Tytania (księżyc) - Titania (moon)
_color,_cropped.jpg)
Zdjęcie z sondy Voyager 2 przedstawiające południową półkulę Titanii
| |||||||||
| Odkrycie | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Odkryty przez | William Herschel | ||||||||
| Data odkrycia | 11 stycznia 1787 | ||||||||
| Oznaczenia | |||||||||
Przeznaczenie |
Uran III | ||||||||
| Wymowa | / T ə t ɑː n i ə , t ə t eɪ n i ə / | ||||||||
| Przymiotniki | Titanian / t ə t ɑː n i ə n / | ||||||||
| Charakterystyka orbity | |||||||||
| 435 910 km | |||||||||
| Ekscentryczność | 0,0011 | ||||||||
| 8,706 234 d | |||||||||
Średnia prędkość orbitalna
|
3,64 km/s | ||||||||
| Nachylenie | 0,340° (do równika Urana) | ||||||||
| Satelita | Uran | ||||||||
| Charakterystyka fizyczna | |||||||||
Średni promień |
788,4 ± 0,6 km (0,1235 Ziemi ) | ||||||||
| 7 820 000 km 2 | |||||||||
| Tom | 2 065 000 000 km 3 | ||||||||
| Masa | (3,400 ± 0,061) × 10 21 kg | ||||||||
Średnia gęstość
|
1,711 ± 0,005 g/cm 3 | ||||||||
| 0,365 m/s² | |||||||||
| 0,759 km/s | |||||||||
| przypuszczalnie synchroniczny | |||||||||
| Albedo | |||||||||
| |||||||||
| 13,9 | |||||||||
| Atmosfera | |||||||||
Ciśnienie powierzchniowe
|
<1–2 mPa (10–20 nbar ) | ||||||||
| Skład według objętości | |||||||||
Dwutlenku tytanu ( / T ə t ɑː n i ə , t ə t eɪ n i ə / ), również określany Uran III jest największym z księżyce Urana oraz z ósmym księżyca w systemie słonecznego przy średnicy wynoszącej 1,578 kilometrów (981 mil). Odkryta przez Williama Herschela w 1787 roku, nosi imię królowej wróżek ze Snu nocy letniej Szekspira . Jej orbita leży wewnątrz Urana „s magnetosfery .
Titania składa się w przybliżeniu z równych ilości lodu i skał i prawdopodobnie jest zróżnicowana w skaliste jądro i lodowy płaszcz . Na granicy rdzeń-płaszcz może znajdować się warstwa wody w stanie ciekłym . Wydaje się, że jego powierzchnia, która jest stosunkowo ciemna i lekko czerwona, została ukształtowana zarówno przez uderzenia, jak i procesy endogeniczne . Jest pokryty licznymi kraterami uderzeniowymi o średnicy do 326 kilometrów (203 mil), ale jest mniej pokryty kraterami niż Oberon , najbardziej zewnętrzny z pięciu dużych księżyców Urana. Prawdopodobnie przeszła wczesną endogeniczną zmianę powierzchni, która zniszczyła jej starszą, mocno pokrytą kraterami powierzchnię. Jej powierzchnię przecina system ogromnych kanionów i skarp , będących efektem rozszerzania się jego wnętrza w późniejszych etapach jego ewolucji. Jak wszystkie główne księżyce Urana, Tytania prawdopodobnie uformowała się z dysku akrecyjnego, który otaczał planetę tuż po jej utworzeniu.
Spektroskopia w podczerwieni przeprowadzona w latach 2001-2005 ujawniła obecność lodu wodnego oraz zamrożonego dwutlenku węgla na powierzchni Titanii, co sugeruje, że może ona mieć rzadką atmosferę dwutlenku węgla o ciśnieniu powierzchniowym około 10 nanopaskali ( 10-13 bar). Pomiary podczas przesłanianie Titanii z gwiazdą umieścić górną granicę ciśnienia powierzchniowego ewentualnego atmosferze 1-2 MPa (10-20 nbar).
Układ Urania był badany z bliska tylko raz, przez sondę kosmiczną Voyager 2 w styczniu 1986 roku. Wykonano kilka zdjęć Tytanii, co pozwoliło na zmapowanie około 40% jej powierzchni.
Odkrywanie i nazywanie
Titania została odkryta przez Williama Herschela 11 stycznia 1787, tego samego dnia, w którym odkrył drugi co do wielkości księżyc Urana, Oberon . Później poinformował o odkryciu czterech kolejnych satelitów, chociaż później okazało się, że są one fałszywe. Przez prawie następne 50 lat Titania i Oberon nie byłyby obserwowane przez żaden inny instrument niż William Herschel, chociaż Księżyc można zobaczyć z Ziemi za pomocą współczesnego, wysokiej klasy teleskopu amatorskiego.
Wszystkie księżyce Urana noszą nazwy postaci stworzonych przez Williama Szekspira lub Aleksandra Pope'a . Nazwa Titania została zaczerpnięta od Królowej Wróżek w Śnie nocy letniej . Nazwy wszystkich czterech znanych wówczas satelitów Urana zostały zasugerowane przez syna Herschela, Jana w 1852 roku, na prośbę Williama Lassella , który rok wcześniej odkrył dwa pozostałe księżyce, Ariel i Umbriel .
Titania była początkowo określana jako „pierwszy satelita Urana”, aw 1848 roku William Lassell nadał jej oznaczenie Uran I , chociaż czasami używał on numeracji Williama Herschela (gdzie Titania i Oberon to II i IV). W 1851 Lassell ostatecznie ponumerował wszystkie cztery znane satelity według ich odległości od planety cyframi rzymskimi i od tego czasu Tytanię oznaczono jako Uran III .
Nazwa Szekspira postaci jest widoczne / t ɪ t eɪ n J ə / , ale księżyca często widoczny / t aɪ t eɪ n i ə / , analogicznie do znanego pierwiastek chemiczny tytanu . Forma przymiotnika, Titanian , jest homonimiczna z formą księżyca Saturna, Titan . Nazwa Titania to starożytna greka oznaczająca „córkę tytanów”.
Orbita
Titania krąży wokół Urana w odległości około 436 000 kilometrów (271 000 mil), będąc drugą najdalej od planety spośród jej pięciu głównych księżyców. Orbita Titanii ma niewielki mimośród i jest bardzo nachylona w stosunku do równika Urana. Jej okres orbitalny wynosi około 8,7 dnia, zbiegając się z okresem rotacji . Innymi słowy, Titania jest satelitą synchronicznym lub zablokowanym pływowo , z jedną stroną zawsze skierowaną w stronę planety.
Orbita Titanii leży całkowicie wewnątrz magnetosfery Urana . Jest to ważne, ponieważ w tylne półkule satelitów krążących wewnątrz magnetosfery uderza plazma magnetosferyczna, która obraca się razem z planetą. To bombardowanie może prowadzić do ciemnienia tylnych półkul, co jest faktycznie obserwowane dla wszystkich księżyców Urana z wyjątkiem Oberona (patrz poniżej).
Ponieważ Uran krąży wokół Słońca prawie na swojej stronie, a jego księżyce krążą w płaszczyźnie równikowej planety, podlegają one (w tym Tytanii) ekstremalnym cyklom sezonowym. Zarówno biegun północny, jak i południowy spędzają 42 lata w całkowitej ciemności, a kolejne 42 lata w ciągłym świetle słonecznym, przy czym słońce wschodzi blisko zenitu nad jednym z biegunów w każdym przesileniu . Voyager 2 flyby zbiegła się z 1986 przesilenia letniego południowej półkuli, kiedy niemal cała południowa półkula została oświetlona. Raz na 42 lata, kiedy Uran ma równonoc, a jej płaszczyzna równikowa przecina Ziemię, możliwe stają się wzajemne zakrycia księżyców Urana. W latach 2007-2008 zaobserwowano szereg takich zdarzeń, w tym dwie zakrycia Tytanii przez Umbriel 15 sierpnia i 8 grudnia 2007 r.
Skład i struktura wewnętrzna
Tytania jest największym i najmasywniejszym księżycem Urana i ósmym pod względem masy księżycem w Układzie Słonecznym. Jego gęstość 1,71 g/cm 3 , która jest znacznie wyższa niż typowa gęstość satelitów Saturna, wskazuje, że składa się z mniej więcej równych proporcji lodu wodnego i gęstych składników nielodowych; te ostatnie mogą być wykonane ze skał i materiałów węglowych , w tym ciężkich związków organicznych . Obecność lodu wodnego potwierdzają obserwacje spektroskopowe w podczerwieni wykonane w latach 2001–2005, które ujawniły krystaliczny lód wodny na powierzchni Księżyca. Pasma absorpcji lodu wodnego są nieco silniejsze na przedniej półkuli Titanii niż na tylnej. Jest to przeciwieństwo tego, co obserwuje się na Oberonie, gdzie tylna półkula wykazuje silniejsze sygnatury lodu wodnego. Przyczyna tej asymetrii nie jest znana, ale może być ona związana z bombardowaniem przez naładowane cząstki z magnetosfery Urana , która jest silniejsza na tylnej półkuli (z powodu współrotacji plazmy). Cząstki energetyczne mają tendencję do rozpylania lodu wodnego, rozkładania metanu uwięzionego w lodzie w postaci hydratu klatratu i przyciemniania innych substancji organicznych, pozostawiając ciemną, bogatą w węgiel pozostałość .
Poza wodą, jedynym związkiem zidentyfikowanym na powierzchni Titanii metodą spektroskopii w podczerwieni jest dwutlenek węgla , który koncentruje się głównie na tylnej półkuli. Pochodzenie dwutlenku węgla nie jest do końca jasne. Może być wytwarzany lokalnie z węglanów lub materiałów organicznych pod wpływem słonecznego promieniowania ultrafioletowego lub naładowanych energetycznie cząstek pochodzących z magnetosfery Urana. Ten ostatni proces wyjaśniałby asymetrię w jej rozmieszczeniu, ponieważ tylna półkula podlega silniejszemu wpływowi magnetosfery niż półkula wiodąca. Innym możliwym źródłem jest odgazowanie z pierwotnego CO 2 uwięzionego lodem wody we wnętrzu Titanii. Ucieczka CO 2 z wnętrza może być związana z przeszłą aktywnością geologiczną tego księżyca.
Titania może być zróżnicowana w skalisty rdzeń otoczony lodowym płaszczem . Jeśli tak jest, promień jądra 520 kilometrów (320 mil) wynosi około 66% promienia księżyca, a jego masa to około 58% masy księżyca — proporcje są podyktowane składem księżyca. Ciśnienie w centrum Titanii wynosi około 0,58 GPa (5,8 kbar ). Obecny stan lodowego płaszcza jest niejasny. Jeśli lód zawiera wystarczającą ilość amoniaku lub innego środka przeciw zamarzaniu , Titania może mieć podpowierzchniowy ocean na granicy jądra i płaszcza. Grubość tego oceanu, jeśli istnieje, wynosi do 50 kilometrów (31 mil), a jego temperatura wynosi około 190 K . Jednak obecna struktura wewnętrzna Titanii w dużej mierze zależy od jej historii termicznej, która jest słabo poznana.
Cechy powierzchni
_labeled.jpg)
Wśród księżyców Urana, Tytania jest pośrednia w jasności pomiędzy ciemnym Oberonem i Umbrielem a jasną Arielą i Mirandą . Jego powierzchnia wykazuje silny opór : współczynnik odbicia spada od 35% przy kącie fazowym 0° ( albedo geometryczne ) do 25% przy kącie około 1°. Titania ma stosunkowo niskie albedo Bonda wynoszące około 17%. Jego powierzchnia jest ogólnie lekko czerwona, ale mniej czerwona niż Oberon . Jednak świeże osady po uderzeniu są bardziej niebieskie, podczas gdy gładkie równiny znajdujące się na wiodącej półkuli w pobliżu krateru Ursula i wzdłuż niektórych wzniesień są nieco bardziej czerwone. Może występować asymetria między półkulą wiodącą i tylną; ta pierwsza wydaje się być bardziej czerwona niż ta druga o 8%. Różnica ta jest jednak związana z gładkimi równinami i może być przypadkowa. Zaczerwienienie powierzchni jest prawdopodobnie wynikiem wietrzenia kosmicznego spowodowanego bombardowaniem naładowanymi cząstkami i mikrometeorytami w okresie Układu Słonecznego . Jednak asymetria kolorów Tytanii jest bardziej prawdopodobnie związana z akrecją czerwonawej materii pochodzącej z zewnętrznych części układu Urana, prawdopodobnie z nieregularnych satelitów , które osadzałyby się głównie na wiodącej półkuli.
Naukowcy rozpoznali trzy klasy cech geologicznych na Tytanii: kratery , chasmata ( kaniony ) i rupes ( skarpy ). Powierzchnia Titanii jest mniej pokryta kraterami niż powierzchnie Oberon lub Umbriel, co oznacza, że powierzchnia jest znacznie młodsza. Średnice krateru sięgają 326 kilometrów dla największego znanego krateru, Gertrude (może istnieć również zdegradowany basen o mniej więcej tej samej wielkości). Niektóre kratery (na przykład Ursula i Jessica ) są otoczone przez jasne wyrzuty ( promienie ) uderzeniowe składające się ze stosunkowo świeżego lodu. Wszystkie duże kratery na Titanii mają płaskie dna i centralne szczyty. Jedynym wyjątkiem jest Ursula, która ma jamę pośrodku. Na zachód od Gertrudy znajduje się obszar o nieregularnej topografii, tak zwany „nienazwany basen”, który może być kolejnym silnie zdegradowanym basenem uderzeniowym o średnicy około 330 kilometrów (210 mil).
Powierzchnię Titanii przecina system ogromnych uskoków , czyli skarp. W niektórych miejscach, dwa równoległe skarpy zaznaczyć zagłębień w skorupie satelity, tworzące rowów , które są czasami nazywane kaniony. Najbardziej znanym z kanionów Tytanii jest Messina Chasma , ciągnąca się przez około 1500 kilometrów (930 mil) od równika prawie do bieguna południowego. Grabens na Titanii mają szerokość 20-50 km (12-31 mil) i mają relief około 2-5 km. Skarpy, które nie są związane z kanionami, nazywane są rupiami, takimi jak Rousillon Rupes w pobliżu krateru Ursula. Regiony wzdłuż niektórych skarp iw pobliżu Urszuli wydają się gładkie w rozdzielczości obrazu Voyagera . Te gładkie równiny prawdopodobnie pojawiły się ponownie później w historii geologicznej Titanii, po uformowaniu się większości kraterów. Resurfacing może mieć charakter endogeniczny, polegający na wyrzucaniu płynnego materiału z wnętrza ( kriowulkanizm ), lub alternatywnie może być spowodowany wygaszeniem przez wyrzuty uderzeniowe z pobliskich dużych kraterów. Grabeny są prawdopodobnie najmłodszymi formacjami geologicznymi na Tytanii — wycinają wszystkie kratery, a nawet gładkie równiny.
Na geologię Tytanii miały wpływ dwie konkurujące ze sobą siły: tworzenie kraterów uderzeniowych i endogenna resurfacing. Ta pierwsza działała na całą historię księżyca i wpłynęła na wszystkie powierzchnie. Te ostatnie procesy miały również charakter globalny, ale działały głównie przez okres po uformowaniu się księżyca. Zniszczyli pierwotny teren pokryty kraterami, wyjaśniając stosunkowo niewielką liczbę kraterów uderzeniowych na obecnej powierzchni Księżyca. Dodatkowe epizody wynurzenia mogły wystąpić później i doprowadzić do powstania gładkich równin. Alternatywnie gładkie równiny mogą być kocami wyrzutowymi pobliskich kraterów uderzeniowych. Najnowsze procesy endogeniczne miały głównie charakter tektoniczny i spowodowały powstanie kanionów, które w rzeczywistości są gigantycznymi pęknięciami w skorupie lodowej. Pękanie skorupy było spowodowane globalną ekspansją Titanii o około 0,7%.
Atmosfera
Obecność dwutlenku węgla na powierzchni sugeruje, że Titania może mieć rzadką, sezonową atmosferę CO 2 , podobną do atmosfery jowiszowego księżyca Callisto . Inne gazy, takie jak azot czy metan , są mało prawdopodobne, ponieważ słaba grawitacja Titanii nie była w stanie zapobiec ich ucieczce w kosmos. W maksymalnej temperaturze osiągalnej podczas przesilenia letniego na Tytanii (89 K), prężność pary dwutlenku węgla wynosi około 300 μPa (3 nbar).
8 września 2001 roku Tytania zakryła jasną gwiazdę ( HIP 106829 ) o widzialnej jasności 7,2; była to okazja zarówno do udoskonalenia średnicy i efemeryd Titanii , jak i do wykrycia jakiejkolwiek istniejącej atmosfery. Dane ujawniły brak atmosfery przy ciśnieniu powierzchniowym 1–2 mPa (10–20 nbar); gdyby istniał, musiałby być znacznie cieńszy niż u Trytona czy Plutona . Ta górna granica jest wciąż kilkakrotnie wyższa niż maksymalne możliwe ciśnienie powierzchniowe dwutlenku węgla, co oznacza, że pomiary nie nakładają zasadniczo żadnych ograniczeń na parametry atmosfery.
Szczególna geometria układu Urana powoduje, że bieguny księżyców otrzymują więcej energii słonecznej niż ich obszary równikowe. Ponieważ prężność pary CO 2 jest funkcją temperatury, może to prowadzić do akumulacji dwutlenku węgla w regionach o niskich szerokościach geograficznych Tytanii, gdzie może on stabilnie występować na obszarach o wysokim albedo i zacienionych obszarach powierzchni w postaci z lodu. Latem, kiedy temperatury polarne sięgają nawet 85-90 K, dwutlenek węgla sublimuje i migruje na przeciwny biegun oraz w rejony równikowe, dając początek swoistemu cyklowi węgla . Nagromadzony lód z dwutlenku węgla może być usuwany z zimnych pułapek przez cząstki magnetosferyczne, które rozpylają go z powierzchni. Uważa się, że od czasu powstania 4,6 miliarda lat temu Titania straciła znaczną ilość dwutlenku węgla.
Pochodzenie i ewolucja
Uważa się, że Titania powstała z dysku akrecyjnego lub podmgławicy; dysk gazu i pyłu, który albo istniał wokół Urana przez jakiś czas po jego utworzeniu, albo został stworzony przez gigantyczne uderzenie, które najprawdopodobniej spowodowało duże nachylenie Urana . Dokładny skład podmgławicy nie jest znany; jednak stosunkowo duża gęstość Titanii i innych księżyców Urana w porównaniu z księżycami Saturna wskazuje, że mógł on być stosunkowo ubogi w wodę. Znaczne ilości azotu i dwutlenku węgla może być obecny w postaci tlenku węgla i N 2 zamiast amoniaku i metanu. Księżyce, które uformowały się w takiej podmgławicy, zawierałyby mniej lodu wodnego (z CO i N 2 uwięzionymi jako klatrat) i więcej skał, co wyjaśnia ich większą gęstość.
Akrecja Titanii trwała prawdopodobnie kilka tysięcy lat. Uderzenia towarzyszące akrecji spowodowały nagrzanie zewnętrznej warstwy księżyca. Maksymalna temperatura około 250 K (-23 ° C) została osiągnięta na głębokości około 60 kilometrów (37 mil). Po zakończeniu formowania warstwa podpowierzchniowa ostygła, podczas gdy wnętrze Titanii nagrzało się w wyniku rozpadu pierwiastków radioaktywnych obecnych w jej skałach. Chłodząca warstwa przypowierzchniowa kurczyła się, podczas gdy wnętrze rozszerzało się. Wywołało to silne naprężenia rozciągające w skorupie księżyca, prowadzące do pękania. Niektóre z dzisiejszych kanionów mogą być tego skutkiem. Proces trwał około 200 milionów lat, co oznacza, że jakakolwiek endogenna aktywność ustała miliardy lat temu.
Początkowe ogrzewanie akrecyjne wraz z ciągłym rozpadem pierwiastków promieniotwórczych były prawdopodobnie wystarczająco silne, aby stopić lód, jeśli obecny był środek przeciw zamarzaniu, taki jak amoniak (w postaci hydratu amoniaku ) lub sól . Dalsze topnienie mogło doprowadzić do oddzielenia lodu od skał i powstania skalistego jądra otoczonego lodowym płaszczem. Na granicy rdzeń i płaszcz mogła utworzyć się warstwa ciekłej wody (oceanu) bogatej w rozpuszczony amoniak. Temperatura eutektyczna tej mieszaniny wynosi 176 K (-97 ° C). Gdyby temperatura spadła poniżej tej wartości, ocean następnie zamarzłby. Zamarznięcie wody spowodowałoby rozszerzenie się wnętrza, które mogło być przyczyną powstania większości kanionów. Jednak obecna wiedza na temat ewolucji geologicznej Titanii jest dość ograniczona.
Badanie
Jak dotąd jedyne zbliżenia Tytanii pochodziły z sondy Voyager 2 , która sfotografowała księżyc podczas przelotu obok Urana w styczniu 1986 roku. Ponieważ najbliższa odległość między sondą Voyager 2 a Tytanią wynosiła tylko 365 200 km (226 900 mil), najlepsze zdjęcia tego księżyca mają rozdzielczość przestrzenną około 3,4 km (tylko Miranda i Ariel zostały sfotografowane w lepszej rozdzielczości). Zdjęcia obejmują około 40% powierzchni, ale tylko 24% zostało sfotografowanych z precyzją wymaganą do mapowania geologicznego . W czasie przelotu południowa półkula Titanii (podobnie jak inne księżyce) była skierowana w stronę Słońca , więc północna (ciemna) półkula nie mogła być zbadana.
Żaden inny statek kosmiczny nigdy nie odwiedził systemu Urania ani Titanii, a obecnie nie planuje się żadnej misji. Jedną z możliwości , teraz odrzuconą, było wysłanie Cassiniego z Saturna na Urana w rozszerzonej misji. Inną zaproponowaną koncepcją misji była koncepcja orbitera i sondy Urana , oceniona około 2010 r. Urana zbadano również w ramach jednej z trajektorii prekursora koncepcji sondy międzygwiezdnej, Innovative Interstellar Explorer .
Orbiter Uranus został wymieniony jako trzeci priorytet misji flagowej NASA przez NASA Planetary Science Decadal Survey , a projekty koncepcyjne takiej misji są obecnie analizowane.
Zobacz też
Uwagi
Bibliografia
Zewnętrzne linki
- „Profil Titanii” . NASA. 1999. Zarchiwizowane z oryginału 13 czerwca 2009 . Źródło 22 czerwca 2009 .
- Archiwum NASA publicznie opublikowanych zdjęć Titanii
- Sykardia, Bruno; Widemann, Thomas (2001). — Czy wokół Titanii, satelity Urana, panuje atmosfera? . Obserwatorium Paryskie . Zarchiwizowane z oryginału w dniu 7 marca 2013 r . Źródło 22 czerwca 2009 .
- Widemann, Thomas (2009). „Od Tytanii do dużych obiektów transneptunowych: naziemne zakrycia gwiezdne w poszukiwaniu miliardowej części ciśnienia atmosferycznego” . Obserwatorium Paryskie . Zarchiwizowane z oryginału w dniu 4 czerwca 2011 . Źródło 22 czerwca 2009 .
- Strona Titania (w tym oznaczone mapy Titanii) w Widokach Układu Słonecznego
- Nomenklatura Titania ze strony internetowej USGS Planetary Nomenclature
