Miranda (satellit)

Miranda
Satellit

Billede fra rumfartøjet Voyager 2
Andre navne Uranus V
Opdagelse [1]
Opdager J. Kuiper
Sted for opdagelse McDonald Observatory , Texas
åbningsdato 16. februar 1948
Orbitale egenskaber [2]
Hovedakse  ( a ) 129.900 km
Gennemsnitlig kredsløbsradius  ( r ) _ 129.900 km
Orbital excentricitet  ( e ) 0,0013
siderisk periode 1.413 dage
Orbital hastighed  ( v ) 24.067,7 km/t
Tilbøjelighed  ( i ) 4.338
Hvis satellit uran
Fysiske egenskaber [2]
Mellem radius 235,8 ± 0,7 km (240,4 × 234,2 × 232,9)
Overfladeareal ( S ) 698.710,82 km²
Volumen ( V ) 54.918.670 km³
Masse ( m ) 6,59±0,75⋅10 19  kg
Gennemsnitlig tæthed  ( ρ ) 1,214 g/cm³
Tyngdeacceleration ved ækvator ( g ) 0,079 m/s²
Anden flugthastighed  ( v 2 ) 695 km/t
Rotationsperiode  ( T ) synkroniseret (den ene side vender mod Uranus)
Albedo 0,32 ± 0,03 [3]
Tilsyneladende størrelse 15,79 ± 0,04 [3]
Temperatur
 
min. gns. Maks.
Overfladetemperatur [4]
~60 K (-213,15 °C) 84 ± 1 K (−189,15 °C)
 Mediefiler på Wikimedia Commons
Oplysninger i Wikidata  ?

Miranda , også kendt som Uranus V  , er den nærmeste og mindste af Uranus ' fem store måner .  Opdaget i 1948 af Gerard Kuiper og opkaldt efter Miranda i The Tempest af W. Shakespeare . Denne satellit blev undersøgt på tæt hold af kun ét rumfartøj, Voyager 2 , som studerede Uran-systemet i januar 1986. Med Miranda kom han tættere på end med andre Uranus-satellitter og fotograferede hende derfor mere detaljeret. Men det var muligt kun at studere den sydlige halvkugle, fordi den nordlige var kastet ud i mørke.

Mirandas rotationsakse ligger, ligesom andre store Uranus-satellitter, næsten i planet for planetens kredsløb, og dette fører til meget ejendommelige årstidscyklusser . Miranda blev dannet, højst sandsynligt fra en tilvækstskive (eller tåge ), der enten eksisterede omkring Uranus i nogen tid efter planetens dannelse, eller blev dannet under en kraftig kollision, som sandsynligvis gav Uranus en stor hældning af rotationsaksen (97,86). °). I mellemtiden har Miranda den største kredsløbshældning til planetens ækvator blandt de store satellitter på Uranus: 4.338 °. Månens overflade er sandsynligvis sammensat af vandis , blandet med silikater , karbonater og ammoniak . Overraskende nok har denne lille satellit en bred vifte af landformer (typisk har kroppe af denne størrelse en mere ensartet overflade på grund af manglen på endogen aktivitet). Der er store bølgende sletter oversået med kratere og krydset af et netværk af forkastninger , kløfter og stejle skråninger. Tre usædvanlige områder større end 200 km (de såkaldte kroner ) er synlige på overfladen. Disse geologiske formationer, såvel som den overraskende høje kredsløbshældning , er tegn på Mirandas komplekse geologiske historie. Det kan være påvirket af orbitale resonanser , tidevandskræfter , konvektion i dybden, delvis gravitationsdifferentiering og udvidelse af deres stof samt episoder med kryovulkanisme .

Opdagelse og navngivning

Miranda blev opdaget den 16. februar 1948 af den hollandske (siden 1933 bosat i USA ) astronom J. Kuiper ved McDonald Observatory i Texas 97 år efter opdagelsen af ​​Titania og Oberon . Kuipers mål var at måle de relative størrelser af de fire kendte måner i Uranus på det tidspunkt: Ariel , Umbriel , Titania og Oberon [1] .

I overensstemmelse med forslag fra John Herschel  - søn af opdageren af ​​Titania og Oberon - er alle Uranus satellitter opkaldt efter karakterer fra William Shakespeares og Alexander Popes værker . Miranda blev opkaldt efter en karakter i Shakespeares skuespil The Tempest ( Prosperos datter ) [1] . Alle detaljerne i relieffet af denne satellit er opkaldt efter de steder, hvor handlingerne af William Shakespeares værker finder sted [5] .

Orbit

Miranda er den nærmeste af sine store satellitter til Uranus : den er placeret i en afstand af omkring 129.900 km fra planeten. Excentriciteten af ​​dens kredsløb er lille (0,0013), og hældningen til Uranus ækvatorialplan er meget større end for kredsløbene for alle dens andre almindelige satellitter: 4,232° [6] [7] . Med andre ord er Mirandas bane næsten cirkulær, og dens plan (ligesom planet for Uranus's ækvator) er næsten vinkelret på planet for planetens kredsløb. Banens store hældning til Uranus ækvator skyldes muligvis, at Miranda kunne være i orbital resonans med andre satellitter - for eksempel i 3:1 resonans med Umbriel og sandsynligvis i 5:3 resonans med Ariel [ 8] . Orbital resonans med Umbriel kunne øge excentriciteten af ​​Mirandas kredsløb og ændre Umbriels bane lidt. Banens store excentricitet fører til en regelmæssig ændring i tidevandskræfternes størrelse og som følge heraf til friktion i satellittens indre og deres opvarmning. Dette kunne være en energikilde til geologisk aktivitet [8] . På grund af Uranus' lave oblateness og lille størrelse er det meget lettere for dens måner at undslippe orbital resonans end månerne fra Saturn eller Jupiter . Et eksempel på dette er Miranda, som gik ud af resonans (ved hjælp af en mekanisme, der sandsynligvis gav hendes kredsløb en unormalt stor hældning) [9] [10] .

Omløbsperioden er 1,41347925 jorddage og falder sammen med rotationsperioden [11] . Miranda er altid vendt mod Uranus på den ene side, dens bane er fuldstændig i sin magnetosfære [12] , og den har ingen atmosfære. Derfor bliver dens slavehalvkugle konstant bombarderet med partikler af magnetosfærisk plasma , som bevæger sig i kredsløb meget hurtigere end Miranda (med en periode svarende til perioden for Uranus' aksiale rotation) [13] . Måske fører dette til mørkningen af ​​den drevne halvkugle, som er observeret i alle Uranus satellitter, undtagen Oberon [12] . " Voyager-2 " registrerede et klart fald i koncentrationen af ​​ioner i Uranus magnetosfære nær satellitten [14] .

Da Uranus kredser om Solen "på sin side", og dens ækvatorialplan nogenlunde falder sammen med ækvatorplanet (og kredsløbet) for dens store satellitter, er årstidernes skiften på dem meget ejendommelig. Hver pol af Miranda er i fuldstændig mørke i 42 år og kontinuerligt oplyst i 42 år, og under sommersolhverv når Solen ved polen næsten sit zenit [12] . Voyager 2-flyvningen i januar 1986 faldt sammen med sommersolhverv på den sydlige halvkugle, mens næsten hele den nordlige halvkugle var i fuldstændig mørke.

En gang hvert 42. år - under jævndøgn på Uranus - passerer Solen (og Jorden med den) gennem sit ækvatorialplan, og så kan man observere de indbyrdes dækninger af dens satellitter. Adskillige sådanne begivenheder blev observeret i 2006-2007, herunder Mirandas okkultering af Ariel den 15. juli 2006 kl. 00:08 UT og Mirandas okkultering af Umbriel den 6. juli 2007 kl. 01:43 UT [15] [16] .

Sammensætning og intern struktur

Satellitternes form er tæt forbundet med deres størrelse: objekter med en diameter på mere end 400 km har normalt en sfærisk form [5] . Miranda har en diameter på omkring 470 km, og dermed er den placeret på grænsen mellem små og store satellitter [17] . Dens tæthed er den laveste blandt Uranus' hovedsatellitter: 1,15 ± 0,15 g/cm 3 , hvilket er ret tæt på tætheden af ​​is [18] . Overfladeobservationer i det infrarøde område gjorde det muligt at påvise vandis blandet med silikater og karbonater [18] , samt ammoniak (NH 3 ) i en mængde på 3 % [18] . Baseret på data opnået af Voyager 2, blev det konkluderet, at stenene udgør 20-40 % af satellittens masse [18] .

Miranda kan være blevet delvist differentieret til en silikatkerne dækket af en iskold kappe [19] . Hvis det er tilfældet, er tykkelsen af ​​kappen omkring 135 km, og kernens radius er omkring 100 km [19] . I dette tilfælde sker fjernelse af varme fra tarmene ved varmeledning [19] . Tilstedeværelsen af ​​fælge på satellitten kan dog indikere konvektion . Ifølge en hypotese danner is på Miranda et klatrat med metan [20] . Udover metan kan vandklatrater opfange kulilte og andre molekyler og danne et stof med gode varmeisolerende egenskaber – den termiske ledningsevne af clathrater vil kun være 2 til 10 % af den termiske ledningsevne af almindelig is [21] . Således kan de forhindre udstrømning af varme fra satellittens tarme, som frigives der under henfaldet af radioaktive elementer. I dette tilfælde ville det tage omkring 100 millioner år for isen at varme op til 100 °C [21] . Den termiske udvidelse af kernen kunne nå op på 1%, hvilket ville føre til revnedannelse i overfladen [20] [21] . Dens heterogenitet kan forklares ved heterogeniteten af ​​strømmen af ​​termisk energi fra tarmene [22] .

Overflade

Miranda har en unik overflade [5] med en bred vifte af landformer. Disse er revner , forkastninger , dale , kratere , højdedrag , lavninger , klipper og terrasser [17] [23] . Overfladen af ​​denne måne, på størrelse med Enceladus  , er en fantastisk mosaik af meget forskellige zoner. Nogle regioner er gamle og funktionsløse. De er oversået med talrige nedslagskratere, hvilket kan forventes af et lille inert legeme [5] . Andre regioner er krydset på kryds og tværs af kompleks sammenvævning af kamme og afsatser og er dækket af rektangulære eller ægformede systemer af lyse og mørke bånd, hvilket indikerer den usædvanlige sammensætning af Miranda [11] . Mest sandsynligt består overfladen af ​​satellitten af ​​vandis og de dybere lag - af silikatsten og organiske forbindelser [11] .

Navnet på detaljerne i relieffet på den fotograferede side af Miranda [24]
(navnene er taget fra William Shakespeares værker )
Ingen. Navn Type Længde
(diameter),
km		 Breddegrad (°) Længdegrad (°) Opkaldt efter
en inverness krone 234 −66,9 325,7 Slot fra " Macbeth "
2 Arden 318 −29.1 73,7 Skove i Frankrig og Belgien , hvor begivenhederne i værket " As You Like It " udspiller sig
3 Helsingør 323 −24.8 257,1 Helsingør , ramme om stykket " Hamlet "
fire Verona klippeafsats 116 −18.3 347,8 Byen Italien , hvor handlingen i værket " Romeo og Julie " udspiller sig
5 Algeriet 141 −43,2 322,8 Regionen i Frankrig , hvor stykket " The Tempest " udspiller sig
6 Dunsinan Område 244 −31.5 11.9 Bakken nævnt i stykket " Macbeth "
7 Hilt 225 −15 250 Tvillingernes hus i Tyrkiet fra " The Comedy of Errors "
otte Mantova 399 −39,6 180,2 Regionen i Italien , nævnt i værket " To Veronese "
9 Sicilien 174 -30 317,2 Region i Italien fra "The Winter's Tale "
ti Stefano Krater 16 −41.1 234,1 Butler fra " The Tempest "
elleve francisco fjorten −73,2 236 Courtier fra " The Tempest "
12 Ferdinand 17 −34.8 202.1 Søn af kongen af ​​Napoli fra " The Tempest "
13 Trinculo elleve −63,7 163,4 Jester fra " The Tempest "
fjorten Alonso 25 −44 352,6 King of Naples fra " The Tempest "
femten Prospero 21 −32.9 329,9 Legitime hertug af Milano fra " The Tempest "
16 Gonzalo elleve −11.4 77 Rådgiver for kongen af ​​Napoli fra The Tempest
17 Napoli Huller i huller 260 32 260 Byen , hvor handlingen i stykket " The Tempest " finder sted
atten syracuse 40 femten 293 Regionen i Italien , hvor handlingen i værket " Comedy of Errors " udspiller sig

Dette førte til den antagelse, at overfladen af ​​denne satellit blev genopbygget op til 5 gange i løbet af dens historie. Billederne af Miranda viser en struktur i form af det latinske bogstav "V", i nærheden er bjergkæder og dale, gamle kraterede og unge glatte områder, skyggefulde kløfter op til 20 km dybe. Lidt under centrum ligger det store Alonso -krater , 24 km dybt.

Flere hypoteser er blevet fremsat for at forklare den stærke inhomogenitet af Mirandas overflade. Ifølge en af ​​dem blev Miranda splittet som følge af en kollision med et stort himmellegeme, men så blev brikkerne genforenet igen. Det er dog stadig uklart, hvorfor nedslagskratere har overlevet på resten af ​​månens overflade. En anden hypotese antager, at der var en ujævn opvarmning af Mirandas tarme.

Områder

Store områder af overfladen, der adskiller sig fra nabolandene i farve eller lysstyrke , kaldes områder i planetnomenklaturen ( lat. regio , pl. regiones ). De områder af Miranda, der ses på Voyager 2-billederne, er blevet navngivet "Mantua-området", "Ephesus-området", "Sicilien-området" og "Dunsinan-området" [24] . Det er mere eller mindre kraterfyldte bakkede sletter [11] . Nogle steder har de forkastninger og afsatser, hvoraf nogle er lige så gamle som selve områderne, mens andre antages at være opstået for ganske nylig - under dannelsen af ​​kroner [11] . Disse fejl er ledsaget af grabens , som indikerer tilstedeværelsen af ​​tektonisk aktivitet i fortiden [11] . Overfladen af ​​regionerne er næsten ensartet mørk, men lysere klipper er synlige på skråningerne af kraterne [11] .  

Kroner

Miranda er en af ​​de få satellitter i solsystemet, der har kroner ( lat.  corona , pl. coronae ) - en slags ring eller ovale overfladedetaljer. Modellering viste, at de kunne opstå på grund af konvektion i tarmene. Det antages, at Miranda tidligere havde en mere langstrakt bane og blev udsat for deformation ved hver omdrejning på grund af ændringer i størrelsen af ​​tidevandskræfterne fra Uranus. Dette forårsagede opvarmning af dens tarme, og varm plastik-is steg til overfladen i flere vandløb. I samspil med det dannede disse vandløb kroner [25] [26] .

Der er nu tre kendte kroner opdaget af Voyager 2: Arden-kronen (placeret på den førende halvkugle), Helsingør-kronen (på den drevne halvkugle) og Inverness-kronen (placeret på sydpolen). Albedo-kontraster på overfladen af ​​Miranda er mest udtalte på Arden- og Inverness-kronerne [11] .

Crown of Inverness

Crown of Inverness er et trapezformet område på omkring 200 km², beliggende nær Sydpolen. Dens ydre kant danner ligesom de indre kamme og striber en polygon [11] . Det er afgrænset på tre sider (syd, øst og nord) af et komplekst system af forkastninger. Karakteren af ​​den vestlige kant er mindre klar, men den kan også være resultatet af tektonisk aktivitet. Det meste af kronens areal er optaget af parallelle riller adskilt af intervaller på flere kilometer [27] . Et lille antal nedslagskratere indikerer en mindre alder af Inverness-kronen end for de to andre kroner [27] .

Ardens krone

The Crown of the Arden er placeret på den førende halvkugle af Miranda og strækker sig 300 km fra øst til vest. Dens nord-sydlige størrelse er ukendt, da den nordlige halvkugle lå bag terminatoren (den var i mørke), da den blev fotograferet af Voyager 2. Denne krone er dannet af et let skråt rektangel på mindst 100 km bredt, som er omgivet af mørkere parallelle striber. Generelt opnås en slags "æg-formet" figur [11] . De indre og ydre dele af Arden-kronen er meget forskellige. Den indre zone har et glat relief og et "marmormønster" af store lyse områder spredt over en mørk overflade. Det stratigrafiske forhold mellem mørke og lyse overflader kan ikke bestemmes på grund af Voyager 2-billedernes lave opløsning. Den ydre del af Arden-kronen er dannet af lyse og mørke striber, der strækker sig fra den vestlige del af kronen, hvor de krydser krateroverfladen (ca. 40° længdegrad), til den østlige del, hvor de går til natsiden ( ca. 110° længdegrad) [27] . Disse bånd er dannet af klipper, som på grænsen mellem Ardenens krone og kraterområdet Mantua gradvist forsvinder [27] . Arden blev dannet tidligere end Inverness, og samtidig med Helsingørs krone [27] .

Krone af Helsingør

Helsingørs krone er placeret på slavehalvdelen af ​​Miranda og er placeret nær terminatoren på Voyager-billederne. Den ligner i størrelse og struktur Ardens krone. Begge kroner har et omkring 100 km bredt ydre bælte, som omkranser den indre del [11] . Relieffet af denne del er et komplekst kompleks af fordybninger og forhøjninger, som brækker af ved grænsen af ​​det ydre bælte, dannet af næsten parallelle lineære kamme. Fordybningerne indeholder små segmenter af bakket og krateret terræn [11] . Inden for Helsingørs krone er der også huller - systemer med tilnærmelsesvis parallelle fordybninger og højdedrag, der kan sammenlignes med dem på Ganymedes , en satellit af Jupiter [11] .

Ledges

Der er også afsatser på overfladen af ​​Miranda . Nogle af dem er ældre end kronerne, mens andre er yngre. Den mest farverige, Verona-afsatsen  , er observeret på kanten af ​​en dyb fordybning, der går ud over terminatoren.

Denne fordybning starter fra den nordvestlige side af Inverness [11] kronen , hvor Algier afsatsen er placeret, og strækker sig til konvergensen af ​​båndene af denne krone, hvorefter den går til terminatoren [11] . Der har den en bredde på omkring 20 km, og dens kant danner en enorm lys klippe - Verona-afsatsen. Højden af ​​denne afsats er 10–15 km [11] , hvilket er meget højere end væggene i Grand Canyon på Jorden. Højden af ​​denne sten er især overraskende sammenlignet med Mirandas lille størrelse: 2-3% af satellittens diameter. Alle disse konklusioner er trukket fra billeder fra Voyager 2, hvor Verona-afsatsen går ud over terminatoren. Det er sandsynligt, at denne afsats fortsætter til natsiden, og dens samlede længde er endnu længere [27] .

Nedslagskratere

Ved antallet af nedslagskratere kan man bestemme alderen på overfladen af ​​et fast himmellegeme blottet for en atmosfære - jo flere kratere, jo ældre er overfladen [5] [27] .

Under forbiflyvningen af ​​Voyager 2-rumstationen blev kun kratere på den sydlige side af satellitten undersøgt. Deres diametre varierer fra 500 m (sigtbarhedsgrænse) til 50 km [27] . Kratere er meget forskellige i form. Nogle har meget klare kanter og er ofte omgivet af materiale, der kastes ud ved stød. Andre er så ødelagte, at de næsten ikke kan ses [27] .

Der er ikke fundet komplekse kratere med centrale kamme eller kratere omgivet af mange ringe på Miranda. De opdagede kratere er simple (med skålformet bund) eller overgangsbestemte (med flad bund), og afhængigheden af ​​kraternes form af deres størrelse observeres ikke [27] . Både simple kratere med en diameter på omkring 15 km og overgangskratere med en diameter på kun 2,5 km er kendte [27] . Miranda-kratere er sjældent omgivet af ejecta, og ejecta kendes slet ikke for kratere med en diameter på mere end 15 km [27] . Med en kraterdiameter på mindre end 3 km er dens udkast normalt lysere end den omgivende overflade, og med en diameter på 3 til 15 km er de mørkere. Men blandt kratere af enhver størrelse er der dem, hvis ejecta har samme albedo som den omgivende overflade [27] .

Oprindelse og udvikling

På eksemplet med denne satellit kan man observere interessante geologiske fænomener [27] . For at forklare dens dannelse og geologiske udvikling er adskillige teorier blevet foreslået af det videnskabelige samfund [5] . En af dem er, at Miranda er dannet af en gas- og støvtåge eller tilvækstskive omkring Uranus. Denne skive har enten eksisteret siden dannelsen af ​​planeten eller blev dannet under en enorm kollision , som højst sandsynligt gav Uranus en stor hældning af rotationsaksen [28] . I mellemtiden er der på denne relativt lille satellit funktioner, der er overraskende unge sammenlignet med Mirandas alder [29] . Tilsyneladende er alderen for de yngste geologiske formationer af Miranda kun et par hundrede millioner år [27] . Modellering af den termiske historie for små satellitter (Miranda-størrelse) forudsiger en hurtig afkøling og fuldstændig fravær af geologisk udvikling efter satellittilvækst fra tågen [ 27] . Geologisk aktivitet i så lang tid kan ikke forklares hverken med energien fra den indledende tilvækst eller af radioaktive grundstoffers fissionsenergi [27] .

Miranda har den yngste overflade sammenlignet med Uranus' andre måner . Dette indikerer, at Mirandas overflade for nylig har gennemgået betydelige ændringer [27] . Dens nuværende tilstand forklares af dens komplekse geologiske historie, hvor sjældne kombinationer af forskellige astronomiske fænomener fandt sted [5] . Blandt disse fænomener kan der være tidevandskræfter og fænomenerne kredsløbsresonanser og processerne med konvektion og delvis differentiering [5] .

Den overraskende geologiske struktur af overfladen, der består af skarpt forskellige områder, kan være resultatet af, at Miranda blev brækket fra hinanden i en katastrofal kollision med et andet himmellegeme [5] [27] og derefter samlet igen fra stykkerne under påvirkning af tyngdekraften [30 ] . Nogle videnskabsmænd foreslår endda flere stadier af kollisioner og reaccretion af satellitten [31] . Denne version blev mindre attraktiv i 2011 på grund af fremkomsten af ​​beviser til fordel for en hypotese, der forklarer funktionerne i Miranda-relieffet ved virkningen af ​​Uranus' tidevandskræfter. Tilsyneladende kunne disse kræfter skabe de stejle forkastninger, der blev observeret i Inverness- og Arden-kronerne. Kilden til energi til sådanne transformationer kunne kun være Uranus tiltrækningskraft [32] .

I sidste ende kan Mirandas overflade have taget over 3 milliarder år at danne. Det begyndte for omkring 3,5 milliarder år siden med fremkomsten af ​​områder med kraftigt krater og endte for hundreder af millioner af år siden med dannelsen af ​​kroner [27] .

Fænomenerne kredsløbsresonanser (i højere grad med Umbriel end med Ariel ) havde en væsentlig indflydelse på excentriciteten af ​​Mirandas kredsløb [8] , hvilket kunne føre til opvarmning af satellittens indre og geologiske aktivitet [8] . Opvarmning fremmede konvektion inde i Miranda, hvilket markerede begyndelsen på differentieringen af ​​dets stof [8] . Samtidig ville kredsløbsresonansen en smule ændre kredsløbene for andre, mere massive satellitter [8] . Men Mirandas overflade er sandsynligvis for forvrænget til at blive forklaret af denne mekanisme alene [29] .

Miranda bevægede sig ud af resonans med Umbriel i en proces, der gav hendes kredsløb en unormalt høj hældning til Uranus' ækvator [8] . Den tidligere store excentricitet er faldet på grund af virkningen af ​​tidevandskræfter: ændringer i deres størrelse på hver omdrejning af kredsløbet fører til forskydninger og friktion i tarmene. Dette fik månen til at varme op og lade den vende tilbage til sin sfæriske form, mens Miranda bevarede imponerende geologiske formationer såsom Verona Scarp [29] . Da den primære årsag til geologisk aktivitet var kredsløbets excentricitet, førte dens fald til dæmpningen af ​​denne aktivitet. Som et resultat blev Miranda en kold inert satellit [8] .

Forskning

Voyager 2, som studerede Uran-systemet i januar 1986, nærmede sig Miranda meget tættere på end med nogen anden Uranus-satellit (ved 29.000 km), og fotograferede den derfor meget mere detaljeret [33] . De bedste fotografier af Miranda har en opløsning på 500 m. Omkring 40% af overfladen er fanget, men kun 35% - med en kvalitet, der er velegnet til geologisk kortlægning og optælling af kratere . Under Voyager-flyvningen nær Miranda oplyste Solen kun sin sydlige halvkugle, og derfor forblev den nordlige uudforsket [11] . Intet andet rumfartøj har nogensinde besøgt Miranda (og Uran-systemet generelt). NASA 's Uranus orbiter og sonde kan blive opsendt i 2020'erne . Det vil omfatte et orbitalmodul og en atmosfærisk sonde. Derudover indsendte en gruppe på 168 videnskabsmænd Uranus Pathfinder-missionsprogrammet til Den Europæiske Rumorganisation for en rejse til det ydre solsystem, med Uranus som det endelige mål [34] . Formålet med disse programmer er at forfine data om Uranus og dets satellitter (inklusive Miranda).

I kultur

David Nordley dedikerede den fantastiske historie "In the Caverns of Miranda" til Miranda, som fortæller om en rejse gennem satellitten.

Noter

  1. ↑ 1 2 3 Kuiper, GP  The Fifth Satellite of Uranus  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . - 1949. - Bd. 61 , nr. 360 . - S. 129 . - doi : 10.1086/126146 . - .
  2. ↑ 1 2 Miranda: Facts & Figures (downlink) . NASA (1998). Hentet 20. juli 2011. Arkiveret fra originalen 17. oktober 2012. 
  3. ↑ 12 Planetariske satellit fysiske parametre . JPL (Solar System Dynamics). Hentet 10. august 2009. Arkiveret fra originalen 4. februar 2012.
  4. ↑ Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, FM; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. Infrarøde observationer af det uranske system   // Videnskab . - 1986. - Bd. 233 , nr. 4759 . — S. 70 . - doi : 10.1126/science.233.4759.70 . - . — PMID 17812891 .
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Brahic A.; Odile Jacob (red.). De feux et de glace: ardentes géantes . - 2010. - ISBN 9782738123305 .
  6. ↑ Planetariske satellits gennemsnitlige orbitalparametre.  Uranus satellitter . NASA/JPL, California Institute of Technology. Arkiveret fra originalen den 10. august 2011.
  7. ↑ Catherine Delprat (redaktør) et al. Larousse du Ciel: Comprendre l'astronomie du 21e siècle  (fransk) . — Larousse, saml. "Hilsen sur la science", 2005. - S. 395. - ISBN 2035604346 .
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Tittemore, WC; Wisdom, J. Tidevandsudvikling af de uranske satellitter III. Evolution gennem Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, og Ariel-Umbriel 2:1 middelbevægelses-kommensurabilitet  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1990. - Vol. 85 , nr. 2 . - S. 394-443 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90125-S . - .
  9. ↑ Tittemore, W.C.; Wisdom, J. Tidal Evolution of the Uranian Satellites II. En forklaring af Mirandas unormalt høje kredsløbshældning  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1989. - Vol. 7 , nr. 1 . - S. 63-89 . - doi : 10.1016/0019-1035(89)90070-5 . - .
  10. ↑ Malhotra, R., Dermott, SF The Role of Secondary Resonances in the Orbital History of Miranda  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1990. - Vol. 8 , nr. 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; Söderblom, L.A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, JM; Brahic, A.; Briggs, G.A.; Brun, RH; Collins, SA Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results  (engelsk)  // Science : journal. - 1986. - Bd. 233 , nr. 4759 . - S. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 .
  12. ↑ 1 2 3 Grundy, W.M.; Young, L.A.; Spencer, JR; et al. Fordelinger af H 2 O og CO 2 iser på Ariel, Umbriel, Titania og Oberon fra IRTF  / SpeX observationer  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 184 , nr. 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 al. Magnetiske felter ved Uranus   // Videnskab . - 1986. - Bd. 233 , nr. 4759 . - S. 85-89 . - doi : 10.1126/science.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
  14. ↑ Krimigis, S.M.; Armstrong, T.P.; Axford, W.I.; et al. The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment  (engelsk)  // Science : journal. - 1986. - Bd. 233 , nr. 4759 . - S. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.97 . - . — PMID 17812897 .
  15. ↑ Miller, C.; Chanover, NJ Løsning af dynamiske parametre for Titania- og Ariel-okkultationerne i august 2007 af Umbriel  (engelsk)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2009. — Vol. 200 , nej. 1 . - S. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
  16. ↑ Arlot, J.-E.; Dumas, C.; Sicardy, B. Observation af en formørkelse af U-3 Titania af U-2 Umbriel den 8. december 2007 med ESO-VLT  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2008. - Vol. 492 . — S. 599 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810134 . - .
  17. ↑ 1 2 Thomas, PC Radier, former og topografi af Uranus-satellitterne ud fra lemmerkoordinater  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1988. - Vol. 73(3) . - S. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 .
  18. ↑ 1 2 3 4 Bauer, James M. The Near Infrared Spectrum of Miranda: Evidence of Crystalline Water Ice  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2002. - Vol. 158 . - S. 178-190 . - doi : 10.1006/icar.2002.6876 . - .
  19. ↑ 1 2 3 Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Underjordiske oceaner og dybe indre af mellemstore ydre planetsatellitter og store trans-neptunske objekter  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , nr. 1 . - S. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
  20. ↑ 12 Croft , SK (1989). Nye geologiske kort over uranske satellitter Titania, Oberon, Umbriel og Miranda . Proceeding of Lunar and Planetary Sciences . 20 . Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. pp. 205C. Arkiveret fra originalen 2017-08-28 . Hentet 2011-09-25 . Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp )
  21. ↑ 1 2 3 Hvorfor Miranda knækkede (utilgængeligt link) . Scientific-Journal.Ru (28. januar 2011). Hentet 25. september 2011. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. 
  22. ↑ Pappalardo, R.; Greeley, R. (1993). Strukturelle beviser for reorientering af Miranda om en palæopæl . Fjerogtyvende måne- og planetarisk videnskabskonference . Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. pp. 1111-1112. Arkiveret fra originalen 2019-10-29 . Hentet 2011-07-18 . Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp )
  23. ↑ Therese, Encrenaz. Les planètes, les nôtres og les autres. - EDP Sciences , 2010. - ISBN 9782759804443 .
  24. ↑ 12 Miranda . _ Gazetteer of Planetary Nomenclature . United States Geological Survey, International Astronomical Union. Hentet 7. september 2022. Arkiveret fra originalen 1. juni 2022.
  25. ↑ Hammond NP, Barr AC Global genoplivning af Uranus' måne Miranda ved konvektion   // Geologi . - 2014. - Bd. 42. - doi : 10.1130/G36124.1 . — .
  26. ↑ Miranda: En iskold måne deformeret af tidevandsopvarmning . The Geological Society of America (18. september 2014). Arkiveret fra originalen den 21. september 2014.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Plescia JB Mirandas kraterhistorie: Implikationer for geologiske processer  (engelsk)  // Icarus  : tidsskrift. - Elsevier , 1988. - Vol. 73 , nr. 3 . - S. 442-461 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90055-3 . - .
  28. ↑ Mousis, O. Modellering af de termodynamiske forhold i den uranske undertåge - Implikationer for regelmæssig satellitsammensætning  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 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. - Vol. 74 . - S. 153-171 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90037-1 . - .
  30. ↑ Waldrop, M. Mitchell. Voyage to a Blue Planet  (engelsk)  // American Association for the Advancement of Science: tidsskrift. — Videnskabsnyheder, feb. 28, 1986. Vol. 231 (4741) . - S. 916-918 . - doi : 10.1126/science.231.4741.916 . — PMID 17740288 .
  31. ↑ Jay T., Bergstralh; Ellis D. Miner. Uranus. — Redaktør University of Arizona Press. Rumvidenskabsserie, 1991. - S. 1076. - ISBN 0816512086 , 9780816512089.
  32. ↑ Cowen, R. Miranda: Shattering an old image  //  Society for Science & the Public. videnskabsnyheder. nov. 6, 1993. Vol. 144 , nr. 19 . — S. 300 .
  33. ↑ Stone, EC The Voyager 2 Encounter With Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Bd. 92 , nr. A13 . - S. 14.873-76 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
  34. ↑ Uranus Pathfinder, der udforsker oprindelsen og udviklingen af ​​isgigantiske planeter . Mullard Space Science Laboratory (21. april 2011). Arkiveret fra originalen den 14. marts 2011.

Litteratur

Links

  •  Miranda : Oversigt . NASA. Hentet 15. september 2011. Arkiveret fra originalen 23. maj 2012.
  • Miranda, en måne fra  Uranus . Udsigt over solsystemet . Hentet 15. september 2011. Arkiveret fra originalen 12. august 2012.
  • Miranda  (engelsk) . The Nine Planets Solar System Tour (15. december 2004). Hentet 15. september 2011. Arkiveret fra originalen 24. marts 2012.
  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger
 Uranus måner
Liste i grupper i stigende rækkefølge af kredsløbets semi-hovedakse
Interne satellitter
Store satellitter
Uregelmæssige satellitter
RingeRinge af Uranus
 Uranus
Uranus måner Planeten Uranus
EgenskaberRinge af Uranus
Åbning
Forskning
Trojanere fra Uranus2011 QF99
Andet