Titania (műhold)

A Titánia  az Uránusz legnagyobb holdja és a Naprendszer nyolcadik legnagyobb holdja . William Herschel fedezte fel 1787. január 11-én (hat évvel az Uránusz felfedezése után). Nevét William Shakespeare Szentivánéji álom című művéből a tündérkirálynőről kapta . Öt nagy holdja közül a negyedik legtávolabbi Uránusz [comm. 4] . A Titánia pályája teljesen az Uránusz magnetoszféráján belül van .

Az Uránusz összes legnagyobb holdjához hasonlóan a Titánia valószínűleg egy akkréciós korongból alakult ki, amely körülvette a bolygót a kialakulásakor. A Titánia megközelítőleg azonos mennyiségű kőből és jégből áll, és valószínűleg sziklás magra és jeges köpenyre változik . A határukon talán folyékony vízréteg található .

A Titania felülete viszonylag sötét, vöröses árnyalattal. Topográfiáját aszteroida és üstökös becsapódások és endogén folyamatok egyaránt alakították . A műholdat számos kráter borítja , amelyek átmérője eléri a 326 kilométert. Valószínű, hogy a Titánia korai endogén felszínre emelkedést tapasztalt, amely eltüntette régi, erősen kráteres felszínét. A Titánia felszínét hatalmas kanyonok és sziklák rendszere vágja, amely a kéreg megnyúlása során alakult ki, a belek tágulása következtében, történetének korai szakaszában .

A 2001-2005 között végzett infravörös spektroszkópia vízjég és fagyott szén-dioxid jelenlétét mutatta ki a Titánia felszínén . Ez azt jelzi, hogy a műholdnak jelentéktelen szezonális légköre lehet, amely körülbelül 10–13 bar légköri nyomású szén-dioxidból áll .

A Titániát, akárcsak az Uránusz egész rendszerét, egyetlen űrszonda – a Voyager 2 ] – vizsgálta közelről .

Cím

A Titániát William Herschel fedezte fel 1787. január 11-én, ugyanazon a napon, mint az Oberon , az Uránusz második legnagyobb holdja [1] [9] . Herschel később további négy műhold felfedezéséről számolt be [10] , de ezek a megfigyelések tévesnek bizonyultak [11] . A felfedezés után 50 évig Titániát és Oberont senki sem figyelte meg Herschel [12] kivételével , az akkori teleszkópok gyenge áthatoló ereje miatt. Most ezek a műholdak figyelhetők meg a Földről kiváló minőségű amatőr teleszkópok segítségével [7] .

A Titániát eredetileg az "Uránusz első holdjának" hívták, és 1848-ban William Lassell az "Uránusz I" nevet adta [13] , bár néha William Herschel számozását használta, ahol a Titániát és az Oberont Uranus II-nek, illetve Uranus IV-nek hívták. [14] . Végül 1851-ben Lassell átnevezte az akkor római számokkal ismert négy műholdat a bolygótól való távolságuk sorrendjében, és azóta a Titánia a III. Uránusz nevet kapta [15] .

Ezt követően az Uránusz összes műholdját William Shakespeare és Alexander Pope műveinek szereplőiről nevezték el . A Titania nevét Titániáról , a Szentivánéji álom című  tündérkirálynőről kapta . Az Uránusz mind a négy ismert holdjának nevét Herschel fia  , John javasolta 1852-ben William Lassell [17]  kérésére , aki egy évvel korábban két másik holdat , az Arielt és az Umbrielt fedezte fel [18] .

A Titánia nem tévesztendő össze a Szaturnusz Titán holdjával és az azonos nevű aszteroidával (593) Titania .

Orbit

A Titánia körülbelül 436 000 km-re található az Uránusztól. Öt nagy műholdja közül a második legtávolabbi [comm. 4] . Pályapályája szinte kör alakú, és enyhén hajlik az Uránusz egyenlítőjére [2] . A keringési periódus körülbelül 8,7 nap és egybeesik a forgási periódussal . Más szavakkal, a Titania egy szinkron műhold (mindig ugyanazzal az oldallal fordult az Uránusz felé) [5] .

A Titánia pályája teljesen az Uránusz magnetoszféráján belül van [19] , ezért a magnetoszférikus plazma részecskéi folyamatosan ütköznek a hátsó féltekével , amely sokkal gyorsabban mozog a pályán, mint a Titánia (periódusa megegyezik az Uránusz tengelyirányú forgási periódusával) [20] . Lehetséges, hogy ezeknek a részecskéknek a bombázása a félteke elsötétüléséhez vezet, ami az Uránusz összes műholdján megfigyelhető, kivéve Oberont [19] .

Mivel az Uránusz „oldalán” kering a Nap körül, és nagy műholdjainak egyenlítőjének (és pályájának) síkja megközelítőleg egybeesik egyenlítőjének síkjával, az évszakok váltakozása rajtuk nagyon sajátos. A Titánia északi és déli pólusa 42 évig teljes sötétségben van, és 42 évig folyamatosan megvilágítva van, és a nyári napfordulókor mindegyik sarkon a Nap majdnem eléri a zenitet [19] . 42 évente egyszer, az Uránuszon napéjegyenlőség idején a Nap (és vele együtt a Föld) áthalad az egyenlítői síkján, és ekkor figyelhető meg műholdjainak kölcsönös okkultációja . Számos ilyen jelenséget figyeltek meg 2007-2008 között (többek között a Titania Umbriel által 2007. augusztus 15-én és december 8-án történt elfoglalása) [21] [22] .

Összetétel és belső szerkezet

A Titánia az Uránusz legnagyobb és legmasszívabb holdja, valamint a nyolcadik legnagyobb tömegű hold a Naprendszerben . 5] . Sűrűsége (1,71 g/cm 3 [4] ) jóval nagyobb, mint a Szaturnusz műholdjainak tipikus sűrűsége , amiből arra lehet következtetni, hogy a műhold körülbelül felerészben vízjégből és fele nehéz, nem jégkomponensekből áll [23] , ami tartalmazhat követ és szerves anyagokat [5] . A 2001-2005 között végzett infravörös spektroszkópia segítségével megerősítették a vízjég jelenlétét a műhold felszínén [19] . Az abszorpciós sávjai kifejezettebbek a vezető féltekén (a pálya mentén történő mozgás irányába), mint a szolgán. Ez a helyzet ellentétes az Oberon megfigyelttel [19] . Ennek az aszimmetriának az okai ismeretlenek; Feltételezik, hogy az Uránusz magnetoszférájából származó töltött részecskék általi felszíni bombázással kapcsolatosak, ami pontosan a műhold hátsó féltekére hat [19] . Az ionok diszpergálhatják a vízjeget, lebonthatják a metánt, amely a jéggel gázhidrátot (klatrátot) képez, és más szerves anyagokat, sötét, szénben gazdag anyagkeveréket alkotva [19] .

A vízjég mellett a fagyott szén-dioxidot is kimutatták a Titanián infravörös spektroszkópiával . Főleg a rabszolga féltekén található [19] . Eredete nem teljesen tisztázott. A felszínen karbonátokból vagy szerves anyagokból keletkezhetett a nap ultraibolya sugárzása vagy az Uránusz magnetoszférájából érkező ionok hatására. Ez utóbbi magyarázhatja a szén-dioxid eloszlásának aszimmetriáját a műhold felszínén, mivel ezek az ionok bombázzák a hátsó féltekét. Egy másik lehetséges forrás a vízjég gáztalanítása a Titánia felszínén. Ilyen esetben a CO 2 felszabadulása összefüggésbe hozható a Titánia múltbeli geológiai tevékenységével [19] .

Talán a Titania egy kőmag és egy jeges köpeny [23] . Ha igen, akkor ennek a műholdnak a összetételét figyelembe véve kiszámítható, hogy a mag tömege a Titánia tömegének 58%-a, sugara pedig a műhold sugarának 66%-a (körülbelül 520 km). . A nyomás a Titánia közepén körülbelül 0,58 GPa (5,8 kbar ) [23] . A jeges köpeny állapota továbbra is tisztázatlan. Ha a jég elegendő ammóniát vagy más fagyállót tartalmaz , akkor folyékony óceán lehet a mag-köpeny határán. Ha valóban létezik, akkor vastagsága elérheti az 50 kilométert, körülbelül 190 K hőmérséklet mellett [23] . A Titánia belső szerkezetének modelljei azonban nagymértékben függenek a Hold hőtörténetétől, ami kevéssé ismert.

Felület

Az Uránusz nagy műholdai közül a Titánia középen van fényességében, a sötét Oberon és Umbriel , valamint a világos Ariel és Miranda között [6] . A Titania felülete erős oppozíciós hatást mutat : a fázisszög 0°-ról 1°-ra történő növekedésével a visszaverőképesség 35%-ról 25%-ra csökken. A Titania Bond - albedója viszonylag alacsony , körülbelül 17% [6] . Vörös árnyalatú, de kevésbé erős, mint az Oberoné [24] . A felszínen lévő friss becsapódási nyomok azonban kékebbek, a vezető féltekén az Ursula kráter közelében és néhány graben mentén elhelyezkedő sima síkságok pedig valamivel vörösebbek [24] [25] . A vezető félteke általában vörösebb, mint a hajtott körülbelül 8%-kal [26] . Ez a különbség a sima síkságoknak köszönhető, és véletlenszerű [24] . Általánosságban elmondható, hogy a felszíni kipirosodás oka lehet a töltött részecskék és mikrometeoritok évmilliárdokon át tartó bombázása által okozott kozmikus erózió [24] . De a Titánia esetében a vezető félteke kivörösödése nagy valószínűséggel a rajta lerakódott pornak köszönhető, amely valószínűleg az Uránusz külső műholdjairól származhat [26] .

A Titania domborműveinek három fő típusa van: kráterek , kanyonok és párkányok [27] . Kevésbé kráterezett, mint Oberon vagy Umbriel, ami felszínének viszonylagos fiatalságát jelzi [25] . A kráterek átmérője körülbelül 330 km. A Gertrude - kráter (a legnagyobb nevű kráter az Uránusz holdjain) [28] és egy rosszul megőrzött, névtelen hipotetikus kráter (lásd lent) [25] ekkora méretű . Egyes krátereket (mint például az Ursula vagy a Jessica) fényes vízsugarak vesznek körül jégkidobással [5] . A Titania minden nagy krátere lapos fenekű és központi csúszdával rendelkezik. Az egyetlen kivétel az Ursula-kráter, amelynek közepén egy gödör (esetleg egy kisebb kráter) található [25] . A Gertrud-krátertől nyugatra található egy összetett, szabálytalan domborzattal rendelkező terület, amelyet "névtelen medencének" neveznek, amely egy erősen erodált kráter lehet, körülbelül 330 km átmérőjű [25] .

A műhold felszínének vizsgált részét törés- és sziklák rendszere mélyíti be , amelyek viszonylag friss geológiai tevékenység eredménye. Sok kanyon [29] található rajta , amelyek a felszín grabens  -süllyesztett területei a kéreg két párhuzamos törése között [5] . A titáni grabenek átlagosan 20–50 km szélesek, 2–5 km mélyek [5] , és valószínűleg a domborzat legfiatalabb elemei – krátereken és sima síkságon is áthaladnak [29] . Közülük a legnagyobb a Messina-kanyon ( lat.  Messina Chasma ), amely csaknem 1500 km hosszú, és az Egyenlítőtől majdnem a déli pólusig húzódik [27] . Néhány kanyont fénysugárrendszerek vesznek körül. A polarimetriás mérések szerint a kanyonok körüli felületet porózus anyagréteg borítja. Az egyik hipotézis szerint ez a víz zúzmara , amely a repedésekből kifolyó folyadék után kondenzálódik a felületen. Azokat a sziklákat, amelyek nem kapcsolódnak kanyonokhoz, párkányoknak ( lat.  Rupes ) nevezik, mint például a Roussillon párkány , amely az Ursula-kráter közelében található [27] .

A Voyager 2 űrszonda által készített képeken a meredek területek és az Ursula közelében lévő területek simának tűnnek az ilyen felbontású képeken. Ezek a területek valószínűleg sokkal később jelentek meg, mint a legtöbb kráter. A táj ellaposodása lehet endogén (folyékony kitöréssel – kriovulkanizmussal összefüggésben ), vagy a közeli kráterek kibocsátása miatt [25] .

A Titánia domborzatát két ellentétes folyamat határozza meg: becsapódási kráterek kialakulása és a felszín endogén simítása [29] . Az első folyamat a műhold teljes felületén működött a története során. A második, szintén globális jellegű folyamat kezdettől fogva nem működött [25] . Eltörölte az eredeti, erősen kráteres tájat, ami megmagyarázza a becsapódási kráterek jelenlegi ritkaságát ezen a műholdon [5] . Később további felületváltozások is előfordulhattak, amelyek sima síkságokat képeztek [5] . Valószínűleg ezek a síkságok olyan területek, amelyeket a közeli kráterekből származó kilökődés borít [29] . A legutóbbi endogén folyamatok többnyire tektonikusak voltak; kanyonok megjelenését okozták – valójában óriási repedések a jégkéregben. A kéreg megrepedését a Titánia mintegy 0,7%-os globális terjeszkedése okozta [29] .

Atmoszféra

A 2001-2005 között végzett infravörös spektroszkópia vízjég és szén-dioxid jelenlétét mutatta ki a Titánia felszínén . Ez azt jelzi, hogy a műholdnak jelentéktelen szezonális légköre lehet, amely szén-dioxidból áll, és körülbelül 10–13 bar légköri nyomású, ami megegyezik a Jupiter Callisto holdjával [3] . Nem valószínű, hogy olyan gázok vannak jelen, mint a nitrogén vagy a metán , mert a Titania gyenge gravitációja nem tudja megakadályozni, hogy kiszökjenek a világűrbe . A Titánia nyári napfordulója idején elérhető maximális 89 K hőmérsékleten a szén-dioxid telítési gőznyomása körülbelül 3 nbar [3] .

2001. szeptember 8-án a Titania okkultált egy fényes csillagot (HIP 106829), amelynek látszólagos magnitúdója 7,2. Ez az esemény lehetővé tette a műhold átmérőjének finomítását és a légkör sűrűségének felső határát. Kiderült, hogy 10-20 nanobárral egyenlő. Így, ha a Titánia légköre létezik, akkor az sokkal ritkább, mint a Triton vagy a Plútó légköre . Ezek a mérések azonban valójában nem adtak semmi újat, mivel ez a határ többszöröse a Titánia felszínéhez közeli szén-dioxid lehetséges maximális nyomásának [3] .

Az Urán-rendszer sajátos geometriája miatt a Titánia pólusai több napenergiát kapnak, mint egyenlítője [19] . Mivel a CO 2 illékonysága a hőmérséklettel növekszik [3] , felhalmozódhat Titánia trópusi övezetében , ahol stabilan jégként tud létezni magas albedójú és árnyékos területeken. Amikor az egyik féltekén nyár van, a pólus hőmérséklete eléri a 85-90 K-et [19] [3] , a szén-dioxid szublimál és az éjszakai oldalra vándorol. A felgyülemlett szén-dioxid jeget a felszínről kipermetező magnetoszférikus plazmarészecskék szabadítják fel . Feltételezések szerint a Titánia jelentős mennyiségű szén-dioxidot veszített kialakulása óta, ami körülbelül 4,6 milliárd évvel ezelőtt történt [19] .

Eredet és fejlődés

Mint az Uránusz minden nagy holdja, a Titánia valószínűleg egy gáz és por akkréciós korongjából keletkezett, amely vagy egy ideig az Uránusz körül létezett a bolygó kialakulása után, vagy egy hatalmas ütközés során jelent meg, ami valószínűleg nagyon nagy tengelydőlést adott az Uránusznak . [32] . A korong pontos összetétele nem ismert, de az Uránusz holdjainak viszonylag nagy sűrűsége a Szaturnusz holdjaihoz képest arra utal, hogy kevesebb vizet tartalmazott [comm. 6] [5] . Jelentős mennyiségű szén és nitrogén lehet CO és N 2 formájában, és nem metán és ammónia formájában [32] . Egy ilyen korongból kialakított műholdnak kevesebb vízjeget (CO és N 2 klatráttal ) és több kőzetet kell tartalmaznia, ami megmagyarázza nagy sűrűségét [5] .

A Titánia kialakulása valószínűleg több ezer évig tartott [32] . Külső rétegei akkréció hatására hevültek [33] . A maximális hőmérséklet (körülbelül 250 K ) körülbelül 60 kilométeres mélységben volt [33] . A képződés befejeződése után a külső réteg lehűlt, a belső pedig a belekben lévő radioaktív elemek bomlása miatt kezdett felmelegedni [5] . A felületi réteg a lehűlés hatására összehúzódott, míg a fűtő belső réteg kitágul. Ez erős mechanikai igénybevételt okozott a Titánia kérgében, ami hibák kialakulásához vezethet . Talán így jelent meg a jelenlegi kanyonrendszer. Ez a folyamat körülbelül 200 millió évig tartott [34] , ezért több milliárd évvel ezelőtt megállt [5] .

A radioaktív elemek kezdeti akkréciójából és az azt követő bomlásból származó hő elegendő lehet a belekben lévő jég megolvadásához, ha az tartalmazott fagyálló anyagot  - ammóniát vagy sót [33] . Az olvadás a jég kőzettől való elválasztásához és jégköpennyel körülvett kőzetmag kialakulásához vezethetett. Határukon ammóniát tartalmazó folyékony vízréteg jelenhet meg. Elegyük eutektikus hőmérséklete 176 K [23] . Ha az óceán hőmérséklete ez alá az érték alá esett, akkor most befagyott. A fagyás hatására kitágul, és ez hozzájárulhat a kéreg megrepedéséhez és kanyonok kialakulásához [25] . Titánia geológiai történetéről azonban keveset tudunk.

Űrkutatás

A Titaniáról az egyetlen elérhető közeli felvételt a Voyager 2 készítette az Uránusz-rendszer feltárása során 1986 januárjában. 365 200 km-re megközelítette Titániát [35] , és körülbelül 3,4 kilométeres felbontással fényképezte le (a legjobbakkal csak Mirandát és Arielt forgatták) [25] . A képek a felszín 40%-át fedik le, de ennek csak 24%-a készült a geológiai térképezéshez szükséges pontossággal . A repülés során a Nap megvilágította a Titánia déli féltekét (valamint az Uránusz többi műholdját). Így az északi félteke árnyékban volt, és nem lehetett tanulmányozni [5] .

Soha nem járt más űrszonda az Uránuszban vagy a Titániában. Az ilyen küldetések projektjeit fontolgatják [36] .

Lásd még

• Uránusz
• Az Uránusz holdjai

Megjegyzések

1. ↑ A műhold r sugarú gömbalakjának közelítésében számítva a következőképpen : .
2. ↑ A műhold r sugarú gömbalakjának közelítésében számítva a következőképpen : .
3. ↑ A műhold gömbalakjának m tömegére , G gravitációs állandójára és r sugarára vonatkozó közelítésében számítva így : .
4. ↑ 1 2 Az Uránusz öt legnagyobb holdja: Miranda , Ariel , Umbriel , Titania és Oberon . Az összes többi sokkal kisebb.
5. ↑ Hét hold nagyobb tömegű a Titániánál: Ganymede , Titan , Callisto , Io , Luna , Europa , Triton [2] .
6. ↑ Például a Tethys  , a Szaturnusz holdjának sűrűsége 0,97 g/cm³ , ami azt jelzi, hogy több mint 90%-a víz [19] .

Jegyzetek

1. ↑ 1 2 Herschel, William. Beszámoló a Georgian Planet körül forgó két műhold felfedezéséről  // A  Londoni Királyi Társaság filozófiai tranzakciói . - 1787. - Kt. 77 . - 125-129 . o . - doi : 10.1098/rstl.1787.0016 . — .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 Bolygóműhold átlagos pályaparaméterei . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Letöltve: 2013. március 6. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 22.. (határozatlan)
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Widemann T.; Sicardy B.; Dusser R.; et al. A Titánia sugara és légkörének felső határa a 2001. szeptember 8-i csillagok  okkultációjából  // Icarus . — Elsevier , 2008. — 20. évf. 199 , sz. 2 . - P. 458-476 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.09.011 . — . Archiválva az eredetiből 2014. július 25-én.
4. ↑ 12 Jacobson RA; Campbell JK; Taylor AH és Synnott SP Az Uránusz és főbb műholdjainak tömegei a Voyager nyomkövetési adataiból és a Föld alapú Uráni műholdadatokból  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Vol. 103 , sz. 6 . - P. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . - Iránykód .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Smith BA; Soderblom LA; Beebe A.; et al. Voyager 2 az Uráni rendszerben: Képalkotó tudományos  eredmények  // Tudomány . - 1986. - 1. évf. 233. sz . 4759 . - 97-102 . o . - doi : 10.1126/tudomány.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 .
6. ↑ 1 2 3 Karkoschka E. Az Uránusz gyűrűinek és 16 műholdjának átfogó fotometriája a Hubble űrteleszkóppal   // Ikarusz . - Elsevier , 2001. - Vol. 151 . - 51-68 . o . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . — Iránykód .
7. ↑ 12 Newton , Bill; Tece, Philip. Útmutató az amatőr csillagászathoz . - Cambridge: Cambridge University Press , 1995. - P. 109. - ISBN 978-0-521-44492-7 .
8. ↑ Berry A. A Short History of Astronomy  (UK) - London : John Murray , 1898.
9. ↑ Herschel, William. A Georgian Planet and its Satellites  (angol)  // A Londoni Királyi Társaság filozófiai tranzakciói . - 1788. - Kt. 78 . - P. 364-378 . - doi : 10.1098/rstl.1788.0024 . - Iránykód .
10. ↑ Herschel, William. A Georgium Sidus további négy műholdjának felfedezéséről; Bejelentették régi műholdjainak retrográd mozgását; És eltűnésük oka a bolygótól bizonyos távolságokra magyarázattal  // A Londoni Királyi Társaság filozófiai  tranzakciói . - 1798. - Kt. 88 . - 47-79 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - Iránykód .
11. ↑ Struve O. Note on the Satellites of Uranus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Vol. 8 , sz. 3 . - P. 44-47 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — Iránykód .
12. ↑ Herschel, John. Az Uránusz műholdain  // A Royal Astronomical Society havi közleményei  . - Oxford University Press , 1834. - Vol. 3 , sz. 5 . - P. 35-36 . - doi : 10.1093/mnras/3.5.35 . - Iránykód . — .
13. ↑ Lassell W. Observations of Satellites of Uranus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Vol. 8 , sz. 3 . - P. 43-44 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — Iránykód .
14. ↑ Lassell W. Az Uránusz fényes  műholdai // A Királyi Csillagászati ​​Társaság havi közleményei  . - Oxford University Press , 1850. - Vol. 10 , sz. 6 . — 135. o . - doi : 10.1093/mnras/10.6.135 . - .
15. ↑ Lassell W. William Lassell, Esq. levele a szerkesztőnek  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1851. - Vol. 2 , sz. 33 . — 70. o . - doi : 10.1086/100198 . - Iránykód .
16. ↑ 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 . - .
17. ↑ Lassell W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (angol)  // Astronomische Nachrichten . - Wiley-VCH , 1852. - 1. évf. 34 . — 325. o . — Iránykód .
18. ↑ Lassell W. Az Uranus belső műholdjairól  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Vol. 12 . - P. 15-17 . - Iránykód .
19. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Grundy WM; Fiatal L.A.; Spencer JR; et al. A H 2 O és CO 2 jégek eloszlása ​​Ariel, Umbriel , Titania és Oberon településeken IRTF/SpeX megfigyelések alapján   // Icarus . - Elsevier , 2006. - Vol. 184. sz . 2 . - P. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
20. ↑ Ness NF; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Mágneses mezők az Uránusznál  (angol)  // Tudomány . - 1986. - 1. évf. 233. sz . 4759 . - 85-89 . o . - doi : 10.1126/tudomány.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
21. ↑ Miller C.; Chanover NJ Umbriel 2007. augusztusi Titania és Ariel okkultációinak dinamikus paramétereinek feloldása   // Icarus . — Elsevier , 2009. — 20. évf. 200 , nem. 1 . - P. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
22. ↑ Arlot J.-E.; Dumas C.; Sicardy B. U-3 Titania fogyatkozásának megfigyelése U-2 Umbriel által 2007. december 8-án az ESO-VLT segítségével  // Csillagászat és asztrofizika  . - EDP Sciences , 2008. - Vol. 492 , sz. 2 . - P. 599-602 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810134 . - .
23. ↑ 1 2 3 4 5 Hussmann H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. A felszín alatti óceánok és a közepes méretű külső bolygóműholdak és a nagy transzneptunusz-objektumok  mély belső terei  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , sz. 1 . - P. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - . Az eredetiből archiválva : 2007. október 11.
24. ↑ 1 2 3 4 Bell III JF; McCord TB Spektrális egységek keresése az Uráni műholdakon színarányú képek segítségével  //  Lunar and Planetary Science Conference, 21st, March. 12-16, 1990. - Houston, TX, Egyesült Államok: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1991. - P. 473-489 . Archiválva : 2019. május 3.
25. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Plescia JB Az uráni műholdak kráterezésének története: Umbriel, Titania és Oberon  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - 1. évf. 92 , sz. A13 . - P. 14918-14932 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14918 . - Iránykód .
26. ↑ 1 2 Buratti BJ; Mosher, Joel A. Összehasonlító globális albedó- és színtérképek az Uráni műholdakról   // Icarus . - Elsevier , 1991. - Vol. 90 . - 1-13 . o . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - .
27. ↑ 1 2 3 4 Cél : Titania  . A bolygónómenklatúra közlönye . A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió (IAU) bolygórendszer-nómenklatúrával foglalkozó munkacsoportja (WGPSN). Letöltve: 2013. március 6. Az eredetiből archiválva : 2022. október 21..
28. ↑ Gertrude . A bolygónómenklatúra közlönye . A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió (IAU) bolygórendszer-nómenklatúrával foglalkozó munkacsoportja (WGPSN). Letöltve: 2009. június 3. Az eredetiből archiválva : 2022. szeptember 20. (határozatlan)
29. ↑ 1 2 3 4 5 Croft SK Új geológiai térképek a Titania, Oberon, Umbriel és Miranda uráni műholdakról  //  Proceeding of Lunar and Planetary Sciences. - Houston: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1989. - Vol. 20 . — P. 205C . Archiválva az eredetiből 2017. augusztus 31-én.
30. ↑ Titánia : kráterek  . A bolygónómenklatúra közlönye . A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió (IAU) bolygórendszer-nómenklatúrával foglalkozó munkacsoportja (WGPSN). Letöltve: 2022. október 25. Az eredetiből archiválva : 2022. szeptember 8..
31. ↑ Strobell ME; Masursky H. A Holdon és az Uráni műholdakon elnevezett új jellemzők  //  A Hold- és bolygótudomány absztraktjai. - 1987. - 1. évf. 18 . - P. 964-965 . - Iránykód .
32. ↑ 1 2 3 Mousis O. Termodinamikai viszonyok modellezése az Uráni-alködben – Következtetések a szabályos műholdak összetételére  // Csillagászat és asztrofizika  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 413 . - P. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
33. ↑ 1 2 3 Squyres SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Félix. A Szaturnusz és az Uránusz műholdjainak akkréciós melegítése  //  Journal of Geophysical Research. - 1988. - 1. évf. 93. sz . B8 . - P. 8779-8794 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - Iránykód .
34. ↑ Hillier J.; Squires, Steven. Termikus feszültségtektonika a Szaturnusz és az Uránusz műholdain  //  Journal of Geophysical Research. - 1991. - 1. évf. 96 , sz. E1 . - P. 15665-15674 . - doi : 10.1029/91JE01401 . — Iránykód .
35. ↑ Stone EC The Voyager 2 Encounter with Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - 1. évf. 92 , sz. A13 . - P. 14873-14876 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - Iránykód .
36. ↑ Clark, Stephen. Az Uránusz, a Neptunusz a NASA látókörében az új robot-  küldetéshez . Spaceflight Now (2015. augusztus 25.). Letöltve: 2019. december 2. Az eredetiből archiválva : 2019. november 7..

Linkek

• Információ a Titaniáról a NASA honlapján . Archiválva : 2021. november 15. (határozatlan)
• Információ a Titaniáról a Naprendszer nézeteinél . Archiválva az eredetiből 2022. február 12-én. (határozatlan)
• Információ a Titaniáról a Nineplanets honlapján . Az eredetiből archiválva : 2021. november 14. (határozatlan)

Szótárak és enciklopédiák	Nagy katalán Nagy norvég Britannica (online)

Uránusz
Az Uránusz holdjai	Ariel Belinda Bianka Desdemona Juliet Caliban Cordelia Cressida Ámor Mab margarita Miranda Oberon Ophelia Csomag Perdita Egy adag Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titánia Trinculo Umbriel Ferdinánd francisco
Jellemzők	Uránusz gyűrűi
Nyítás	William Herschel William Lassell
Kutatás	Voyager program Voyager 2
Uránusz trójaiak	2011 QF99
Egyéb	15 Orion Uránusz a kultúrában

Naprendszer
Központi csillag és bolygók	Nap Higany Vénusz föld Mars Jupiter Szaturnusz Uránusz Neptun
törpebolygók	Ceres Plútó Haumea Makemake Eris Jelöltek Sedna Orc Quaoar Gun-gun 2002 MS 4
Nagy műholdak	Ganymedes Titán Callisto És róla Hold Európa Triton Titánia Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Sellő
Műholdak / gyűrűk	Föld / ∅ Mars Jupiter / ∅ Szaturnusz / ∅ Uránusz / ∅ Neptunusz / ∅ Plútó / ∅ Haumea Makemake Eris Jelöltek kardszárnyú delfin quawara
Elsőként felfedezett aszteroidák	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flóra (9) Metis (10) Hygiea (11) Parthenope
Kis testek	meteoroidok aszteroidák / műholdaik földközeli fő öv trójai kentaurok transzneptunikus Kuiper öv plutino cubewano szétszórt lemez damokloidok üstökösök Oort felhő
mesterséges tárgyak	mesterséges földi műholdak bolygóközi űrhajó
Hipotetikus tárgyak	Vulkánok és vulkanoidok a Merkúr műhold a Vénusz műholdait a Föld többi műholdja ellenföld Kilences bolygó , Tyche , X bolygó és más transz-Neptunusz bolygók Végzet Korábbi bolygók: Theia , Phaeton vagy Planet V Ötödik gázóriás
A Naprendszer objektumainak listája Csillagászati ​​objektumok