Titania (satelliitti)

Titania  on Uranuksen suurin kuu ja aurinkokunnan kahdeksanneksi suurin kuu . Löysi William Herschel 11. tammikuuta 1787 (kuusi vuotta Uranuksen löytämisen jälkeen). Nimetty William Shakespearen Kesäyön unelman keijukuningattaren mukaan . Neljänneksi kauimpana Uranuksesta viiden suuren kuun joukossa [comm. 4] . Titanian kiertorata on täysin Uranuksen magnetosfäärissä .

Kuten kaikki Uranuksen suurimmat kuut, Titania muodostui luultavasti akkretionaalisesta kiekosta , joka ympäröi planeetta sen muodostumishetkellä. Titania koostuu suunnilleen yhtä suuresta määrästä kiveä ja jäätä , ja se todennäköisesti erottuu kivisydämeksi ja jäiseksi vaipaksi. Niiden rajalla on kenties kerros nestemäistä vettä .

Titanian pinta on suhteellisen tumma ja siinä on punertava sävy. Sen topografiaa muovasivat sekä asteroidien että komeettojen törmäykset ja endogeeniset prosessit. Satelliitti on peitetty lukuisilla kraatereilla , joiden halkaisija on 326 kilometriä. On todennäköistä, että Titania koki varhaisen endogeenisen pinnoituksen, joka tuhosi sen vanhan, voimakkaasti kraatteroituneen pinnan. Titanian pintaa leikkaa valtavien kanjonien ja kallioiden järjestelmä, joka muodostui maankuoren venymisen aikana suolen laajenemisen seurauksena sen historian varhaisessa vaiheessa .

Vuosina 2001-2005 suoritettu infrapunaspektroskopia osoitti vesijään ja jäätyneen hiilidioksidin läsnäolon Titanian pinnalla . Tämä osoittaa, että satelliitissa voi olla merkityksetön kausiluonteinen ilmakehä , joka koostuu hiilidioksidista ja jonka ilmanpaine on noin 10 −13 bar .

Titaniaa, kuten koko Uranuksen järjestelmää, tutki lähietäisyydeltä vain yksi avaruusalus - Voyager 2 ] .

Otsikko

William Herschel löysi Titanian 11. tammikuuta 1787, samana päivänä kuin Oberon , Uranuksen toiseksi suurin kuu [1] [9] . Herschel raportoi myöhemmin neljän muun satelliitin löytämisestä [10] , mutta nämä havainnot osoittautuivat virheellisiksi [11] . 50 vuoden ajan löydön jälkeen kukaan muu paitsi Herschel [12] ei havainnut Titaniaa ja Oberonia silloisten teleskooppien heikon läpäisykyvyn vuoksi. Nyt näitä satelliitteja voidaan tarkkailla maasta korkealuokkaisilla amatööriteleskoopeilla [7] .

Titaniaa kutsuttiin alun perin "Uranuksen ensimmäiseksi kuuksi", ja vuonna 1848 William Lassell antoi sille nimen "Uranus I" [13] , vaikka hän käytti joskus William Herschelin numerointia, jossa Titaniaa ja Oberonia kutsuttiin Uranus II:ksi ja Uranus IV:ksi. [14] . Lopulta vuonna 1851 Lassell nimesi uudelleen roomalaisin numeroin tuolloin tunnetut neljä satelliittia niiden etäisyyden mukaan planeetalta, ja siitä lähtien Titania on nimetty Uranus III:ksi [15] .

Myöhemmin kaikki Uranuksen satelliitit nimettiin William Shakespearen ja Alexander Popen teosten henkilöiden mukaan . Titania sai nimensä Kesäyön unelman  keijukuningattaren Titanian mukaan . Nimet kaikille neljälle tuolloin tunnetulle Uranuksen kuulle ehdotti Herschelin poika  John vuonna 1852 William Lassellin [17]  pyynnöstä , joka oli löytänyt kaksi muuta kuuta Ariel ja Umbriel vuotta aiemmin [18] .

Titaniaa ei pidä sekoittaa Saturnuksen kuuhun Titaniin ja samannimiseen asteroidiin (593) Titaniaan .

Orbit

Titania sijaitsee noin 436 000 km:n etäisyydellä Uranuksesta. Se on toiseksi kaukaisin viiden suuren satelliitin joukossa [comm. 4] . Sen kiertorata on lähes pyöreä ja hieman kalteva Uranuksen päiväntasaajan suuntaan [2] . Kiertojakso on noin 8,7 vuorokautta ja se on sama kuin kiertojakso . Toisin sanoen Titania on synkroninen satelliitti (aina samalla puolella kääntynyt Uranukseen) [5] .

Titanian kiertorata on täysin Uranuksen magnetosfäärin sisällä [19] , ja siksi magnetosfääriplasman hiukkaset törmäävät jatkuvasti sen takapuoliskoon , joka liikkuu kiertoradalla paljon nopeammin kuin Titania (jaksolla, joka vastaa Uranuksen aksiaalikiertoa) [20] . On mahdollista, että näiden hiukkasten pommitukset johtavat tämän pallonpuoliskon tummumiseen, mikä havaitaan kaikissa Uranuksen satelliiteissa Oberonia lukuun ottamatta [ 19] .

Koska Uranus pyörii Auringon ympäri "sen puolella" ja sen suurten satelliittien päiväntasaajan (ja kiertoradan) taso on suunnilleen sama kuin sen päiväntasaaja, vuodenaikojen vaihtelu niillä on hyvin omituinen. Titanian pohjois- ja etelänavat ovat täydellisessä pimeydessä 42 vuotta ja ovat jatkuvasti valaistuja 42 vuoden ajan, ja jokaisella navalla kesäpäivänseisauksen aikaan aurinko saavuttaa melkein zenitin [19] . Kerran 42 vuodessa, Uranuksen päiväntasauksen aikana, Aurinko (ja sen mukana oleva maa) kulkee päiväntasaajan läpi, ja sitten voidaan havaita sen satelliittien keskinäinen peittyminen . Useita tällaisia ​​ilmiöitä havaittiin vuosina 2007-2008 (mukaan lukien Umbrielin Titanian miehitykset 15. elokuuta ja 8. joulukuuta 2007) [21] [22] .

Koostumus ja sisäinen rakenne

Titania on Uranuksen suurin ja massiivisin kuu ja aurinkokunnan kahdeksanneksi massiivisin kuu . 5] . Sen tiheys (1,71 g/cm 3 [4] ) on paljon suurempi kuin Saturnuksen satelliittien tyypillinen tiheys , josta voidaan päätellä, että satelliitti koostuu noin puolet vesijäästä ja puolet raskaista ei-jääkomponenteista [23] , mikä voi sisältää kiveä ja orgaanisia aineita [5] . Vuosina 2001-2005 tehdyllä infrapunaspektroskopialla varmistettiin vesijään esiintyminen satelliitin pinnalla [19] . Sen absorptiokaistat ovat selvempiä johtavalla pallonpuoliskolla (suuntautunut liikettä pitkin kiertoradalla) kuin orjassa. Tämä tilanne on päinvastainen kuin Oberonilla [19] . Syitä tähän epäsymmetriaan ei tunneta; oletetaan, että ne liittyvät Uranuksen magnetosfäärin varautuneiden hiukkasten pommittamiseen pinnalla, mikä vaikuttaa juuri satelliitin takapuoliskolle [19] . Ionit voivat hajottaa vesijäätä, hajottaa metaania, joka muodostaa kaasuhydraatin (klatraatti) jään kanssa, ja muita orgaanisia aineita muodostaen tumman, hiilipitoisen aineseoksen [19] .

Vesijään lisäksi Titanialla on infrapunaspektroskopialla havaittu jäätynyttä hiilidioksidia . Se sijaitsee pääasiassa orjapuoliskolla [19] . Sen alkuperä ei ole täysin selvä. Se on voinut muodostua pinnalle karbonaateista tai orgaanisesta aineesta auringon ultraviolettisäteilyn tai Uranuksen magnetosfääristä tulevien ionien vaikutuksesta. Jälkimmäinen voi selittää epäsymmetrian hiilidioksidin jakautumisessa satelliitin pinnalla, koska nämä ionit pommittavat takapuoliskoa. Toinen mahdollinen lähde on vesijään kaasunpoisto Titanian pinnalla. Tällaisessa tapauksessa hiilidioksidin vapautuminen voi liittyä Titanian aiempaan geologiseen toimintaan [ 19 ] .

Ehkä Titania erottuu kiviytimeksi ja jäiseksi vaipaksi [23] . Jos näin on, niin tämän satelliitin koostumuksen huomioon ottaen voidaan laskea, että ytimen massa on 58% Titanian massasta ja sen säde on 66% satelliitin säteestä (noin 520 km). . Paine Titanian keskustassa on noin 0,58 GPa (5,8 kbar ) [23] . Jäisen vaipan tila on edelleen epäselvä. Jos jää sisältää riittävästi ammoniakkia tai muuta jäätymisenestoainetta , ytimen ja vaipan rajalla voi olla nestemäinen valtameri. Jos se todella on olemassa, sen paksuus voi olla 50 kilometriä ja lämpötila noin 190 K [23] . Titanian sisäisen rakenteen mallit ovat kuitenkin erittäin riippuvaisia ​​kuun lämpöhistoriasta, joka on huonosti tunnettu.

Pinta

Uranuksen suurten satelliittien joukossa Titania on keskellä kirkkautta, tumman Oberonin ja Umbrielin sekä vaalean Arielin ja Mirandan välissä [6] . Titanian pinnalla on voimakas oppositiovaikutus : kun vaihekulma kasvaa 0°:sta 1°:een, heijastuskyky laskee 35 %:sta 25 %:iin. Titanialla on suhteellisen alhainen Bond - albedo , noin 17 % [6] . Siinä on punainen sävy, mutta vähemmän vahva kuin Oberonin [24] . Tuoreet törmäysjäljet ​​pinnalla ovat kuitenkin sinisempiä, ja tasaiset tasangot, jotka sijaitsevat johtavalla pallonpuoliskolla lähellä Ursula-kraateria ja joidenkin grabenien varrella , ovat hieman punaisempia [24] [25] . Johtava pallonpuolisko on yleensä punaisempi kuin ohjattu noin 8 % [26] . Tämä ero voi johtua tasaisista tasangoista ja olla satunnainen [24] . Yleisesti ottaen pinnan punoitus voi johtua kosmisesta eroosiosta , joka johtuu varautuneiden hiukkasten ja mikrometeoriitin pommituksista miljardeja vuosia [24] . Mutta Titanian tapauksessa johtavan pallonpuoliskon punoitus johtuu todennäköisimmin pölyn kerääntymisestä siihen, mahdollisesti Uranuksen ulkosatelliiteista [26] .

Titanialla on kolme päätyyppiä kohokuvioita: kraatterit , kanjonit ja kielekkeet [27] . Se on vähemmän kraatteroitua kuin Oberon tai Umbriel, mikä osoittaa sen pinnan suhteellisen nuoruuden [25] . Kraatterien halkaisija on noin 330 kilometriä. Gertrude - kraatteri (suurin nimetty kraatteri Uranuksen kuuilla) [28] ja yksi huonosti säilynyt nimetön hypoteettinen kraatteri (katso alla) [25] ovat tämän kokoisia . Joitakin kraattereita (kuten Ursula tai Jessica) ympäröivät kirkkaat vesijään säteet [5] . Kaikissa Titanian suurissa kraatereissa on tasainen pohja ja keskiliukumäki. Ainoa poikkeus on Ursula-kraatteri, jonka keskellä on kuoppa (mahdollisesti pienempi kraatteri) [25] . Gertrudin kraatterin länsipuolella on alue, jolla on monimutkainen epäsäännöllinen topografia, jota kutsutaan "nimettömäksi altaaksi", joka voi olla voimakkaasti kulunut kraatteri, jonka halkaisija on noin 330 km [25] .

Tutkittu osa satelliitin pinnasta on umpeutunut umpeen ja kallioiden järjestelmän kautta, jotka ovat seurausta suhteellisen viimeaikaisesta geologisesta toiminnasta. Siinä on monia kanjoneita [29] , jotka ovat pinnan grabenien  alentamia alueita kahden rinnakkaisen kuoren välisen [5] välisen pinnan välillä . Titanian grabenit ovat keskimäärin 20–50 kilometriä leveitä, 2–5 kilometriä syviä [5] ja ovat luultavasti kohokuvion nuorimpia piirteitä - ne ylittävät sekä kraattereita että sileitä tasankoja [29] . Suurin niistä on Messinan kanjoni ( lat.  Messina Chasma ), joka on lähes 1500 km pitkä ja ulottuu päiväntasaajalta lähes etelänavalle [27] . Joitakin kanjoneita ympäröivät valonsäteet. Polarimetristen mittausten mukaan kanjonien ympärillä oleva pinta on peitetty kerroksella huokoista materiaalia. Erään hypoteesin mukaan tämä on vesiroutaa , joka tiivistyy pinnalle halkeamista valuneen nesteen jälkeen. Kallioita, jotka eivät ole yhteydessä kanjoneihin, kutsutaan kielekkeiksi ( lat.  Rupes ), kuten esimerkiksi Roussillon kieleke , joka sijaitsee lähellä Ursula-kraateria [27] .

Voyager 2 -avaruusaluksella otetuissa kuvissa alueet joidenkin jyrkänteiden varrella ja lähellä Ursulaa näyttävät tasaisilta kuvissa tällä resoluutiolla. Nämä alueet ilmenivät luultavasti paljon myöhemmin kuin useimmat kraatterit. Maiseman tasoittuminen voi olla joko endogeenistä (liittyy nesteen purkaukseen - kryovulkanismiin ) tai läheisten kraattereiden päästöistä [25] .

Titanian kohokuvion määrää kaksi vastakkaista prosessia: törmäyskraatterien muodostuminen ja pinnan endogeeninen tasoittuminen [29] . Ensimmäinen prosessi toimi satelliitin koko pinnalla koko sen historian ajan. Toinen, myös globaali prosessi, ei toiminut alusta alkaen [25] . Se pyyhki pois alkuperäisen voimakkaasti kraatterimaiseman, mikä selittää tämän satelliitin törmäyskraatterien tämänhetkisen harvinaisuuden [5] . Myöhemmin pintamuutoksia on saattanut tapahtua, mikä muodosti tasaisia ​​tasankoja [5] . Ehkä nämä tasangot ovat alueita, joita peittää läheisten kraattereiden ejecti [29] . Viimeisimmät endogeeniset prosessit ovat olleet enimmäkseen tektonisia; ne aiheuttivat kanjonien ilmestymisen - itse asiassa jättimäisiä halkeamia jääkuoreen. Kuoren halkeilu johtui Titanian maailmanlaajuisesta laajenemisesta noin 0,7 % [29] .

Tunnelma

Vuosina 2001-2005 suoritettu infrapunaspektroskopia osoitti vesijään ja hiilidioksidin esiintymisen Titanian pinnalla . Tämä viittaa siihen, että satelliitilla saattaa olla merkityksetön kausiluonteinen ilmakehä , joka koostuu hiilidioksidista ja jonka ilmanpaine on noin 10–13 bar , sama kuin Jupiterin kuussa Callistossa [3] . Kaasuja, kuten typpeä tai metaania , ei todennäköisesti ole läsnä, koska Titanian heikko painovoima ei voi estää niitä pakenemasta avaruuteen . Titanialla kesäpäivänseisauksen aikana saavutettavissa olevassa maksimilämpötilassa 89 K hiilidioksidin kyllästyshöyrynpaine on noin 3 nbar [3] .

Syyskuun 8. päivänä 2001 Titania peitti kirkkaan tähden (HIP 106829 ), jonka näennäinen magnitudi oli 7,2. Tämä tapahtuma mahdollisti satelliitin halkaisijan tarkentamisen ja ylärajan sen ilmakehän tiheydelle. Se osoittautui yhtä suureksi kuin 10-20 nanobaaria. Siten, jos Titanian ilmapiiri on olemassa, se on paljon harvinaisempi kuin Tritonin tai Pluton ilmakehä . Nämä mittaukset eivät kuitenkaan antaneet mitään uutta, koska tämä raja on useita kertoja suurempi kuin hiilidioksidin suurin mahdollinen paine Titanian pinnan lähellä [3] .

Uraanijärjestelmän erityisestä geometriasta johtuen Titanian navat saavat enemmän aurinkoenergiaa kuin sen päiväntasaaja [19] . Koska hiilidioksidin haihtuvuus kasvaa lämpötilan myötä [ 3 ] , se voi kerääntyä Titanian trooppiselle vyöhykkeelle , jossa se voi esiintyä vakaasti jäänä alueilla, joilla on korkea albedo , ja varjoisilla alueilla. Kun yhdellä pallonpuoliskolla on kesä, lämpötila saavuttaa navalla 85–90 K [19] [3] , hiilidioksidi sublimoituu ja siirtyy yöpuolelle. Kerääntynyttä hiilidioksidijäätä voivat vapauttaa magnetosfäärin plasmahiukkaset, jotka suihkuttavat sitä pinnalta. Uskotaan, että Titania on menettänyt huomattavan määrän hiilidioksidia muodostumisensa jälkeen, mikä tapahtui noin 4,6 miljardia vuotta sitten [19] .

Alkuperä ja evoluutio

Kuten kaikki suuret Uranuksen kuut, Titania muodostui luultavasti kaasun ja pölyn kertymäkiekosta, joka joko oli olemassa Uranuksen ympärillä jonkin aikaa planeetan muodostumisen jälkeen tai esiintyi valtavassa törmäyksessä, mikä todennäköisimmin aiheutti Uranuksen erittäin suuren akselin kallistuksen . [32] . Levyn tarkkaa koostumusta ei tunneta, mutta Uranuksen kuiiden suhteellisen korkea tiheys Saturnuksen kuiviin verrattuna viittaa siihen, että se sisälsi vähemmän vettä [comm. 6] [5] . Merkittävät määrät hiiltä ja typpeä voivat olla CO : n ja N 2 :n muodossa eivätkä metaanin ja ammoniakin muodossa [32] . Tällaisesta kiekosta muodostetun satelliitin tulisi sisältää vähemmän vesijäätä (jossa on CO- ja N 2 -klatraatteja ) ja enemmän kiveä, mikä selittää sen suuren tiheyden [5] .

Titanian muodostuminen kesti todennäköisesti useita tuhansia vuosia [32] . Sen ulommat kerrokset kuumenivat akkretion vaikutuksesta [33] . Korkein lämpötila (noin 250 K ) oli noin 60 kilometrin syvyydessä [33] . Muodostumisen päätyttyä ulompi kerros jäähtyi ja sisäkerros alkoi lämmetä suoliston radioaktiivisten alkuaineiden hajoamisen vuoksi [5] . Pintakerros supistui jäähtymisen seurauksena, kun taas lämmittävä sisäkerros laajeni. Tämä aiheutti voimakkaan mekaanisen rasituksen Titanian kuoreen , mikä saattoi johtaa vikojen muodostumiseen . Ehkäpä nykyinen kanjonijärjestelmä ilmestyi tältä. Tämä prosessi kesti noin 200 miljoonaa vuotta [34] ja siksi pysähtyi useita miljardeja vuosia sitten [5] .

Alkuperäisen kertymisen ja radioaktiivisten alkuaineiden hajoamisen lämpö saattaa riittää sulattamaan suolistossa olevan jään, jos se sisälsi jäätymisenestoaineita  - ammoniakkia tai suolaa [33] . Sulaminen olisi voinut johtaa jään erottumiseen kivestä ja jäävaipan ympäröimän kiviytimen muodostumiseen. Niiden rajalle saattaa ilmaantua kerros ammoniakkia sisältävää nestemäistä vettä. Niiden seoksen eutektinen lämpötila on 176 K [23] . Jos valtameren lämpötila laski tämän arvon alapuolelle, se on nyt jäässä. Jäätyminen saisi sen laajenemaan, ja tämä voisi edistää kuoren halkeilua ja kanjonien muodostumista [25] . Titanian geologisesta historiasta tiedetään kuitenkin vähän.

Avaruustutkimus

Ainoat saatavilla olevat lähikuvat Titaniasta otettiin Voyager 2 :lla tutkiessaan Uranusjärjestelmää tammikuussa 1986. Hän lähestyi Titaniaa 365 200 km:n etäisyydellä [35] ja valokuvasi sen noin 3,4 kilometrin tarkkuudella (vain Miranda ja Ariel kuvattiin parhaimmilla) [25] . Kuvat kattavat 40 % pinnasta, mutta vain 24 % siitä on otettu geologisen kartoituksen edellyttämällä tarkkuudella . Lennon aikana aurinko valaisi Titanian eteläisen pallonpuoliskon (sekä muita Uranuksen satelliitteja). Näin ollen pohjoinen pallonpuolisko oli varjossa, eikä sitä voitu tutkia [5] .

Mikään muu avaruusalus ei ole koskaan käynyt Uranuksella tai Titanialla. Tällaisten tehtävien hankkeita harkitaan [36] .

Katso myös

• Uranus
• Uranuksen kuut

Kommentit

1. ↑ Laskettu satelliitin pallomaisen muodon likiarvolla säteellä r seuraavasti : .
2. ↑ Laskettu satelliitin pallomaisen muodon likiarvolla säteellä r seuraavasti : .
3. ↑ Laskettu satelliitin pallomaisen muodon approksimaatiossa massalla m , gravitaatiovakiolla G ja säteellä r seuraavasti : .
4. ↑ 1 2 Uranuksen viisi suurinta kuuta: Miranda , Ariel , Umbriel , Titania ja Oberon . Kaikki muut ovat paljon pienempiä.
5. ↑ Seitsemän Titaniaa massiivisempaa kuuta: Ganymede , Titan , Callisto , Io , Luna , Europa , Triton [2] .
6. ↑ Esimerkiksi Saturnuksen kuun Tethyksen  tiheys on 0,97 g/cm³ , mikä osoittaa, että se on yli 90 % vettä [19] .

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 Herschel, William. Kertomus kahden Georgian planeetan ympäri kiertävän satelliitin löytämisestä  //  Lontoon kuninkaallisen seuran filosofiset tapahtumat . - 1787. - Voi. 77 . - s. 125-129 . - doi : 10.1098/rstl.1787.0016 . — .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 Planeettasatelliitin keskimääräiset kiertoradan parametrit . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Haettu 6. maaliskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011. (määrätön)
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Widemann T.; Sicardy B.; Dusser R.; et ai. Titanian säde ja sen ilmakehän yläraja 8. syyskuuta 2001 tapahtuneesta tähtien  peittämisestä  // Icarus . — Elsevier , 2008. — Voi. 199 , no. 2 . - s. 458-476 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.09.011 . — . Arkistoitu alkuperäisestä 25. heinäkuuta 2014.
4. ↑ 12 Jacobson RA; Campbell JK; Taylor AH ja Synnott SP Uranuksen ja sen tärkeimpien satelliittien massat Voyager-seurantatiedoista ja maapohjaisista Uraani-satelliittitiedoista  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Voi. 103 , no. 6 . - P. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . - .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Smith BA; Soderblom LA; Beebe A.; et ai. Voyager 2 Uranian järjestelmässä: kuvantamisen tieteelliset  tulokset  // Tiede . - 1986. - Voi. 233 , nro. 4759 . - s. 97-102 . - doi : 10.1126/tiede.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 .
6. ↑ 1 2 3 Karkoschka E. Uranuksen renkaiden ja 16 satelliitin kattava fotometria Hubble-avaruusteleskoopilla   // Icarus . - Elsevier , 2001. - Voi. 151 . - s. 51-68 . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . - .
7. ↑ 12 Newton , Bill; Tece, Philip. Amatööritähtitieteen opas . - Cambridge: Cambridge University Press , 1995. - s. 109. - ISBN 978-0-521-44492-7 .
8. ↑ Berry A. Short History of Astronomy  (UK) - Lontoo : John Murray , 1898.
9. ↑ Herschel, William. Georgian planeetalla ja sen satelliiteilla  (englanniksi)  // Lontoon kuninkaallisen seuran filosofiset tapahtumat . - 1788. - Voi. 78 . - s. 364-378 . - doi : 10.1098/rstl.1788.0024 . - .
10. ↑ Herschel, William. Georgium Sidusin neljän muun satelliitin löytämisestä; Vanhojen satelliittien retrogradinen liike julkistettu; Ja niiden katoamisen syyt tietyillä etäisyyksillä planeetalta selitettyinä  // Lontoon kuninkaallisen seuran filosofiset  tapahtumat . - 1798. - Voi. 88 . - s. 47-79 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - .
11. ↑ Struve O. Muistiinpano Uranuksen satelliiteista  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Voi. 8 , ei. 3 . - s. 44-47 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — .
12. ↑ Herschel, John. Uranuksen satelliiteista  // Royal Astronomical Societyn kuukausitiedotteet  . - Oxford University Press , 1834. - Voi. 3 , ei. 5 . - s. 35-36 . - doi : 10.1093/mnras/3.5.35 . - . — .
13. ↑ Lassell W. Uranuksen satelliittien havainnot  // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta  . - Oxford University Press , 1848. - Voi. 8 , ei. 3 . - s. 43-44 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — .
14. ↑ Lassell W. Uranuksen kirkkaat satelliitit  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1850. - Voi. 10 , ei. 6 . - s. 135 . - doi : 10.1093/mnras/10.6.135 . - .
15. ↑ Lassell W. William Lassellin kirje toimittajalle  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1851. - Voi. 2 , ei. 33 . - s. 70 . - doi : 10.1086/100198 . - .
16. ↑ Kuiper GP The Fifth Satellite of Uranus  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut  . - 1949. - Voi. 61 , nro. 360 . - s. 129 . - doi : 10.1086/126146 . - .
17. ↑ Lassell W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (englanniksi)  // Astronomische Nachrichten . - Wiley-VCH , 1852. - Voi. 34 . - s. 325 . - .
18. ↑ Lassell W. Uranuksen sisäsatelliiteista  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Voi. 12 . - s. 15-17 . - .
19. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Grundy WM; Nuori L.A.; Spencer JR; et ai. H 2 O- ja CO 2 -jään jakaumat Arielissa, Umbrielissa , Titaniassa ja Oberonissa IRTF/SpeX-havainnoista   // Icarus . - Elsevier , 2006. - Voi. 184 , nro. 2 . - s. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
20. ↑ Ness NF; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et ai. Uranuksen magneettikentät  (englanniksi)  // Tiede . - 1986. - Voi. 233 , nro. 4759 . - s. 85-89 . - doi : 10.1126/tiede.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
21. ↑ Miller C.; Chanover NJ Umbrielin elokuun 2007 Titanian ja Arielin dynaamisten parametrien ratkaiseminen   // Icarus . — Elsevier , 2009. — Voi. 200 , ei. 1 . - s. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
22. ↑ 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  . - EDP Sciences , 2008. - Voi. 492 , no. 2 . - s. 599-602 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810134 . - .
23. ↑ 1 2 3 4 5 Hussmann H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Keskikokoisten ulkoplaneettasatelliittien ja suurten transneptunisten objektien pinnanalaiset  valtameret ja syvät sisätilat  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Voi. 185 , nro. 1 . - s. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2007.
24. ↑ 1 2 3 4 Bell III JF; McCord TB Spektriyksiköiden etsiminen Uranin satelliiteista värisuhdekuvien avulla  //  Lunar and Planetary Science Conference, 21. maaliskuuta. 12-16, 1990. - Houston, TX, Yhdysvallat: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1991. - P. 473-489 . Arkistoitu 3. toukokuuta 2019.
25. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Plescia JB Uraanin satelliittien kraatterihistoria: Umbriel, Titania ja Oberon  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Voi. 92 , no. A13 . - P. 14918-14932 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14918 . - .
26. ↑ 1 2 Buratti BJ; Mosher, Joel A. Uraanin satelliittien  vertailevat globaalit albedo- ja värikartat  // Icarus . - Elsevier , 1991. - Voi. 90 . - s. 1-13 . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - .
27. ↑ 1 2 3 4 Kohde : Titania  . Planeetan nimikkeistön tiedottaja . Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton (IAU) Planetary System Nomenclature -työryhmä (WGPSN). Haettu 6. maaliskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 21. lokakuuta 2022.
28. ↑ Gertrude . Planeetan nimikkeistön tiedottaja . Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton (IAU) Planetary System Nomenclature -työryhmä (WGPSN). Haettu 3. kesäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 20. syyskuuta 2022. (määrätön)
29. ↑ 1 2 3 4 5 Croft SK Uusia geologisia karttoja Uraani-satelliiteista Titania, Oberon, Umbriel ja Miranda  //  Proceeding of Lunar and Planetary Sciences. - Houston: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1989. - Voi. 20 . — s. 205C . Arkistoitu alkuperäisestä 31. elokuuta 2017.
30. ↑ Titania : kraatterit  . Planeetan nimikkeistön tiedottaja . Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton (IAU) Planetary System Nomenclature -työryhmä (WGPSN). Haettu 25. lokakuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 8. syyskuuta 2022.
31. ↑ Strobell ME; Masursky H. Kuun ja Uraani-satelliittien uudet ominaisuudet  // Kuu-  ja planeettatieteen tiivistelmät. - 1987. - Voi. 18 . - s. 964-965 . - .
32. ↑ 1 2 3 Mousis O. Termodynaamisten olosuhteiden mallintaminen Uranin alisumussa - Vaikutukset säännölliseen satelliittikoostumukseen  // Tähtitiede ja astrofysiikka  . - EDP Sciences , 2004. - Voi. 413 . - s. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
33. ↑ 1 2 3 Squyres SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix. Saturnuksen ja Uranuksen satelliittien akkretiolämmitys  //  Journal of Geophysical Research. - 1988. - Voi. 93 , ei. B8 . - P. 8779-8794 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - .
34. ↑ Hillier J.; Squires, Steven. Terminen jännitystektoniikka Saturnuksen ja Uranuksen satelliiteilla  //  Journal of Geophysical Research. - 1991. - Voi. 96 , no. E1 . - P. 15665-15674 . - doi : 10.1029/91JE01401 . - .
35. ↑ Stone EC The Voyager 2 Encounter With Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Voi. 92 , no. A13 . - P. 14873-14876 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
36. ↑ Clark, Stephen. Uranus, Neptunus NASAn tähtäimessä uutta robottitehtävää  varten . Avaruuslento nyt (25. elokuuta 2015). Haettu 2. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 7. marraskuuta 2019.

Linkit

• Tietoja Titaniasta NASA:n verkkosivuilla . Arkistoitu 15. marraskuuta 2021. (määrätön)
• Tietoja Titaniasta osoitteessa Views of the Solar System . Arkistoitu alkuperäisestä 12. helmikuuta 2022. (määrätön)
• Tietoja Titaniasta Nineplanetsin verkkosivuilla . Arkistoitu alkuperäisestä 14. marraskuuta 2021. (määrätön)

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri katalaani Hienoa norjalaista Britannica (verkossa)

Uranus
Uranuksen kuut	Ariel Belinda bianca Desdemona Julia Caliban Cordelia Cressida Cupid Mab margarita Miranda Oberon Ophelia Pakkaus Perdita Osa Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinand francisco
Ominaisuudet	Uranuksen renkaat
Avaaminen	William Herschel William Lassell
Tutkimus	Voyager ohjelma Voyager 2
Uranuksen troijalaiset	2011 QF99
muu	15 Orion Uranus kulttuurissa

aurinkokunta
Keskitähti ja planeetat _	Aurinko Merkurius Venus Maapallo Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus
kääpiöplaneetat	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Ehdokkaat Sedna Orc Quaoar Ase-ase 2002 MS 4
Suuret satelliitit	Ganymede Titaani Callisto Ja noin Kuu Euroopassa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereid
Satelliitit / renkaat	Maa / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturnus / ∅ Uranus / ∅ Neptunus / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Ehdokkaat Orca quawara
Ensimmäiset löydetyt asteroidit	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiea (11) Parthenope
Pienet ruumiit	meteoroidit asteroidit / niiden satelliitit lähellä maata päävyö troijalainen kentaurit transneptuninen Kuiperin vyö plutino cubewano hajallaan oleva levy damokloidit komeetat Oort pilvi
keinotekoisia esineitä	keinotekoiset maasatelliitit planeettojen välinen avaruusalus
Hypoteettiset esineet	Tulivuori ja vulkanoidit Mercuryn satelliitti Venuksen satelliitit muut maan satelliitit vastamaa Planet Nine , Tyche , Planet X ja muut trans-Neptunian planeetat Nemesis Entiset planeetat: Theia , Phaeton tai Planet V Viides kaasujätti
Luettelo aurinkokunnan kohteista Tähtitieteelliset esineet