-97 ° C). [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 [ править ]

Основная статья: Исследование Урана

До сих пор единственные изображения Титании крупным планом были получены с зонда « Вояджер-2» , который сфотографировал Луну во время пролета мимо Урана в январе 1986 года. Поскольку ближайшее расстояние между « Вояджером-2» и Титанией составляло всего 365 200 км (226 900 миль), [ 38] лучшие изображения этой луны имеют пространственное разрешение около 3,4 км (только Миранда и Ариэль были получены с лучшим разрешением). [29] Изображения покрывают около 40% поверхности, но только 24% были сфотографированы с точностью, необходимой для геологического картирования . Во время пролета южное полушарие Титании (как и другие луны) было направлено в сторону Солнца , поэтому северное (темное) полушарие не могло быть изучено.[7]

Ни один другой космический корабль никогда не посещал систему Урана или Титанию, и в настоящее время не планируется никаких миссий. Одна из возможностей , теперь отвергнутая, заключалась в том, чтобы отправить Кассини с Сатурна на Уран в расширенной миссии. Другой предложенной концепцией миссии была концепция орбитального аппарата и зонда « Уран» , оценка которой проводилась примерно в 2010 году. Уран также исследовался как часть одной траектории для предшествующей концепции межзвездного зонда, Innovative Interstellar Explorer .

Орбитальный аппарат "Уран" [39] был указан в качестве третьего приоритета для флагманской миссии НАСА в Десятилетнем обзоре планетарной науки НАСА , и концептуальные проекты такой миссии в настоящее время анализируются. [40]

См. Также [ править ]

  • Титания в художественной литературе
  • Список естественных спутников

Примечания [ править ]

  1. ^ Вдоль терминатора видны самый большой известный ударный кратер на Луне, Гертруда , в правом верхнем углу и несколько огромных каньоноподобных грабенов ( Мессинская пропасть наверху, Бельмонтская пропасть внизу) внизу справа.
  1. ^ Написано так же, как прилагательная форма спутника Сатурна Титана , но произносится по-другому.
  2. ^ Рассчитано на основе других параметров.
  3. ^ Площадь поверхности, вычисленная по радиусу r  : 4π r ².
  4. ^ Объем v, полученный из радиуса r  : 4π r ³ / 3.
  5. ^ Поверхностная сила тяжести, полученная из массы m , гравитационной постоянной G и радиуса r  : Gm / r² .
  6. ^ Скорость убегания, полученная из массы m , гравитационной постоянной G и радиуса r  : √ 2Gm / r .
  7. ↑ Пять главных спутников - Миранда , Ариэль , Умбриэль , Титания и Оберон.
  8. ^ Семь лун более массивных, чем Титания, - это Ганимед , Титан , Каллисто , Ио , Луна Земли, 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 CO 2 на поверхности Callisto 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]

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б Гершель, WS (1787). «Отчет об открытии двух спутников, вращающихся вокруг планеты Грузия» . Философские труды Лондонского королевского общества . 77 : 125–129. DOI : 10,1098 / rstl.1787.0016 . JSTOR 106717 . 
  2. ^ "Титания" . Lexico UK Dictionary . Издательство Оксфордского университета .Lexico / OED. Только первое произношение используется в «Сне в летнюю ночь» , например, Shakespeare Recording Society (1995) The Tempest (аудио компакт-диск)
  3. ^ Льюис (2002) Энтони Берджесс: Биография , стр. 387
  4. ^ a b c d e "Средние орбитальные параметры планетарных спутников" . Лаборатория реактивного движения, Калифорнийский технологический институт . Проверено 6 октября 2009 .
  5. ^ a b c d e f g h 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 .; Хаббард, ВБ; Hill, R .; Lecacheux, J .; Lecampion, J. -F .; Pau, S .; Rapaport, M .; Roques, F .; Thuillot, W .; Холмы, ЧР; Эллиотт, AJ; 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 . DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.09.011 .
  6. ^ Р. Якобсона (2014) «Орбиты спутников Урана и колец, гравитационное поле Урана системы, а также ориентация полюса Урана». Астрономический журнал 148: 5
  7. ^ Б с д е е г ч я J к л м Смит, Б. А.; Содерблом, Луизиана; Beebe, A .; Bliss, D .; Бойс, JM; Brahic, A .; Бриггс, Джорджия; Коричневый, RH; Коллинз, SA (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 . 
  8. ^ a b 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 . DOI : 10.1006 / icar.2001.6596 .
  9. ^ a b Ньютон, Билл; Тис, Филипп (1995). Руководство по любительской астрономии . Издательство Кембриджского университета. п. 109. ISBN 978-0-521-44492-7.
  10. ↑ Гершель, WS (1 января 1788 г.). «О планете Грузия и ее спутниках» . Философские труды Лондонского королевского общества . 78 : 364–378. Bibcode : 1788RSPT ... 78..364H . DOI : 10,1098 / rstl.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 . DOI : 10,1098 / rstl.1798.0005 .
  12. ↑ Струве, О. (1848). «Записка о спутниках Урана» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 8 (3): 44–47. Полномочный код : 1848MNRAS ... 8 ... 43L . DOI : 10.1093 / MNRAS / 8.3.43 .
  13. ↑ Гершель, Джон (март 1834 г.). «О спутниках Урана» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 3 (5): 35–36. Bibcode : 1834MNRAS ... 3 ... 35H . DOI : 10.1093 / MNRAS / 3.5.35 .
  14. Перейти ↑ Kuiper, GP (1949). «Пятый спутник Урана». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 61 (360): 129. Bibcode : 1949PASP ... 61..129K . DOI : 10.1086 / 126146 .
  15. ^ Лассел, В. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten (на немецком языке). 34 : 325. Bibcode : 1852AN ..... 34..325.
  16. ^ Лассел, W. (1851). «О внутренних спутниках Урана» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 12 : 15–17. Bibcode : 1851MNRAS..12 ... 15л . DOI : 10.1093 / MNRAS / 12.1.15 .
  17. ^ Лассел, W. (1848). «Наблюдения за спутниками Урана» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 8 (3): 43–44. Полномочный код : 1848MNRAS ... 8 ... 43L . DOI : 10.1093 / MNRAS / 8.3.43 .
  18. ^ Лассел, W. (1850). «Яркие спутники Урана» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 10 (6): 135. Bibcode : 1850MNRAS..10..135L . DOI : 10.1093 / MNRAS / 10.6.135 .
  19. ^ Лассел, Уильям (декабрь 1851 г.). «Письмо Уильяма Лассела, эсквайра, редактору». Астрономический журнал . 2 (33): 70. Полномочный код : 1851AJ ...... 2 ... 70L . DOI : 10.1086 / 100198 .
  20. ^ "Merriam-Webster онлайн словарь: титания" . Мерриам-Вебстер. 2009 . Проверено 26 сентября 2009 .
  21. ^ Б с д е е г ч я J к л м Гранди, ВМ; Янг, Лос-Анджелес; Спенсер, младший; Джонсон, RE; Янг, EF; Buie, MW (октябрь 2006 г.). «Распределение льдов H 2 O и CO 2 на Ариэле, Умбриэле, Титании и Обероне по наблюдениям IRTF / SpeX». Икар . 184 (2): 543–555. arXiv : 0704.1525 . Bibcode : 2006Icar..184..543G . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.04.016 .
  22. ^ Несс, Норман Ф .; Акуна, Марио Х .; Behannon, Kenneth W .; Бурлага, Леонард Ф .; Коннерни, Джон EP; Леппинг, Рональд П .; Нойбауэр, Фриц М. (июль 1986 г.). «Магнитные поля на Уране». Наука . 233 (4759): 85–89. Bibcode : 1986Sci ... 233 ... 85N . DOI : 10.1126 / science.233.4759.85 . PMID 17812894 . 
  23. ^ Миллер, C .; Чановер, штат Нью-Джерси (март 2009 г.). «Определение динамических параметров затмений Титании и Ариэля в августе 2007 года Умбриэлем». Икар . 200 (1): 343–346. Bibcode : 2009Icar..200..343M . DOI : 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. Бибкод : 2008A & A ... 492..599A . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200810134 .
  25. ^ "Физические параметры планетарного спутника" . Лаборатория реактивного движения (динамика солнечной системы) . Проверено 28 мая 2009 .
  26. ^ 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 .
  27. ^ Б с д е е Hussmann, Hauke; Золь, Франк; Спон, Тилман (ноябрь 2006 г.). «Подповерхностные океаны и глубокие недра спутников средних размеров внешних планет и крупных транснептуновых объектов» . Икар . 185 (1): 258–273. Bibcode : 2006Icar..185..258H . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.06.005 .
  28. ^ а б в г д Белл III, JF; МакКорд, ТБ (1991). Поиск спектральных единиц на спутниках Урана по изображениям с цветовым соотношением . 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. ^ a b c d e f g h i Plescia, JB (30 декабря 1987 г.). «История кратеров спутников Урана: Умбриэль, Титания и Оберон». Журнал геофизических исследований . 92 (A13): 14, 918–14, 932. Bibcode : 1987JGR .... 9214918P . DOI : 10.1029 / JA092iA13p14918 . ISSN 0148-0227 . 
  30. ^ a b 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 . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (91) 90064-Z . ISSN 0019-1035 . 
  31. ^ а б в г USGS / IAU . «Содержание номенклатуры Титании» . Газетир планетарной номенклатуры . USGS Astrogeology . Проверено 23 февраля 2012 .
  32. ↑ USGS / IAU (1 октября 2006 г.). «Гертруда на Титании» . Газетир планетарной номенклатуры . USGS Astrogeology. Архивировано из оригинала на 2012-05-27 . Проверено 23 февраля 2012 .
  33. ^ Б с д е е Крофт, SK (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, ME; Масурский, Х. (1987). «Новые объекты, названные на Луне и спутниках Урана». Тезисы докладов конференции по изучению луны и планет . 18 : 964–65. Bibcode : 1987LPI .... 18..964S .
  35. ^ a b c Мусис, О. (2004). «Моделирование термодинамических условий в субтуманности Урана - последствия для регулярного состава спутников» . Астрономия и астрофизика . 413 : 373–380. Бибкод : 2004A & A ... 413..373M . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20031515 .
  36. ^ a b c Squyres, SW; 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 . DOI : 10.1029 / JB093iB08p08779 . ЛВП : 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 . DOI : 10.1029 / 91JE01401 .
  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 . 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» , Spaceflight Now, 25 августа 2015 г.

Внешние ссылки [ править ]

  • «Профиль Титании» . НАСА. 1999. Архивировано из оригинального 13 июня 2009 года . Проверено 22 июня 2009 года .
  • Архив НАСА публично опубликованных изображений Титании
  • Сикардия, Бруно; Widemann, Томас (2001). «Есть ли атмосфера вокруг Титании, спутника Урана?» . Парижская обсерватория . Архивировано из оригинала 7 марта 2013 года . Проверено 22 июня 2009 года .
  • Widemann, Томас (2009). «От Титании до крупных транснептуновых объектов: земные затмения звезд в поисках миллиардной атмосферного давления» . Парижская обсерватория . Архивировано из оригинала на 4 июня 2011 года . Проверено 22 июня 2009 года .
  • Страница Титании (включая маркированные карты Титании) в обзоре Солнечной системы
  • Номенклатура Титании с веб-сайта USGS Planetary Nomenclature