Эта статья входит в число хороших статей

Титания (спутник)

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Титания
спутник Урана
Снимок «Вояджера-2»

Снимок «Вояджера-2»

Первооткрыватель

Уильям Гершель[1]

Дата открытия

11 января 1787[2]

Орбитальные характеристики
Большая полуось

436 300 км[3]

Эксцентриситет

0,0011 (близка к круговой)[3]

Период обращения

8,706 суток[3]

Наклонение орбиты

0,079° (к экватору Урана)[3]

Физические характеристики
Диаметр

1576,8 ± 1,2 км (0,45 диаметра Луны)

Средний радиус

788,4 ± 0,6 км (0,1235 земного)[4]

Площадь поверхности

7,82 млн км²[комм. 1]

Масса

3,527 ± 0,09·1021 кг[5]

Плотность

1,711 ± 0,005 г/см³[4]

Объём

2 065 млн км³[комм. 2]

Ускорение свободного падения

0,379 м/с² (в 26 раз
меньше земного)[комм. 3]

Период вращения вокруг оси

синхронизирован (обращён к Урану одной стороной)[6]

Альбедо

0,35 (геометрическое) 0,17 (Бонда)[7]

Видимая звёздная величина

13,9[8]

Температура поверхности

мин. 60 K (−213 °C)
ср. 66…77 K (−210… −196 °C)
макс. 89 K (−184 °C)[4]

Атмосфера

менее 10-9—2·10-9 бар[4]

Commons-logo.svg Титания на Викискладе
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

Тита́ния — крупнейший спутник Урана и восьмой по размеру спутник в Солнечной системе. Был 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». Второй 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 сразу после её формирования. Титания состоит примерно из 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 с 2001 до 2005, 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 вообще систему Урана, изучал с близкого расстояния только один космический аппарат — «Вояджер-2»[⇨].

Название[править | править вики-текст]

Титания была открыта Уильямом Гершелем 11 января 1787 года; в тот же день он обнаружил второй по величине спутник Урана — Оберон[2][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], ввиду слабой проницающей силы телескопов того времени, но сейчас эти спутники можно наблюдать с Земли с помощью любительских телескопов высокого класса[8].

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 известных 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 вики-текст]

Титания находится на расстоянии около 436 000 км от Урана. Это второй по отдалённости среди пяти его крупных спутников[комм. 4]. Её орбита почти круговая и слабо наклонена к экватору Урана[3]. 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)[6].

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 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[комм. 5]. Её плотность — 1,71 г/см3[5] — 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[6]. 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 и 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, в результате чего образуется тёмная богатая углеродом смесь веществ[19].

Кроме водяного льда, при помощи инфракрасной спектроскопии на Титании 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 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)[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, его толщина может достигать 50 километров, с температурой около 190 К[23]. 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[7]. 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 %[7]. 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[6]. Все большие кратеры на Титании имеют плоское дно и центральную горку. Единственное исключение — кратер Урсула, в центре которого 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[6]. Грабены на Титании в среднем имеют ширину 20—50 км, глубину 2—5 км[6] 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 почти 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 могло быть 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 имеет глобальный характер, но действовал не с самого начала[25]. Он стёр изначальный сильно кратерированный ландшафт, чем объясняется сегодняшняя редкость ударных кратеров на этом спутнике[6]. Позже, возможно, происходили дополнительные изменения поверхности, которые сформировали гладкие равнины[6]. 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, ИталияВенецианский 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, ИталияМного 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, 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
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 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)
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
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 вики-текст]

Инфракрасная спектроскопия, проведённая с 2001 до 2005 года, 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[4]. 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 на Титании, давление насыщенных паров диоксида углерода составляет около 3 нбар[4].

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 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[4].

Из-за специфической геометрии системы Урана полюса получают больше солнечной энергии, чем экватор[19]. Так как летучесть CO2 растёт с температурой[4], 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[19][4], 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 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[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][6]. 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[6].

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[6]. 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[6].

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 вики-текст]

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[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[6].

Никакой другой космический аппарат никогда не посещал Уран или Титанию; концептуальные проекты для подобных миссий в настроящее время анализируются[36].

См. также[править | править вики-текст]

Комментарии[править | править вики-текст]

  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[3].
  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 вики-текст]

  1. Berry A. A Short History of Astronomy John Murray, 1898.
  2. 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.
  3. 1 2 3 4 5 6 Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Проверено 6 марта 2013. Архивировано 22 августа 2011 года.
  4. 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. — 2008. — Vol. 199, no. 2. — P. 458—476. — DOI:10.1016/j.icarus.2008.09.011.
  5. 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. — 1992. — Vol. 103, no. 6. — P. 2068—2078. — DOI:10.1086/116211. — Bibcode1992AJ....103.2068J.
  6. 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. — Bibcode1986Sci...233...43S. — PMID 17812889.
  7. 1 2 3 Karkoschka E. Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope (англ.) // Icarus. — 2001. — Vol. 151. — P. 51—68. — DOI:10.1006/icar.2001.6596. — Bibcode2001Icar..151...51K.
  8. 1 2 Newton, Bill; Teece, Philip. The guide to amateur astronomy. — Cambridge: Cambridge University Press, 1995. — P. 109. — ISBN 978-0-521-44492-7.
  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. — Bibcode1788RSPT...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. — Bibcode1798RSPT...88...47H.
  11. Struve O. Note on the Satellites of Uranus (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1848. — Vol. 8, no. 3. — P. 44—47. — DOI:10.1093/mnras/8.3.43. — Bibcode1848MNRAS...8...43..
  12. Herschel, John. On the Satellites of Uranus (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1834. — Vol. 3, no. 5. — P. 35—36. — DOI:10.1093/mnras/3.5.35. — Bibcode1834MNRAS...3Q..35H.
  13. Lassell W. Observations of Satellites of Uranus (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1848. — Vol. 8, no. 3. — P. 43—44. — DOI:10.1093/mnras/8.3.43. — Bibcode1848MNRAS...8...43..
  14. Lassell W. Bright Satellites of Uranus (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1850. — Vol. 10, no. 6. — P. 135. — DOI:10.1093/mnras/10.6.135. — Bibcode1850MNRAS..10..135L.
  15. Lassell W. Letter from William Lassell, Esq., to the Editor (англ.) // Astronomical Journal. — 1851. — Vol. 2, no. 33. — P. 70. — DOI:10.1086/100198. — Bibcode1851AJ......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. — Bibcode1949PASP...61..129K.
  17. Lassell W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten (англ.) // Astronomische Nachrichten. — 1852. — Vol. 34. — P. 325. — Bibcode1852AN.....34..325..
  18. Lassell W. On the interior satellites of Uranus (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1851. — Vol. 12. — P. 15—17. — Bibcode1851MNRAS..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. — 2006. — Vol. 184, no. 2. — P. 543—555. — DOI:10.1016/j.icarus.2006.04.016. — Bibcode2006Icar..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. — Bibcode1986Sci...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. — 2009. — Vol. 200, no. 1. — P. 343—346. — DOI:10.1016/j.icarus.2008.12.010. — Bibcode2009Icar..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. — 2008. — Vol. 492, no. 2. — P. 599—602. — DOI:10.1051/0004-6361:200810134. — Bibcode2008A&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. — 2006. — Vol. 185, no. 1. — P. 258—273. — DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.005. — Bibcode2006Icar..185..258H.
  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.
  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. — 1987. — Vol. 92, no. A13. — P. 14918—14932. — DOI:10.1029/JA092iA13p14918. — Bibcode1987JGR....9214918P.
  26. 1 2 Buratti B. J.; Mosher, Joel A. Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites (англ.) // Icarus. — 1991. — Vol. 90. — P. 1—13. — DOI:10.1016/0019-1035(91)90064-Z. — Bibcode1991Icar...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). Проверено 6 марта 2013. Архивировано 9 марта 2013 года.
  28. Gertrude. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Проверено 3 июня 2009. Архивировано 26 августа 2011 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.
  30. Titania: craters (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Проверено 6 марта 2013. Архивировано 9 марта 2013 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. — Bibcode1987LPI....18..964S.
  32. 1 2 3 Mousis O. Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula — Implications for regular satellite composition (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — 2004. — Vol. 413. — P. 373—380. — DOI:10.1051/0004-6361:20031515. — Bibcode2004A&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. — 1988. — Vol. 93, no. B8. — P. 8779—8794. — DOI:10.1029/JB093iB08p08779. — Bibcode1988JGR....93.8779S.
  34. Hillier J.; Squyres, Steven. Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus (англ.) // Journal of Geophysical Research. — 1991. — Vol. 96, no. E1. — P. 15665—15674. — DOI:10.1029/91JE01401. — Bibcode1991JGR....9615665H.
  35. Stone E. C. The Voyager 2 Encounter With Uranus (англ.) // Journal of Geophysical Research. — 1987. — Vol. 92, no. A13. — P. 14873—14876. — DOI:10.1029/JA092iA13p14873. — Bibcode1987JGR....9214873S.
  36. Clark, Stephen. Uranus, Neptune in NASA’s sights for new robotic mission (англ.). Spaceflight Now. Проверено 25 августа 2015.

Ссылки[править | править вики-текст]