Titania (satellit)

Titania  er Uranus ' største måne og den ottende største måne i solsystemet . Opdaget af William Herschel den 11. januar 1787 (seks år efter hans opdagelse af Uranus). Opkaldt efter eventyrdronningen fra William Shakespeares En skærsommernatsdrøm . Den fjerde længst væk fra Uranus blandt dens fem store måner [komm. 4] . Titanias kredsløb er helt inden for Uranus magnetosfære .

Ligesom alle de største måner i Uranus, er Titania sandsynligvis dannet af en tilvækstskive , der omgav planeten på tidspunktet for dens dannelse. Titania er sammensat af omtrent lige store mængder af sten og is , og er sandsynligvis differentieret til en stenet kerne og en iskold kappe. På deres grænse er der måske et lag flydende vand .

Titanias overflade er relativt mørk med en rødlig farvetone. Dens topografi blev formet af både asteroide- og kometnedslag og endogene processer. Satellitten er dækket af talrige kratere og når 326 kilometer i diameter. Det er sandsynligt, at Titania oplevede en tidlig endogen genopbygning, der udslettede dens gamle, stærkt kraterede overflade. Titanias overflade er skåret af et system af enorme kløfter og klipper, dannet under strækningen af ​​skorpen som et resultat af udvidelsen af ​​tarmene på et tidligt stadium af dens historie .

Infrarød spektroskopi, udført i 2001-2005, viste tilstedeværelsen af ​​vandis og frossen kuldioxid på overfladen af ​​Titania . Dette indikerer, at satellitten kan have en ubetydelig sæsonbestemt atmosfære bestående af kuldioxid med et atmosfærisk tryk på omkring 10 −13 bar .

Titania blev ligesom hele Uranus-systemet studeret på tæt hold af kun ét rumfartøj - Voyager 2 ] .

Titel

Titania blev opdaget af William Herschel den 11. januar 1787, samme dag som Oberon , Uranus næststørste måne [1] [9] . Herschel rapporterede senere om opdagelsen af ​​yderligere fire satellitter [10] , men disse observationer viste sig at være fejlagtige [11] . I 50 år efter opdagelsen blev Titania og Oberon ikke observeret af andre end Herschel [12] , på grund af datidens teleskopers svage gennemtrængende kraft. Nu kan disse satellitter observeres fra Jorden ved hjælp af amatørteleskoper af høj klasse [7] .

Titania blev oprindeligt kaldt "Uranus' første måne", og i 1848 gav William Lassell den navnet "Uranus I" [13] , selvom han nogle gange brugte William Herschels nummerering, hvor Titania og Oberon blev kaldt henholdsvis Uranus II og Uranus IV. [14] . Endelig, i 1851, omdøbte Lassell de fire satellitter kendt på det tidspunkt med romertal i rækkefølge efter deres afstand fra planeten, og siden da er Titania blevet navngivet Uranus III [15] .

Efterfølgende blev alle Uranus satellitter opkaldt efter karakterer i William Shakespeares og Alexander Popes værker . Titania blev opkaldt efter Titania ,  eventyrdronningen fra En skærsommernatsdrøm . Navnene på alle fire kendte måner i Uranus på det tidspunkt blev foreslået af Herschels søn  John  i 1852 på anmodning af William Lassell [17] , som havde opdaget to andre måner Ariel og Umbriel et år tidligere [18] .

Titania må ikke forveksles med Saturns måne Titan og asteroiden af ​​samme navn (593) Titania .

Orbit

Titania ligger i en afstand af omkring 436.000 km fra Uranus. Det er den næstfjerneste blandt sine fem store satellitter [komm. 4] . Dens kredsløb er næsten cirkulær og en smule skrånende til ækvator for Uranus [2] . Omløbsperioden er cirka 8,7 dage og falder sammen med rotationsperioden . Titania er med andre ord en synkron satellit (altid vendt mod Uranus ved samme side) [5] .

Titanias kredsløb er helt inde i Uranus magnetosfære [19] , og derfor kolliderer partikler af magnetosfærisk plasma konstant med dens bagerste halvkugle , som bevæger sig i kredsløb meget hurtigere end Titania (med en periode svarende til perioden for Uranus' aksiale rotation) [20] . Det er muligt, at bombardementet af disse partikler fører til en mørklægning af denne halvkugle, som observeres i alle Uranus-satellitter, undtagen Oberon [19] .

Da Uranus kredser om Solen "på sin side", og ækvatorplanet (og kredsløbet) for dens store satellitter omtrent falder sammen med dets ækvatorplan, er årstidernes skiften på dem meget ejendommelig. Titanias nord- og sydpol er i fuldstændig mørke i 42 år og er kontinuerligt belyst i 42 år, og ved hver af polerne ved sommersolhverv når Solen næsten zenit [19] . En gang hvert 42. år, under jævndøgn på Uranus, passerer Solen (og Jorden med den) gennem sit ækvatorialplan, og derefter kan de gensidige okkultationer af dens satellitter observeres. Adskillige sådanne fænomener blev observeret i 2007-2008 (inklusive okkultationerne af Titania af Umbriel den 15. august og 8. december 2007) [21] [22] .

Sammensætning og intern struktur

Titania er den største og mest massive måne af Uranus og den ottende mest massive måne i solsystemet . 5] . Dens tæthed (1,71 g/cm 3 [4] ) er meget højere end den typiske tæthed for Saturns satellitter , hvoraf det kan konkluderes, at satellitten består af omkring halvt vandis og halvt tunge ikke-iskomponenter [23] , hvilket kan omfatte sten og organiske stoffer [5] . Ved hjælp af infrarød spektroskopi , lavet i 2001-2005, blev tilstedeværelsen af ​​vandis på overfladen af ​​satellitten bekræftet [19] . Dens absorptionsbånd er mere udtalte på den førende halvkugle (rettet mod bevægelse langs kredsløbet) end på slaven. Denne situation er modsat den, der blev observeret på Oberon [19] . Årsagerne til denne asymmetri er ukendte; det antages, at de er forbundet med bombardementet af overfladen af ​​ladede partikler fra Uranus magnetosfære, hvilket netop påvirker satellittens bagende halvkugle [19] . Ioner kan sprede vandis, nedbryde metan, som danner et gashydrat (clathrat) med is og andre organiske stoffer, og danner en mørk, kulstofrig blanding af stoffer [19] .

Ud over vandis er frossen kuldioxid blevet påvist på Titania ved hjælp af infrarød spektroskopi . Den ligger hovedsageligt på slavehalvkuglen [19] . Dens oprindelse er ikke helt klar. Det kunne være dannet på overfladen fra karbonater eller organisk stof under påvirkning af ultraviolet solstråling eller ioner, der kommer fra Uranus' magnetosfære. Sidstnævnte kan forklare asymmetrien i fordelingen af ​​kuldioxid over overfladen af ​​satellitten, fordi disse ioner bombarderer den bagende halvkugle. En anden mulig kilde er afgasningen af ​​vandis på overfladen af ​​Titania. I et sådant tilfælde kunne frigivelsen af ​​CO 2 være relateret til Titanias tidligere geologiske aktivitet [19] .

Måske er Titania differentieret til en stenkerne og en iskold kappe [23] . Hvis det er tilfældet, så, under hensyntagen til sammensætningen af ​​denne satellit, kan det beregnes, at kernens masse er 58% af massen af ​​Titania, og dens radius er 66% af satellittens radius (ca. 520 km) . Trykket i centrum af Titania er omkring 0,58 GPa (5,8 kbar ) [23] . Tilstanden af ​​den iskolde kappe er stadig uklar. Hvis isen indeholder nok ammoniak eller andet frostvæske , kan der være et flydende hav ved kerne-kappegrænsen. Hvis den virkelig eksisterer, så kan dens tykkelse nå op på 50 kilometer med en temperatur på omkring 190 K [23] . Modeller af Titanias indre struktur er dog meget afhængige af månens termiske historie, som er dårligt kendt.

Overflade

Blandt Uranus' store satellitter er Titania i midten i lysstyrke, mellem det mørke Oberon og Umbriel og det lyse Ariel og Miranda [6] . Overfladen af ​​Titania viser en stærk oppositionel effekt : når fasevinklen stiger fra 0° til 1°, falder reflektiviteten fra 35% til 25%. Titania har en relativt lav Bond- albedo på omkring 17 % [6] . Den har en rød nuance, men mindre stærk end Oberons [24] . Men friske stødmærker på overfladen er mere blå, og glatte sletter placeret på den førende halvkugle nær Ursula-krateret og langs nogle grabens er lidt rødere [24] [25] . Den førende halvkugle er generelt rødere end den drevne med omkring 8 % [26] . Denne forskel kan skyldes glatte sletter og være tilfældig [24] . Generelt kan overfladerødhed skyldes kosmisk erosion forårsaget af bombardement af ladede partikler og mikrometeoritter over milliarder af år [24] . Men i Titanias tilfælde skyldes rødmen af ​​den førende halvkugle højst sandsynligt aflejring af støv på den, muligvis fra Uranus' ydre satellitter [26] .

Der er tre hovedtyper af relieffunktioner på Titania: kratere , kløfter og afsatser [27] . Det er mindre krateret end Oberon eller Umbriel, hvilket indikerer den relative ungdom af dens overflade [25] . Kraternes diameter når cirka 330 km. Gertrude- krateret (det største navngivne krater på Uranus-månerne) [28] og et dårligt bevaret unavngivet hypotetisk krater (se nedenfor) [25] har denne størrelse . Nogle kratere (såsom Ursula eller Jessica) er omgivet af lyse stråler af is-is ejecta [5] . Alle store kratere på Titania har en flad bund og en central rutsjebane. Den eneste undtagelse er Ursula-krateret, som har en grube (muligvis et mindre krater) i centrum [25] . Vest for Gertrud-krateret ligger et område med kompleks uregelmæssig topografi, omtalt som det "navnløse bassin", som kan være et stærkt eroderet krater med en diameter på omkring 330 km [25] .

Den undersøgte del af satellittens overflade er indrykket af et system af forkastninger og klipper, som er resultatet af relativt nyere geologisk aktivitet. Der er mange kløfter [29] på den , som er grabens  -sænkede områder af overfladen mellem to parallelle forkastninger i skorpen [5] . Grabens på Titania er i gennemsnit 20-50 km brede, 2-5 km dybe [5] og er sandsynligvis de yngste træk ved relieffet - de krydser både kratere og glatte sletter [29] . Den største af dem er Messina Canyon ( lat.  Messina Chasma ), der når næsten 1500 km i længden og strækker sig fra ækvator næsten til sydpolen [27] . Nogle kløfter er omgivet af lysstrålesystemer. Ifølge polarimetriske målinger er overfladen omkring kløfterne dækket af et lag porøst materiale. Ifølge en hypotese er dette vandfrost , kondenseret på overfladen efter udstrømning af væske fra revner. Klipper, der ikke er forbundet med kløfter, kaldes afsatser ( lat.  Rupes ), som for eksempel Roussillon afsatsen , der ligger nær Ursula-krateret [27] .

På billeder taget af rumfartøjet Voyager 2 fremstår områder langs nogle af skrænterne og nær Ursula glatte på billeder med denne opløsning. Disse områder dukkede sandsynligvis op meget senere end de fleste kratere. Udfladningen af ​​landskabet kan enten være endogen (associeret med væskeudbrud - kryovulkanisme ), eller på grund af emissioner fra nærliggende kratere [25] .

Relieffet af Titania er bestemt af to modsatrettede processer: dannelsen af ​​nedslagskratere og endogen udjævning af overfladen [29] . Den første proces opererede på hele overfladen af ​​satellitten gennem dens historie. Den anden proces, også af global karakter, fungerede ikke lige fra begyndelsen [25] . Det slettede det oprindelige stærkt kraterfyldte landskab, hvilket forklarer den nuværende sjældenhed af nedslagskratere på denne satellit [5] . Senere kan der have været yderligere overfladeændringer, der dannede glatte sletter [5] . Måske er disse sletter områder dækket af udslyngninger fra nærliggende kratere [29] . De seneste endogene processer har for det meste været tektoniske; de forårsagede udseendet af kløfter - faktisk kæmpe revner i isskorpen. Revnen af ​​skorpen blev forårsaget af Titanias globale ekspansion med omkring 0,7 % [29] .

Atmosfære

Infrarød spektroskopi , udført i 2001-2005, viste tilstedeværelsen af ​​vandis og kuldioxid på overfladen af ​​Titania . Dette indikerer, at satellitten kan have en ubetydelig sæsonbestemt atmosfære bestående af kuldioxid med et atmosfærisk tryk på omkring 10 −13 bar , det samme som Jupiters måne Callisto [3] . Gasser som nitrogen eller metan er usandsynligt til stede, fordi Titanias svage tyngdekraft ikke kan forhindre dem i at undslippe ud i det ydre rum . Ved den maksimale temperatur på 89 K, der kan opnås under sommersolhverv på Titania, er mætningsdamptrykket for kuldioxid omkring 3 nbar [3] .

Den 8. september 2001 okkulterede Titania en lysstærk stjerne (HIP 106829) med en tilsyneladende størrelsesorden på 7,2. Denne begivenhed gjorde det muligt at forfine satellittens diameter og etablere en øvre grænse for tætheden af ​​dens atmosfære. Det viste sig at svare til 10-20 nanobarer. Således, hvis atmosfæren i Titania eksisterer, så er den meget sjældnere end den af ​​Triton eller Pluto . Disse målinger gav dog faktisk ikke noget nyt, da denne grænse er flere gange større end det maksimalt mulige tryk af kuldioxid nær Titanias overflade [3] .

På grund af Uran-systemets specifikke geometri modtager Titanias poler mere solenergi end dens ækvator [19] . Da CO 2 's flygtighed stiger med temperaturen [3] kan det ophobes i Titanias tropiske zone , hvor det stabilt kan eksistere som is i områder med høj albedo og i skyggefulde områder. Når det er sommer på den ene halvkugle, når temperaturen ved polen 85–90 K [19] [3] , kuldioxid sublimerer og vandrer til natsiden. Akkumuleret kuldioxidis kan frigives af magnetosfæriske plasmapartikler, der sprøjter den fra overfladen. Det menes, at Titania har mistet en betydelig mængde kuldioxid siden sin dannelse, som fandt sted for cirka 4,6 milliarder år siden [19] .

Oprindelse og udvikling

Som alle store Uranus-måner er Titania sandsynligvis dannet af en tilvækstskive af gas og støv, der enten eksisterede omkring Uranus i nogen tid efter planetens dannelse, eller dukkede op i en enorm kollision, som højst sandsynligt gav Uranus en meget stor aksehældning [32] . Den nøjagtige sammensætning af skiven er ukendt, men den relativt høje tæthed af Uranus' måner sammenlignet med Saturns måner indikerer, at den indeholdt mindre vand [komm. 6] [5] . Betydelige mængder kulstof og nitrogen kan være i form af CO og N 2 og ikke i form af metan og ammoniak [32] . En satellit dannet ud fra en sådan skive burde indeholde mindre vandis (med CO og N 2 klatrater ) og mere sten, hvilket ville forklare dens høje tæthed [5] .

Dannelsen af ​​Titania tog formentlig flere tusinde år [32] . Dens ydre lag blev opvarmet under påvirkning af tilvækst [33] . Den maksimale temperatur (ca. 250 K ) var i en dybde på omkring 60 kilometer [33] . Efter afslutningen af ​​dannelsen kølede det ydre lag ned, og det indre begyndte at blive varmet op på grund af henfaldet af radioaktive grundstoffer i tarmene [5] . Overfladelaget trak sig sammen på grund af afkøling, mens det opvarmende indre lag udvidede sig. Dette forårsagede en stærk mekanisk belastning i skorpen på Titania , som kunne føre til dannelsen af ​​forkastninger . Måske var det sådan det nuværende canyonsystem fremstod. Denne proces varede omkring 200 millioner år [34] og stoppede derfor for flere milliarder år siden [5] .

Varmen fra den første tilvækst og det efterfølgende henfald af radioaktive grundstoffer kunne være nok til at smelte isen i tarmene, hvis den indeholdt frostvæsker  - ammoniak eller salt [33] . Afsmeltningen kunne have ført til adskillelse af is fra sten og dannelse af en stenkerne omgivet af en iskappe. Et lag flydende vand indeholdende ammoniak kunne opstå ved deres grænse. Den eutektiske temperatur af deres blanding er 176 K [23] . Hvis havtemperaturen faldt under denne værdi, så er den nu frosset. Frysning ville få det til at udvide sig, og dette kunne bidrage til revnedannelse af skorpen og dannelse af kløfter [25] . Der er dog lidt kendt om Titanias geologiske historie.

Rumudforskning

De eneste tilgængelige nærbilleder af Titania blev taget af Voyager 2 under dens udforskning af Uranus-systemet i januar 1986. Han nærmede sig Titania ved 365.200 km [35] og fotograferede den med en opløsning på omkring 3,4 kilometer (kun Miranda og Ariel blev filmet med de bedste) [25] . Billederne dækker 40% af overfladen, men kun 24% af det blev taget med den nøjagtighed, der kræves til geologisk kortlægning . Under flyvningen oplyste Solen Titanias sydlige halvkugle (såvel som andre Uranus-satellitter). Den nordlige halvkugle lå således i skygge og kunne ikke studeres [5] .

Intet andet rumfartøj har nogensinde besøgt Uranus eller Titania. Sådanne missioners projekter overvejes [36] .

Se også

• Uranus
• Uranus måner

Kommentarer

1. ↑ Beregnet i tilnærmelsen af ​​en sfærisk form af satellitten langs radius r på en sådan måde : .
2. ↑ Beregnet i tilnærmelsen af ​​en sfærisk form af satellitten langs radius r på en sådan måde : .
3. ↑ Beregnet i tilnærmelsen af ​​en sfærisk form af satellitten i form af masse m , gravitationskonstant G og radius r på denne måde : .
4. ↑ 1 2 Uranus' fem største måner: Miranda , Ariel , Umbriel , Titania og Oberon . Alle andre er meget mindre.
5. ↑ Syv måner mere massive end Titania: Ganymedes , Titan , Callisto , Io , Luna , Europa , Triton [2] .
6. ↑ For eksempel har Tethys  , en Saturns måne, en tæthed på 0,97 g/cm³ , hvilket indikerer, at det er mere end 90 % vand [19] .

Noter

1. ↑ 1 2 Herschel, William. En beretning om opdagelsen af ​​to satellitter, der drejer rundt om den georgiske planet  // Philosophical Transactions of the Royal Society of  London . - 1787. - Bd. 77 . - S. 125-129 . - doi : 10.1098/rstl.1787.0016 . — .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 Planetariske satellits gennemsnitlige orbitalparametre . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Hentet 6. marts 2013. Arkiveret fra originalen 22. august 2011. (ubestemt)
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Widemann T.; Sicardy B.; Dusser R.; et al. Titanias radius og en øvre grænse for dens atmosfære fra stjerneokkultationen den 8. september  2001  // Icarus . — Elsevier , 2008. — Vol. 199 , nr. 2 . - S. 458-476 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.09.011 . — . Arkiveret fra originalen den 25. juli 2014.
4. ↑ 12 Jacobson RA; Campbell JK; Taylor AH og Synnott SP Masserne af Uranus og dens store satellitter fra Voyager-sporingsdata og jordbaserede uranske satellitdata  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Vol. 103 , nr. 6 . - S. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . - .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Smith BA; Söderblom LA; Beebe A.; et al. Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science  Results  // Science . - 1986. - Bd. 233 , nr. 4759 . - S. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 .
6. ↑ 1 2 3 Karkoschka E. Omfattende fotometri af Uranus-ringene og 16 satellitter med Hubble-rumteleskopet   // Icarus . - Elsevier , 2001. - Vol. 151 . - S. 51-68 . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . — .
7. ↑ 12 Newton , Bill; Tece, Philip. Guiden til amatør astronomi . - Cambridge: Cambridge University Press , 1995. - S. 109. - ISBN 978-0-521-44492-7 .
8. ↑ Berry A. A Short History of Astronomy  (UK) - London : John Murray , 1898.
9. ↑ Herschel, William. Om den georgiske planet og dens satellitter  (engelsk)  // Philosophical Transactions of the Royal Society of London . - 1788. - Bd. 78 . - S. 364-378 . - doi : 10.1098/rstl.1788.0024 . - .
10. ↑ Herschel, William. Om opdagelsen af ​​fire yderligere satellitter i Georgium Sidus; Den retrograde bevægelse af dens gamle satellitter annonceret; Og årsagen til deres forsvinden på visse afstande fra planeten forklaret  // Philosophical  Transactions of the Royal Society of London . - 1798. - Bd. 88 . - S. 47-79 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - .
11. ↑ Struve O. Notat om Uranus satellitter  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Vol. 8 , nr. 3 . - S. 44-47 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — .
12. ↑ Herschel, John. On the Satellites of Uranus  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1834. - Vol. 3 , nr. 5 . - S. 35-36 . - doi : 10.1093/mnras/3.5.35 . - . — .
13. ↑ Lassell W. Observationer af Uranus-satellitter  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Vol. 8 , nr. 3 . - S. 43-44 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — .
14. ↑ Lassell W. Bright Satellites of Uranus  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1850. - Vol. 10 , nej. 6 . — S. 135 . - doi : 10.1093/mnras/10.6.135 . - .
15. ↑ Lassell W. Brev fra William Lassell, Esq., til redaktøren  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1851. - Vol. 2 , nr. 33 . — S. 70 . - doi : 10.1086/100198 . - .
16. ↑ 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 . - .
17. ↑ Lassell W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (engelsk)  // Astronomische Nachrichten . - Wiley-VCH , 1852. - Vol. 34 . — S. 325 . — .
18. ↑ Lassell W. Om Uranus' indre satellitter  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Vol. 12 . - S. 15-17 . - .
19. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Grundy WM; Young L.A.; Spencer JR; et al. Fordelinger af H 2 O- og CO 2 -is på Ariel, Umbriel, Titania og Oberon fra IRTF/SpeX-observationer   // Icarus . - Elsevier , 2006. - Vol. 184 , nr. 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 al. Magnetiske felter ved Uranus  (engelsk)  // Videnskab . - 1986. - Bd. 233 , nr. 4759 . - S. 85-89 . - doi : 10.1126/science.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
21. ↑ Miller C.; Chanover NJ Løsning af dynamiske parametre for Titania- og Ariel-okkultationerne i august 2007 af  Umbriel  // Icarus . — Elsevier , 2009. — Vol. 200 , nej. 1 . - S. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
22. ↑ 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  . - EDP Sciences , 2008. - Vol. 492 , nr. 2 . - S. 599-602 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810134 . - .
23. ↑ 1 2 3 4 5 Hussmann H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Underjordiske oceaner og dybe indre af mellemstore ydre planetsatellitter og store trans-neptunske objekter   // Icarus . - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , nr. 1 . - S. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - . Arkiveret fra originalen den 11. oktober 2007.
24. ↑ 1 2 3 4 Bell III JF; McCord TB En søgning efter spektrale enheder på de uranske satellitter ved hjælp af farveforholdsbilleder  //  Lunar and Planetary Science Conference, 21. Mar. 12-16, 1990. - Houston, TX, USA: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1991. - S. 473-489 . Arkiveret 3. maj 2019.
25. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Plescia JB Kraterhistorien om de uranske satellitter: Umbriel, Titania og Oberon  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Bd. 92 , nr. A13 . - P. 14918-14932 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14918 . - .
26. ↑ 1 2 Buratti BJ; Mosher, Joel A. Sammenlignende globale albedo- og farvekort over de uranske satellitter   // Icarus . - Elsevier , 1991. - Vol. 90 . - S. 1-13 . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - .
27. ↑ 1 2 3 4 Mål : Titania  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) arbejdsgruppe for planetarisk systemnomenklatur (WGPSN). Hentet 6. marts 2013. Arkiveret fra originalen 21. oktober 2022.
28. ↑ Gertrude . Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) arbejdsgruppe for planetarisk systemnomenklatur (WGPSN). Hentet 3. juni 2009. Arkiveret fra originalen 20. september 2022. (ubestemt)
29. ↑ 1 2 3 4 5 Croft SK Nye geologiske kort over uranske satellitter Titania, Oberon, Umbriel og Miranda  //  Proceeding of Lunar and Planetary Sciences. - Houston: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1989. - Vol. 20 . — S. 205C . Arkiveret fra originalen den 31. august 2017.
30. ↑ Titania : kratere  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) arbejdsgruppe for planetarisk systemnomenklatur (WGPSN). Hentet 25. oktober 2022. Arkiveret fra originalen 8. september 2022.
31. ↑ Strobell ME; Masursky H. Nye funktioner navngivet på månen og uranske satellitter  //  Abstracts of the Lunar and Planetary Science. - 1987. - Bd. 18 . - S. 964-965 . - .
32. ↑ 1 2 3 Mousis O. Modellering af de termodynamiske forhold i den uranske undertåge - Implikationer for regelmæssig satellitsammensætning  // Astronomi og astrofysik  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 413 . - S. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
33. ↑ 1 2 3 Squyres SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix. Accretionel opvarmning af satellitter fra Saturn og Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1988. - Bd. 93 , nr. B8 . - P. 8779-8794 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - .
34. ↑ Hillier J.; Squires, Steven. Termisk stresstektonik på Saturns og Uranus satellitter  //  Journal of Geophysical Research. - 1991. - Bd. 96 , nr. E1 . - P. 15665-15674 . - doi : 10.1029/91JE01401 . — .
35. ↑ Stone EC The Voyager 2 Encounter With Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Bd. 92 , nr. A13 . - P. 14873-14876 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
36. ↑ Clark, Stephen. Uranus, Neptun i NASAs seværdigheder til ny  robotmission . Rumflyvning nu (25. august 2015). Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 7. november 2019.

Links

• Information om Titania på NASAs hjemmeside . Arkiveret 15. november 2021. (ubestemt)
• Information om Titania ved Udsigt over solsystemet . Arkiveret fra originalen den 12. februar 2022. (ubestemt)
• Information om Titania på Nineplanets hjemmeside . Arkiveret fra originalen den 14. november 2021. (ubestemt)

Ordbøger og encyklopædier	Fantastisk catalansk Fantastisk norsk Britannica (online)

Uranus
Uranus måner	Ariel Belinda bianca Desdemona Juliet Caliban Cordelia Cressida Amor Mab margarita Miranda Oberon Ophelia Pakke Perdita En portion Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinand francisco
Egenskaber	Ringe af Uranus
Åbning	William Herschel William Lassell
Forskning	Voyager program Voyager 2
Trojanere fra Uranus	2011 QF99
Andet	15 Orion Uranus i kulturen

solsystem
Central stjerne og planeter	Sol Merkur Venus jorden Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun
dværgplaneter	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidater Sedna Orc Quaoar Pistol-pistol 2002 MS 4
Store satellitter	Ganymedes Titanium Callisto Og ca Måne Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereid
Satellitter / ringe	Jord / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidater Spækhugger quawara
Først opdagede asteroider	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiejne (11) Parthenope
Små kroppe	meteoroider asteroider / deres satellitter nær-jorden hovedbælte Trojan kentaurer transneptunisk Kuiper bælte plutino cubewano spredt disk damocloider kometer Oort sky
kunstige genstande	kunstige jordsatellitter interplanetariske rumfartøjer
Hypotetiske objekter	Vulkan og vulkanoider Merkurs satellit Venus satellitter andre satellitter på jorden modjord Planet Nine , Tyche , Planet X og andre trans-neptunske planeter Nemesis Tidligere planeter: Theia , Phaeton eller Planet V Femte gasgigant
Liste over solsystemobjekter Astronomiske objekter