Титания (спутник)

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Титания
спутник Урана
Titania.jpg

Снимок «Вояджера-2»

Дата открытия

11 января 1787

Орбитальные характеристики
Большая полуось

435 910 км

Эксцентриситет

0,0011 (близка к круговой)

Период обращения

8,71 дня

Наклонение орбиты

0,34° (к экватору Урана)

Физические характеристики
Диаметр

1576,8 км (0,45 диаметра Луны)

Площадь поверхности

7,82 млн км²

Масса

3,527·1021 кг

Плотность

1,711 г/см³

Ускорение свободного падения

0,38 м/с² (в 26 раз
меньше земного)

Период вращения вокруг своей оси

синхронизирован (обращён к Урану одной стороной)

Наклон осевого вращения

~ 0

Альбедо

0,21

Температура поверхности

70 К (−203 °C)

Атмосфера

отсутствует

Commons-logo.svg Титания на Викискладе
Информация в Викиданных

Тита́ния — крупнейший спутник Урана и восьмой по размеру спутник в Солнечной системе, имеющий диаметр 1578 км. Её открыл Уильям Гершель 11 января 1787 года (через шесть лет после открытия им Урана). Спутник был назван Титанией, в честь королевы фей в произведении Уильяма Шекспира "Сон в летнюю ночь" Орбита спутника полностью находится внутри магнитосферы Урана.


Название[править | править вики-текст]

Имя этого спутника (как и других трёх известных тогда спутников Урана) предложил в 1852 году сын его первооткрывателя — Джон Гершель. Он сделал это по просьбе Уильяма Ласселла[1], который годом раньше открыл Ариэль и Умбриэль[2].

Все спутники Урана носят имена героев произведений Уильяма Шекспира и Александра Поупа. Титания названа в честь царицы фей из пьесы «Сон в летнюю ночь»[3]. Она также известна под обозначением «Uranus III».

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

Орбита[править | править вики-текст]

Титания находится на расстоянии около 436 000 км от Урана. Это второй по отдаленности среди пяти его крупных спутников. Её орбита почти круговая и слабо наклонена к экватору Урана[4]. 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[6] 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)[7]. Возможно, бомбардировка этими частицами и приводит к потемнению этого полушария, наблюдаемому у всех спутников Урана, кроме Оберона[6].

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[6]. Пролёт «Вояджера-2» над Титанией в 1986 году совпал с летним солнцестоянием в южном полушарии, тогда как северный полюс был в тени. 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)[8].

Состав и внутреннее строение[править | править вики-текст]

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. Её плотность — 1,71 г/см3[9] — намного выше типичной плотности спутников Урана, из чего можно сделать вывод, что спутник на 50 % состоит из водяного льда[10], на 30 % из камня и на 20 % из метана[5]. С помощью инфракрасной спектроскопии, сделанной в 2001—2005 годах, было подтверждено наличие водяного льда на поверхности спутника[6]. Его полосы поглощения сильнее выражены на ведущем полушарии (направленном в сторону движения по орбите), чем на ведомом. Эта ситуация обратна наблюдаемой на Обероне[6]. Причины этой асимметрии неизвестны и предполагается, что они связаны с бомбардировкой поверхности заряженными частицами из магнитосферы Урана, которая воздействует именно на ведомое полушарие спутника[6]. Ионы могут распылять водный лед, разлагать метан, образующий со льдом газовый гидрат (клатрат), и другие органические вещества, в результате чего образуется тёмная богатая углеродом смесь веществ[6].

Кроме водяного льда, при помощи инфракрасной спектроскопии на Титании обнаружен углекислый газ. Он находится главным образом на ведомом полушарии[6]. 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 углекислого газа по поверхности спутника, потому что эти ионы бомбардируют именно ведомое полушарие. Другой возможный источник — дегазация водного льда на поверхности Титании. В таком случае высвобождение CO2 могло бы быть связано с прошлой геологической активностью Титании[6].

Возможно, Титания дифференцирована на каменное ядро и ледяную мантию[10]. Если это так, то с учётом состава этого спутника можно высчитать, что масса ядра составляет 58 % массы Титании, а его радиус — 66 % от радиуса спутника (около 520 км). Давление в центре Титании — около 0,58 ГПа (5,8 кбар)[10]. 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, его толщина может достигать 50 километров, а его температура составляет около 190 К[10]. Однако модели внутренней структуры Титании сильно зависят от термальной истории спутника, которая плохо известна.

Поверхность[править | править вики-текст]

Титания. Подписаны некоторые детали рельефа

Среди крупных спутников Урана Титания по яркости находится посередине между тёмными Обероном и Умбриэлем и светлыми Ариэлем и Мирандой[11]. 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 %[11]. Она имеет красный оттенок, но менее сильный, чем у Оберона[12]. Однако свежие следы ударов на поверхности более синие, а гладкие равнины, расположенные на ведущем полушарии вблизи кратера Урсула и вдоль некоторых грабенов, немного краснее[12][13]. Ведущее полушарие в целом краснее ведомого примерно на 8 %[14]. Это различие может быть связано с гладкими равнинами и быть случайным[12]. Вообще говоря, покраснение поверхности может быть следствием космической эрозии, вызванной бомбардировкой заряженными частицами и микрометеоритами на протяжении миллиардов лет[12]. Но в случае Титании покраснение ведущего полушария, скорее всего, связано с оседанием на нём пыли, которая берётся, возможно, с внешних спутников Урана[14].

На Титании три основных типа деталей рельефа: кратеры, каньоны и уступы[15]. Она слабее испещрена кратерами, чем Оберон или Умбриэль, что говорит об относительной молодости её поверхности[13]. Диаметр кратеров варьирует от нескольких километров до 326 км у крупнейшего из известных кратеров[13] и самого большого на спутниках Урана — Гертруды[16]. 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, у которого в центре яма[13]. К западу от кратера Гертруда расположена область с неправильной топографией, именуемая «безымянным бассейном», которая может быть сильно разрушенным кратером с диаметром около 330 км[13].

Наиболее многочисленны мелкие ударные кратеры, образовавшиеся в недавние геологические эпохи. Это говорит о том, что Титания когда-то обладала высокой геологической активностью, которая стёрла большую часть древних кратеров.

Изученная часть поверхности спутника изрезана системой разломов и обрывов, являющихся результатом относительно недавней геологической активности. На ней много каньонов[17], представляющих собой грабены — опущенные участки поверхности между двумя параллельными разломами коры[5]. Самый большой из них — каньон Мессина (лат. Messina Chasma), достигающий почти 1500 км в длину и тянущийся от экватора почти до южного полюса[15]. Этот каньон гораздо больше земного Большого каньона и сравним с долинами Маринер на Марсе. 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, находящийся возле кратера Урсула[15].

В январе 1986 Титания была исследована космическим аппаратом «Вояджер-2», который пролетал в 365 200 км от нее. Удалось изучить только южную, освещённую на тот момент Солнцем, часть спутника (северная часть была погружена в полярную ночь длительностью 42 года). На нескольких снимков «Вояджера-2» видно около 40 % поверхности спутника. 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 могло быть обусловлено выбросами из близлежащих кратеров[13]. Грабены на Титании имеют ширину 20—50 км, глубину 2—5 км[5] и, вероятно, являются самыми молодыми деталями рельефа — они пересекают и кратеры, и гладкие равнины[17].

Рельеф Титании определяется двумя противодействующими процессами: образованием ударных кратеров и эндогенным сглаживанием поверхности[17]. Первый процесс действовал на всей поверхности спутника в течение всей его истории. Второй процесс тоже имеет глобальный характер, но действовал не с самого начала[13]. Он стёр изначальный сильно кратерированный ландшафт, чем объясняется сегодняшняя редкость ударных кратеров на этом спутнике[5]. Позже могли происходить дополнительные изменения поверхности, которые сформировали гладкие равнины[5]. Возможно, эти равнины — участки, покрытые выбросами из близлежащих кратеров[17]. 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 %[17].

Каньон Мессина — огромный каньон на Титании
Наименования деталей рельефа Титании[15][18](взяты из произведений Шекспира)[19]
Наименование Названо в честь Тип Длина (диаметр), км Координаты
Каньон Бельмонт Бальмонт, ИталияВенецианский купец») Каньон 238 8°30′ ю. ш. 32°36′ в. д. / 8.5° ю. ш. 32.6° в. д. / -8.5; 32.6 (G) (O)
Каньон Мессина Мессина, ИталияМного шума из ничего») 1492 33°18′ ю. ш. 335°00′ в. д. / 33.3° ю. ш. 335° в. д. / -33.3; 335 (G) (O)
Уступ Руссильон Руссильон, ФранцияВсе 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 (G) (O)
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 (G) (O)
Бона Бона («Генри VI, Часть 3») 51 55°48′ ю. ш. 351°12′ в. д. / 55.8° ю. ш. 351.2° в. д. / -55.8; 351.2 (G) (O)
Кальпурния Кальпурния ПизонисЮлий Цезарь») 100 42°24′ ю. ш. 291°24′ в. д. / 42.4° ю. ш. 291.4° в. д. / -42.4; 291.4 (Calphurnia crater) (G) (O)
Элеонора Элеонора АквитанскаяКороль Иоанн») 74 44°48′ ю. ш. 333°36′ в. д. / 44.8° ю. ш. 333.6° в. д. / -44.8; 333.6 (G) (O)
Гертруда Гертруда («Гамлет») 326 15°48′ ю. ш. 287°06′ в. д. / 15.8° ю. ш. 287.1° в. д. / -15.8; 287.1 (G) (O)
Имогена Имогена («Цимбелин») 28 23°48′ ю. ш. 321°12′ в. д. / 23.8° ю. ш. 321.2° в. д. / -23.8; 321.2 (G) (O)
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 (G) (O)
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 (G) (O)
Екатерина Екатерина («Генри VIII») 75 51°12′ ю. ш. 331°54′ в. д. / 51.2° ю. ш. 331.9° в. д. / -51.2; 331.9 (G) (O)
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 (G) (O)
Марина Марина («Перикл») 40 15°30′ ю. ш. 316°00′ в. д. / 15.5° ю. ш. 316° в. д. / -15.5; 316 (G) (O)
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 (G) (O)
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 (G) (O)
Урсула 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 (G) (O)
Валерия Валерия («Кориолан») 59 34°30′ ю. ш. 4°12′ в. д. / 34.5° ю. ш. 4.2° в. д. / -34.5; 4.2 (G) (O)

Атмосфера[править | править вики-текст]

Инфракрасная спектроскопия, проведённая с 2001 до 2005, показала наличие на поверхности Титании водяного льда и углекислого газа. Это указывает на то, что спутник может обладать незначительной сезонной атмосферой, состоящей из углекислого газа с атмосферным давлением около 10−11 бар, такой же как у спутника Юпитера Каллисто[20]. Такие газы как азот или метан вряд ли могут 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 спутника и установить верхний предел плотности его атмосферы. Он оказался равным 10—20 нанобар. Таким образом, если атмосфера существует, то она намного разреженнее, чем у Тритона или Плутона. Но эти измерения фактически не дали ничего нового, поскольку данный предел в несколько раз больше, чем максимально возможное давление углекислого газа у поверхности Титании[20].

Из-за специфической геометрии системы Урана полюса получают больше солнечной энергии, чем экватор[6]. Так как летучесть CO2 растёт с температурой[20], он может скапливаться в тропическом поясе Титании, где он 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[6][20], двуокись 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 углекислого газа[6].

Происхождение и эволюция[править | править вики-текст]

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[21]. Точный состав диска неизвестен, однако относительно высокая плотность спутников Урана по сравнению со спутниками Сатурна указывает на относительно малое содержание воды[5]. Значительные количества углерода и азота могут находиться в виде CO и N2, а не в виде метана и аммиака[21]. Спутники, образующиеся в таких туманностях, должны содержать меньше водяного льда (с CO и N2, удерживающимися в клатратах) и больше камня, что может объяснить высокую плотность[5].

Образование Титании, вероятно, продолжалось несколько тысяч лет[21]. Её внешние слои разогревались столкновениями[22]. Максимальная температура (около 250 K) была на глубине около 60 километров[22]. 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 сильные напряжения и дало многочисленные разломы, в том числе, возможно, часть наблюдаемых сейчас. Этот процесс должен был длиться около 200 млн лет[23], и в таком случае эндогенная активность на Титании исчезла миллиарды лет назад[5].

Тепла от изначальной аккреции и продолжавшегося далее распада радиоактивных элементов, вероятно, хватило, чтобы расплавить лед, если в нём есть какие-либо антифризы — аммиак (в форме гидрата аммиака) или соль[22]. Дальнейшее таяние могло привести к отделению льда от камня и формированию каменного ядра, окруженного ледяной мантией. На их границе мог появиться слой жидкой воды, насыщенной аммиаком. Эвтектическая температура этой смеси — 176 К[10]. Если бы температура океана опустилась ниже этого значения, он бы замёрз и расширился. Это может объяснить появление большинства каньонов[13]. Но данные о геологической истории Титании до сих пор очень скудны.

Исследования[править | править вики-текст]

Титания, снятая космическим аппаратом «Вояджер-2» 24 января 1986 года с расстояния 500 000 километров

Единственные имеющиеся изображения Титании крупным планом были получены «Вояджером-2» во время исследований системы Урана в январе 1986 года. Он сближался с ней на 365 200 км[24] и отснял её с разрешением около 3,4 километра (с лучшим были сняты только Миранда и Ариэль)[13]. Изображения покрывают 40 % поверхности, но только 24 % её сняты с точностью, требуемой для геологического картирования. Во время полета 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; не планируются посещения и в обозримом будущем. Идея отправки к Урану аппарата «Кассини» после завершения его работы в системе Сатурна была отброшена. Будущее другого проекта — Uranus orbiter and probe — неясно. Кроме того, Уран рассматривался как одна из промежуточных целей аппарата Innovative Interstellar Explorer.

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Lassell W. (1852). «Beobachtungen der Uranus-Satelliten». Astronomische Nachrichten 34. Bibcode1852AN.....34..325.
  2. Lassell W. (1851). «On the interior satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17. Bibcode1851MNRAS..12...15L.
  3. Kuiper G. P. (1949). «The Fifth Satellite of Uranus». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360). DOI:10.1086/126146. Bibcode1949PASP...61..129K.
  4. Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Проверено 6 марта 2013. Архивировано из первоисточника 22 августа 2011.
  5. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Smith B. A., Soderblom L. A., Beebe A. et al. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science 233 (4759): 97–102. DOI:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. Bibcode1986Sci...233...43S.
  6. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Grundy, W. M.; Young, L.A.; Spencer, J.R.; et al. (2006). «Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations». Icarus 184 (2): 543–555. DOI:10.1016/j.icarus.2006.04.016. Bibcode2006Icar..184..543G.
  7. Ness, N. F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). «Magnetic Fields at Uranus». Science 233 (4759): 85–89. DOI:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. Bibcode1986Sci...233...85N.
  8. Jacobson, R. A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. and Synnott, S.P. (1992). «The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data». The Astronomical Journal 103 (6): 2068–78. DOI:10.1086/116211. Bibcode1992AJ....103.2068J.
  9. 1 2 3 4 5 (2006) «Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects». Icarus 185 (1): 258–273. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.005. Bibcode2006Icar..185..258H.
  10. 1 2 Karkoschka E. (2001). «Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope». Icarus 151: 51–68. DOI:10.1006/icar.2001.6596. Bibcode2001Icar..151...51K.
  11. 1 2 3 4 Bell III, J.F.; McCord, T.B. (1991). "A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images" (Conference Proceedings) in Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990.: 473–489, Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. 
  12. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Plescia J. B. (1987). «Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14918–14932. DOI:10.1029/JA092iA13p14918. Bibcode1987JGR....9214918P.
  13. 1 2 Buratti B. J., Mosher, Joel A. (1991). «Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites». Icarus 90: 1–13. DOI:10.1016/0019-1035(91)90064-Z. Bibcode1991Icar...90....1B.
  14. 1 2 3 4 International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Target: Titania (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. Проверено 6 марта 2013. Архивировано из первоисточника 9 марта 2013.
  15. Титания: Гертруда. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Проверено 3 июня 2009. Архивировано из первоисточника 26 августа 2011.
  16. 1 2 3 4 5 Croft S.K. (1989). "New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda". 20, Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. 
  17. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Titania: craters (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. Проверено 6 марта 2013. Архивировано из первоисточника 9 марта 2013.
  18. Strobell, M.E.; Masursky, H. (1987). «New Features Named on the Moon and Uranian Satellites». Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference 18: 964–65. Bibcode1987LPI....18..964S.
  19. 1 2 3 4 5 Widemann, T.; Sicardy, B.; Dusser, R. et al. (2008). «Titania’s radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation» (PDF). Icarus 199 (2): 458–476. DOI:10.1016/j.icarus.2008.09.011. Bibcode2009Icar..199..458W.
  20. 1 2 3 Mousis O. (2004). «Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition». Astronomy & Astrophysics 413: 373–380. DOI:10.1051/0004-6361:20031515. Bibcode2004A&A...413..373M.
  21. 1 2 3 Squyres S. W., Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). «Accretional heating of satellites of Saturn and Uranus». Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8,779–94. DOI:10.1029/JB093iB08p08779. Bibcode1988JGR....93.8779S.
  22. Hillier, J.; Squyres, Steven (1991). «Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus». Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665–74. DOI:10.1029/91JE01401. Bibcode1991JGR....9615665H.
  23. Stone E. C. (1987). «The Voyager 2 Encounter With Uranus». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–76. DOI:10.1029/JA092iA13p14873. Bibcode1987JGR....9214873S.

Ссылки[править | править вики-текст]