Эта статья входит в число хороших статей

Титания (спутник)

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Не следует путать с одноимённым астероидом.
У этого термина существуют и другие значения, см. Титания.
Титания
Спутник Урана
Снимок «Вояджера-2»
Снимок «Вояджера-2»
Первооткрыватель Уильям Гершель[8]
Дата открытия 11 января 1787[1]
Орбитальные характеристики
Большая полуось 436 300 км[2]
Эксцентриситет 0,0011 (близка к круговой)[2]
Период обращения 8,706 суток[2]
Наклонение орбиты 0,079° (к экватору Урана)[2]
Физические характеристики
Диаметр 1576,8 ± 1,2 км (0,45 диаметра Луны)
Средний радиус 788,4 ± 0,6 км (0,1235 земного)[3]
Площадь поверхности 7,82 млн км²[комм. 1]
Масса 3,527 ± 0,09⋅1021 кг[4]
Плотность 1,711 ± 0,005 г/см³[3]
Объём 2 065 млн км³[комм. 2]
Ускорение свободного падения 0,379 м/с² (в 26 раз
меньше земного)[комм. 3]
Первая космическая скорость (v1) 546,4 м/с
Вторая космическая скорость (v2) 772,8 м/с
Период вращения вокруг оси синхронизирован (обращён к Урану одной стороной)[5]
Альбедо 0,35 (геометрическое) 0,17 (Бонда)[6]
Видимая звёздная величина 13,9[7]
Температура поверхности мин. 60 K (−213 °C)
ср. 66…77 K (−210… −196 °C)
макс. 89 K (−184 °C)[3]
Атмосфера менее 10-9—2⋅10-9 бар[3]
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Тита́ния — крупнейший спутник Урана и восьмой по размеру спутник в Солнечной системе. Открыт Уильямом Гершелем 11 января 1787 года (через шесть лет после открытия им Урана). Назван в честь королевы фей из произведения Уильяма Шекспира «Сон в летнюю ночь». Четвёртый по отдалённости от Урана среди пяти его крупных спутников[комм. 4]. Орбита Титании полностью находится внутри магнитосферы Урана[⇨].

Как и все крупнейшие спутники Урана, Титания, вероятно, образовалась из аккреционного диска, окружавшего планету во времена её формирования. Титания состоит из примерно равного количества камня и льда и, вероятно, дифференцирована на каменное ядро и ледяную мантию. На их границе, возможно, есть слой жидкой воды[⇨].

Поверхность Титании относительно тёмная с красноватым оттенком. Её рельеф был сформирован как ударами астероидов и комет, так и эндогенными процессами. Спутник покрыт многочисленными кратерами, достигающими 326 километров в диаметре. Вероятно, на Титании произошло раннее эндогенное восстановление поверхности, которое стёрло её старую, сильно испещрённую кратерами, поверхность. Поверхность Титании прорезана системой огромных каньонов и обрывов, образовавшихся при растяжении коры в результате расширения недр на раннем этапе её истории[⇨].

Инфракрасная спектроскопия, проведённая в 2001—2005 годах, показала наличие на поверхности Титании водяного льда и замёрзшего углекислого газа. Это указывает на то, что спутник может обладать незначительной сезонной атмосферой, состоящей из углекислого газа с атмосферным давлением около 10−13 бар[⇨].

Титанию, как и всю систему Урана, изучал с близкого расстояния только один космический аппарат — «Вояджер-2»[⇨].

Название[править | править код]

Титания была открыта Уильямом Гершелем 11 января 1787 года, в один день со вторым по величине спутником Урана — Обероном[1][9]. Позднее Гершель сообщил об открытии ещё четырёх спутников[10], но эти наблюдения оказались ошибочными[11]. В течение 50 лет после открытия Титанию и Оберон не наблюдал никто, кроме Гершеля[12], из-за слабой проницающей силы телескопов того времени. Сейчас эти спутники можно наблюдать с Земли с помощью любительских телескопов высокого класса[7].

Сравнительные размеры Земли, Луны и Титании.

Первоначально Титанию называли «Первым спутником Урана», а в 1848 году Уильям Лассел дал ей имя «Уран I»[13], хотя он иногда и использовал нумерацию Уильяма Гершеля, где Титания и Оберон именовались как Уран II и Уран IV соответственно[14]. Наконец, в 1851 году Лассел переименовал четыре известные на тот момент спутника римскими цифрами в порядке их удалённости от планеты, и с тех пор Титания носит имя Уран III[15].

Впоследствии все спутники Урана были названы в честь персонажей произведений Вильяма Шекспира и Александра Поупа. Титания получила своё название в честь Титании — королевы фей из пьесы «Сон в летнюю ночь»[16]. Наименования для всех четырёх известных на тот момент спутников Урана были предложены сыном Гершеля Джоном в 1852 году по просьбе Уильяма Лассела[17], который годом ранее обнаружил два других спутника — Ариэль и Умбриэль[18].

Титанию не следует путать со спутником Сатурна Титаном и одноимённым астероидом (593) Титания.

Орбита[править | править код]

Титания находится на расстоянии около 436 000 км от Урана. Это второй по удалённости среди пяти его крупных спутников[комм. 4]. Её орбита почти круговая и слабо наклонена к экватору Урана[2]. Орбитальный период составляет примерно 8,7 дней и совпадает с периодом вращения. Другими словами, Титания — синхронный спутник (всегда повёрнутый к Урану одной и той же стороной)[5].

Орбита Титании полностью находится внутри магнитосферы Урана[19], и потому с её ведомым полушарием постоянно сталкиваются частицы магнитосферной плазмы, которая движется по орбите намного быстрее Титании (с периодом, равным периоду осевого вращения Урана)[20]. Возможно, бомбардировка этими частицами и приводит к потемнению этого полушария, наблюдаемому у всех спутников Урана, кроме Оберона[19].

Так как Уран вращается вокруг Солнца «на боку», а с плоскостью его экватора примерно совпадает плоскость экватора (и орбиты) его крупных спутников, смена сезонов на них очень своеобразна. Северный и южный полюса Титании 42 года находятся в полной темноте и 42 года непрерывно освещены, причём на каждом из полюсов при летнем солнцестоянии Солнце почти достигает зенита[19]. Раз в 42 года, во время равноденствия на Уране, Солнце (и вместе с ним Земля) проходит через его экваториальную плоскость, и тогда можно наблюдать взаимные покрытия его спутников. Несколько таких явлений наблюдалось в 2007—2008 годах (в том числе покрытия Титании Умбриэлем 15 августа и 8 декабря 2007 года)[21][22].

Состав и внутреннее строение[править | править код]

Изображение Титании, полученное с помощью космической станции «Вояджер-2», на котором видны огромные трещины

Титания — самый большой и массивный спутник Урана и восьмой по массе спутник в Солнечной системе[комм. 5]. Её плотность (1,71 г/см3[4]) намного выше типичной плотности спутников Сатурна, из чего можно сделать вывод, что спутник состоит примерно наполовину из водяного льда и наполовину из тяжёлых неледяных составляющих[23], которые могут включать камень и органику[5]. С помощью инфракрасной спектроскопии, сделанной в 2001—2005 годах, наличие водяного льда на поверхности спутника было подтверждено[19]. Его полосы поглощения сильнее выражены на ведущем полушарии (направленном в сторону движения по орбите), чем на ведомом. Эта ситуация обратна наблюдаемой на Обероне[19]. Причины этой асимметрии неизвестны; предполагается, что они связаны с бомбардировкой поверхности заряженными частицами из магнитосферы Урана, которая воздействует именно на ведомое полушарие спутника[19]. Ионы могут распылять водяной лёд, разлагать метан, образующий со льдом газовый гидрат (клатрат), и другие органические вещества, образовывая тёмную, богатую углеродом, смесь веществ[19].

Кроме водяного льда, при помощи инфракрасной спектроскопии на Титании был обнаружен замёрзший углекислый газ. Он находится главным образом на ведомом полушарии[19]. Его происхождение не совсем понятно. Он мог образоваться на поверхности из карбонатов или органических веществ под влиянием солнечного ультрафиолетового излучения или ионов, прибывающих из магнитосферы Урана. Последнее может объяснить асимметрию в распределении диоксида углерода по поверхности спутника, потому что эти ионы бомбардируют именно ведомое полушарие. Другой возможный источник — дегазация водяного льда на поверхности Титании. В таком случае высвобождение CO2 могло бы быть связано с прошлой геологической активностью Титании[19].

Возможно, Титания дифференцирована на каменное ядро и ледяную мантию[23]. Если это так, то с учётом состава этого спутника можно рассчитать, что масса ядра составляет 58 % массы Титании, а его радиус — 66 % радиуса спутника (около 520 км). Давление в центре Титании — около 0,58 ГПа (5,8 кбар)[23]. Состояние ледяной мантии остаётся неясным. Если лёд содержит достаточное количество аммиака или другого антифриза, то на границе ядра и мантии может быть жидкий океан. Если он действительно существует, то его толщина может достигать 50 километров, с температурой около 190 К[23]. Однако модели внутренней структуры Титании сильно зависят от истории температурного режима спутника, которая плохо известна.

Поверхность[править | править код]

Титания. Подписаны некоторые детали рельефа

Среди крупных спутников Урана Титания по яркости находится посередине, между тёмными Обероном и Умбриэлем и светлыми Ариэлем и Мирандой[6]. Поверхность Титании демонстрирует сильный оппозиционный эффект: при увеличении фазового угла с 0° до 1° отражательная способность уменьшается с 35 % до 25 %. У Титании относительно низкое альбедо Бонда — около 17 %[6]. Она имеет красный оттенок, но менее сильный, чем у Оберона[24]. Однако свежие следы ударов на поверхности более синие, а гладкие равнины, расположенные на ведущем полушарии вблизи кратера Урсула[en] и вдоль некоторых грабенов, немного краснее[24][25]. Ведущее полушарие в целом краснее ведомого примерно на 8 %[26]. Это различие может быть связано с гладкими равнинами и быть случайным[24]. Вообще говоря, покраснение поверхности может быть следствием космической эрозии, вызванной бомбардировкой заряженными частицами и микрометеоритами на протяжении миллиардов лет[24]. Но в случае Титании покраснение ведущего полушария, скорее всего, связано с оседанием на нём пыли, поступающей, возможно, с внешних спутников Урана[26].

На Титании три основных типа деталей рельефа: кратеры, каньоны и уступы[27]. Она слабее испещрена кратерами, чем Оберон или Умбриэль, что говорит об относительной молодости её поверхности[25]. Диаметр кратеров достигает приблизительно 330 км. Такой размер имеют кратер Гертруда (самый большой наименованный кратер на спутниках Урана)[28] и один безымянный гипотетический кратер плохой сохранности (см. ниже)[25]. Некоторые кратеры (например, Урсула или Джессика) окружены яркими лучами выбросов водяного льда[5]. Все большие кратеры на Титании имеют плоское дно и центральную горку. Единственное исключение — кратер Урсула, в центре которого находится яма (возможно, меньший кратер)[25]. К западу от кратера Гертруда расположена область со сложным неправильным рельефом, именуемая «безымянным бассейном», которая может быть сильно разрушенным кратером с диаметром около 330 км[25].

Изученная часть поверхности спутника изрезана системой разломов и обрывов, являющихся результатом относительно недавней геологической активности. На ней много каньонов[29], представляющих собой грабены — опущенные участки поверхности между двумя параллельными разломами коры[5]. Грабены на Титании в среднем имеют ширину 20—50 км, глубину 2—5 км[5] и, вероятно, являются самыми молодыми деталями рельефа — они пересекают и кратеры, и гладкие равнины[29]. Самый большой из них — каньон Мессина[en] (лат. Messina Chasma), достигающий без малого 1500 км в длину и тянущийся от экватора почти до южного полюса[27]. Некоторые каньоны окружены светлыми лучевыми системами. По данным поляриметрических измерений, поверхность вокруг каньонов покрыта слоем пористого вещества. По одной из гипотез, это — водный иней, конденсировавшийся на поверхности после излияний жидкости из трещин. Обрывы, не связанные с каньонами, называют уступами (лат. Rupes), как, например, уступ Руссильон[en], находящийся возле кратера Урсула[27].

На снимках, сделанных космическим аппаратом «Вояджер-2», области вдоль некоторых обрывов и возле Урсулы на снимках с таким разрешением выглядят гладкими. Эти области, вероятно, появились гораздо позже большинства кратеров. Сглаживание ландшафта могло быть либо эндогенным (связанным с извержением жидкости — криовулканизмом), либо обусловлено выбросами из близлежащих кратеров[25].

Рельеф Титании определяется двумя противодействующими процессами: образованием ударных кратеров и эндогенным сглаживанием поверхности[29]. Первый процесс действовал на всей поверхности спутника в течение всей его истории. Второй процесс, тоже глобального характера, действовал не с самого начала[25]. Он стёр изначальный сильно кратерированный ландшафт, чем объясняется сегодняшняя редкость ударных кратеров на этом спутнике[5]. Позже, возможно, происходили дополнительные изменения поверхности, которые сформировали гладкие равнины[5]. Возможно, эти равнины — участки, покрытые выбросами из близлежащих кратеров[29]. Самые недавние эндогенные процессы были в основном тектоническими; они стали причиной появления каньонов — фактически гигантских трещин в ледяной коре. Растрескивание коры было вызвано глобальным расширением Титании примерно на 0,7 %[29].

Каньон Мессина — крупнейший из известных каньонов на Титании
Наименования деталей рельефа Титании[27][30] (взяты из произведений Шекспира)[31]
Наименование Названо в честь Тип Длина (диаметр), км Координаты
Каньон Бельмонт Бальмонт, Италия («Венецианский купец») Каньон 238 8°30′ ю. ш. 32°36′ в. д. / 8,5° ю. ш. 32,6° в. д. / -8.5; 32.6
Каньон Мессина[en] Мессина, Италия («Много шума из ничего») 1 492 33°18′ ю. ш. 335°00′ в. д. / 33,3° ю. ш. 335° в. д. / -33.3; 335
Уступ Руссильон[en] Руссильон, Франция («Всё хорошо, что хорошо кончается») Уступ 402 14°42′ ю. ш. 23°30′ в. д. / 14,7° ю. ш. 23,5° в. д. / -14.7; 23.5
Адриана Адриана («Комедия ошибок») Кратер 50 20°06′ ю. ш. 3°54′ в. д. / 20,1° ю. ш. 3,9° в. д. / -20.1; 3.9
Бона Бона («Генрих VI, часть 3») 51 55°48′ ю. ш. 351°12′ в. д. / 55,8° ю. ш. 351,2° в. д. / -55.8; 351.2
Кальпурния Кальпурния Пизонис («Юлий Цезарь») 100 42°24′ ю. ш. 291°24′ в. д. / 42,4° ю. ш. 291,4° в. д. / -42.4; 291.4 (Calphurnia crater)
Элеонора Элеонора Аквитанская («Король Иоанн») 74 44°48′ ю. ш. 333°36′ в. д. / 44,8° ю. ш. 333,6° в. д. / -44.8; 333.6
Гертруда Гертруда («Гамлет») 326 15°48′ ю. ш. 287°06′ в. д. / 15,8° ю. ш. 287,1° в. д. / -15.8; 287.1
Имогена Имогена («Цимбелин») 28 23°48′ ю. ш. 321°12′ в. д. / 23,8° ю. ш. 321,2° в. д. / -23.8; 321.2
Ира Ира («Антоний и Клеопатра») 33 19°12′ ю. ш. 338°48′ в. д. / 19,2° ю. ш. 338,8° в. д. / -19.2; 338.8
Джессика Джессика («Венецианский купец») 64 55°18′ ю. ш. 285°54′ в. д. / 55,3° ю. ш. 285,9° в. д. / -55.3; 285.9
Екатерина Екатерина («Генрих VIII») 75 51°12′ ю. ш. 331°54′ в. д. / 51,2° ю. ш. 331,9° в. д. / -51.2; 331.9
Лючетта Лючетта («Два веронца») 58 14°42′ ю. ш. 277°06′ в. д. / 14,7° ю. ш. 277,1° в. д. / -14.7; 277.1
Марина Марина («Перикл») 40 15°30′ ю. ш. 316°00′ в. д. / 15,5° ю. ш. 316° в. д. / -15.5; 316
Мопса Мопса («Зимняя сказка») 101 11°54′ ю. ш. 302°12′ в. д. / 11,9° ю. ш. 302,2° в. д. / -11.9; 302.2
Фрина Фрина («Тимон Афинский») 35 24°18′ ю. ш. 309°12′ в. д. / 24,3° ю. ш. 309,2° в. д. / -24.3; 309.2
Урсула[en] Урсула («Много шума из ничего») 135 12°24′ ю. ш. 45°12′ в. д. / 12,4° ю. ш. 45,2° в. д. / -12.4; 45.2
Валерия Валерия («Кориолан») 59 34°30′ ю. ш. 4°12′ в. д. / 34,5° ю. ш. 4,2° в. д. / -34.5; 4.2

Атмосфера[править | править код]

Инфракрасная спектроскопия, проведённая в 2001—2005 годах, показала наличие на поверхности Титании водяного льда и диоксида углерода. Это указывает на то, что спутник может обладать незначительной сезонной атмосферой, состоящей из углекислого газа с атмосферным давлением около 10−13 бар, такой же как у спутника Юпитера Каллисто[3]. Такие газы, как азот или метан, вряд ли могут присутствовать, потому что слабая гравитация Титании не может предотвратить их утечку в космическое пространство. При максимальной температуре в 89 К, достижимой во время летнего солнцестояния на Титании, давление насыщенных паров диоксида углерода составляет около 3 нбар[3].

8 сентября 2001 произошло покрытие Титанией яркой звезды (HIP 106829) с видимой величиной 7,2. Это событие позволило уточнить диаметр спутника и установить верхний предел плотности его атмосферы. Он оказался равным 10—20 нанобар. Таким образом, если атмосфера у Титании существует, то она намного разрежённее, чем у Тритона или Плутона. Однако эти измерения фактически не дали ничего нового, поскольку данный предел в несколько раз больше, чем максимально возможное давление углекислого газа у поверхности Титании[3].

Из-за специфической геометрии системы Урана полюса Титании получают больше солнечной энергии, чем её экватор[19]. Так как летучесть CO2 растёт с температурой[3], он может скапливаться в тропическом поясе Титании, где сможет стабильно существовать в виде льда на участках с высоким альбедо и в затенённых областях. Когда в одном полушарии лето, температура на полюсе достигает 85—90 К[19][3], диоксид углерода сублимируется и мигрирует на ночную сторону. Накопленный углекислый лёд может быть высвобожден частицами магнитосферной плазмы, которые распыляют его с поверхности. Считается, что Титания со времён своего формирования, произошедшего примерно 4,6 миллиардов лет назад, потеряла существенное количество диоксида углерода[19].

Происхождение и эволюция[править | править код]

Как и все крупные спутники Урана, Титания, вероятно, сформировалась из аккреционного диска газа и пыли, который либо существовал вокруг Урана в течение какого-то времени после формирования планеты, либо появился при огромном столкновении, которое, скорее всего, и дало Урану очень большой наклон оси вращения[32]. Точный состав диска неизвестен, однако относительно высокая плотность спутников Урана по сравнению со спутниками Сатурна указывает на то, что он содержал меньше воды[комм. 6][5]. Значительные количества углерода и азота могут находиться в виде CO и N2, а не в виде метана и аммиака[32]. Спутник, сформировавшийся из такого диска, должен содержать меньше водяного льда (с клатратами CO и N2) и больше каменистых пород, что объясняло бы его высокую плотность[5].

Образование Титании, вероятно, продолжалось несколько тысяч лет[32]. Её внешние слои разогревались под воздействием аккреции[33]. Максимальная температура (около 250 K) была на глубине около 60 километров[33]. После завершения формирования внешний слой остыл, а внутренний стал нагреваться из-за распада радиоактивных элементов в недрах[5]. Поверхностный слой за счёт охлаждения сжимался, в то время как нагревающийся внутренний — расширялся. Это вызвало в коре Титании сильное механическое напряжение, которое могло привести к образованию разломов. Возможно, именно так появилась существующая сейчас система каньонов. Этот процесс длился около 200 миллионов лет[34] и, следовательно, прекратился несколько миллиардов лет назад[5].

Тепла от изначальной аккреции и продолжавшегося далее распада радиоактивных элементов могло хватить для плавления льда в недрах, если в нём присутствовали какие-либо антифризы — аммиак или соль[33]. Таяние могло привести к отделению льда от камня и формированию каменного ядра, окружённого ледяной мантией. На их границе мог появиться слой жидкой воды, содержащей аммиак. Эвтектическая температура их смеси — 176 К[23]. Если температура океана опускалась ниже этого значения, то сейчас он замёрзший. Замерзание привело бы к его расширению, и это могло внести вклад в растрескивание коры и образование каньонов[25]. Однако про геологическую историю Титании известно довольно мало.

Космические исследования[править | править код]

Единственные имеющиеся изображения Титании крупным планом были получены «Вояджером-2» во время исследований системы Урана в январе 1986 года. Он сближался с Титанией на 365 200 км[35] и отснял её с разрешением около 3,4 километра (с лучшим были сняты только Миранда и Ариэль)[25]. Изображения покрывают 40 % поверхности, но только 24 % её сняты с точностью, требуемой для геологического картирования. Во время полёта Солнце освещало южное полушарие Титании (как и других спутников Урана). Таким образом, северное полушарие было в тени и не могло быть изучено[5].

Никакой другой космический аппарат никогда не посещал Уран или Титанию. Рассматриваются проекты таких миссий[36].

См. также[править | править код]

Комментарии[править | править код]

  1. ↑ Рассчитано в приближении шарообразной формы спутника по радиусу r таким образом: .
  2. ↑ Рассчитано в приближении шарообразной формы спутника по радиусу r таким образом: .
  3. ↑ Рассчитано в приближении шарообразной формы спутника по массе m, гравитационной постоянной G и радиусу r таким образом: .
  4. ↑ 1 2 Пять крупнейших спутников Урана: Миранда, Ариэль, Умбриэль, Титания и Оберон. Все остальные значительно меньших размеров.
  5. ↑ Семь спутников, более массивных, чем Титания: Ганимед, Титан, Каллисто, Ио, Луна, Европа, Тритон[2].
  6. ↑ Например, Тефия — спутник Сатурна — имеет плотность 0,97 г/см³, что указывает на то, что он более чем на 90 % состоит из воды[19].

Примечания[править | править код]

  1. ↑ 1 2 Herschel, William. An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet (англ.) // Philosophical Transactions of the Royal Society of London. — 1787. — Vol. 77. — P. 125—129. — doi:10.1098/rstl.1787.0016. — JSTOR 106717.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Дата обращения: 6 марта 2013. Архивировано 22 августа 2011 года.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Widemann T.; Sicardy B.; Dusser R.; et al. Titania’s radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2008. — Vol. 199, no. 2. — P. 458—476. — doi:10.1016/j.icarus.2008.09.011. — JSTOR 2009Icar..199..458W. Архивировано 25 июля 2014 года.
  4. ↑ 1 2 Jacobson R. A.; Campbell J. K.; Taylor A. H. and Synnott S. P. The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 1992. — Vol. 103, no. 6. — P. 2068—2078. — doi:10.1086/116211. — Bibcode: 1992AJ....103.2068J.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Smith B. A.; Soderblom L. A.; Beebe A.; et al. Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results (англ.) // Science. — 1986. — Vol. 233, no. 4759. — P. 97—102. — doi:10.1126/science.233.4759.43. — Bibcode: 1986Sci...233...43S. — PMID 17812889.
  6. ↑ 1 2 3 Karkoschka E. Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2001. — Vol. 151. — P. 51—68. — doi:10.1006/icar.2001.6596. — Bibcode: 2001Icar..151...51K.
  7. ↑ 1 2 Newton, Bill; Teece, Philip. The guide to amateur astronomy. — Cambridge: Cambridge University Press, 1995. — P. 109. — ISBN 978-0-521-44492-7.
  8. ↑ Berry A. A Short History of Astronomy (брит. англ.) — London: John Murray, 1898.
  9. ↑ Herschel, William. On the Georgian Planet and Its Satellites (англ.) // Philosophical Transactions of the Royal Society of London. — 1788. — Vol. 78. — P. 364—378. — doi:10.1098/rstl.1788.0024. — Bibcode: 1788RSPT...78..364H.
  10. ↑ Herschel, William. On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus; The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained (англ.) // Philosophical Transactions of the Royal Society of London. — 1798. — Vol. 88. — P. 47—79. — doi:10.1098/rstl.1798.0005. — Bibcode: 1798RSPT...88...47H.
  11. ↑ Struve O. Note on the Satellites of Uranus (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1848. — Vol. 8, no. 3. — P. 44—47. — doi:10.1093/mnras/8.3.43. — Bibcode: 1848MNRAS...8...43..
  12. ↑ Herschel, John. On the Satellites of Uranus (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1834. — Vol. 3, no. 5. — P. 35—36. — doi:10.1093/mnras/3.5.35. — Bibcode: 1834MNRAS...3Q..35H. — JSTOR 106717.
  13. ↑ Lassell W. Observations of Satellites of Uranus (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1848. — Vol. 8, no. 3. — P. 43—44. — doi:10.1093/mnras/8.3.43. — Bibcode: 1848MNRAS...8...43..
  14. ↑ Lassell W. Bright Satellites of Uranus (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1850. — Vol. 10, no. 6. — P. 135. — doi:10.1093/mnras/10.6.135. — Bibcode: 1850MNRAS..10..135L.
  15. ↑ Lassell W. Letter from William Lassell, Esq., to the Editor (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 1851. — Vol. 2, no. 33. — P. 70. — doi:10.1086/100198. — Bibcode: 1851AJ......2...70L.
  16. ↑ Kuiper G. P. The Fifth Satellite of Uranus (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1949. — Vol. 61, no. 360. — P. 129. — doi:10.1086/126146. — Bibcode: 1949PASP...61..129K.
  17. ↑ Lassell W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten (англ.) // Astronomische Nachrichten. — Wiley-VCH, 1852. — Vol. 34. — P. 325. — Bibcode: 1852AN.....34..325..
  18. ↑ Lassell W. On the interior satellites of Uranus (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1851. — Vol. 12. — P. 15—17. — Bibcode: 1851MNRAS..12...15L.
  19. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Grundy W. M.; Young L. A.; Spencer J. R.; et al. Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2006. — Vol. 184, no. 2. — P. 543—555. — doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016. — Bibcode: 2006Icar..184..543G. — arXiv:0704.1525.
  20. ↑ Ness N. F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Magnetic Fields at Uranus (англ.) // Science. — 1986. — Vol. 233, no. 4759. — P. 85—89. — doi:10.1126/science.233.4759.85. — Bibcode: 1986Sci...233...85N. — PMID 17812894.
  21. ↑ Miller C.; Chanover N. J. Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2009. — Vol. 200, no. 1. — P. 343—346. — doi:10.1016/j.icarus.2008.12.010. — Bibcode: 2009Icar..200..343M.
  22. ↑ Arlot J.-E.; Dumas C.; Sicardy B. Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2008. — Vol. 492, no. 2. — P. 599—602. — doi:10.1051/0004-6361:200810134. — Bibcode: 2008A&A...492..599A.
  23. ↑ 1 2 3 4 5 Hussmann H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2006. — Vol. 185, no. 1. — P. 258—273. — doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. — Bibcode: 2006Icar..185..258H. Архивировано 11 октября 2007 года.
  24. ↑ 1 2 3 4 Bell III J. F.; McCord T. B. A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images (англ.) // Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990. — Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1991. — P. 473—489. Архивировано 3 мая 2019 года.
  25. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Plescia J. B. Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon (англ.) // Journal of Geophysical Research  (англ.) (рус.. — 1987. — Vol. 92, no. A13. — P. 14918—14932. — doi:10.1029/JA092iA13p14918. — Bibcode: 1987JGR....9214918P.
  26. ↑ 1 2 Buratti B. J.; Mosher, Joel A. Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1991. — Vol. 90. — P. 1—13. — doi:10.1016/0019-1035(91)90064-Z. — Bibcode: 1991Icar...90....1B.
  27. ↑ 1 2 3 4 Target: Titania (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Дата обращения: 6 марта 2013. Архивировано 21 октября 2022 года.
  28. ↑ Gertrude. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Дата обращения: 3 июня 2009. Архивировано 20 сентября 2022 года.
  29. ↑ 1 2 3 4 5 Croft S. K. New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda (англ.) // Proceeding of Lunar and Planetary Sciences. — Houston: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1989. — Vol. 20. — P. 205C. Архивировано 31 августа 2017 года.
  30. ↑ Titania: craters (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Дата обращения: 25 октября 2022. Архивировано 8 сентября 2022 года.
  31. ↑ Strobell M. E.; Masursky H. New Features Named on the Moon and Uranian Satellites (англ.) // Abstracts of the Lunar and Planetary Science. — 1987. — Vol. 18. — P. 964—965. — Bibcode: 1987LPI....18..964S.
  32. ↑ 1 2 3 Mousis O. Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula — Implications for regular satellite composition (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2004. — Vol. 413. — P. 373—380. — doi:10.1051/0004-6361:20031515. — Bibcode: 2004A&A...413..373M.
  33. ↑ 1 2 3 Squyres S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix. Accretional heating of satellites of Saturn and Uranus (англ.) // Journal of Geophysical Research  (англ.) (рус.. — 1988. — Vol. 93, no. B8. — P. 8779—8794. — doi:10.1029/JB093iB08p08779. — Bibcode: 1988JGR....93.8779S.
  34. ↑ Hillier J.; Squyres, Steven. Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus (англ.) // Journal of Geophysical Research  (англ.) (рус.. — 1991. — Vol. 96, no. E1. — P. 15665—15674. — doi:10.1029/91JE01401. — Bibcode: 1991JGR....9615665H.
  35. ↑ Stone E. C. The Voyager 2 Encounter With Uranus (англ.) // Journal of Geophysical Research  (англ.) (рус.. — 1987. — Vol. 92, no. A13. — P. 14873—14876. — doi:10.1029/JA092iA13p14873. — Bibcode: 1987JGR....9214873S.
  36. ↑ Clark, Stephen. Uranus, Neptune in NASA’s sights for new robotic mission (англ.). Spaceflight Now (25 августа 2015). Дата обращения: 2 декабря 2019. Архивировано 7 ноября 2019 года.

Ссылки[править | править код]

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Титания_(спутник)&oldid=135059910