stringtranslate.com

Титания (луна)

Титания ( / t ə ˈ t ɑː n i ə , t ə ˈ t eɪ n i ə / ), также обозначаемая Ураном III , является крупнейшей из лун Урана и восьмой по величине луной в Солнечной системе с диаметром 1578 дюймов. километров (981 миль), с площадью поверхности, сравнимой с площадью Австралии . Обнаруженный Уильямом Гершелем в 1787 году, он назван в честь королевы фей из шекспировского «Сна в летнюю ночь» . Его орбита находится внутри магнитосферы Урана .

Титания состоит примерно из равного количества льда и камня и, вероятно, разделена на скалистое ядро ​​и ледяную мантию . На границе ядро-мантия может присутствовать слой жидкой воды . Его поверхность, относительно темная и слегка красного цвета, по-видимому, сформировалась как в результате ударов, так и в результате эндогенных процессов. Он покрыт многочисленными ударными кратерами, достигающими 326 километров (203 миль) в диаметре, но менее сильно кратерирован, чем Оберон , самый дальний из пяти больших спутников Урана. Возможно, он претерпел раннюю эндогенную регенерацию поверхности, которая стерла его старую, сильно кратерированную поверхность. Его поверхность изрезана системой огромных каньонов и уступов , возникших в результате расширения его внутренних частей на более поздних стадиях его эволюции. Как и все основные спутники Урана, Титания, вероятно, образовалась из аккреционного диска , окружавшего планету сразу после ее образования.

Инфракрасная спектроскопия, проведенная с 2001 по 2005 год, выявила наличие водяного льда , а также замороженного углекислого газа на поверхности Титании, что позволяет предположить, что она может иметь разреженную атмосферу углекислого газа с поверхностным давлением около 10 нанопаскалей (10 -13  бар). Измерения во время покрытия звезды Титанией установили верхний предел поверхностного давления любой возможной атмосферы на уровне 1–2 мПа (10–20 нбар).

Система Урана изучалась вблизи только один раз — космическим кораблем «Вояджер-2» в январе 1986 года. Он сделал несколько изображений Титании, что позволило нанести на карту около 40% ее поверхности.

Открытие и присвоение имени

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 признаны ложными. [12] В течение почти следующих 50 лет Титанию и Оберон нельзя было наблюдать ни с помощью какого-либо инструмента, кроме инструмента 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 . Имя Титания было взято у Королевы Фей из «Сна в летнюю ночь» . [14] Названия всех четырех известных тогда спутников Урана были предложены сыном Гершеля Джоном в 1852 году по просьбе Уильяма Ласселла , [15] который годом ранее открыл две другие луны, Ариэль и Умбриэль . [16]

Первоначально Титанию называли «первым спутником Урана», а в 1848 году Уильям Ласселл дал ей обозначение «Уран I» , [17] хотя иногда он использовал нумерацию Уильяма Гершеля (где Титания и Оберон — это II и IV). [18] В 1851 году Лассел в конце концов пронумеровал все четыре известных спутника в порядке их расстояния от планеты римскими цифрами , и с тех пор Титания получила обозначение Уран III . [19]

Имя персонажа Шекспира произносится / tɪ ˈ t eɪ n j ə / , а вот луна часто произносится / t aɪ ˈ t eɪ n i ə / , по аналогии со знакомым нам химическим элементом титаном . [20] Форма прилагательного Титаниан является омонимом спутника Сатурна Титана . Имя Титания в переводе с древнегреческого означает «Дочь Титанов».

Орбита

Титания вращается вокруг Урана на расстоянии около 436 000 километров (271 000 миль), являясь вторым по удаленности от планеты среди пяти ее основных спутников после Оберона. [g] Орбита Титании имеет небольшой эксцентриситет и очень незначительно наклонена относительно экватора Урана. [4] Его орбитальный период составляет около 8,7 дней, что совпадает с периодом его вращения . Другими словами, Титания — это синхронный или приливно-зависимый спутник, одна сторона которого всегда направлена ​​в сторону планеты. [7]

Орбита Титании полностью лежит внутри магнитосферы Урана . [21] Это важно, потому что задние полушария спутников, вращающихся внутри магнитосферы, подвергаются воздействию магнитосферной плазмы, которая вращается вместе с планетой. [22] Эта бомбардировка может привести к затемнению задних полушарий, что фактически наблюдается для всех спутников Урана, кроме Оберона (см. ниже). [21]

Поскольку Уран вращается вокруг Солнца почти на боку, а его спутники вращаются в экваториальной плоскости планеты, они (включая Титанию) подвержены экстремальному сезонному циклу. И северный, и южный полюса проводят 42 года в полной темноте и еще 42 года при непрерывном солнечном свете, при этом солнце поднимается близко к зениту над одним из полюсов в каждое солнцестояние . [21] Пролет «Вояджера-2» совпал с летним солнцестоянием южного полушария 1986 года, когда почти всё южное полушарие было освещено. Раз в 42 года, когда на Уране происходит равноденствие и его экваториальная плоскость пересекает Землю, становятся возможными взаимные покрытия спутников Урана. В 2007–2008 гг. наблюдался ряд таких событий, в том числе два покрытия Титании Умбриэлем 15 августа и 8 декабря 2007 г. [23] [24]

Состав и внутреннее строение

Круглое сферическое тело с освещенной левой половиной. Поверхность имеет пестрый вид с яркими пятнами на относительно темной местности. Терминатор находится немного правее от центра и проходит сверху вниз. На терминаторе в верхней половине изображения виден большой кратер с ямой в центре. На дне виден еще один яркий кратер, пересеченный каньоном. Второй большой каньон проходит от темноты в нижней правой части к видимому центру тела.
На изображении Титании с самым высоким разрешением, сделанном "Вояджером-2 " , видны умеренно кратерированные равнины, огромные разломы и длинные уступы . У дна область более гладких равнин, включая кратер Урсула , разделена грабеном Бельмонт-Касма.

Титания — самая большая и массивная луна Урана и восьмая по массе луна Солнечной системы. [h] Его плотность 1,71 г/см 3 , [26] что намного выше, чем типичная плотность спутников Сатурна, указывает на то, что он состоит примерно из равных пропорций водяного льда и плотных неледяных компонентов; [27] последний мог быть изготовлен из горных пород и углеродистого материала, включая тяжелые органические соединения . [7] Наличие водяного льда подтверждается инфракрасными спектроскопическими наблюдениями, проведенными в 2001–2005 годах, которые обнаружили кристаллический водяной лед на поверхности Луны. [21] Полосы поглощения водяного льда в ведущем полушарии Титании немного сильнее, чем в ведомом полушарии. 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 в ведомом полушарии (из-за совместного вращения плазмы). [21] Энергичные частицы имеют тенденцию распылять водяной лед, разлагать метан , захваченный льдом, в виде клатратного гидрата и затемнять другие органические вещества, оставляя после себя темный, богатый углеродом осадок . [21]

Помимо воды, единственным другим соединением, обнаруженным на поверхности Титании с помощью инфракрасной спектроскопии, является углекислый газ , который сосредоточен в основном в заднем полушарии. [21] Происхождение углекислого газа не совсем ясно. Он может производиться локально из карбонатов или органических материалов под воздействием солнечного ультрафиолета или энергичных заряженных частиц, приходящих из магнитосферы Урана. Последний процесс мог бы объяснить асимметрию его распределения, поскольку ведомое полушарие подвержено более интенсивному магнитосферному влиянию, чем ведущее. Другим возможным источником является выделение первичного CO 2 , захваченного водяным льдом внутри Титании. Выход CO 2 из недр может быть связан с прошлой геологической деятельностью на этой луне. [21]

Титанию можно разделить на скалистое ядро , окруженное ледяной мантией . [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 составляет около 0,58  ГПа (5,8  кбар ). [27] Современное состояние ледяной мантии неясно. Если лед содержит достаточно аммиака или другого антифриза , у Титании может быть подземный океан на границе ядра и мантии. Толщина этого океана, если он существует, составляет до 50 километров (31 миль), а его температура составляет около 190  К (близко к температуре эвтектики вода-аммиак 176 К). [27] Однако нынешняя внутренняя структура Титании во многом зависит от ее термической истории, которая плохо известна. Недавние исследования предполагают, вопреки более ранним теориям, что крупнейшие спутники Урана, такие как Титания, на самом деле могут иметь активные подземные океаны. [28]

Особенности поверхности

Титания с отмеченными некоторыми особенностями поверхности. Южный полюс расположен недалеко от безымянного яркого кратера ниже и левее кратера Джессика.

Среди спутников Урана Титания по яркости занимает промежуточное положение между темными Обероном и Умбриэлем и яркими Ариэлем и Мирандой . [8] На его поверхности наблюдается 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 красная, чем у Оберона . [29] Однако свежие ударные отложения имеют более синий цвет, а гладкие равнины, расположенные в ведущем полушарии вблизи кратера Урсулы и вдоль некоторых грабенов, несколько краснее. [29] [30] Может быть асимметрия между ведущим и задним полушариями; [31] первый кажется краснее второго на 8%. [i] Однако эта разница связана с гладкими равнинами и может быть случайной. [29] Покраснение поверхностей, вероятно, является результатом космического выветривания , вызванного бомбардировкой заряженными частицами и микрометеоритами на протяжении всего возраста Солнечной системы . [29] Однако цветовая асимметрия Титании, скорее, связана с аккрецией красноватого материала, поступающего из внешних частей системы Урана, возможно, со спутников неправильной формы , которые отложились бы преимущественно в ведущем полушарии. [31]

Ученые выделили на Титании три класса геологических особенностей: кратеры , каньоны ( каньоны ) и рупы ( уступы ). [32] Поверхность Титании менее сильно покрыта кратерами, чем поверхности Оберона или Умбриэля, а это означает, что поверхность намного моложе. [30] Диаметры кратеров достигают 326 километров для самого большого известного кратера Гертруда [33] (может быть также деградировавший бассейн примерно такого же размера). [30] Некоторые кратеры (например, Урсула и Джессика) окружены яркими ударными выбросами ( лучами ), состоящими из относительно свежего льда. [7] Все крупные кратеры на Титании имеют плоское дно и центральные вершины. Единственное исключение — Урсула, у которой в центре есть ямка. [30] К западу от Гертруды находится территория с неравномерной топографией, так называемый «безымянный бассейн», который может быть еще одним сильно деградировавшим ударным бассейном диаметром около 330 километров (210 миль). [30]

Поверхность Титании пересечена системой огромных разломов или уступов. В некоторых местах два параллельных уступа отмечают впадины в коре спутника [7] , образующие грабены , которые иногда называют каньонами. [34] Самым известным среди каньонов Титании является Мессина Кашма , которая простирается примерно на 1500 километров (930 миль) от экватора почти до южного полюса. [32] Грабены на Титании имеют ширину 20–50 километров (12–31 миль) и рельеф около 2–5 км. [7] Уступы, не связанные с каньонами, называются рупами, например, Руссильон-Рупес возле кратера Урсулы. [32] Области вдоль некоторых уступов и вблизи Урсулы кажутся гладкими при разрешении изображения «Вояджера ». Эти гладкие равнины, вероятно, вновь появились на поверхности позже в геологической истории Титании, после того как образовалось большинство кратеров. Всплытие могло иметь либо эндогенный характер, включающий извержение жидкого материала изнутри ( криовулканизм ), либо, альтернативно, оно могло быть результатом затухания ударных выбросов из близлежащих крупных кратеров. [30] Грабены, вероятно, являются самыми молодыми геологическими образованиями на Титании — они прорезают все кратеры и даже гладкие равнины. [34]

На геологию Титании повлияли две конкурирующие силы: образование ударных кратеров и эндогенное обновление поверхности. [34] Первый действовал на протяжении всей истории Луны и влиял на все поверхности. Последние процессы также носили глобальный характер, но действовали преимущественно в течение периода после образования Луны. [30] Они уничтожили первоначальную сильно кратерированную местность, что объясняет относительно небольшое количество ударных кратеров на современной поверхности Луны. [7] Дополнительные эпизоды шлифовки могли произойти позже и привели к образованию гладких равнин. [7] Альтернативно гладкие равнины могут быть одеялами выброса близлежащих ударных кратеров. [34] Последние эндогенные процессы носили в основном тектонический характер и привели к образованию каньонов, которые на самом деле представляют собой гигантские трещины в ледяной корке. [34] Растрескивание земной коры было вызвано глобальным расширением Титании примерно на 0,7%. [34]

Мессина Кашма — большой каньон на Титании.

Атмосфера

Присутствие углекислого газа на поверхности предполагает, что Титания может иметь разреженную сезонную атмосферу CO 2 , очень похожую на атмосферу спутника Юпитера Каллисто . [j] [5] Другие газы, такие как азот или метан , вряд ли будут присутствовать, поскольку слабая гравитация Титании не могла предотвратить их выход в космос. При максимальной температуре, достижимой во время летнего солнцестояния Титании (89 К), давление паров углекислого газа составляет около 300 мкПа (3 нбар). [5]

8 сентября 2001 г. Титания затмила яркую звезду (HIP 106829) видимой звездной величины 7,2; это была возможность как уточнить диаметр и эфемериды Титании , так и обнаружить любую сохранившуюся атмосферу. Данные показали отсутствие атмосферы при приземном давлении 1–2 мПа (10–20 нбар); если бы он существовал, он должен был бы быть намного тоньше, чем у Тритона или Плутона . [5] Этот верхний предел по-прежнему в несколько раз превышает максимально возможное приземное давление углекислого газа, а это означает, что измерения практически не накладывают ограничений на параметры атмосферы. [5]

Своеобразная геометрия системы Урана приводит к тому, что полюса спутников получают больше солнечной энергии , чем их экваториальные области. [21] Поскольку давление паров 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 в затененных регионах. 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 регионы, вызывая своего рода углеродный цикл . Накопленный лед углекислого газа может быть удален из холодных ловушек магнитосферными частицами, которые распыляют 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 аккреционного диска или субнебулы; диск 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 такое большое наклонение . [36] Точный состав субнебулы неизвестен; однако относительно высокая плотность Титании и других спутников Урана по сравнению со спутниками Сатурна указывает на то, что она могла быть относительно бедной водой. [k] [7] Значительные количества азота и углерода могли присутствовать в виде монооксида углерода и N 2 вместо аммиака и метана. [36] Луны, образовавшиеся в такой субнебуле, содержали бы меньше водяного льда (с CO и N 2 , захваченными в виде клатрата) и больше горных пород, что объясняет их более высокую плотность. [7]

Аккреция Титании, вероятно, продолжалась несколько тысяч лет. [36] Удары, сопровождавшие аккрецию, вызвали нагрев внешнего слоя Луны. [37] Максимальная температура около 250 К (-23 ° C) была достигнута на глубине около 60 километров (37 миль). [37] После окончания формирования подповерхностный слой остыл, а недра Титании нагрелись из-за распада радиоактивных элементов , присутствующих в ее породах. [7] Охлаждающий приповерхностный слой сжался, а внутренний расширился. Это вызвало сильные напряжения растяжения в лунной коре, что привело к растрескиванию. Некоторые из современных каньонов могут быть результатом этого. Процесс длился около 200 миллионов лет, [38] 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 бы присутствовал какой-либо антифриз, такой как аммиак (в форме гидрата аммиака ) или соль . [37] Дальнейшее таяние могло привести к отделению льда от горных пород и образованию скалистого ядра, окруженного ледяной мантией. На границе ядра и мантии мог образоваться слой жидкой воды (океана), богатой растворенным аммиаком. [27] Эвтектическая температура этой смеси составляет 176 К (-97 ° C). [27] Если бы температура упала ниже этого значения, океан впоследствии замерз бы. Замерзание воды могло привести к расширению внутренней части, что, возможно, и стало причиной образования большинства каньонов. [30] Однако нынешние знания о геологической эволюции Титании весьма ограничены. В то время как более современные исследования показывают, что более крупные спутники Урана не только способны иметь активные подземные океаны; но на самом деле; предположительно, под ними находятся подземные океаны. [39] [40]

Исследование

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), [ 41] лучшие снимки этой луны имеют пространственное разрешение около 3,4 км (с лучшим разрешением удалось получить только Миранду и Ариэль). [30] Изображения покрывают около 40% поверхности, но только 24% было сфотографировано с точностью, необходимой для геологического картирования . В момент пролета южное полушарие Титании (как и остальных спутников) было направлено к Солнцу , поэтому северное (темное) полушарие не удалось изучить. [7]

Ни один другой космический корабль никогда не посещал систему Урана или Титанию. Одна из возможностей , от которой теперь отказались, заключалась в том, чтобы отправить Кассини с Сатурна на Уран в рамках расширенной миссии. Еще одной предложенной концепцией миссии была концепция орбитального аппарата и зонда Урана , оценка которой проводилась примерно в 2010 году. Уран также исследовался как часть одной из траекторий концепции предшественника межзвездного зонда, Innovative Interstellar Explorer .

В ходе Десятилетнего исследования планетарных наук 2023–2032 годов архитектура орбитального аппарата Урана и зондовой миссии была определена в качестве наивысшего приоритета для флагманской миссии НАСА . Научные вопросы, мотивирующие такую ​​расстановку приоритетов, включают вопросы об объемных свойствах, внутренней структуре и геологической истории спутников Урана. [42] Орбитальный аппарат Урана [43] был указан в качестве третьего приоритета флагманской миссии НАСА в Десятилетнем обзоре планетарной науки 2013-2022 годов , и концептуальные проекты такой миссии в настоящее время анализируются. [44]

Смотрите также

Примечания

  1. ↑ Вдоль терминатора виден самый большой известный ударный кратер Луны , Гертруда , вверху справа и несколько огромных каньоноподобных грабенов (Каньон Мессины вверху, Каньон Бельмонт внизу) справа внизу.
  1. ^ Пишется так же, как прилагательная форма спутника Сатурна Титана , но может произноситься по-другому.
  2. ^ Рассчитано на основе других параметров.
  3. ^ Площадь поверхности, полученная из радиуса r  : 4π r² .
  4. ^ Объем v получен из радиуса r  : 4π r 3 /3.
  5. ^ Поверхностная гравитация определяется 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 спутников, более массивных, чем Титания, — это Ганимед , Титан , Каллисто , Ио , Луна Земли , Европа и Тритон . [25]
  9. ^ Цвет определяется соотношением альбедо, просматриваемых через зеленый (0,52–0,59 мкм) и фиолетовый (0,38–0,45 мкм) фильтры Voyager. [29] [31]
  10. ^ Парциальное давление CO 2 на поверхности Каллисто составляет около 10 нПа (10 пбар).
  11. ^ Например, Тефия , спутник Сатурна, имеет плотность 0,97 г/см 3 , что означает, что она содержит более 90% воды. [21]

Рекомендации

  1. ^ аб Гершель, WS (1787). «Отчет об открытии двух спутников, вращающихся вокруг грузинской планеты». Философские труды Лондонского королевского общества . 77 : 125–129. дои : 10.1098/rstl.1787.0016 . JSTOR  106717.
  2. ^ "Титания". Британский словарь английского языка Lexico . Издательство Оксфордского университета . Архивировано из оригинала 2 марта 2020 года.Лексико/ОЭД. В «Сне в летнюю ночь» используется только первое произношение , например, Общество звукозаписи Шекспира (1995), «Буря» (аудио компакт-диск). Второй используется интервьюируемыми в подкасте Шекспировской библиотеки Фолджера, но не рассказчиком: «О дивные новые миры: шекспировские спутники Урана».
  3. ^ Льюис (2002) Энтони Берджесс: Биография , стр. 387
  4. ^ abcde «Параметры средней орбиты планетарных спутников». Лаборатория реактивного движения Калифорнийского технологического института . Проверено 6 октября 2009 г.
  5. ^ abcdefghi Видеманн, Т.; Сикарди, Б.; Дассер, Р.; Мартинес, К.; Бейскер, В.; Бреднер, Э.; Данэм, Д.; Мали, П.; Лелуш, Э.; Арло, Ж.-Э.; Бертье, Дж.; Колас, Ф.; Хаббард, Всемирный банк; Хилл, Р.; Лекашо, Ж.; Лекампион, Ж.-Ф.; Пау, С.; Рапапорт, М.; Рокес, Ф.; Туийо, В.; Хиллз, Чехия; Эллиотт, Эй Джей; Майлз, Р.; Платт, Т.; Кремаскини, К.; Дюбрей, П.; Кавадор, К.; Демотис, К.; Энрике, П.; и другие. (февраль 2009 г.). «Радиус Титании и верхний предел ее атмосферы по данным звездного покрытия 8 сентября 2001 г.» (PDF) . Икар . 199 (2): 458–476. Бибкод : 2009Icar..199..458W. дои : 10.1016/j.icarus.2008.09.011.
  6. ^ Р. А. Джейкобсон (2014) «Орбиты спутников и колец Урана, гравитационное поле системы Урана и ориентация полюса Урана». Астрономический журнал 148:5
  7. ^ abcdefghijklm Смит, бакалавр; Содерблом, Луизиана; Биб, А.; Блисс, Д.; Бойс, Дж. М.; Брагич, А.; Бриггс, Джорджия; Браун, Р.Х.; Коллинз, ЮАР (4 июля 1986 г.). «Вояджер-2 в системе Урана: результаты научных исследований». Наука . 233 (4759): 43–64. Бибкод : 1986Sci...233...43S. дои : 10.1126/science.233.4759.43. PMID  17812889. S2CID  5895824.
  8. ^ abc Каркошка, Эрих (2001). «Комплексная фотометрия колец и 16 спутников Урана с помощью космического телескопа Хаббл». Икар . 151 (1): 51–68. Бибкод : 2001Icar..151...51K. дои : 10.1006/icar.2001.6596.
  9. ^ аб Ньютон, Билл; Тис, Филип (1995). Руководство для любительской астрономии. Издательство Кембриджского университета. п. 109. ИСБН 978-0-521-44492-7.
  10. ^ Гершель, WS (1 января 1788 г.). «О грузинской планете и ее спутниках». Философские труды Лондонского королевского общества . 78 : 364–378. Бибкод : 1788RSPT...78..364H. дои : 10.1098/rstl.1788.0024 .
  11. ^ Гершель, Уильям старший (1 января 1798 г.). «Об открытии четырех дополнительных спутников Георгия Сидуса. Объявлено о ретроградном движении его старых спутников и объяснена причина их исчезновения на определенных расстояниях от планеты». Философские труды Лондонского королевского общества . 88 : 47–79. Бибкод : 1798RSPT...88...47H. дои : 10.1098/rstl.1798.0005 . S2CID  186208735.
  12. ^ Струве, О. (1848). «Заметка о спутниках Урана». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 8 (3): 44–47. Бибкод : 1848MNRAS...8...43L. дои : 10.1093/mnras/8.3.43 .
  13. ^ Гершель, Джон (март 1834 г.). «О спутниках Урана». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 3 (5): 35–36. Бибкод : 1834MNRAS...3...35H. дои : 10.1093/mnras/3.5.35 .
  14. ^ Койпер, врач общей практики (1949). «Пятый спутник Урана». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 61 (360): 129. Бибкод : 1949PASP...61..129K. дои : 10.1086/126146 . S2CID  119916925.
  15. ^ Ласселл, В. (1852). «Beobachtungen der Uranus-Sateliten». Astronomische Nachrichten (на немецком языке). 34 : 325. Бибкод : 1852AN.....34..325.
  16. ^ Ласселл, В. (1851). «О внутренних спутниках Урана». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 12 :15–17. Бибкод : 1851MNRAS..12...15L. дои : 10.1093/mnras/12.1.15 .
  17. ^ Ласселл, В. (1848). «Наблюдения спутников Урана». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 8 (3): 43–44. Бибкод : 1848MNRAS...8...43L. дои : 10.1093/mnras/8.3.43 .
  18. ^ Лассел, В. (1850). «Яркие спутники Урана». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 10 (6): 135. Бибкод : 1850MNRAS..10..135L. дои : 10.1093/mnras/10.6.135 .
  19. ^ Ласселл, Уильям (декабрь 1851 г.). «Письмо Уильяма Лассела, эсквайра, в редакцию». Астрономический журнал . 2 (33): 70. Бибкод : 1851AJ......2...70L. дои : 10.1086/100198.
  20. ^ "Интернет-словарь Мерриам-Вебстера: Титания" . Мерриам-Вебстер. 2009 . Проверено 26 сентября 2009 г.
  21. ^ abcdefghijklm Гранди, WM; Янг, Лос-Анджелес; Спенсер-младший; Джонсон, RE; Янг, EF; Буи, М.В. (октябрь 2006 г.). «Распределение льдов H 2 O и CO 2 на Ариэле, Умбриэле, Титании и Обероне по данным наблюдений IRTF/SpeX». Икар . 184 (2): 543–555. arXiv : 0704.1525 . Бибкод : 2006Icar..184..543G. дои : 10.1016/j.icarus.2006.04.016. S2CID  12105236.
  22. ^ Несс, Норман Ф.; Акунья, Марио Х.; Беханнон, Кеннет В.; Бурлага, Леонард Ф.; Коннерни, Джон Э.П.; Леппинг, Рональд П.; Нойбауэр, Фриц М. (июль 1986 г.). «Магнитные поля Урана». Наука . 233 (4759): 85–89. Бибкод : 1986Sci...233...85N. дои : 10.1126/science.233.4759.85. PMID  17812894. S2CID  43471184.
  23. ^ Миллер, К.; Чановер, Нью-Джерси (март 2009 г.). «Разрешение динамических параметров покрытий Титании и Ариэля Умбриэлем в августе 2007 года». Икар . 200 (1): 343–346. Бибкод : 2009Icar..200..343M. дои : 10.1016/j.icarus.2008.12.010.
  24. ^ Арло, Дж.-Э.; Дюма, К.; Сикарди, Б. (декабрь 2008 г.). «Наблюдение затмения U-3 Титании U-2 Умбриэлем 8 декабря 2007 г. с помощью ESO-VLT». Астрономия и астрофизика . 492 (2): 599–602. Бибкод : 2008A&A...492..599A. дои : 10.1051/0004-6361:200810134 .
  25. ^ «Физические параметры планетарных спутников». Лаборатория реактивного движения (Динамика Солнечной системы) . Проверено 28 мая 2009 г.
  26. ^ Джейкобсон, РА; Кэмпбелл, Дж. К.; Тейлор, АХ; Синнотт, СП (июнь 1992 г.). «Массы Урана и его основных спутников по данным слежения за «Вояджером» и данным наземных спутников Урана». Астрономический журнал . 103 (6): 2068–2078. Бибкод : 1992AJ....103.2068J. дои : 10.1086/116211.
  27. ^ abcdef Хуссманн, Хауке; Сол, Фрэнк; Спон, Тилман (ноябрь 2006 г.). «Подповерхностные океаны и глубокие недра спутников внешних планет среднего размера и крупных транснептуновых объектов». Икар . 185 (1): 258–273. Бибкод : 2006Icar..185..258H. дои : 10.1016/j.icarus.2006.06.005.
  28. ^ «Новое исследование больших спутников Урана показывает, что 4 может содержать воду» . 4 мая 2023 г.
  29. ^ abcde Bell III, JF; МакКорд, ТБ (1991). Поиск спектральных единиц на спутниках Урана по изображениям цветности . Конференция по науке о Луне и планетах, 21, 12–16 марта 1990 г. Хьюстон, Техас, США: Институт наук о Луне и планетах. стр. 473–489. Бибкод : 1991LPSC...21..473B.
  30. ^ abcdefghi Plescia, JB (30 декабря 1987 г.). «История образования кратеров спутников Урана: Умбриэля, Титании и Оберона». Журнал геофизических исследований . 92 (A13): 14, 918–14, 932. Бибкод : 1987JGR....9214918P. дои : 10.1029/JA092iA13p14918. ISSN  0148-0227.
  31. ^ abc Буратти, Бонни Дж.; Мошер, Джоэл А. (март 1991 г.). «Сравнительное глобальное альбедо и цветные карты спутников Урана». Икар . 90 (1): 1–13. Бибкод : 1991Icar...90....1B. дои : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z. ISSN  0019-1035.
  32. ^ abcd USGS / IAU . «Содержание номенклатуры титании». Справочник планетарной номенклатуры . Астрогеология Геологической службы США . Проверено 23 февраля 2012 г.
  33. ^ Геологическая служба США / МАС (1 октября 2006 г.). «Гертруда на Титании». Справочник планетарной номенклатуры . Геологическая служба США Астрогеология. Архивировано из оригинала 27 мая 2012 г. Проверено 23 февраля 2012 г.
  34. ^ abcdef Крофт, СК (1989). Новые геологические карты спутников Урана Титания, Оберон, Умбриэль и Миранда . Труды лунных и планетарных наук . Том. 20. Институт лунных и планетарных наук, Хьюстон. п. 205С. Бибкод : 1989LPI....20..205C.
  35. ^ Стробелл, Мэн; Масурский, Х. (1987). «Новые особенности, обнаруженные на спутниках Луны и Урана». Тезисы докладов конференции по лунным и планетным наукам . 18 : 964–65. Бибкод : 1987LPI....18..964S.
  36. ^ abc 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. дои : 10.1051/0004-6361:20031515 .
  37. ^ abc Сквайрс, Юго-Запад; Рейнольдс, Рэй Т.; Саммерс, Одри Л.; Шунг, Феликс (1988). «Аккреционный нагрев спутников Сатурна и Урана». Журнал геофизических исследований . 93 (Б8): 8779–8794. Бибкод : 1988JGR....93.8779S. дои : 10.1029/JB093iB08p08779. hdl : 2060/19870013922 .
  38. ^ Хиллиер, Джон; Сквайрс, Стивен В. (август 1991 г.). «Тектоника термических напряжений на спутниках Сатурна и Урана». Журнал геофизических исследований . 96 (E1): 15, 665–15, 674. Бибкод : 1991JGR....9615665H. дои : 10.1029/91JE01401.
  39. ^ «НАСА заявляет, что 4 больших спутника Урана могут содержать воду» .
  40. ^ «Большие спутники Урана могут удерживать воду, результаты нового исследования» . 9 мая 2023 г.
  41. ^ Стоун, ЕС (30 декабря 1987 г.). «Встреча «Вояджера-2» с Ураном» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 92 (A13): 14 873–14 876. Бибкод : 1987JGR....9214873S. дои : 10.1029/JA092iA13p14873. ISSN  0148-0227.
  42. ^ Комитет по десятилетнему обзору планетарной науки и астробиологии; Совет космических исследований; Отдел инженерных и физических наук; Национальные академии наук, техники и медицины (2022 г.). Происхождение, миры и жизнь: десятилетняя стратегия планетологии и астробиологии на 2023–2032 годы. Вашингтон, округ Колумбия: Издательство национальных академий. дои : 10.17226/26522. ISBN 978-0-309-47578-5. S2CID  248283239.{{cite book}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  43. ↑ Марк Хофштадтер, «Наука о ледяных гигантах: аргументы в пользу орбитального корабля Урана», Лаборатория реактивного движения / Калифорнийский технологический институт, отчет для группы экспертов по десятилетнему исследованию планет-гигантов, 24 августа 2009 г.
  44. ^ Стивен Кларк «Уран и Нептун в поле зрения НАСА для новой роботизированной миссии», Spaceflight Now, 25 августа 2015 г.

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с Титанией (луной) .