Miranda (satelliitti)

Miranda
Satelliitti

Kuva Voyager 2 -avaruusaluksesta
Muut nimet Uranus V
Löytö [1]
Löytäjä J. Kuiper
Löytöpaikka McDonald Observatory , Texas
avauspäivämäärä 16. helmikuuta 1948
Rataominaisuudet [2]
Pääakseli  ( a ) 129 900 km
Keskimääräinen kiertoradan säde  ( r ) 129 900 km
Orbitaalin epäkeskisyys  ( e ) 0,0013
sideerinen ajanjakso 1 413 päivää
Kiertonopeus  ( v ) 24 067,7 km/h
Kaltevuus  ( i ) 4.338
Kenen satelliitti uraani
Fyysiset ominaisuudet [2]
Keskisäde 235,8 ± 0,7 km (240,4 × 234,2 × 232,9)
Pinta-ala ( S ) 698 710,82 km²
Volyymi ( V ) 54 918 670 km³
Massa ( m ) 6,59±0,75⋅10 19  kg
Keskimääräinen tiheys  ( ρ ) 1,214 g/cm³
Painovoiman kiihtyvyys päiväntasaajalla ( g ) 0,079 m/s²
Toinen pakonopeus  ( v 2 ) 695 km/h
Kiertojakso  ( T ) synkronoitu (yksi puoli Uranukseen päin)
Albedo 0,32 ± 0,03 [3]
Näennäinen suuruus 15,79 ± 0,04 [3]
Lämpötila
 
min. keskim. Max.
Pintalämpötila [4]
~60 K (−213,15 °C) 84 ± 1 K (−189,15 °C)
 Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa
Tietoja Wikidatasta  ?

Miranda , joka tunnetaan myös nimellä Uranus V  , on lähin ja pienin Uranuksen viidestä suuresta kuusta .  Löysi vuonna 1948 Gerard Kuiper ja nimesi Mirandan W. Shakespearen Myrskyssä . Tätä satelliittia tutki lähietäisyydeltä vain yksi avaruusalus, Voyager 2 , joka tutki Uraanijärjestelmää tammikuussa 1986. Mirandan kanssa hän tuli läheisempään kuin muiden Uranuksen satelliittien kanssa , ja siksi hän kuvasi häntä yksityiskohtaisemmin. Mutta oli mahdollista tutkia vain eteläistä pallonpuoliskoa, koska pohjoinen joutui pimeyteen.

Mirandan pyörimisakseli, kuten muutkin suuret Uranuksen satelliitit, sijaitsee melkein planeetan kiertoradan tasolla, ja tämä johtaa hyvin erikoisiin kausisykleihin . Miranda muodostui, todennäköisimmin akkretiolevystä (tai sumusta ), joka joko oli olemassa Uranuksen ympärillä jonkin aikaa planeetan muodostumisen jälkeen tai muodostui voimakkaan törmäyksen aikana, mikä luultavasti aiheutti Uranuksen pyörimisakselin suuren kallistuksen (97.86). °). Samaan aikaan Mirandalla on suurin kiertoradan kaltevuus planeetan päiväntasaajaan Uranuksen suurista satelliiteista: 4,338 °. Kuun pinta koostuu todennäköisesti vesijäästä , johon on sekoitettu silikaatteja , karbonaatteja ja ammoniakkia . Yllättäen tällä pienellä satelliitilla on laaja valikoima maamuotoja (tyypillisesti tämän kokoisilla kappaleilla on tasaisempi pinta endogeenisen toiminnan puutteen vuoksi). Siellä on valtavia kumpuilevia tasankoja, jotka ovat täynnä kraattereita ja joita halkoo risteys , kanjonit ja jyrkät kalliot. Pinnalla näkyy kolme epätavallista aluetta, jotka ovat kooltaan yli 200 kilometriä (ns. kruunuja ). Nämä geologiset muodostumat sekä yllättävän korkea kiertoradan kaltevuus ovat osoitus Mirandan monimutkaisesta geologisesta historiasta. Siihen voivat vaikuttaa kiertoradan resonanssit , vuorovesivoimat , konvektio syvyyksissä, osittainen painovoiman erilaistuminen ja niiden aineen laajeneminen sekä kryovulkanismin jaksot .

Löytäminen ja nimeäminen

Hollantilainen (vuodesta 1933 USA :ssa asunut ) tähtitieteilijä J. Kuiper löysi Mirandan 16. helmikuuta 1948 McDonaldin observatoriossa Texasissa 97 vuotta Titanian ja Oberonin löytämisen jälkeen . Kuiperin tavoitteena oli mitata Uranuksen neljän tuolloin tunnetun kuun suhteelliset suuruudet : Ariel , Umbriel , Titania ja Oberon [1] .

 Titanian ja Oberonin löytäjän pojan John Herschelin ehdotuksen mukaisesti kaikki Uranuksen satelliitit on nimetty William Shakespearen ja Alexander Popen teosten henkilöiden mukaan . Miranda nimettiin hahmon mukaan Shakespearen näytelmässä Myrsky ( Prosperon tytär ) [1] . Kaikki tämän satelliitin kohokuvion yksityiskohdat on nimetty paikoista, joissa William Shakespearen teosten teot tapahtuvat [5] .

Orbit

Miranda on lähinnä Uranuksen tärkeimmistä satelliiteistaan : se sijaitsee noin 129 900 km:n etäisyydellä planeetalta. Sen kiertoradan epäkeskisyys on pieni (0,0013), ja kaltevuus Uranuksen ekvatoriaaliseen tasoon on paljon suurempi kuin kaikkien sen muiden säännöllisten satelliittien kiertoradalla: 4,232° [6] [7] . Toisin sanoen Mirandan kiertorata on melkein pyöreä ja sen taso (kuten Uranuksen päiväntasaajan taso) on melkein kohtisuorassa planeetan kiertoradan tasoon nähden. Radan suuri kaltevuus Uranuksen päiväntasaajalle johtuu mahdollisesti siitä, että Miranda saattoi olla kiertoradalla resonanssissa muiden satelliittien kanssa - esimerkiksi 3:1 resonanssissa Umbrielin kanssa ja luultavasti 5:3 resonanssissa Arielin kanssa [ 8] . Orbitaaliresonanssi Umbrielin kanssa voisi lisätä Mirandan kiertoradan epäkeskisyyttä, mikä muuttaa hieman Umbrielin kiertorataa. Rataradan suuri epäkeskisyys johtaa säännölliseen vuorovesivoimien suuruuden muutokseen ja sen seurauksena kitkaan satelliitin sisällä ja niiden kuumenemiseen. Tämä voisi olla energianlähde geologiselle toiminnalle [8] . Uranuksen matalan notkeuden ja pienen koon vuoksi sen kuit pääsevät paljon helpommin pakoon kiertoradan resonanssista kuin Saturnuksen tai Jupiterin kuut . Esimerkki tästä on Miranda, joka poistui resonanssista (mekanismin avulla, joka luultavasti antoi hänelle kiertoradalle epätavallisen suuren kaltevuuden) [9] [10] .

Kiertojakso on 1,41347925 Maan vuorokautta ja se on sama kuin pyörimisjakso [11] . Miranda on aina kääntynyt toiselta puolelta Uranukseen, sen kiertorata on kokonaan magnetosfäärissään [12] , eikä siinä ole ilmakehää. Siksi sen orjapuoliskoa pommitetaan jatkuvasti magnetosfääriplasman hiukkasilla , jotka liikkuvat kiertoradalla paljon nopeammin kuin Miranda (jaksolla, joka on yhtä suuri kuin Uranuksen aksiaalikierto) [13] . Ehkä tämä johtaa ajetun pallonpuoliskon tummumiseen, mikä havaitaan kaikissa Uranuksen satelliiteissa Oberonia lukuun ottamatta [12] . " Voyager-2 " rekisteröi selvän laskun ionipitoisuudessa Uranuksen magnetosfäärissä satelliitin lähellä [14] .

Koska Uranus kiertää Auringon "puolensa" ja sen päiväntasaajan taso on suunnilleen sama kuin sen suurten satelliittien päiväntasaajan (ja kiertoradan) tason, vuodenaikojen vaihtelu niillä on hyvin omituista. Jokainen Mirandan napa on täydellisessä pimeydessä 42 vuotta ja jatkuvasti valaistuna 42 vuotta, ja kesäpäivänseisauksen aikana navalla oleva aurinko saavuttaa melkein zeniittinsä [12] . Voyager 2:n ohilento tammikuussa 1986 osui kesäpäivänseisauksen aikaan eteläisellä pallonpuoliskolla, kun taas lähes koko pohjoinen pallonpuolisko oli täydellisessä pimeydessä.

Kerran 42 vuodessa - Uranuksen päiväntasauksen aikana - Aurinko (ja maa sen kanssa) kulkee päiväntasaajan tasonsa läpi, ja sitten voidaan tarkkailla sen satelliittien keskinäisiä peitteitä. Useita tällaisia ​​tapahtumia havaittiin vuosina 2006-2007, mukaan lukien Arielin miehitys Mirandan toimesta 15.7.2006 klo 00.08 UT ja Mirandan Umbrielin miehitys 6.7.2007 klo 01.43 UT [15] [16] .

Koostumus ja sisäinen rakenne

Satelliittien muoto liittyy läheisesti niiden kokoon: halkaisijaltaan yli 400 km:n esineillä on yleensä pallomainen muoto [5] . Mirandan halkaisija on noin 470 km, joten se sijaitsee pienten ja suurten satelliittien rajalla [17] . Sen tiheys on pienin Uranuksen pääsatelliiteista: 1,15 ± 0,15 g/cm 3 , mikä on melko lähellä jään tiheyttä [18] . Pintahavainnot infrapuna - alueella mahdollistivat vesijään , johon oli sekoitettu silikaatteja ja karbonaatteja [18] , sekä ammoniakkia (NH 3 ) 3 % [18] . Voyager 2:n saamien tietojen perusteella pääteltiin, että kivet muodostavat 20-40 % satelliitin massasta [18] .

Miranda on saatettu osittain erilaistua jäisen vaipan peittämäksi silikaattiytimeksi [19] . Jos näin on, vaipan paksuus on noin 135 km ja ytimen säde noin 100 km [19] . Tässä tapauksessa lämmön poisto suolistosta tapahtuu lämmön johtumisen avulla [19] . Vanteiden läsnäolo satelliitissa voi kuitenkin viitata konvektioon . Erään hypoteesin mukaan Mirandan jää muodostaa klatraatin metaanin kanssa [20] . Metaanin lisäksi vesiklatraatit voivat vangita hiilimonoksidia ja muita molekyylejä muodostaen aineen, jolla on hyvät lämmöneristysominaisuudet – klatraattien lämmönjohtavuus on vain 2-10 % tavallisen jään lämmönjohtavuudesta [21] . Siten ne voivat estää lämmön ulosvirtauksen satelliitin suolistosta, joka vapautuu sinne radioaktiivisten elementtien hajoamisen aikana. Tällöin jään lämpeneminen 100 °C:seen kestäisi noin 100 miljoonaa vuotta [21] . Ytimen lämpölaajeneminen voi nousta 1 %:iin, mikä johtaisi pinnan halkeilemiseen [20] [21] . Sen heterogeenisuus voidaan selittää suolistosta tulevan lämpöenergian virtauksen heterogeenisyydellä [22] .

Pinta

Mirandalla on ainutlaatuinen pinta [5] , jossa on monenlaisia ​​​​maamuotoja. Nämä ovat halkeamia , murtumia , laaksoja , kraattereita , harjuja , syvennyksiä , kiviä ja terasseja [17] [23] . Tämän Enceladuksen kokoisen kuun pinta  on hämmästyttävä mosaiikki erittäin monimuotoisista vyöhykkeistä. Jotkut alueet ovat vanhoja ja ominaisuuksittomia. Niissä on lukuisia törmäyskraattereita, mikä on odotettavissa pieneltä inertiltä kappaleelta [5] . Muut alueet ovat ristikkäin monimutkaisten harjanteiden ja reunusten yhteenkutoutumisesta, ja ne on peitetty suorakaiteen tai munan muotoisilla vaaleiden ja tummien vyöhykkeiden järjestelmillä, mikä osoittaa Mirandan epätavallisen koostumuksen [11] . Todennäköisimmin satelliitin pinta koostuu vesijäästä ja syvemmät kerrokset - silikaattikivistä ja orgaanisista yhdisteistä [11] .

Mirandan valokuvatulla puolella olevan reliefin yksityiskohtien nimi [24]
(nimet on otettu William Shakespearen teoksista )
Ei. Nimi Tyyppi Pituus
(halkaisija),
km		 Leveysaste (°) Pituusaste (°) Nimetty
yksi inverness kruunu 234 −66.9 325,7 Linna " Macbethista "
2 Arden 318 −29.1 73.7 Ranskan ja Belgian metsät , joissa " As You Like It " -teoksen tapahtumat kehittyvät
3 Elsinore 323 −24.8 257.1 Helsingør , näytelmän " Hamlet " asetelma
neljä Verona kieleke 116 −18.3 347,8 Italian kaupunki , jossa teoksen " Romeo ja Julia " juoni kehittyy
5 Algeria 141 −43.2 322,8 Ranskan alue , jossa näytelmä " Myrsky " tapahtuu
6 Dunsinane Alue 244 −31.5 11.9 Näytelmässä " Macbeth " mainittu kukkula
7 Hilt 225 −15 250 Kaksosten talo Turkissa elokuvasta " The Comedy of Errors "
kahdeksan Mantova 399 −39.6 180.2 Italian alue , mainittu teoksessa " Two Veronese "
9 Sisilia 174 -30 317.2 Alue Italiassa " Talven tarinasta "
kymmenen Stefano Kraatteri 16 −41.1 234.1 Butler elokuvasta The Tempest
yksitoista francisco neljätoista −73.2 236 Courtier elokuvasta " The Tempest "
12 Ferdinand 17 −34.8 202.1 Napolin kuninkaan poika elokuvasta " Myrsky "
13 Trinculo yksitoista −63.7 163.4 Jester elokuvasta The Tempest
neljätoista Alonso 25 −44 352,6 Napolin kuningas elokuvasta The Tempest
viisitoista Prospero 21 −32.9 329,9 Milanon laillinen herttua elokuvasta " Myrsky "
16 Gonzalo yksitoista −11.4 77 Napolin kuninkaan neuvonantaja The Tempestistä
17 Napoli Kuoppia 260 32 260 Kaupunki , jossa näytelmän " Myrsky " toiminta tapahtuu
kahdeksantoista syrakusa 40 viisitoista 293 Italian alue, jossa teoksen " Virheiden komedia " juoni kehittyy

Tämä johti olettamukseen, että tämän satelliitin pinta rakennettiin uudelleen jopa 5 kertaa sen historian aikana. Mirandan kuvissa näkyy latinalaisen "V"-kirjaimen muodossa oleva rakennelma, lähellä on vuoristoja ja laaksoja, vanhoja kraatteroituja ja nuoria sileitä alueita, varjostettuja kanjoneita jopa 20 km syvyyteen. Hieman keskustan alapuolella on suuri Alonson kraatteri , 24 km syvä.

Useita hypoteeseja on esitetty selittämään Mirandan pinnan voimakasta epähomogeenisuutta. Yhden heistä mukaan Miranda halkesi törmäyksen seurauksena suuren taivaankappaleen kanssa, mutta sitten palaset yhdistyivät uudelleen. On kuitenkin edelleen epäselvää, miksi törmäyskraatterit ovat säilyneet muualla kuun pinnalla. Toinen hypoteesi olettaa, että Mirandan suoli kuumenee epätasaisesti.

Alueet

Suuria pinnan alueita, jotka eroavat viereisistä väriltään tai kirkkaudeltaan , kutsutaan planeetan nimikkeistössä alueiksi ( lat.  regio , pl. regiones ). Voyager 2 -kuvissa näkyvät Mirandan alueet on nimetty "Mantovan alueeksi", "Efesoksen alueeksi", "Sisilian alueeksi" ja "Dunsinanin alueeksi" [24] . Nämä ovat enemmän tai vähemmän kraateroituja mäkinen tasankoja [11] . Paikoin niissä on vikoja ja reunuksia, joista osa on yhtä vanhoja kuin itse alueet, kun taas toisten oletetaan ilmaantuneen aivan äskettäin - kruunujen muodostumisen aikana [11] . Näihin vaurioihin liittyy grabenit , mikä osoittaa tektonisen aktiivisuuden olemassaolon menneisyydessä [11] . Alueiden pinta on lähes tasaisesti tumma, mutta kraatterien rinteillä näkyy kirkkaampia kiviä [11] .

Kruunut

Miranda on yksi harvoista aurinkokunnan satelliiteista, jolla on kruunuja ( lat.  corona , pl. coronae ) - eräänlaisia ​​rengas- tai soikea pinnan yksityiskohtia. Mallintaminen osoitti, että ne voivat syntyä suoliston konvektiosta . Oletetaan, että Mirandalla oli aiemmin pitkänomainen kiertorata ja se altistui muodonmuutoksille jokaisella kierroksella Uranuksen vuorovesivoimien suuruuden muutoksista johtuen. Tämä aiheutti sen suoliston kuumenemisen ja lämmin muovijää nousi pintaan useissa virroissa. Vuorovaikutuksessa sen kanssa nämä purot muodostivat kruunuja [25] [26] .

Tällä hetkellä tunnetaan kolme Voyager 2:n löytämää kruunua: Ardenin kruunu (sijaitsee johtavalla pallonpuoliskolla), Elsinoren kruunu (ajettavalla pallonpuoliskolla) ja Invernessin kruunu (sijaitsee etelänavalla). Albedo-kontrastit Mirandan pinnalla ovat selkeimpiä Ardenin ja Invernessin kruunuissa [11] .

Crown of Inverness

Invernessin kruunu on noin 200 km²:n puolisuunnikkaan muotoinen alue, joka sijaitsee lähellä etelänavaa. Sen ulkoreuna, kuten sisäharjanteet ja raidat, muodostaa monikulmion [11] . Sitä rajoittaa kolmelta sivulta (etelästä, idästä ja pohjoisesta) monimutkainen vikajärjestelmä. Länsireunan luonne ei ole yhtä selkeä, mutta se voi olla myös tektonisen toiminnan seurausta. Suurin osa kruunun alueesta on yhdensuuntaiset urat, jotka on erotettu useiden kilometrien välein [27] . Pieni määrä törmäyskraattereita osoittaa Invernessin kruunun pienemmän iän kuin kahden muun kruunun [27] .

Ardenin kruunu

Ardenin kruunu sijaitsee Mirandan johtavalla pallonpuoliskolla ja ulottuu 300 kilometriä idästä länteen. Sen pohjois-eteläsuuntaista kokoa ei tunneta, koska pohjoinen pallonpuolisko oli terminaattorin takana (se oli pimeässä), kun se kuvattiin Voyager 2:lla. Tämän kruunun muodostaa vähintään 100 km leveä vaalea vino suorakulmio, jota ympäröi tummemmat yhdensuuntaiset raidat. Yleensä saadaan eräänlainen "munan muotoinen" hahmo [11] . Ardenin kruunun sisä- ja ulkoosat ovat hyvin erilaisia. Sisävyöhykkeellä on tasainen kohokuvio ja "marmori" kuviointi suurista vaaleista alueista, jotka ovat hajallaan tummalla pinnalla. Tummien ja vaaleiden pintojen välistä stratigrafista suhdetta ei voida määrittää Voyager 2 -kuvien alhaisen resoluution vuoksi. Ardenin kruunun ulompi osa muodostuu vaaleista ja tummista raidoista, jotka ulottuvat kruunun länsiosasta, jossa ne ylittävät kraatterin pinnan (noin 40° pituusaste), itäosaan, missä ne menevät yöpuolelle ( noin 110° pituusaste) [27] . Nämä vyöhykkeet muodostuvat kallioista, jotka Ardenin kruunun ja Mantovan kraatterialueen rajalla vähitellen häviävät [27] . Arden muodostettiin aikaisemmin kuin Inverness ja samaan aikaan kuin Elsinoren kruunu [27] .

Elsinoren kruunu

Elsinoren kruunu sijaitsee Mirandan orjapuoliskolla ja sijaitsee Voyager-kuvissa lähellä terminaattoria. Se on kooltaan ja rakenteeltaan samanlainen kuin Ardenin kruunu. Molemmissa kruunuissa on noin 100 km leveä ulkovyö, joka ympäröi sisäosan [11] . Tämän osan kohokuvio on monimutkainen syvennysten ja kohoumien kompleksi, jotka irtoavat ulomman vyön rajalta ja jotka muodostuvat lähes yhdensuuntaisista lineaarisista harjanteista. Syvennykset sisältävät pieniä osia mäkistä ja kraatterimaista maastoa [11] . Elsinoren kruunussa on myös kuoppia - suunnilleen yhdensuuntaisia ​​syvennyksiä ja harjuja, jotka ovat verrattavissa Jupiterin satelliitin Ganymedeen [11] järjestelmiin .

Listat

Mirandan pinnalla on myös reunuksia . Jotkut heistä ovat kruunua vanhempia, kun taas toiset ovat nuorempia. Värikkäin, Veronan kieleke  , havaitaan terminaattorin yli ulottuvan syvän syvennyksen reunalla.

Tämä syvennys alkaa Invernessin [11] kruunun luoteispuolelta , jossa Algerin kieleke sijaitsee, ja ulottuu tämän kruunun vyöhykkeiden konvergenssiin, jonka jälkeen se menee terminaattoriin [11] . Siellä sen leveys on noin 20 km, ja sen reuna muodostaa valtavan kirkkaan kallion - Veronan kielekkeen. Tämän reunuksen korkeus on 10–15 kilometriä [11] , mikä on paljon korkeampi kuin Maan Grand Canyonin muurit. Tämän kiven korkeus on erityisen yllättävä verrattuna Mirandan pieneen kokoon: 2-3% satelliitin halkaisijasta. Kaikki nämä johtopäätökset on tehty Voyager 2:n kuvista, joissa Veronan reuna ylittää terminaattorin. On todennäköistä, että tämä reunus jatkuu yön puolelle ja sen kokonaispituus on vieläkin pidempi [27] .

Iskukraatterit

Törmäyskraatterien lukumäärällä voidaan määrittää kiinteän taivaankappaleen pinnan ikä, jossa ei ole ilmakehää - mitä enemmän kraattereita, sitä vanhempi pinta [ 5] [27] .

Voyager 2 -avaruusaseman ohilennolla tutkittiin vain satelliitin eteläpuolella olevia kraattereita. Niiden halkaisijat vaihtelevat 500 metristä (näkyvyysraja) 50 kilometriin [27] . Kraatterit ovat muodoltaan hyvin erilaisia. Joissakin on erittäin selkeät reunat, ja niitä ympäröi usein törmäyksen yhteydessä sinkoutuva materiaali. Toiset ovat niin tuhottuja, että niitä tuskin voi nähdä [27] .

Mirandasta ei ole löydetty monimutkaisia ​​kraattereita, joissa on keskiharjuja tai monien renkaiden ympäröimiä kraattereita. Löydetyt kraatterit ovat yksinkertaisia ​​(kulhomainen pohja) tai siirtymävaiheisia (tasapohjaisia), eikä kraatterien muodon riippuvuutta niiden koosta havaita [27] . Tunnetaan sekä yksinkertaisia ​​kraattereita, joiden halkaisija on noin 15 km, että siirtymäkraattereita, joiden halkaisija on vain 2,5 km [27] . Miranda-kraattereita ympäröi harvoin ejecta, eikä ejectaa tunneta ollenkaan halkaisijaltaan yli 15 km:n halkaisijaltaan [27] . Kun kraatterin halkaisija on alle 3 km, sen ulostyönät ovat yleensä ympäröivää pintaa vaaleampia, ja halkaisijaltaan 3–15 km ne ovat tummempia. Mutta kaikenkokoisten kraattereiden joukossa on niitä, joiden ejectoilla on sama albedo kuin ympäröivällä pinnalla [27] .

Alkuperä ja evoluutio

Tämän satelliitin esimerkissä voidaan havaita mielenkiintoisia geologisia ilmiöitä [27] . Sen muodostumisen ja geologisen kehityksen selittämiseksi tiedeyhteisö on ehdottanut useita teorioita [5] . Yksi niistä on, että Miranda muodostui kaasu- ja pölysumusta tai akkretiolevystä Uranuksen ympärillä. Tämä kiekko on joko ollut olemassa planeetan muodostumisesta lähtien tai muodostui valtavan törmäyksen aikana , mikä todennäköisimmin aiheutti Uranuksen pyörimisakselin suuren kallistuksen [28] . Samaan aikaan tässä suhteellisen pienessä satelliitissa on ominaisuuksia, jotka ovat yllättävän nuoria Mirandan itsensä ikään verrattuna [29] . Ilmeisesti Mirandan nuorimpien geologisten muodostumien ikä on vain muutama sata miljoonaa vuotta [27] . Pienten satelliittien (Miranda-koko) lämpöhistorian mallinnus ennustaa nopean jäähtymisen ja geologisen evoluution täydellisen puuttumisen sen jälkeen, kun satelliitti on lisääntynyt sumusta [27] . Näin pitkää geologista aktiivisuutta ei voida selittää alkukertymän energialla tai radioaktiivisten alkuaineiden fissioenergialla [27] .

Mirandalla on nuorin pinta verrattuna muihin Uranuksen kuiihin . Tämä osoittaa, että Mirandan pinta on viime aikoina kokenut merkittäviä muutoksia [27] . Sen nykyinen tila selittyy sen monimutkaisella geologisella historialla, jossa esiintyi harvinaisia ​​erilaisten tähtitieteellisten ilmiöiden yhdistelmiä [5] . Näiden ilmiöiden joukossa voi olla vuorovesivoimia ja kiertoradan resonanssien ilmiöitä sekä konvektio- ja osittaisen erilaistumisen prosesseja [5] .

Pinnan yllättävä geologinen rakenne, joka koostuu jyrkästi erilaisista alueista, voi johtua siitä, että Miranda hajosi katastrofaalisessa törmäyksessä toisen taivaankappaleen kanssa [5] [27] ja koottiin sitten palasista painovoiman vaikutuksesta [30] . ] . Jotkut tutkijat jopa ehdottavat useita törmäysvaiheita ja satelliitin uudelleenkertymistä [31] . Tästä versiosta tuli vähemmän houkutteleva vuonna 2011, koska ilmestyi todisteita hypoteesin puolesta, joka selittää Mirandan kohokuvion piirteet Uranuksen vuorovesivoimien vaikutuksesta. Ilmeisesti nämä voimat saattoivat aiheuttaa Invernessin ja Ardenin kruunuissa havaitut jyrkät virheet. Tällaisten muutosten energialähde voisi olla vain Uranuksen vetovoima [32] .

Lopulta Mirandan pinnan muodostuminen saattoi kestää yli 3 miljardia vuotta. Se alkoi noin 3,5 miljardia vuotta sitten raskaasti kraateroitujen alueiden ilmaantumisesta ja päättyi satoja miljoonia vuosia sitten kruunujen muodostumiseen [27] .

Rataresonanssiilmiöt (suuremmin Umbrielin kuin Arielin kanssa ) vaikuttivat merkittävästi Mirandan kiertoradan epäkeskisyyteen [8] , mikä saattoi johtaa satelliitin sisätilojen ja geologisen toiminnan kuumenemiseen [8] . Lämmitys edisti konvektiota Mirandan sisällä, mikä merkitsi sen aineen erilaistumisen alkua [8] . Samaan aikaan kiertoradan resonanssi muuttaisi hieman muiden, massiivisempien satelliittien kiertoradat [8] . Mutta Mirandan pinta on luultavasti liian vääristynyt selitettäviksi pelkästään tällä mekanismilla [29] .

Miranda poistui resonanssista Umbrielin kanssa prosessissa, joka antoi hänen kiertoradalle poikkeuksellisen suuren kaltevuuden Uranuksen päiväntasaajalle [8] . Aiemmin suuri epäkeskisyys on vähentynyt vuorovesivoimien vaikutuksesta: niiden suuruuden muutokset kiertoradan jokaisella käännöksellä johtavat siirtymiin ja kitkaan suolistossa. Tämä aiheutti kuun lämpenemisen ja antoi sen palata pallomaiseen muotoonsa, kun taas Miranda säilytti vaikuttavia geologisia muodostumia, kuten Veronan haavan [29] . Koska geologisen aktiivisuuden ensisijainen syy oli kiertoradan epäkeskisyys, sen väheneminen johti tämän aktiivisuuden vaimenemiseen. Tämän seurauksena Mirandasta tuli kylmä inertti satelliitti [8] .

Tutkimus

Uraanin järjestelmää tammikuussa 1986 tutkinut Voyager 2 lähestyi Mirandaa paljon lähempänä kuin millään muulla Uranuksen satelliitilla (29 000 km:n korkeudella) ja kuvasi sen siksi paljon yksityiskohtaisemmin [33] . Mirandan parhaiden valokuvien resoluutio on 500 m. Pinnasta on otettu noin 40 %, mutta vain 35 % - laadulla, joka soveltuu geologiseen kartoitukseen ja kraatterien laskemiseen . Voyager-lennon aikana lähellä Mirandaa Aurinko valaisi vain eteläisen pallonpuoliskonsa, ja siksi pohjoinen jäi tutkimatta [11] . Mikään muu avaruusalus ei ole koskaan käynyt Mirandassa (ja Uranin järjestelmässä yleensä). NASAn Uranus - kiertoradalla ja luotain voidaan laukaista 2020-luvulla . Se sisältää orbitaalimoduulin ja ilmakehän luotain. Lisäksi 168 tutkijan ryhmä esitti Euroopan avaruusjärjestölle Uranus Pathfinder -tehtäväohjelman matkaa varten ulompaan aurinkokuntaan, jossa Uranus oli lopullinen kohde [34] . Näiden ohjelmien tarkoituksena on jalostaa tietoa Uranuksesta ja sen satelliiteista (mukaan lukien Miranda).

Kulttuurissa

David Nordley omisti Mirandalle fantastisen tarinan "In the Caverns of Miranda", joka kertoo matkasta satelliitin läpi.

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 3 Kuiper, GP  Uranuksen viides satelliitti  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut . - 1949. - Voi. 61 , nro. 360 . - s. 129 . - doi : 10.1086/126146 . - .
  2. ↑ 1 2 Miranda: Faktoja ja lukuja (downlink) . NASA (1998). Haettu 20. heinäkuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 17. lokakuuta 2012. 
  3. ↑ 12 planeettasatelliitin fyysistä parametria . JPL (Solar System Dynamics). Haettu 10. elokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.
  4. ↑ Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, FM; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. Uraanijärjestelmän infrapunahavainnot   // Tiede . - 1986. - Voi. 233 , nro. 4759 . - s. 70 . - doi : 10.1126/tiede.233.4759.70 . - . — PMID 17812891 .
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Brahic A.; Odile Jacob (toim.). De feux et de glace: ardentes géantes . - 2010. - ISBN 9782738123305 .
  6. ↑ Planeettasatelliitin keskimääräiset kiertorataparametrit.  Uranuksen satelliitit . NASA/JPL, California Institute of Technology. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011.
  7. ↑ Catherine Delprat (toimittaja) et ai. Larousse du Ciel: Comprendre l'astronomie du 21e siècle  (ranska) . — Larousse, koll. "Regards sur la science", 2005. - s. 395. - ISBN 2035604346 .
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Tittemore, WC; Wisdom, J. Uranin satelliittien vuorovesikehitys III. Evoluutio Miranda-Umbrielin 3:1, Miranda-Arielin 5:3 ja Ariel-Umbrielin 2:1 keskimääräisten liikesuhteiden kautta  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1990. - Voi. 85 , no. 2 . - s. 394-443 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90125-S . - .
  9. ↑ Tittemore, W.C.; Wisdom, J. Uranian satelliittien vuorovesikehitys II. Mirandan epätavallisen korkean kiertoradan kaltevuuden selitys  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1989. - Voi. 7 , ei. 1 . - s. 63-89 . - doi : 10.1016/0019-1035(89)90070-5 . - .
  10. ↑ Malhotra, R., Dermott, SF Toissijaisten resonanssien rooli Mirandan kiertoradan historiassa  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1990. - Voi. 8 , ei. 2 . - s. 444-480 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90126-T . - .
  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.; Ruskea, oikea; Collins, SA Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results  (englanniksi)  // Science : Journal. - 1986. - Voi. 233 , nro. 4759 . - s. 97-102 . - doi : 10.1126/tiede.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 .
  12. ↑ 1 2 3 Grundy, W.M.; Young, L.A.; Spencer, JR; et ai. H 2 O- ja CO 2 -jään jakaumat Arielilla, Umbrielilla, Titanialla ja Oberonilla IRTF  / SpeX-havainnoista  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Voi. 184 , nro. 2 . - s. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
  13. ↑ Ness, N.F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et ai. Uranuksen magneettikentät   // Tiede . - 1986. - Voi. 233 , nro. 4759 . - s. 85-89 . - doi : 10.1126/tiede.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
  14. ↑ Krimigis, S.M.; Armstrong, T. P.; Axford, W.I.; et ai. Uranuksen magnetosfääri: kuuma plasma ja säteilyympäristö  (englanniksi)  // Science : Journal. - 1986. - Voi. 233 , nro. 4759 . - s. 97-102 . - doi : 10.1126/tiede.233.4759.97 . - . — PMID 17812897 .
  15. ↑ Miller, C.; Chanover, NJ Umbrielin (englanniksi) dynaamisten parametrien selvittäminen elokuun 2007 Titania- ja Ariel-miehityksissä   // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2009. — Voi. 200 , ei. 1 . - s. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
  16. ↑ Arlot, J.-E.; Dumas, C.; Sicardy, B. U-2 Umbrielin U-3 Titanian pimennyksen havainnointi 8. joulukuuta 2007 ESO-VLT:n kanssa  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2008. - Voi. 492 . - s. 599 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810134 . - .
  17. ↑ 1 2 Thomas, PC Uranuksen satelliittien säteet, muodot ja topografia raajan koordinaateista  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1988. - Voi. 73(3) . - s. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 .
  18. ↑ 1 2 3 4 Bauer, James M. Mirandan lähi-infrapunaspektri: todisteita kiteisestä vesijäästä  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 2002. - Voi. 158 . - s. 178-190 . - doi : 10.1006/icar.2002.6876 . - .
  19. ↑ 1 2 3 Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Keskikokoisten ulkoplaneettasatelliittien ja suurten transneptunisten objektien pinnanalaiset valtameret ja syvät sisätilat  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Voi. 185 , nro. 1 . - s. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
  20. ↑ 12 Croft , SK (1989). Uudet geologiset kartat Uraani-satelliiteista Titania, Oberon, Umbriel ja Miranda . Proceeding of Lunar and Planetary Sciences . 20 . Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. s. 205C. Arkistoitu alkuperäisestä 28.08.2017 . Haettu 25.09.2011 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje )
  21. ↑ 1 2 3 Miksi Miranda murtui (pääsemätön linkki) . Scientific-Journal.Ru (28. tammikuuta 2011). Haettu 25. syyskuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. 
  22. ↑ Pappalardo, R.; Greeley, R. (1993). Rakenteellisia todisteita Mirandan suuntautumisesta uudelleen paleo-napaan . Kahdeskymmenesneljäs Kuu- ja planeettatieteen konferenssi . Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. s. 1111-1112. Arkistoitu alkuperäisestä 29.10.2019 . Haettu 18.07.2011 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje )
  23. ↑ Therese, Encrenaz. Les planètes, les nôtres et les autres. - EDP Sciences , 2010. - ISBN 9782759804443 .
  24. ↑ 12 Miranda . _ Planeetan nimikkeistön tiedottaja . Yhdysvaltain geologinen tutkimuslaitos, Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto. Haettu 7. syyskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 1. kesäkuuta 2022.
  25. ↑ Hammond NP, Barr AC Uranuksen kuun Mirandan globaali uudelleenpinnoitus konvektiolla   // Geologia . - 2014. - Vol. 42. - doi : 10.1130/G36124.1 . — .
  26. ↑ Miranda: Vuorovesikuumenemisen aiheuttama jäinen kuu . The Geological Society of America (18. syyskuuta 2014). Arkistoitu alkuperäisestä 21. syyskuuta 2014.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Plescia JB Mirandan kraatterihistoria: Implikaatioita geologisiin prosesseihin  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1988. - Voi. 73 , no. 3 . - s. 442-461 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90055-3 . - .
  28. ↑ Mousis, O. Uranin subsumun termodynaamisten olosuhteiden mallintaminen - Vaikutukset säännölliseen satelliittikoostumukseen  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2004. - Voi. 413 . - s. 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. - Voi. 74 . - s. 153-171 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90037-1 . - .
  30. ↑ Waldrop, M. Mitchell. Voyage to a Blue Planet  (englanniksi)  // American Association for the Advancement of Science : Journal. - Science News, helmikuu 28, 1986. Voi. 231 (4741) . - s. 916-918 . - doi : 10.1126/tiede.231.4741.916 . — PMID 17740288 .
  31. ↑ Jay T., Bergstralh; Ellis D. Miner. Uranus. — Toimittaja University of Arizona Press. Avaruustieteen sarja, 1991. - S. 1076. - ISBN 0816512086 , 9780816512089.
  32. ↑ Cowen, R. Miranda: Shattering an old image  //  Society for Science & the Public. tiedeuutisia. Marraskuu. 6, 1993. Voi. 144 , nro. 19 . - s. 300 .
  33. ↑ Stone, EC The Voyager 2 -kohtaaminen Uranuksen kanssa  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Voi. 92 , no. A13 . - P. 14,873-76 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
  34. ↑ Uranus Pathfinder tutkii jääjättiplaneettojen alkuperää ja kehitystä . Mullard Space Science Laboratory (21. huhtikuuta 2011). Arkistoitu alkuperäisestä 14. maaliskuuta 2011.

Kirjallisuus

Linkit

  •  Miranda : Yleiskatsaus . NASA. Haettu 15. syyskuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 23. toukokuuta 2012.
  • Miranda,  Uranuksen kuu . Näkymiä aurinkokunnasta . Haettu 15. syyskuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 12. elokuuta 2012.
  • Miranda  (englanniksi) . The Nine Planets Solar System Tour (15. joulukuuta 2004). Haettu 15. syyskuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 24. maaliskuuta 2012.
  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa
 Uranuksen kuut
Listaus ryhmissä kiertoradan puolipääakselin nousevassa järjestyksessä
Sisäiset satelliitit
Suuret satelliitit
Epäsäännölliset satelliitit
SormuksetUranuksen renkaat
 Uranus
Uranuksen kuut Planeetta Uranus
OminaisuudetUranuksen renkaat
Avaaminen
Tutkimus
Uranuksen troijalaiset2011 QF99
muu