Спутник урана титания кратко
Обновлено: 30.06.2024
Тита́ния — крупнейший спутник Урана и восьмой по массивности спутник в Солнечной системе. Титания была открыта Уильямом Гершелем 11 января 1787 (через шесть лет после открытия им Урана). Орбита спутника полностью находится внутри магнитосферы Урана.
Содержание
Название
Наименование одного из спутников Урана — Титании — было предложено сыном У. Гершеля Джоном Гершелем в 1852 г. вместе с наименованиями других, известных на тот момент, четырёх спутников Урана. Идея дать наименования спутникам Урана возникла после открытия Ариэля и Умбриэля [1] Уильямом Ласселлом, который и обратился с этим вопросом к Джону Гершелю [2] .
Титанию не следует путать со спутником Сатурна Титаном и одноимённым астероидом (593) Титания.
Орбита
Спутник Титания расположен на орбите Урана на расстоянии около 436 000 км., и является вторым по отдаленности среди пяти основных спутников Урана. Орбита Титании имеет небольшой наклон относительно экватора Урана [4] . Орбитальный период составляет примерно 8,7 дней и совпадает с периодом вращения. Другими словами, Титания — синхронный спутник Урана, всегда повернутый к нему одной и той же стороной [5] .
Орбита Титании полностью находится внутри магнитосферы Урана [6] и потому полушарие, находящееся в стороне, обратной движению спутника по орбите, деформируется магнитосферной плазмой, которая также вращается вокруг планеты [7] . Данная бомбардировка приводит к затемнению данного полушария, что наблюдается практически у всех спутников Урана за исключением разве что Оберона [6] .
Состав и внутреннее строение
Изображение Титании, полученное с помощью космической станции Вояджер-2, на котором видны огромные трещины.
Титания — самый большой и массивный спутник Урана и занимает 8 место по массе в Солнечной системе. Его плотность 1,71 г/см 3 [9] , которая намного выше типичной плотности спутников Урана, из чего можно сделать вывод, что спутник состоит предположительно, на 50 % из водного льда [10] , на 30 % из горных пород и на 20 % из соединений метана [5] . С помощью инфракрасной спектроскопии, сделанной в 2001-2005 годах было подтверждено наличие водного льда на поверхности спутника [6] . Абсорбции водного льда сильнее выражены на ведущем полушарии (направленном в сторону движения спутника по орбите), чем на обратном полушарии. На Обероне, наоборот, полушарие, направленное в противоположную движению спутника по орбите сторону, содержит большее количество водного льда [6] . Причины данной асимметрии неизвестны и предполагается, что они связаны с бомбардировкой поверхности ионами из магнитосферы Урана, которая более сильно воздействует именно на полушарие спутника, направленное в противоположную от его движения по орбите сторону [6] . Ионы могут распылять водный лед, разлагая метан, находящийся внутри льда в качестве газового гидрата (клатрата), и заменяя его другими органическими веществами, оставляя за собой участки, богатые углеродом [6] .
Помимо воды, другое вещество, идентифицированное при помощи инфракрасной спектроскопии — это углекислый газ, который расположен, главным образом, на полушарии Титании, направленном в сторону, противоположную его движению по орбите [6] . Происхождение углекислого газа для научного мира остается абсолютно не ясным. Он мог быть произведен непосредственно на Титании из карбонатов или органических веществ под влиянием солнечного ультрафиолетового излучения или ионов, прибывающих из магнитосферы Урана. Последнее объясняло бы асимметрию в распределении углекислого газа по поверхности спутника, потому что полушарие, направленное противоположно движению орбиты, подвергается более сильному магнитосферному воздействию, чем другое полушарие. Другим возможным источником может являться дегазация исконного CO2, находящегося внутри водного льда на поверхности Титании. В таком случае, высвобождение CO2 могло бы быть связано с прошлой геологической активностью Титании [6] .
Титания может быть преобразована в каменное ядро, окруженное ледяной мантией [10] . Если это утверждение верно, то изучив состав спутника Урана, можно высчитать, что радиус ядра (520 км.) составляет приблизительно 66% от его общего радиуса, а его масса ядра приблизительно равна 58% от массы Титании. Давление в центре Титании составляет примерно 0,58 ГПа (5,8 кбар) [10] . Текущее состояние ледяной мантии остается неясным. Если лёд содержит достаточное количество аммиака или любого другого антифриза, то у Титании может иметься слой жидкого океана на границе мантии с ядром. Толщина данного океана, если он существует, может доходить до 50 километров, а его температура составит около 190 К [10] . Однако, существующая внутренняя структура Титании во многом зависит от термальной истории спутника.
Поверхность
Среди всех крупных спутников Урана, Титания по яркости находится посередине между темными Обероном и Умбриэлем и светлыми Ариэлем и Мирандой [11] . Поверхность Титании обладает высокой отражательной способностью: отражение уменьшается на 35 % при угле сдвига фаз в 0° (геометрическое альбедо) и на 25 % под углом приблизительно в 1°. У Титании относительно низкое альбедо Бонда, которое приблизительно равно 17 % [11] . Поверхность у Титании относительно темная с красным оттенком (менее красная, чем поверхность Оберона) [12] , и, кажется, была сформирована благодаря внутренним воздействиям и эндогенным процессам. Однако, свежие следы ударов на поверхности более синие, а гладкие равнины, расположенные на полушарии, повернутом в сторону вращения спутника по орбите, вблизи от кратера Урсула и вдоль некоторых грабенов — немного краснее [12] [13] . Может существовать асимметрия между полушарием, направленным в сторону движения орбиты и полушарием, направленным против движения [14] — первое кажется краснее последнего на 8 %. Однако, эти различия в красном оттенке полушарий могут быть связаны с гладкими равнинами и быть случайными [12] . Покраснение поверхности, вероятно является следствием космической эррозии, вызванной бомбардировкой заряженными частицами и микрометеоритами возрастом с солнечную систему [12] . Однако, более вероятное предположение асимметричного цвета Титании, скорее всего, связано с увеличением красноватого вещества, поступающего из внешней части системы Урана, вероятно от нерегулярных спутников, которое расположилось бы преимущественно на полушарии, повернутом в сторону движения орбиты [14] .
Наиболее многочисленны мелкие ударные кратеры, образовавшиеся в более поздние геологические эпохи. Это говорит о том, что Титания когда-то обладала высокой геологической активностью и, вероятно, подверглась раннему эндогенному воздействию, стёршему большую часть древних кратеров.
Геология Титании находится под влиянием двух конкурирующих процессов: формированием ударных кратеров и эндогенным восстановлением поверхности [17] . Первый процесс действовал на всей поверхности спутника в течение его истории. Последний процесс также приобретает глобальный характер, но активизировался он уже после формирования Титании [13] . Данные процессы стёрли изначальный в основном кратерный ландшафт, чем объясняется редкость ударных кратеров на поверхности спутника, которую можно наблюдать сегодня [5] . Доолнительные этапы изменения поверхности, возможно произошли позже и привели к формированию гладких равнин [5] . Гладкие равнины могли так же образоваться вследствие выброса поверхностного слоя из близлежащих кратеров [17] . Последние эндогенные процессы, большей частью изменившие архитектуру естественного развития, стали причиной образования каньонов, которые фактически являются гигантскими трещинами в ледяной корке. Растрескивание коры было вызвано глобальным расширением Титании примерно на 0,7 % [17] .
| Наименование | Названо в честь | Тип | Длина (диаметр), км | Координаты |
|---|---|---|---|---|
| Каньон Бельмонт | Бальмонт, Италия (Венецианский купец) | Каньон | 238 | -8.5 , 32.6 8°30′00″ ю. ш. 32°36′00″ в. д. / -8.5 , 32.6 (G) (O) |
| Каньон Мессина | Мессина, Италия (Много шума из ничего) | 1,492 | -33.3 , 335 33°17′59.99″ ю. ш. 335°00′00″ в. д. / -33.3 , 335 (G) (O) | |
| Рупес Руссильон | Руссильон, Франция (Все хорошо, что хорошо кончается) | Рупес | 402 | -14.7 , 23.5 14°42′00″ ю. ш. 23°30′00″ в. д. / -14.7 , 23.5 (G) (O) |
| Адриана | Адриана (Комедия ошибок) | Кратер | 50 | -20.1 , 3.9 20°06′00″ ю. ш. 3°54′00″ в. д. / -20.1 , 3.9 (G) (O) |
| Бона | Бона (Генри VI, Часть 3) | 51 | -55.8 , 351.2 55°48′00″ ю. ш. 351°12′00″ в. д. / -55.8 , 351.2 (G) (O) | |
| Кальпурния | Кальпурния Пизонис (Юлий Цезарь) | 100 | -42.4 , 291.4 ( Calphurnia crater ) 42°24′00″ ю. ш. 291°24′59.99″ в. д. / -42.4 , 291.4 (G) (O) | |
| Элеонора | Элеонора Аквитанская (Король Иоанн) | 74 | -44.8 , 333.6 44°48′59.99″ ю. ш. 333°36′00″ в. д. / -44.8 , 333.6 (G) (O) | |
| Гертруда | Гертруда (Гамлет) | 326 | -15.8 , 287.1 15°48′00″ ю. ш. 287°06′00″ в. д. / -15.8 , 287.1 (G) (O) | |
| Имогена | Имогена (Цимбелин) | 28 | -23.8 , 321.2 23°48′00″ ю. ш. 321°12′00″ в. д. / -23.8 , 321.2 (G) (O) | |
| Ира | Ира (Антоний и Клеопатра) | 33 | -19.2 , 338.8 19°12′00″ ю. ш. 338°48′00″ в. д. / -19.2 , 338.8 (G) (O) | |
| Джессика | Джессика (Венецианский купец) | 64 | -55.3 , 285.9 55°18′00″ ю. ш. 285°54′59.99″ в. д. / -55.3 , 285.9 (G) (O) | |
| Екатерина | Екатерина (Генри VIII) | 75 | -51.2 , 331.9 51°12′00″ ю. ш. 331°54′59.99″ в. д. / -51.2 , 331.9 (G) (O) | |
| Лючетта | Лючетта (Два джентельмена из Вероны) | 58 | -14.7 , 277.1 14°42′00″ ю. ш. 277°06′00″ в. д. / -14.7 , 277.1 (G) (O) | |
| Марина | Марина (Перикл) | 40 | -15.5 , 316 15°30′00″ ю. ш. 316°00′00″ в. д. / -15.5 , 316 (G) (O) | |
| Мопса | Мопса (Зимняя сказка) | 101 | -11.9 , 302.2 11°54′00″ ю. ш. 302°12′00″ в. д. / -11.9 , 302.2 (G) (O) | |
| Фрина | Фрина (Тимон Афинский) | 35 | -24.3 , 309.2 24°18′00″ ю. ш. 309°12′00″ в. д. / -24.3 , 309.2 (G) (O) | |
| Урсула | Урсула (Много шума из ничего) | 135 | -12.4 , 45.2 12°24′00″ ю. ш. 45°12′00″ в. д. / -12.4 , 45.2 (G) (O) | |
| Валерия | Валерия (Кориолан) | 59 | -34.5 , 4.2 34°30′00″ ю. ш. 4°12′00″ в. д. / -34.5 , 4.2 (G) (O) |
Атмосфера
Инфракрасная спектроскопия, проводимая с 2001 до 2005, показала наличие водного льда, а также углекислого газа на поверхности Титании, из-за чего возникло предположение, что спутник может обладать незначительной сезонной атмосферой, состоящей из углекислого газа с атмосферным давлением около одной 10-триллионной бара, такой же как у спутника Юпитера Каллисто [20] . Другие газы, такие как, например, азот или метан вряд ли смогут присутствовать ввиду того, что слабая гравитация Титании не может предотвратить их утечку в космическое пространство. При максимальной температуре в 89 К, достижимой во время летнего солнцестояния Титании, давление насыщенных паров двуокиси углерода составляет около 3 нбар [20] .
8 сентября 2001 произошло покрытие Титанией яркой звезды (HIP106829) с видимой величиной 7,2; это событие позволило уточнить диаметр и выявить сохранившуюся атмосферу у спутника. Измерения, проводимые во время затемнения звезды Титанией, обозначили верхний предел атмосферного давления при любой возможной атмосфере в 10–20 нанобар, и, если атмосфера существует, то ее слой гораздо тоньше слоя атмосферы Тритона или Плутона. Верхний предел атмосферного давления выше максимально возможного поверхностного давления углекислого газа, а это означает, что место измерения существенно не влияет на параметры атмосферы [20] .
При специфической геометрии системы Урана полюса получают больше солнечной энергии, чем экватор [6] . Так как давление CO2 зависимо от температуры [20] , то это может привести к скоплению углекислого газа в тропическом поясе Титании, где он сможет существовать на участках с высоким альбедо и затененных областях в форме льда. Летом, когда температура на одном полюсе достигает 85-90 К [6] [20] , двуокись углерода сублимируется и мигрирует к противоположному полюсу и на экваториальные регионы, давая начало геохимическому циклу углерода. Накопленный во льду углекислый газ может быть высвобожден магнитосферными частицами, которые распыляют его с поверхности. Ученые считают, что Титания с начала своего формирования, произошедшего примерно 4,6 миллиардов лет назад, потеряла существенное количество углекислого газа [6] .
Происхождение и эволюция
Как и все главные спутники Урана, Титания, вероятно, сформировалась из аккреционного диска или подтуманности. Диск газа и пыли либо существовал вокруг Урана в течение какого-то времени после формирования планеты либо был создан при помощи огромного воздействия, которое, скорее всего, и дало Урану небольшой наклон [21] . Точный состав туманности неизвестен, однако относительно высокая плотность Титании и других спутников Урана, по сравнению со спутниками Сатурна, дает право предположить, что она содержала в себе мало воды [5] . Значительные количества азота и углерода могут находиться в виде окиси углерода и азота, а не в виде аммиака и метана [21] . Спутники, образующиеся в таких туманностях, будут содержать меньше воды, льда (с CO и N2, удерживающимися как клатраты) и большее количество каменных пород, что объясняло бы высокую плотность [5] .
Образование Титании, вероятно, происходило в течение нескольких тысяч лет [21] . Сжатие частиц, сопровождавшее образование, вызывало нагревание наружного слоя спутника [22] . Максимальная температура (около 250 Кельвинов) была достигнута на глубине приблизительно в 60 километров [22] . После завершения формирования внешний слой остыл в то время как внутренний стал нагреваться из-за распада радиоактивных элементов, существующих в его недрах [5] . Поверхностный слой за счет охлаждения сокращался в то время как нагревающийся внутренний расширялся. Это вызвало обширные пространственные изменения коры Титании, сопровождавшиеся многочисленными разломами. Длившийся около 200 миллионов лет процесс, вероятнее всего, привел к созданию некоторых существующих каньонов [23] , с учетом того, что эндегенная деятельность на Титании прекратилась несколько миллиардов лет назад [5] .
Исследования
Спутник Урана, Титания, снятый космическим аппаратом Вояджер-2 24 января 1986 года на расстоянии 500 000 километров.
Никакой другой космический аппарат никогда не посещал Уран или Титанию, не планируются посещения и в обозримом будущем. Одна из возможностей исследования рассматривается при втором продлении миссии Кассини-Гюйгенса и отправлении его к Урану, другая идея была — в создании орбитального зонда Урана в 2010 году. Уран так же был рассмотрен в рамках одной из траекторий в концепции создания Инновационного межзвездного исследователя (Innovative Interstellar Explorer).
Уран располагает 27-ю спутниками, среди которых есть крошечные и отдаленные, а также крупные. Титания – один из первых спутников, который должны были заметить. Наименовали в честь королевы фей.
Обнаружение и имя
В 1787 году спутник Урана Титания нашел Уильям Гершель. Это случилось в один день с обнаружением Оберона. Правда ученый говорил, что видит еще спутники, но подтвердить это не удалось. В следующие 50 лет только Гершель и сможет следить за этими лунами. В 1848 году Титанию называл Уран I Уильям Ласселл.
В 1851 году Ласселл решил вести отсчет спутников, используя в качестве имен римские цифры. В 1852 году Джон Гершель предложил использовать героев Шекспира и спутник стал Титанией, которая была королевой фей.
Размер, масса и орбита
Сравнительные размеры основных спутников Урана
Таким образом вы узнали, спутником какой планеты является Титания.
Основные параметры спутника Титания
Обладает небольшим эксцентриситетом, а орбитальный период охватывает 8.7 дней, что совпадает с периодом вращения. То есть, спутник Титания прибывает в гравитационном блоке с планетой Уран. Также проходит сквозь экстремальные сезонные изменения.
Состав и поверхность
Представлена равным соотношением скал и льда. Это подтверждает и плотность в 1.71 г/см 3 . О льде узнали благодаря спектроскопическому обзору в 2001-2005 гг.
Уран и его 5 главных спутников. Титан – дальний слева
По структуре обладает скалистым ядром, вокруг которого концентрируется ледяная мантия. Если так, то радиус ядра – 520 км (66% лунного радиуса и 58% ее массы). О состоянии мантии мало информации. Но при необходимом аммиачном объеме между ней и ядром может существовать океан в жидком состоянии с толщиной в 50 км и температурным показателем – 190 К.
Нет никаких надежд, что при таких условиях Титания могла сохраниться жизнь. Но есть шанс на гидротермальные вентиляционные отверстия, где жизнь могла бы выжить ближе к ядру. Внутренняя структура основывается на тепловой истории, о которой мы мало знаем.
Единственные фото спутника Титания вблизи добыты аппаратом Вояджер-2, пролетевшем мимо спутника в 1986 году. Кадры охватили лишь 40% поверхности и только 24% отобразили с качеством, позволяющим создать карту геологии.
К тому же период полета совпал с летним солнцестоянием на южной стороне, поэтому все северное пребывало во тьме. Больше к Урану и его лунам никто не летал.
Интересные факты
Этот спутник стоит на середине по шкале яркости, отмечая контраст между Обероном и Умбриэль. Поверхность красная, но в местах свежего воздействия – синяя. Можно отметить небольшое количество кратерных шрамов, что говорит о молодости поверхности.
На геологию влияют ударные кратеры и эндогенные всплытия. Первое сопровождало луну всю ее историю, а второе присоединилось лишь уже после формирования. Ученые вывели три класса геологической активности: кратеры, разломы и каньоны.
Кратеры способны охватить от нескольким км до 326 км (Гертруда). На поверхности много разломов, а в некоторых местах следуют два параллельных уклона, формируя каньон. В диаметре – 20-50 км, а по глубине – 2-5 км. Наиболее примечательный – Мессина-Чазма, вытягивающийся на 1500 км от экваториальной линии к южному полюсу.
Вояджер-2 отследил кратеры, длинные уступы и масштабные разломы на коре Титании
Все особенности также назвали в честь персонажей Шекспира. Есть кратеры Гертруда, Урсула, Имоген. На поверхности присутствует двуокись углерода, что говорит о слабой сезонной атмосфере СО2. Азоту и метану не удержаться, потому что на спутнике не хватает гравитации.
Факты о спутнике Титания
Как и в случае с кольцами и другими крупными лунами Урана, Титания вращается вблизи экваториальной плоскости своей планеты. Это означает, что луны разделяют экстремальный сезонный цикл Урана из – за того, что каждый полюс испытывает постоянную ночь или день в течение половины Уранского года — что составляет 42 земных года!
Ученые считают, что Титания, как и все крупные луны Урана, вероятно, состоит примерно из половины льда и половины скалистого материала. Состоит из скалистого ядра и ледяной мантии. Возможно, что тонкий жидкий океан может существовать между мантией и ядром, если существует достаточное количество аммиака и тепла от ядра.
Поверхность Титании преимущественно серая с легким красным оттенком (но меньше, чем у спутника Оберон), со свежими кратерами, кажущимися слегка голубыми.
Титания имеет меньшую плотность кратеров, чем спутники Оберон и Умбриэль. Это означает, что она имеет более молодую поверхность, но ее самый большой кратер под названием Гертруда имеет более 325 км в диаметре.
Помимо кратеров, другой важной геологической особенностью Титании является ряд колоссальных разломов, утесов и широких каньонов, самый длинный из которых называется Мессинская пропасть и простирается почти на 1500 км!
Углекислый газ был обнаружен на затененных или более холодных поверхностях Титании, что означает, что спутник может испытывать чрезвычайно тонкую, сезонную атмосферу СО2.
Есть также некоторые относительно гладкие равнины, которые, вероятно, являются более молодыми поверхностями и, возможно, были сформированы путем шлифования внутренней жидкостью.
Орбита Титании полностью находится в магнитосфере Урана, в результате чего ее поверхность защищена от солнечных ветров, но также подвергается воздействию магнитной плазмы Урана, которая, как полагают, приводит к потемнению его задней полусферы.
Считается, что Титания образовалась миллиарды лет назад из аккреционного диска, окружавшего вновь сформированный Уран. Возможно, даже из обломков от колоссального удара, который перевернул Уран на бок.
Единственный зонд, который посетил систему Урана (и ее спутники), был космический аппарат Voyager 2 в 1986 году, где ему удалось сфотографировать 40% поверхности Титании во время короткого полета.
К сожалению, нет никаких планов на будущие миссии, для посещения Урана и его спутников.
Титания является самой большой из пяти сферических лун Урана и 8 -й по величине Луны в Солнечной системе. Титания была названа в честь королевы фей из “Сна в летнюю ночь” Шекспира. Похожая по внешнему виду на несколько других сферических лун Урана, Титания сильно изрыта кратерами с обширной системой огромных каньонов и склонов, пересекающих ее поверхность.
Читайте также: