Miranda (műhold)

Miranda
Műhold

Kép a Voyager 2 űrszondáról
Más nevek Uranus V
Felfedezés [1]
Felfedező J. Kuiper
A felfedezés helye McDonald Obszervatórium , Texas
nyitás dátuma 1948. február 16
Pályajellemzők [2]
főtengely  ( a ) 129 900 km
Átlagos pályasugár  ( r ) _ 129 900 km
Orbitális excentricitás  ( e ) 0,0013
sziderikus időszak 1413 nap
Keringési sebesség  ( v ) 24 067,7 km/h
dőlés  ( i ) 4.338
Kinek a műholdja uránium
Fizikai jellemzők [2]
Közepes sugár 235,8 ± 0,7 km (240,4 × 234,2 × 232,9)
Felületi terület ( S ) 698 710,82 km²
kötet ( V ) 54 918 670 km³
Tömeg ( m ) 6,59±0,75⋅10 19  kg
Átlagsűrűség  ( ρ ) _ 1,214 g/cm³
Gravitációs gyorsulás az egyenlítőn ( g ) 0,079 m/s²
Második menekülési sebesség  ( v 2 ) 695 km/h
Forgási periódus  ( T ) szinkronizált (egyik oldala az Uránusz felé néz)
Albedo 0,32 ± 0,03 [3]
Látszólagos nagyságrend 15,79 ± 0,04 [3]
Hőfok
 
min. átl. Max.
Felületi hőmérséklet [4]
~60 K (-213,15 °C) 84 ± 1 K (−189,15 °C)
 Médiafájlok a Wikimedia Commons oldalon
Információ a Wikidatában  ?

A Miranda , más néven Uranus V , az Uránusz  öt nagy holdja közül a legközelebbi és legkisebb .  Gerard Kuiper fedezte fel 1948-ban, és Mirandáról nevezte el W. Shakespeare A vihar című művében . Ezt a műholdat csak egy űrszonda, a Voyager 2 vizsgálta közelről , amely 1986 januárjában vizsgálta az Uráni rendszert. Mirandával közelebb került, mint az Uránusz többi műholdjához , és ezért részletesebben lefotózta őt. De csak a déli féltekét lehetett tanulmányozni, mert az északi sötétségbe borult.

A Miranda forgástengelye az Uránusz többi nagy műholdjához hasonlóan szinte a bolygó pályájának síkjában fekszik, és ez nagyon sajátos szezonális ciklusokhoz vezet . A Miranda valószínűleg egy akkréciós korongból (vagy ködből ) keletkezett, amely vagy egy ideig az Uránusz körül létezett a bolygó kialakulása után, vagy egy erős ütközés során keletkezett, amely valószínűleg nagymértékben megdöntötte az Uránusz forgástengelyét (97,86). °). Eközben az Uránusz nagy műholdai közül Mirandának van a legnagyobb orbitális dőlése a bolygó egyenlítőjéhez képest: 4,338 °. A Hold felszíne valószínűleg vízjégből áll, amely szilikátokkal , karbonátokkal és ammóniával keveredik . Meglepő módon ennek a kis műholdnak sokféle felszínformája van (általában az ilyen méretű testek felülete egyenletesebb az endogén aktivitás hiánya miatt). Hatalmas, kráterekkel tarkított, gördülő síkságok találhatók, melyeket törések , kanyonok és meredek lejtők hálózata szel át . A felszínen három szokatlan, 200 km-nél nagyobb régió (az úgynevezett koronák ) látható. Ezek a geológiai képződmények, valamint a meglepően nagy orbitális dőlésszög Miranda összetett geológiai történetét jelzik. Befolyásolhatják az orbitális rezonanciák , az árapály-erők , a mélyben történő konvekció , az anyaguk részleges gravitációs differenciálódása és tágulása, valamint a kriovulkanizmus epizódjai .

Felfedezés és névadás

A Mirandát 1948. február 16-án fedezte fel a holland (1933 óta az USA -ban élő ) csillagász , J. Kuiper a texasi McDonald Obszervatóriumban , 97 évvel Titania és Oberon felfedezése után . Kuiper célja az volt, hogy megmérje az Uránusz négy akkoriban ismert holdjának relatív nagyságát : Ariel , Umbriel , Titania és Oberon [1] .

John Herschel - Titania és Oberon felfedezőjének fia - javaslata szerint az Uránusz összes műholdját William Shakespeare és Alexander Pope  műveinek szereplőiről nevezték el . Miranda nevét Shakespeare A vihar című drámájában szereplő karakterről kapta ( Prospero lánya ) [1] . Ennek a műholdnak a domborművének minden részletét azokról a helyekről nevezték el, ahol William Shakespeare műveinek cselekményei játszódnak [5] .

Orbit

A Miranda a legnagyobb műholdjai közül a legközelebb az Uránuszhoz: körülbelül 129 900 km-re található a bolygótól. Keringésének excentricitása kicsi (0,0013), és az Uránusz egyenlítői síkjához viszonyított dőlésszöge sokkal nagyobb, mint az összes többi szabályos műhold pályájának: 4,232° [6] [7] . Más szóval, Miranda pályája majdnem kör alakú, és síkja (mint az Uránusz egyenlítőjének síkja) majdnem merőleges a bolygó pályájának síkjára. A pálya nagy dőlése az Uránusz egyenlítőjéhez valószínűleg annak a ténynek köszönhető, hogy a Miranda keringési rezonanciában lehet más műholdakkal - például 3:1 rezonanciában Umbriellel, és valószínűleg 5:3 rezonanciában Ariellel [ 8] . Az Umbriel pályarezonanciája növelheti Miranda pályájának excentricitását, kissé megváltoztatva Umbriel pályáját. A pálya nagy excentricitása az árapály-erők nagyságának szabályos változásához vezet, és ennek következtében a műhold belsejében súrlódáshoz és azok felmelegedéséhez vezet. Ez a geológiai tevékenység energiaforrása lehet [8] . Az Uránusz csekély meglapultsága és kis mérete miatt a holdjai sokkal könnyebben kikerülnek a keringési rezonanciából, mint a Szaturnusz vagy a Jupiter holdjai . Példa erre Miranda, aki kiment a rezonanciából (egy olyan mechanizmus révén, amely valószínűleg rendellenesen nagy dőlést adott a pályájának) [9] [10] .

A keringési periódus 1,41347925 földi nap, és egybeesik a forgási periódussal [11] . Miranda mindig az egyik oldalon az Uránusz felé fordul, pályája teljesen a magnetoszférájában van [12] , és nincs légköre. Ezért a rabszolga féltekét folyamatosan bombázzák a magnetoszférikus plazma részecskéi , amelyek sokkal gyorsabban mozognak a pályán, mint Miranda (az Uránusz tengelyirányú forgási periódusával megegyező periódussal) [13] . Talán ez a hajtott félteke elsötétüléséhez vezet, ami az Uránusz összes műholdján megfigyelhető, kivéve Oberont [12] . A „ Voyager-2 ” egyértelműen csökkentette az ionok koncentrációját az Uránusz magnetoszférájában a műhold közelében [14] .

Mivel az Uránusz „oldalán” kering a Nap körül , és egyenlítői síkja nagyjából egybeesik nagy műholdjainak egyenlítőjének (és pályájának) síkjával, az évszakok váltakozása rajtuk igen sajátos. A Miranda minden pólusa 42 évig teljes sötétségben van, és 42 évig folyamatosan megvilágítva, a nyári napforduló idején pedig a sarkon lévő Nap majdnem eléri a zenitjét [12] . A Voyager 2 elrepülése 1986 januárjában egybeesett a nyári napfordulóval a déli féltekén, miközben az északi féltekén szinte teljes sötétség uralkodott.

42 évente egyszer - az Uránuszon napéjegyenlőség idején - a Nap (és vele együtt a Föld) áthalad az egyenlítői síkján, majd megfigyelhető a műholdak kölcsönös borítása. Számos ilyen eseményt figyeltek meg 2006 és 2007 között, beleértve Arielt Miranda 2006. július 15-én 00:08-kor, Umbrielt pedig Miranda 2007. július 6-án, 01:43-kor [15] [16] .

Összetétel és belső szerkezet

A műholdak alakja szorosan összefügg méretükkel: a 400 km-nél nagyobb átmérőjű objektumok általában gömb alakúak [5] . A Miranda átmérője körülbelül 470 km, így a kis és nagy műholdak határán helyezkedik el [17] . Sűrűsége a legalacsonyabb az Uránusz fő műholdai között: 1,15 ± 0,15 g/cm 3 , ami meglehetősen közel áll a jég sűrűségéhez [18] . Az infravörös tartományban végzett felszíni megfigyelések lehetővé tették a szilikátokkal és karbonátokkal kevert vízjég [18] , valamint 3%-os ammónia (NH 3 ) kimutatását [18] . A Voyager 2 által szerzett adatok alapján arra a következtetésre jutottak, hogy a kövek a műhold tömegének 20-40%-át teszik ki [18] .

Lehet, hogy a Miranda részben szilikát magvá alakult, amelyet jeges köpeny borít [19] . Ha igen, akkor a köpeny vastagsága körülbelül 135 km, a mag sugara pedig körülbelül 100 km [19] . Ebben az esetben a hő eltávolítása a belekből hővezetés útján történik [19] . A felnik jelenléte a műholdon azonban konvekciót jelezhet . Egy hipotézis szerint a Mirandán lévő jég klatrátot képez a metánnal [20] . A víz-klatrátok a metánon kívül szén-monoxidot és más molekulákat is képesek megkötni, jó hőszigetelő tulajdonságú anyagot képezve – a klatrátok hővezető képessége csak 2-10%-a lesz a közönséges jég hővezető képességének [21] . Így megakadályozhatják a hő kiáramlását a műhold beléből, amely a radioaktív elemek bomlása során ott szabadul fel. Ebben az esetben körülbelül 100 millió évnek kell eltelnie ahhoz, hogy a jég 100 °C-ra melegedjen [21] . A mag hőtágulása elérheti az 1%-ot, ami a felület repedéséhez vezet [20] [21] . Heterogenitása a belekből kiáramló hőenergia heterogenitásával magyarázható [22] .

Felület

Miranda egyedi felszínnel [5] rendelkezik, sokféle felszínformával. Ezek repedések , törések , völgyek , kráterek , gerincek , mélyedések , sziklák és teraszok [17] [23] . Ennek a holdnak az Enceladus méretű felszíne  rendkívül változatos zónák csodálatos mozaikja. Egyes régiók régiek és jellegtelenek. Számos becsapódási kráter tarkítja őket, ami egy kis inert testtől várható [5] . Más régiókat gerincek és párkányok összetett összefonódása keresztezi, és világos és sötét sávok négyszögletes vagy tojásdad rendszerei borítják őket, ami Miranda szokatlan összetételét jelzi [11] . Valószínűleg a műhold felszíne vízjégből, a mélyebb rétegek szilikát kőzetekből és szerves vegyületekből áll [11] .

A Miranda fényképezett oldalán lévő dombormű részleteinek neve [24] (a nevek William Shakespeare
műveiből származnak )
Nem. Név Típusú Hosszúság
(átmérő),
km		 Szélesség (°) Hosszúság (°) Valaki után elnevezve
egy inverness korona 234 −66,9 325,7 Kastély a " Macbeth " -ből
2 Arden 318 −29.1 73.7 Franciaország és Belgium erdei , ahol az „ As You Like It ” című mű eseményei bontakoznak ki
3 Elsinore 323 −24.8 257.1 Helsingør , a " Hamlet " színdarab díszlete
négy Verona szegély 116 −18.3 347,8 Olaszország városa , ahol a „ Rómeó és Júlia ” mű cselekménye bontakozik ki
5 Algéria 141 −43.2 322,8 Franciaország régiója , ahol a " The Tempest " című darab játszódik
6 Dunsinan Vidék 244 −31.5 11.9 A " Macbeth " című darabban említett domb
7 Markolat 225 −15 250 Az ikrek háza Törökországban A hibák komédiájából
nyolc Mantua 399 −39.6 180.2 Olaszország régiója , említve a " Two Veronese " című műben
9 Szicília 174 -30 317.2 Régió Olaszországban a "The Winter's Tale " című filmből
tíz Stefano Kráter 16 −41.1 234.1 Butler a " The Tempest " -ből
tizenegy francisco tizennégy −73.2 236 Udvarmester a " The Tempest " -ből
12 Ferdinánd 17 −34.8 202.1 A nápolyi király fia a " The Tempest " -ből
13 Trinculo tizenegy −63,7 163.4 Jester a " The Tempest " -ből
tizennégy Alonso 25 −44 352.6 Nápoly királya a " The Tempest " -ből
tizenöt Prospero 21 −32.9 329,9 Milánó törvényes hercege a " The Tempest " -ből
16 Gonzalo tizenegy −11.4 77 A nápolyi király tanácsadója a viharból
17 Nápoly Gödrök 260 32 260 A város , ahol a " The Tempest " című darab cselekménye játszódik
tizennyolc szirakúza 40 tizenöt 293 Az olaszországi régió, ahol a " Tévedések vígjátéka " című mű cselekménye kibontakozik

Ez ahhoz a feltételezéshez vezetett, hogy ennek a műholdnak a felszínét története során akár 5 alkalommal is újjáépítették. A Miranda képei egy latin "V" betű formájú szerkezetet mutatnak be, a közelben hegyláncok és völgyek, régi kráteres és fiatal sima területek, árnyékos kanyonok 20 km mélységig. Kicsit a központ alatt található a nagy Alonso - kráter , 24 km mély.

Számos hipotézist terjesztettek elő Miranda felületének erős inhomogenitásának magyarázatára. Egyikük szerint Miranda egy nagy égitesttel való ütközés következtében szakadt ketté, ám ekkor a darabok újra egyesültek. Továbbra sem világos azonban, hogy miért maradtak fenn becsapódási kráterek a Hold többi részén. Egy másik hipotézis azt feltételezi, hogy Miranda belei egyenetlenül melegedtek.

Területek

A felszín nagy területeit, amelyek színükben vagy fényességükben különböznek a szomszédos területektől, a bolygónómenklatúrában régióknak nevezik ( lat.  regio , pl. regiones ). A Voyager 2 felvételein látható Miranda területeit „Mantua területe”, „Ephesus area”, „Sicily area” és „Dunsinan area” [24] nevezték el . Ezek többé-kevésbé erősen kráterezett dombos síkságok [11] . Egyes helyeken törések, párkányok vannak rajtuk , amelyek egy része egyidős, mint maguk a területek, míg mások a feltételezések szerint egészen a közelmúltban - a koronaképződés során - jelentek meg [11] . Ezeket a hibákat grabens kíséri , ami a múltbeli tektonikus aktivitás jelenlétét jelzi [11] . A régiók felszíne szinte egyenletesen sötét, de a kráterek lejtőin világosabb kőzetek láthatók [11] .

Koronák

A Miranda azon kevés műholdak egyike a Naprendszerben , amelynek koronája ( lat.  corona , pl. coronae ) van - egyfajta gyűrű vagy ovális felületi részletek. A modellezés kimutatta, hogy ezek a belekben történő konvekció miatt keletkezhetnek . Feltételezhető, hogy a múltban Miranda megnyúltabb pályával rendelkezett, és minden fordulatkor deformációnak volt kitéve az Uránuszból származó árapály-erők nagyságának változása miatt . Emiatt a belei felmelegedtek, és több folyamban meleg műanyagjég emelkedett a felszínre. A vele kölcsönhatásba lépve ezek a patakok koronákat alkottak [25] [26] .

Jelenleg három ismert koronát fedezett fel a Voyager 2: az Arden koronát (a vezető féltekén), az Elsinore koronát (a hajtott féltekén) és az Invernessi koronát (a déli póluson található). Az albedó kontrasztok Miranda felszínén az Arden és Inverness koronákon a legkifejezettebbek [11] .

Inverness koronája

Az Inverness korona egy körülbelül 200 km²-es trapéz alakú régió, amely a Déli-sark közelében található. Külső szegélye a belső gerincekhez és csíkokhoz hasonlóan sokszöget alkot [11] . Három oldalról (délről, keletről és északról) összetett törésrendszer határolja. A nyugati perem jellege kevésbé egyértelmű, de lehet, hogy tektonikai tevékenység eredménye is. A korona területének nagy részét párhuzamos hornyok foglalják el, amelyeket több kilométeres távolságok választanak el [27] . A becsapódási kráterek kis száma az invernessi koronának kisebb korát jelzi, mint a másik két koronáé [27] .

Az Arden koronája

Az Arden koronája Miranda vezető féltekén található, és 300 km-en keresztül húzódik keletről nyugatra. Észak-déli mérete nem ismert, mivel az északi félteke a terminátor mögött volt (sötétben volt), amikor a Voyager 2 fényképezte. Ezt a koronát egy legalább 100 km széles, világos ferde téglalap alkotja, amelyet sötétebb párhuzamos csíkok vesznek körül. Általában egyfajta "tojás alakú" figurát kapunk [11] . Az Arden korona belső és külső részei nagyon eltérőek. A belső zóna sima domborművel és "márvány" mintával rendelkezik, amelyek nagy világos területeket tartalmaznak, elszórva egy sötét felületen. A sötét és világos felületek rétegtani kapcsolata a Voyager 2 képek alacsony felbontása miatt nem határozható meg. Az Arden korona külső részét világos és sötét csíkok alkotják, amelyek a korona nyugati részétől, ahol áthaladnak a kráteres felszínen (kb. 40° hosszúság), a keleti részig, ahol az éjszakai oldalra mennek ( körülbelül 110° hosszúság) [27] . Ezeket a sávokat sziklák alkotják, amelyek az Arden koronája és Mantua kráteres vidéke közötti határon fokozatosan eltűnnek [27] . Az Arden korábban alakult, mint Inverness, és egy időben Elsinore koronájával [27] .

Elsinore korona

Elsinore koronája Miranda rabszolga féltekén található, és a terminátor közelében található a Voyager-képeken. Méretében és szerkezetében hasonló az Arden koronájához. Mindkét koronának van egy körülbelül 100 km széles külső öve, amely körülveszi a belső részt [11] . Ennek a résznek a domborműve a külső öv határán letörő mélyedések és kiemelkedések összetett komplexuma, amelyet csaknem párhuzamos lineáris gerincek alkotnak. A mélyedések kis dombos és kráteres terepszakaszokat tartalmaznak [11] . Az Elsinore koronáján belül kátyúk is találhatók – megközelítőleg párhuzamos mélyedésekből és gerincekből álló rendszerek, amelyek hasonlóak a Jupiter műholdján , a Ganymedeshez [11] .

Párkányok

Miranda felszínén is vannak párkányok . Némelyikük idősebb a koronánál, míg mások fiatalabbak. A legszínesebb, a veronai párkány  a terminátoron túlnyúló mély mélyedés szélén figyelhető meg.

Ez a mélyedés az Inverness [11] korona északnyugati oldalától indul , ahol az algíri párkány található, és e korona sávjainak konvergenciájáig nyúlik, majd a terminátorig [11] . Ott körülbelül 20 km szélessége van, széle pedig hatalmas fényes sziklát alkot - a veronai párkányt. Ennek a párkánynak a magassága 10-15 km [11] , ami jóval magasabb, mint a Földön található Grand Canyon falai . Ennek a sziklanak a magassága különösen meglepő a Miranda kis méretéhez képest: a műhold átmérőjének 2-3%-a. Mindezek a következtetések a Voyager 2 képeiből származnak, ahol a veronai párkány túlmutat a terminátoron. Valószínű, hogy ez a párkány az éjszakai oldalon folytatódik, és teljes hossza még hosszabb [27] .

Impact kráterek

A becsapódási kráterek számával meg lehet határozni a légkörtől mentes szilárd égitest felszínének korát - minél több kráter, annál idősebb a felszín [5] [27] .

A Voyager 2 űrállomás elrepülése során csak a műhold déli oldalán lévő krátereket vizsgálták. Átmérőjük 500 m (látótávolság) és 50 km között változik [27] . A kráterek nagyon változatos alakúak. Némelyiknek nagyon tiszta szélei vannak, és gyakran ütközéskor kilökődő anyag veszi körül. Mások annyira elpusztultak, hogy alig látni őket [27] .

Mirandán nem találtak összetett krátert központi gerincekkel vagy sok gyűrűvel körülvett krátert. A felfedezett kráterek egyszerűek (tálalakú fenekűek) vagy átmenetiek (lapos fenekűek), és a kráterek alakjának méretétől való függése nem figyelhető meg [27] . Mind a körülbelül 15 km átmérőjű egyszerű kráterek, mind a mindössze 2,5 km átmérőjű átmeneti kráterek ismertek [27] . A Miranda-krátereket ritkán veszi körül ejecta, és a 15 km-nél nagyobb átmérőjű kráterekről egyáltalán nem ismerik az ejectát [27] . A 3 km-nél kisebb kráterátmérőjű üregei általában világosabbak, mint a környező felszín, 3-15 km átmérőjénél pedig sötétebbek. De bármilyen méretű kráterek között is vannak olyanok, amelyek kidobása megegyezik a környező felszín albedójával [27] .

Eredet és fejlődés

Ennek a műholdnak a példáján érdekes geológiai jelenségek figyelhetők meg [27] . Kialakulásának és geológiai evolúciójának magyarázatára a tudományos közösség számos elméletet javasolt [5] . Az egyik az, hogy a Miranda az Uránusz körüli gáz- és porködből vagy akkréciós korongból alakult ki. Ez a korong vagy a bolygó kialakulása óta létezik, vagy egy hatalmas ütközés során keletkezett, ami nagy valószínűséggel az Uránusz forgástengelyének nagy megdöntését eredményezte [28] . Eközben ezen a viszonylag kis műholdon vannak olyan jellemzők, amelyek Miranda korához képest meglepően fiatalok [29] . Úgy tűnik, a Miranda legfiatalabb geológiai képződményeinek kora mindössze néhány százmillió év [27] . A kisméretű (Miranda-méretű) műholdak hőtörténetének modellezése gyors lehűlést és a geológiai evolúció teljes hiányát jósolja a műholdak ködből való felhalmozódása után [27] . A geológiai aktivitás ilyen hosszú ideig nem magyarázható sem a kezdeti akkrécióból származó energiával, sem a radioaktív elemek hasadási energiájával [27] .

A Mirandának van a legfiatalabb felszíne az Uránusz többi holdjához képest . Ez azt jelzi, hogy Miranda felszíne az utóbbi időben jelentős változásokon ment keresztül [27] . Jelenlegi állapotát összetett geológiai története magyarázza, amelyben a különféle csillagászati ​​jelenségek ritka kombinációi játszódnak le [5] . E jelenségek között lehetnek árapály-erők és orbitális rezonanciák jelenségei , valamint konvekciós és részleges differenciálódási folyamatok [5] .

Az élesen eltérő régiókból álló felszín meglepő geológiai szerkezete annak az eredménye lehet, hogy Miranda egy másik égitesttel való katasztrofális ütközés során széttört [5] [27] , majd a gravitáció hatására újra összeállt a darabokból [30] ] . Egyes tudósok az ütközések és a műhold újbóli felhalmozódásának több szakaszát is javasolják [31] . Ez a verzió 2011-ben kevésbé vonzóvá vált, mivel bizonyítékok jelentek meg egy olyan hipotézis mellett, amely a Miranda-dombormű jellemzőit az Uránusz árapály-erejének hatására magyarázza. Nyilvánvalóan ezek az erők előidézhetik az Invernessi és Ardeni koronáknál megfigyelt meredek töréseket. Az ilyen átalakulások energiaforrása csak az Uránusz vonzásereje lehet [32] .

Végső soron a Miranda felszínének kialakulása több mint 3 milliárd évig tarthatott. Körülbelül 3,5 milliárd évvel ezelőtt kezdődött az erősen kráteres régiók megjelenésével, és több száz millió évvel ezelőtt a koronák kialakulásával ért véget [27] .

Az orbitális rezonanciák jelenségei (Umbrielnél nagyobb mértékben, mint Arielnél ) jelentős hatással voltak Miranda pályájának excentricitására [8] , ami a műhold belsejének és geológiai aktivitásának felmelegedéséhez vezethet [8] . A melegítés elősegítette a Mirandán belüli konvekciót, ami az anyag differenciálódásának kezdetét jelentette [8] . Ugyanakkor az orbitális rezonancia némileg megváltoztatná más, nagyobb tömegű műholdak pályáját [8] . De Miranda felszíne valószínűleg túlságosan torz ahhoz, hogy egyedül ezzel a mechanizmussal magyarázható legyen [29] .

Miranda kilépett az Umbriellel való rezonanciából egy olyan folyamat során, amely rendellenesen nagy szöget adott az Uránusz egyenlítőjéhez [8] . A korábban nagy excentricitás az árapály-erők hatására csökkent: a nagyságuk változása a pálya minden fordulóján eltolódáshoz és súrlódáshoz vezet a belekben. Emiatt a hold felmelegedett, és lehetővé tette, hogy visszanyerje gömbalakját, miközben Miranda olyan lenyűgöző geológiai képződményeket tartott meg, mint például a veronai sebhely [29] . Mivel a geológiai aktivitás elsődleges oka a pálya excentricitása volt, ennek csökkenése ennek az aktivitásnak a gyengüléséhez vezetett. Ennek eredményeként a Miranda hideg inert műholddá vált [8] .

Kutatás

A Voyager 2, amely 1986 januárjában tanulmányozta az Uráni rendszert, sokkal közelebb közelítette meg Mirandát, mint az Uránusz bármely más műholdjával (29 000 km-en), és ezért sokkal részletesebben fényképezte le [33] . A Mirandáról készült legjobb fényképek 500 m-es felbontásúak, a felszín körülbelül 40%-át rögzítik, de csak 35%-át - geológiai térképezésre és kráterek számlálására alkalmas minőségben . A Miranda melletti Voyager elrepülése során a Nap csak a déli féltekét világította meg, ezért az északi feltáratlan maradt [11] . Soha egyetlen más űrszonda sem járt Mirandában (és általában az Uráni rendszerben). A NASA Uránusz keringője és szondája a 2020-as években indulhat el . Tartalmaz majd egy orbitális modult és egy atmoszférikus szondát. Ezenkívül egy 168 tudósból álló csoport benyújtotta az Európai Űrügynökségnek az Uranus Pathfinder küldetési programot a külső Naprendszerbe való utazásra, amelynek végső célpontja az Urán volt [34] . Ezeknek a programoknak az a célja, hogy pontosítsák az Uránuszra és műholdjaira vonatkozó adatokat (beleértve a Mirandát is).

A kultúrában

David Nordley Mirandának szentelte a "Miranda barlangjaiban" című fantasztikus történetet, amely a műholdon keresztüli utazásról szól.

Jegyzetek

  1. ↑ 1 2 3 Kuiper, GP  The Fifth Satellite of Uranus  // A Csendes-óceáni Astronomical Society kiadványai . - 1949. - 1. évf. 61 , sz. 360 . - 129. o . - doi : 10.1086/126146 . - .
  2. ↑ 1 2 Miranda: Tények és adatok (downlink) . NASA (1998). Letöltve: 2011. július 20. Az eredetiből archiválva : 2012. október 17.. 
  3. ↑ 12 bolygóműhold fizikai paraméterei . JPL (Solar System Dynamics). Letöltve: 2009. augusztus 10. Az eredetiből archiválva : 2012. február 4..
  4. ↑ Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, FM; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. Az urán rendszer infravörös megfigyelései   // Tudomány . - 1986. - 1. évf. 233. sz . 4759 . — 70. o . - doi : 10.1126/tudomány.233.4759.70 . - . — PMID 17812891 .
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Brahic A.; Odile Jacob (szerk.). De feux et de glace: ardentes géantes . - 2010. - ISBN 9782738123305 .
  6. ↑ A bolygóműholdak átlagos pályaparaméterei. Az  Uránusz műholdai . NASA/JPL, California Institute of Technology. Az eredetiből archiválva: 2011. augusztus 10.
  7. ↑ Catherine Delprat (szerkesztő) et al. Larousse du Ciel: Comprendre l'astronomie du 21e siècle  (francia) . – Larousse, koll. "Regards sur la science", 2005. - P. 395. - ISBN 2035604346 .
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Tittemore, WC; Wisdom, J. Az uráni műholdak árapály-evolúciója III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3 és Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1990. - Vol. 85 , sz. 2 . - P. 394-443 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90125-S . - Iránykód .
  9. ↑ Tittemore, W.C.; Wisdom, J. Az uráni műholdak árapály-fejlődése II. An Explanation of the Anomally High Orbital Inclination of Miranda  (angol)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1989. - Vol. 7 , sz. 1 . - 63-89 . o . - doi : 10.1016/0019-1035(89)90070-5 . - .
  10. ↑ Malhotra, R., Dermott, SF The Role of Secondary Resonances in the Orbital History of Miranda  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1990. - Vol. 8 , sz. 2 . - P. 444-480 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90126-T . - Iránykód .
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 Smith, BA; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, JM; Brahic, A.; Briggs, G. A.; barna, jobb; Collins, SA Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results  (angol)  // Science : Journal. - 1986. - 1. évf. 233. sz . 4759 . - 97-102 . o . - doi : 10.1126/tudomány.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 .
  12. ↑ 1 2 3 Grundy, W.M.; Young, L. A.; Spencer, JR; et al. H 2 O és CO 2 jegeinek eloszlása ​​Ariel, Umbriel, Titania és Oberon szigeteken IRTF  / SpeX megfigyelések alapján  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 184. sz . 2 . - P. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
  13. ↑ Ness, N.F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Mágneses mezők az Uránusznál   // Tudomány . - 1986. - 1. évf. 233. sz . 4759 . - 85-89 . o . - doi : 10.1126/tudomány.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
  14. ↑ Krimigis, S.M.; Armstrong, T. P.; Axford, W. I.; et al. The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment  (angol)  // Science : Journal. - 1986. - 1. évf. 233. sz . 4759 . - 97-102 . o . - doi : 10.1126/tudomány.233.4759.97 . - . — PMID 17812897 .
  15. ↑ Miller, C.; Chanover, NJ Umbriel 2007. augusztusi Titania és Ariel okkultációinak dinamikus paramétereinek feloldása  (angolul)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2009. — 20. évf. 200 , nem. 1 . - P. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
  16. ↑ Arlot, J.-E.; Dumas, C.; Sicardy, B. U-3 Titania fogyatkozásának megfigyelése U-2 Umbriel által 2007. december 8-án az ESO-VLT-vel  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2008. - Vol. 492 . - 599. o . - doi : 10.1051/0004-6361:200810134 . - .
  17. ↑ 1 2 Thomas, PC Radii, alakok és az Uránusz műholdjainak topográfiája végtagkoordinátákból  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1988. - Vol. 73. (3) bekezdése alapján . - P. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 .
  18. ↑ 1 2 3 4 Bauer, James M. The Near Infrared Spectrum of Miranda: Evidence of Crystalline Water Ice  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 2002. - Vol. 158 . - P. 178-190 . - doi : 10.1006/icar.2002.6876 . - .
  19. ↑ 1 2 3 Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. A felszín alatti óceánok és a közepes méretű külső bolygóműholdak és a nagy transz-neptunusz-objektumok mély belső terei  (angolul)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , sz. 1 . - P. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
  20. ↑ 12 Croft , SK (1989). Új geológiai térképek a Titania, Oberon, Umbriel és Miranda Uráni műholdakról . Proceeding of Lunar and Planetary Sciences . 20 . Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. pp. 205 C. Archiválva az eredetiből, ekkor: 2017-08-28 . Letöltve: 2011-09-25 . Elavult használt paraméter |deadlink=( súgó )
  21. ↑ 1 2 3 Miért repedt meg Miranda (elérhetetlen link) . Scientific-Journal.Ru (2011. január 28.). Letöltve: 2011. szeptember 25. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24.. 
  22. ↑ Pappalardo, R.; Greeley, R. (1993). Strukturális bizonyítékok Miranda egy paleopólusra való átirányításához . Huszonnegyedik Hold- és bolygótudományi konferencia . Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. pp. 1111-1112. Archiválva az eredetiből, ekkor: 2019-10-29 . Letöltve: 2011-07-18 . Elavult használt paraméter |deadlink=( súgó )
  23. ↑ Therese, Encrenaz. Les planètes, les nôtres et les autres. - EDP Sciences , 2010. - ISBN 9782759804443 .
  24. ↑ 12 Miranda . _ A bolygónómenklatúra közlönye . Egyesült Államok Geológiai Szolgálata, Nemzetközi Csillagászati ​​Unió. Letöltve: 2022. szeptember 7. Az eredetiből archiválva : 2022. június 1.
  25. ↑ Hammond NP, Barr AC Az Uránusz holdjának, a Miranda-nak globális felszínre emelkedése konvekcióval   // Geológia . - 2014. - Kt. 42. - doi : 10.1130/G36124.1 . — Iránykód .
  26. ↑ Miranda: An Icy Moon Deformed by Tidal Heating . The Geological Society of America (2014. szeptember 18.). Az eredetiből archiválva : 2014. szeptember 21.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Plescia JB Miranda kráterezési története: Implikációk a geológiai folyamatokhoz  (angolul)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1988. - Vol. 73 , sz. 3 . - P. 442-461 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90055-3 . - Iránykód .
  28. ↑ Mousis, O. A termodinamikai feltételek modellezése az Uráni-alködben – A rendszeres műholdak összetételének következményei  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 413 . - P. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
  29. ↑ 1 2 3 Peale, SJ Speculative Histories of the Uranian Satellite System  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1988. - Vol. 74 . - 153-171 . o . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90037-1 . - Iránykód .
  30. ↑ Waldrop, M. Mitchell. Voyage to a Blue Planet  (angol)  // American Association for the Advancement of Science : folyóirat. — Tudományos Hírek, febr. 28, 1986. Vol. 231 (4741) . - P. 916-918 . - doi : 10.1126/tudomány.231.4741.916 . — PMID 17740288 .
  31. ↑ Jay T., Bergstralh; Ellis D. Miner. Uránusz. — A University of Arizona Press szerkesztője. Űrtudományi sorozat, 1991. - P. 1076. - ISBN 0816512086 , 9780816512089.
  32. ↑ Cowen, R. Miranda: Egy régi kép szétzúzása  //  Society for Science & the Public. tudományos hírek. november 6, 1993. Vol. 144. sz . 19 . — 300. o .
  33. ↑ Stone, EC A Voyager 2 találkozása az Uránusszal  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - 1. évf. 92 , sz. A13 . - P. 14,873-76 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - Iránykód .
  34. ↑ Uranus Pathfinder A jégóriás bolygók eredetének és fejlődésének felfedezése . Mullard Space Science Laboratory (2011. április 21.). Az eredetiből archiválva : 2011. március 14.

Irodalom

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
Bibliográfiai katalógusokban
 Az Uránusz holdjai
Csoportos felsorolás a pálya fél-nagy tengelyének növekvő sorrendjében
Belső műholdak
Nagy műholdak
Szabálytalan műholdak
GyűrűkUránusz gyűrűi
 Uránusz
Az Uránusz holdjai Uránusz bolygó
JellemzőkUránusz gyűrűi
Nyítás
Kutatás
Uránusz trójaiak2011 QF99
Egyéb