Titania (műhold)

Titánia
Uránusz holdja

Fénykép a Voyager 2-ről
Felfedező William Herschel [8]
nyitás dátuma 1787. január 11. [1]
Orbitális jellemzők
Főtengely 436 300 km [2]
Különcség 0,0011 (közel a körlevélhez) [2]
Keringési időszak 8,706 nap [2]
Orbitális dőlésszög 0,079° (az Uránusz egyenlítőjéig ) [2]
fizikai jellemzők
Átmérő 1576,8 ± 1,2 km (a Hold átmérőjének 0,45-e )
Közepes sugár 788,4 ± 0,6 km (0,1235 Föld ) [3]
Felszíni terület 7,82 millió km² [komm. egy]
Súly 3,527 ± 0,09⋅10 21 kg [4]
Sűrűség 1,711 ± 0,005 g/cm³ [3]
Hangerő 2,065 millió km³ [comm. 2]
A gravitáció gyorsulása 0,379 m/s² (26-szor
kisebb, mint a földnél) [komm. 3]
Egy tengely körüli forgási periódus szinkronizált (egyik oldalról Uránuszra fordítva) [5]
Albedo 0,35 ( geometriai ) 0,17 ( kötvény ) [6]
Látszólagos nagyságrend 13,9 [7]
Felületi hőmérséklet min. 60K (-213°C)
átl. 66…77 K (−210… −196 °C)
max. 89 K (−184 °C) [3]
Légkör kevesebb, mint 10 -9 -2⋅10 -9 bar [3]
 Médiafájlok a Wikimedia Commons oldalon
Információ a Wikidatában  ?

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] .

Titánia domborművének részleteinek nevei [27] [30] (Shakespeare műveiből vettük át) [31]
Név Valaki után elnevezve Típusú Hosszúság (átmérő), km Koordináták
Belmont-kanyon Balmont , Olaszország ("A velencei kereskedő ") Kanyon 238 8°30′ dél SH. 32°36′ K  / 8,5 ° S SH. 32,6° K d. / -8,5; 32.6
Messina- Messina , Olaszország (" Sok háborgás a semmiért ") 1492 33°18′ dél SH. 335°00′ K  / 33,3 ° S SH. 335° K d. / -33,3; 335
Roussillon párkány Roussillon , Franciaország (" Minden jó, ha jó a vége ") szegély 402 14°42′ dél SH. 23°30′ hüvelyk  / 14,7 ° S SH. 23,5° K d. / -14,7; 23.5
Adriana Adriana (" A hibák komédiája ") Kráter ötven 20°06′ D SH. keleti hosszúság 3°54′  / 20,1 ° S SH. 3,9° hüvelyk d. / -20,1; 3.9
Bona Bona (" VI. Henrik, 3. rész ") 51 55°48′ d SH. 351°12′ kelet  / 55,8 ° S SH. 351,2° K d. / -55,8; 351.2
Calpurnia Calpurnia Pisonis (" Julius Caesar ") 100 42°24′ dél SH. 291°24′ K  / 42,4 ° S SH. 291,4° K d. / -42,4; 291.4 ( Calphurnia kráter )
Eleanor Aquitániai Eleonor (" János király ") 74 44°48′ d SH. 333°36′ K  / 44,8 ° S SH. 333,6° K d. / -44,8; 333.6
Gertrude Gertrude (" Hamlet ") 326 15°48′ d SH. 287°06′ K  / 15,8 ° S SH. 287,1° K d. / -15,8; 287.1
Imogen Imogen (" Cymbeline ") 28 23°48′ d SH. 321°12′ kelet  / 23,8 ° S SH. 321,2° K d. / -23,8; 321.2
Ira Ira (" Antonius és Kleopátra ") 33 19°12′ dél SH. 338°48′ K  / 19,2 ° S SH. 338,8° K d. / -19,2; 338,8
Jessica Jessica ("A velencei kereskedő ") 64 55°18′ d SH. 285°54′ K  / 55,3 ° S SH. 285,9° K d. / -55,3; 285,9
Catherine Katalin ( VIII. Henrik ) 75 51°12′ dél SH. 331°54′ K  / 51,2 ° S SH. 331,9° K d. / -51,2; 331,9
lucetta Lucetta (" Két veronai ") 58 14°42′ dél SH. 277°06′ K  / 14,7 ° S SH. 277,1° K d. / -14,7; 277.1
jachtkikötő Marina (" Periklész ") 40 15°30′ dél SH. 316°00′ K  / 15,5 ° S SH. 316° K d. / -15,5; 316
Mopsz Mopsz (" Téli mese ") 101 11°54′ dél SH. 302°12′ K  / 11,9 ° S SH. 302,2° K d. / -11,9; 302.2
Phryne Phryne (" Athéni Timon ") 35 24°18′ dél SH. 309°12′ kelet  / 24,3 ° S SH. 309,2° K d. / -24,3; 309.2
Ursula Ursula (" Sok háborgás a semmiért ") 135 12°24′ dél SH. 45°12′ kelet  / 12,4 ° S SH. 45,2° K d. / -12,4; 45.2
Valeria Valeria (" Coriolanus ") 59 34°30′ D SH. 4°12′ kelet  / 34,5 ° S SH. 4,2° hüvelyk d. / -34,5; 4.2

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

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..
  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.
  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