Miranda (satelit)

Miranda
Satelit

Obrázek z kosmické lodi Voyager 2
Ostatní jména Uran V
objev [1]
Objevitel J. Kuiper
Místo nálezu McDonald Observatory , Texas
datum otevření 16. února 1948
Orbitální charakteristiky [2]
Hlavní osa  ( a ) Najeto 129 900 km
Průměrný poloměr oběžné dráhy  ( r ) Najeto 129 900 km
Orbitální excentricita  ( e ) 0,0013
hvězdné období 1 413 dní
Orbitální rychlost  ( v ) 24 067,7 km/h
sklon  ( i ) 4,338
Čí satelit uran
Fyzikální vlastnosti [2]
Střední poloměr 235,8 ± 0,7 km (240,4 × 234,2 × 232,9)
Povrch ( S ) 698 710,82 km²
Hlasitost ( V ) 54 918 670 km³
Hmotnost ( m ) 6,59±0,75⋅10 19  kg
Průměrná hustota  ( ρ ) 1,214 g/cm³
gravitační zrychlení na rovníku ( g ) 0,079 m/s²
Druhá úniková rychlost  ( v 2 ) 695 km/h
Doba střídání  ( T ) synchronizované (jedna strana obrácená k Uranu)
Albedo 0,32 ± 0,03 [3]
Zdánlivá velikost 15,79 ± 0,04 [3]
Teplota
 
min. prům. Max.
Povrchová teplota [4]
~60 K (-213,15 °C) 84 ± 1 K (-189,15 °C)
 Mediální soubory na Wikimedia Commons
Informace ve Wikidatech  ?

Miranda , známá také jako Uran V  , je nejbližší a nejmenší z pěti velkých měsíců Uranu .  Objeven v roce 1948 Gerardem Kuiperem a pojmenován po Mirandě v Bouři od W. Shakespeara . Tento satelit byl z blízké vzdálenosti studován pouze jednou kosmickou lodí, Voyagerem 2 , která studovala uranský systém v lednu 1986. S Mirandou se sblížil než s jinými satelity Uranu , a proto ji vyfotografoval podrobněji. Bylo ale možné studovat pouze jižní polokouli, protože ta severní byla ponořena do tmy.

Osa rotace Mirandy, stejně jako jiných velkých satelitů Uranu, leží téměř v rovině oběžné dráhy planety, což vede k velmi zvláštním sezónním cyklům . Miranda vznikla nejspíše z akrečního disku (nebo mlhoviny ), který buď existoval kolem Uranu nějakou dobu po zformování planety, nebo se zformoval během silné srážky, která pravděpodobně způsobila Uranu velký sklon rotační osy (97,86 °). Mezitím má Miranda největší sklon oběžné dráhy k rovníku planety mezi velkými satelity Uranu: 4,338°. Povrch Měsíce se pravděpodobně skládá z vodního ledu smíchaného s křemičitany , uhličitany a čpavkem . Překvapivě má ​​tento malý satelit širokou škálu tvarů terénu (tělesa této velikosti mají obvykle rovnoměrnější povrch kvůli nedostatku endogenní aktivity). Jsou zde rozlehlé zvlněné pláně poseté krátery a protkané sítí zlomů , kaňonů a strmých srázů. Na povrchu jsou patrné tři neobvyklé oblasti větší než 200 km (tzv. koruny ). Tyto geologické formace, stejně jako překvapivě vysoký sklon oběžné dráhy , svědčí o složité geologické historii Mirandy. Mohlo by to být ovlivněno orbitálními rezonancemi , slapovými silami , konvekcí v hloubkách, částečnou gravitační diferenciací a expanzí jejich hmoty a také epizodami kryovulkanismu .

Objev a pojmenování

Miranda byla objevena 16. února 1948 holandským (od roku 1933 žijícím v USA ) astronomem J. Kuiperem na McDonald Observatory v Texasu 97 let po objevu Titanie a Oberona . Kuiperovým cílem bylo změřit relativní velikosti čtyř tehdy známých měsíců Uranu: Ariel , Umbriel , Titania a Oberon [1] .

V souladu s návrhem Johna Herschela  - syna objevitele Titanie a Oberona - jsou všechny satelity Uranu pojmenovány po postavách z děl Williama Shakespeara a Alexandra Popea . Miranda byla pojmenována po postavě v Shakespearově hře Bouře ( Prosperova dcera ) [1] . Všechny detaily reliéfu tohoto satelitu jsou pojmenovány podle míst, kde se odehrávají akce děl Williama Shakespeara [5] .

Orbit

Miranda je ze svých hlavních satelitů nejblíže Uranu : nachází se ve vzdálenosti asi 129 900 km od planety. Excentricita jeho oběžné dráhy je malá (0,0013) a sklon k rovníkové rovině Uranu je mnohem větší než u drah všech jeho ostatních pravidelných satelitů: 4,232° [6] [7] . Jinými slovy, oběžná dráha Mirandy je téměř kruhová a její rovina (stejně jako rovina Uranova rovníku) je téměř kolmá k rovině oběžné dráhy planety. Velký sklon dráhy k rovníku Uranu je možná způsoben tím, že Miranda by mohla být v orbitální rezonanci s jinými satelity - například v rezonanci 3:1 s Umbrielem a pravděpodobně v rezonanci 5:3 s Arielem [ 8] . Orbitální rezonance s Umbrielem by mohla zvýšit excentricitu Mirandiny oběžné dráhy a mírně změnit Umbrielovu dráhu. Velká excentricita oběžné dráhy vede k pravidelné změně velikosti slapových sil a v důsledku toho ke tření uvnitř družice a jejich zahřívání. To by mohlo být zdrojem energie pro geologickou činnost [8] . Kvůli nízké zploštělosti a malé velikosti Uranu je pro jeho měsíce mnohem snazší uniknout orbitální rezonanci než měsíce Saturnu nebo Jupiteru . Příkladem toho je Miranda, která vyšla z rezonance (prostřednictvím mechanismu, který pravděpodobně dával její oběžné dráze anomálně velký sklon) [9] [10] .

Doba oběhu je 1,41347925 pozemského dne a shoduje se s dobou rotace [11] . Miranda je vždy na jedné straně otočena k Uranu, její dráha je zcela v jeho magnetosféře [12] a nemá atmosféru. Proto je její otrocká hemisféra neustále bombardována částicemi magnetosférického plazmatu , které se na oběžné dráze pohybují mnohem rychleji než Miranda (s periodou rovnou periodě axiální rotace Uranu) [13] . Možná to vede ke ztmavnutí hnané polokoule, které je pozorováno u všech satelitů Uranu, kromě Oberonu [12] . " Voyager-2 " zaznamenal jasný pokles koncentrace iontů v magnetosféře Uranu poblíž satelitu [14] .

Jelikož Uran obíhá kolem Slunce „na své straně“ a jeho rovníková rovina se zhruba shoduje s rovinou rovníku (a oběžné dráhy) jeho velkých satelitů, je na nich střídání ročních období velmi zvláštní. Každý pól Mirandy je v naprosté tmě po dobu 42 let a nepřetržitě osvětlen po dobu 42 let a během letního slunovratu Slunce na pólu téměř dosáhne svého zenitu [12] . Průlet Voyageru 2 v lednu 1986 se shodoval s letním slunovratem na jižní polokouli, zatímco téměř celá severní polokoule byla v naprosté tmě.

Jednou za 42 let – v době rovnodennosti na Uranu – projde Slunce (a s ním i Země) jeho rovníkovou rovinou a pak lze pozorovat vzájemné obaly jeho satelitů. Několik takových událostí bylo pozorováno v letech 2006-2007, včetně zákrytu Ariel Mirandou 15. července 2006 v 00:08 UT a zákrytu Umbriel Mirandou 6. července 2007 v 01:43 UT [15] [16] .

Složení a vnitřní struktura

Tvar družic úzce souvisí s jejich velikostí: objekty o průměru větším než 400 km mají obvykle kulový tvar [5] . Miranda má průměr asi 470 km a nachází se tedy na pomezí malých a velkých satelitů [17] . Jeho hustota je nejnižší mezi hlavními satelity Uranu: 1,15 ± 0,15 g/cm 3 , což je docela blízko hustotě ledu [18] . Povrchová pozorování v infračervené oblasti umožnila detekovat vodní led smíchaný s křemičitany a uhličitany [18] a také amoniak (NH 3 ) v množství 3 % [18] . Na základě dat získaných sondou Voyager 2 se dospělo k závěru, že kameny tvoří 20–40 % hmotnosti družice [18] .

Miranda mohla být částečně diferencovaná na silikátové jádro pokryté ledovým pláštěm [19] . Pokud ano, tloušťka pláště je asi 135 km a poloměr jádra je asi 100 km [19] . V tomto případě dochází k odvodu tepla z útrob vedením tepla [19] . Přítomnost ráfků na satelitu však může naznačovat konvekci . Podle jedné hypotézy tvoří led na Mirandě klatrát s metanem [20] . Kromě metanu mohou vodní klatráty zachytit oxid uhelnatý a další molekuly, čímž vznikne látka s dobrými tepelně izolačními vlastnostmi – tepelná vodivost klatrátů bude pouze 2 až 10 % tepelné vodivosti běžného ledu [21] . Dokážou tak zabránit odlivu tepla z útrob družice, které se tam uvolňuje při rozpadu radioaktivních prvků. V tomto případě by trvalo asi 100 milionů let, než by se led zahřál na 100 °C [21] . Tepelná roztažnost jádra by mohla dosáhnout 1 %, což by vedlo k praskání povrchu [20] [21] . Jeho heterogenitu lze vysvětlit heterogenitou toku tepelné energie ze střev [22] .

Povrch

Miranda má jedinečný povrch [5] s širokou škálou tvarů terénu. Jsou to pukliny , zlomy , údolí , krátery , vyvýšeniny , prohlubně, skály a terasy [17] [23] . Povrch tohoto měsíce o velikosti Enceladu  je úžasnou mozaikou velmi rozmanitých zón. Některé oblasti jsou staré a bez rysů. Jsou posety četnými impaktními krátery, což lze očekávat od malého inertního tělesa [5] . Ostatní oblasti jsou křižovány složitým propletením hřebenů a říms a jsou pokryty pravoúhlými nebo vejčitými systémy světlých a tmavých pásů, což naznačuje neobvyklé složení Mirandy [11] . S největší pravděpodobností se povrch satelitu skládá z vodního ledu a hlubších vrstev - silikátových hornin a organických sloučenin [11] .

Název detailu reliéfu na fotografované straně Mirandy [24]
(jména jsou převzata z děl Williama Shakespeara )
Ne. název Typ Délka
(průměr),
km		 Zeměpisná šířka (°) Zeměpisná délka (°) Pojmenoval podle
jeden inverness Koruna 234 −66,9 325,7 Hrad z " Macbeth "
2 Arden 318 −29.1 73,7 Lesy Francie a Belgie , kde se odehrávají události v díle „ Jak se vám líbí “ .
3 Elsinore 323 −24.8 257,1 Helsingør , prostředí pro hru " Hamlet "
čtyři Verona římsa 116 −18.3 347,8 Město Itálie , kde se odvíjí děj díla " Romeo a Julie " .
5 Alžírsko 141 −43,2 322,8 Region Francie , ve kterém se odehrává divadelní hra " Bouře "
6 Dunsinan Kraj 244 −31.5 11.9 Kopec zmíněný ve hře " Macbeth "
7 Jílec 225 −15 250 Dům dvojčat v Turecku z " Komedie omylů "
osm Mantova 399 −39,6 180,2 Region Itálie , zmíněný v práci " Dva Veronese "
9 Sicílie 174 -30 317,2 Region v Itálii z " Zimní pohádky "
deset Stefano Kráter 16 −41,1 234,1 Butler z " The Tempest "
jedenáct francisco čtrnáct −73,2 236 Dvořan z " The Tempest "
12 Ferdinanda 17 −34,8 202,1 Syn neapolského krále z " The Bouře "
13 Trinculo jedenáct −63,7 163,4 Šašek z " The Tempest "
čtrnáct Alonso 25 −44 352,6 Král Neapole z " The Bouře "
patnáct Prospero 21 −32.9 329,9 Legitimní vévoda z Milána z " The Tempest "
16 Gonzalo jedenáct −11.4 77 Poradce neapolského krále z Bouře
17 Neapol Výmoly 260 32 260 Město , ve kterém se odehrává děj hry " Bouře "
osmnáct syrakusy 40 patnáct 293 Region Itálie , kde se odvíjí děj díla " Komedie omylů " .

To vedlo k předpokladu, že povrch tohoto satelitu byl během své historie až 5x přestavován. Snímky Mirandy ukazují strukturu ve tvaru latinského písmene "V", poblíž jsou pohoří a údolí, staré krátery a mladé hladké oblasti, zastíněné kaňony až 20 km hluboké. Kousek pod středem je velký kráter Alonso , hluboký 24 km.

Bylo předloženo několik hypotéz vysvětlujících silnou nehomogenitu povrchu Mirandy. Podle jednoho z nich byla Miranda rozdělena v důsledku srážky s velkým nebeským tělesem, ale pak se kusy znovu spojily. Zůstává však nejasné, proč impaktní krátery přežily na zbytku měsíčního povrchu. Jiná hypotéza předpokládá, že došlo k nerovnoměrnému zahřívání Mirandiných útrob.

Oblasti

Velké oblasti povrchu, které se od sousedních liší barvou nebo jasem , se v planetární nomenklatuře nazývají oblasti ( lat.  regio , pl. regiones ). Oblasti Mirandy viděné na snímcích Voyageru 2 byly pojmenovány „oblast Mantovy“, „oblast Efezu“, „oblast Sicílie“ a „oblast Dunsinanu“ [24] . Jedná se o víceméně silně krátery poseté kopcovité pláně [11] . Na některých místech mají zlomy a římsy, z nichž některé jsou stejně staré jako samotné oblasti, zatímco u jiných se předpokládá, že se objevily poměrně nedávno - během tvorby korun [11] . Tyto zlomy jsou doprovázeny grabens , což svědčí o přítomnosti tektonické aktivity v minulosti [11] . Povrch oblastí je téměř rovnoměrně tmavý, ale na svazích kráterů jsou viditelné jasnější skály [11] .

Koruny

Miranda je jedna z mála družic ve sluneční soustavě , která má koruny ( lat.  corona , pl. coronae ) - jakési prstencové nebo oválné povrchové detaily. Modelování ukázalo, že mohou vznikat v důsledku konvekce ve střevech. Předpokládá se, že v minulosti měla Miranda delší oběžnou dráhu a při každé otáčce byla vystavena deformaci v důsledku změn velikosti slapových sil z Uranu. To způsobilo zahřátí jeho útrob a teplý plastový led stoupal na povrch v několika proudech. V interakci s ním tyto proudy tvořily koruny [25] [26] .

Nyní jsou známy tři koruny objevené Voyagerem 2: Ardenská koruna (umístěná na přední polokouli), koruna Elsinore (na řízené polokouli) a koruna Inverness (umístěná na jižním pólu). Albedo kontrasty na povrchu Mirandy jsou nejvýraznější na korunách Arden a Inverness [11] .

Crown of Inverness

Crown of Inverness je lichoběžníková oblast o rozloze asi 200 km², která se nachází v blízkosti jižního pólu. Jeho vnější hranice, stejně jako vnitřní hřebeny a pruhy, tvoří mnohoúhelník [11] . Ze tří stran (jih, východ a sever) je ohraničen složitým systémem zlomů. Povaha západního okraje je méně jasná, ale může být také výsledkem tektonické aktivity. Většinu plochy koruny zabírají rovnoběžné drážky oddělené intervaly několika kilometrů [27] . Malý počet impaktních kráterů ukazuje na menší stáří koruny Inverness než u ostatních dvou korun [27] .

Crown of the Arden

Koruna Arden se nachází na přední polokouli Mirandy a sahá 300 km od východu na západ. Jeho severojižní velikost není známa, protože za terminátorem (byl ve tmě) byla severní polokoule, když jej vyfotografoval Voyager 2. Tato koruna je tvořena světlým šikmým obdélníkem širokým nejméně 100 km, který je obklopen tmavšími rovnoběžnými pruhy. Obecně se získá jakýsi obrazec „ve tvaru vejce“ [11] . Vnitřní a vnější část koruny Arden se velmi liší. Vnitřní zóna má hladký reliéf a „mramorový“ vzor velkých světlých ploch rozptýlených po tmavém povrchu. Stratigrafický vztah mezi tmavými a světlými povrchy nelze určit kvůli nízkému rozlišení snímků Voyageru 2. Vnější část ardenské koruny je tvořena světlými a tmavými pruhy, které se táhnou od západní části koruny, kde procházejí kráterovým povrchem (asi 40° zeměpisné délky), k východní části, kde přecházejí na noční stranu ( asi 110° zeměpisné délky) [27] . Tyto pásy jsou tvořeny útesy, které na hranici mezi korunou Arden a oblastí Mantovy s krátery postupně mizí [27] . Arden vznikly dříve než Inverness a ve stejné době jako koruna Elsinoru [27] .

Crown of Elsinore

Koruna Elsinore se nachází na otrocké polokouli Mirandy a nachází se poblíž terminátoru na snímcích Voyageru. Velikostí a strukturou je podobná koruně Arden. Obě koruny mají vnější pás široký asi 100 km, který obepíná vnitřní část [11] . Reliéf této části je složitým komplexem prohlubní a vyvýšení, které se odlamují na hranici vnějšího pásu, tvořeného téměř rovnoběžnými lineárními hřbety. Deprese obsahují malé segmenty kopcovitého a kráterovitého terénu [11] . V koruně Elsinoru jsou také výmoly - systémy přibližně paralelních prohlubní a hřebenů, srovnatelné s těmi na Ganymedu , satelitu Jupiteru [11] .

Římsy

Na povrchu Mirandy jsou také římsy . Některé z nich jsou starší než korunky, jiné jsou mladší. Nejbarevnější z nich, Veronská římsa  , je pozorována na okraji hluboké prohlubně, která přesahuje terminátor.

Tato prohlubeň začíná od severozápadní strany koruny Inverness [11] , kde se nachází Alžírská římsa, a táhne se až ke sbližování pásů této koruny, po které přechází k terminátoru [11] . Tam má šířku asi 20 km a její okraj tvoří obrovský světlý útes - Veronská římsa. Výška této římsy je 10–15 km [11] , což je mnohem výše než stěny Grand Canyonu na Zemi. Výška této skály je obzvláště překvapivá ve srovnání s malou velikostí Mirandy: 2-3% průměru satelitu. Všechny tyto závěry jsou vyvozeny ze snímků z Voyageru 2, kde veronská římsa přesahuje terminátor. Je pravděpodobné, že tato římsa pokračuje na noční stranu a její celková délka je ještě delší [27] .

Impaktní krátery

Podle počtu impaktních kráterů lze určit stáří povrchu pevného nebeského tělesa bez atmosféry – čím více kráterů, tím starší je povrch [5] [27] .

Během průletu vesmírné stanice Voyager 2 byly studovány pouze krátery na jižní straně satelitu. Jejich průměry se pohybují od 500 m (mez viditelnosti) do 50 km [27] . Krátery jsou tvarově velmi rozmanité. Některé mají velmi jasné okraje a jsou často obklopeny materiálem vymrštěným při nárazu. Jiné jsou tak zničené, že je téměř nelze vidět [27] .

Na Mirandě nebyly nalezeny žádné složité krátery s centrálními hřebeny nebo krátery obklopené mnoha prstenci. Objevené krátery jsou jednoduché (s miskovitým dnem) nebo přechodné (s plochým dnem) a není sledována závislost tvaru kráterů na jejich velikosti [27] . Známé jsou jak jednoduché krátery o průměru asi 15 km, tak přechodné krátery o průměru pouhých 2,5 km [27] . Krátery Miranda jsou zřídkakdy obklopeny ejecta a ejecta nejsou známy vůbec u kráterů s průměrem větším než 15 km [27] . Při průměru kráteru menším než 3 km jsou jeho výrony obvykle světlejší než okolní povrch a při průměru 3 až 15 km jsou tmavší. Ale mezi krátery jakékoli velikosti jsou takové, jejichž vyvržení má stejné albedo jako okolní povrch [27] .

Původ a evoluce

Na příkladu této družice lze pozorovat zajímavé geologické jevy [27] . K vysvětlení jeho vzniku a geologického vývoje bylo vědeckou komunitou navrženo několik teorií [5] . Jedním z nich je, že Miranda vznikla z plynové a prachové mlhoviny nebo akrečního disku kolem Uranu. Tento disk buď existuje od zformování planety, nebo vznikl během obrovské srážky , která s největší pravděpodobností způsobila Uranu velký sklon osy rotace [28] . Mezitím se na tomto relativně malém satelitu vyskytují útvary, které jsou překvapivě mladé ve srovnání s věkem samotné Mirandy [29] . Stáří nejmladších geologických útvarů Mirandy je podle všeho jen několik set milionů let [27] . Modelování tepelné historie malých satelitů (velikost Miranda) předpovídá rychlé ochlazení a úplnou absenci geologického vývoje po akreci satelitu z mlhoviny [27] . Geologickou aktivitu po tak dlouhou dobu nelze vysvětlit ani energií z počáteční akrece, ani energií štěpení radioaktivních prvků [27] .

Miranda má nejmladší povrch ve srovnání s ostatními měsíci Uranu . To naznačuje, že povrch Mirandy nedávno prošel významnými změnami [27] . Jeho současný stav vysvětluje složitá geologická historie, ve které docházelo k vzácným kombinacím různých astronomických jevů [5] . Mezi těmito jevy mohou být slapové síly a jevy orbitálních rezonancí a procesy konvekce a částečné diferenciace [5] .

Překvapivá geologická struktura povrchu, sestávající z ostře odlišných oblastí, může být důsledkem toho, že se Miranda rozpadla na kusy při katastrofické srážce s jiným nebeským tělesem [5] [27] a poté se znovu sestavila z kousků pod vlivem gravitace [30 ] . Někteří vědci dokonce navrhují několik fází kolizí a opětovného narůstání satelitu [31] . Tato verze se v roce 2011 stala méně atraktivní, protože se objevily důkazy ve prospěch hypotézy, která vysvětluje rysy reliéfu Miranda působením slapových sil Uranu. Tyto síly by zřejmě mohly vytvořit strmé zlomy pozorované v korunách Inverness a Arden. Zdrojem energie pro takové přeměny mohla být pouze síla přitažlivosti Uranu [32] .

Nakonec, povrch Mirandy mohl trvat více než 3 miliardy let, než se vytvořil. Začalo to asi před 3,5 miliardami let objevením se oblastí silně posetých krátery a skončilo před stovkami milionů let vznikem korun [27] .

Jevy orbitálních rezonancí (ve větší míře u Umbriel než u Ariel ) měly významný vliv na excentricitu oběžné dráhy Mirandy [8] , což mohlo vést k zahřívání vnitřku a geologické aktivitě družice [8] . Topení podporovalo konvekci uvnitř Mirandy, což znamenalo začátek diferenciace její substance [8] . Zároveň by orbitální rezonance mírně změnila dráhy jiných, masivnějších, satelitů [8] . Ale Mirandin povrch je pravděpodobně příliš zdeformovaný na to, aby byl vysvětlen pouze tímto mechanismem [29] .

Miranda se odklonila od rezonance s Umbriel v procesu, který dal její oběžné dráze anomálně vysoký sklon k Uranovu rovníku [8] . Dříve velká excentricita se snížila v důsledku působení slapových sil: změny jejich velikosti při každém otočení oběžné dráhy vedou k posunům a tření v útrobách. To způsobilo, že se Měsíc zahřál a umožnil mu návrat do jeho kulovitého tvaru, zatímco Miranda si zachovala působivé geologické formace, jako je Verona Scarp [29] . Protože primární příčinou geologické aktivity byla excentricita oběžné dráhy, její pokles vedl k útlumu této aktivity. V důsledku toho se Miranda stala chladným inertním satelitem [8] .

Výzkum

Voyager 2, který studoval uranskou soustavu v lednu 1986, se k Mirandě přiblížil mnohem blíže než k jakékoli jiné družici Uranu (na 29 000 km), a proto ji vyfotografoval mnohem podrobněji [33] . Nejlepší fotografie Mirandy mají rozlišení 500 m. Je zachyceno asi 40 % povrchu, ale pouze 35 % - s kvalitou vhodnou pro geologické mapování a počítání kráterů . Při průletu Voyagerem u Mirandy Slunce osvětlovalo pouze jeho jižní polokouli, a proto ta severní zůstala neprozkoumaná [11] . Žádná jiná kosmická loď nikdy Mirandu (a uranský systém obecně) nenavštívila. Orbiter a sonda NASA Uran mohou být vypuštěny ve dvacátých letech 20 . Jeho součástí bude orbitální modul a atmosférická sonda. Kromě toho skupina 168 vědců předložila Evropské kosmické agentuře program mise Uranus Pathfinder pro cestu do vnější sluneční soustavy s Uranem jako konečným cílem [34] . Účelem těchto programů je zpřesnit data o Uranu a jeho satelitech (včetně Mirandy).

V kultuře

David Nordley věnoval Mirandě fantastický příběh „In the Caverns of Miranda“, který vypráví o cestě přes satelit.

Poznámky

  1. ↑ 1 2 3 Kuiper, GP  Pátá družice Uranu  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku . - 1949. - Sv. 61 , č. 360 . - str. 129 . - doi : 10.1086/126146 . - .
  2. ↑ 1 2 Miranda: Fakta a čísla (downlink) . NASA (1998). Získáno 20. července 2011. Archivováno z originálu 17. října 2012. 
  3. ↑ 12 Fyzické parametry planetárního satelitu . JPL (Solar System Dynamics). Získáno 10. srpna 2009. Archivováno z originálu dne 4. února 2012.
  4. ↑ Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, FM; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. Infračervená pozorování uranského systému   // Věda . - 1986. - Sv. 233 , č.p. 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 (ed.). De feux et de glace: ardentes géantes . - 2010. - ISBN 9782738123305 .
  6. ↑ Střední orbitální parametry planetárního satelitu. Satelity  Uranu . NASA/JPL, Kalifornský technologický institut. Archivováno z originálu 10. srpna 2011.
  7. ↑ Catherine Delprat (editor) a kol. Larousse du Ciel: Comprendre l'astronomie du 21e siècle  (francouzsky) . — Larousse, kol. "Regards sur la science", 2005. - S. 395. - ISBN 2035604346 .
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Tittemore, WC; Wisdom, J. Slapový vývoj uranských satelitů III. Evoluce prostřednictvím srovnatelnosti středního pohybu Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3 a Ariel-Umbriel 2:1  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1990. - Sv. 85 , č. 2 . - str. 394-443 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90125-S . - .
  9. ↑ Tittemore, W.C.; Wisdom, J. Slapová evoluce uranských satelitů II. Vysvětlení anomálně vysokého orbitálního sklonu Mirandy  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1989. - Sv. 7 , č. 1 . - str. 63-89 . - doi : 10.1016/0019-1035(89)90070-5 . - .
  10. ↑ Malhotra, R., Dermott, SF Role sekundárních rezonancí v orbitální historii Mirandy  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1990. - Sv. 8 , č. 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.; Hnědá, RH; Collins, SA Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results  (anglicky)  // Science : journal. - 1986. - Sv. 233 , č.p. 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; a kol. Distribuce ledu H 2 O a CO 2 na Ariel, Umbriel, Titania a Oberon z pozorování IRTF  / SpeX  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Sv. 184 , č. 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.; a kol. Magnetická pole na Uranu   // Věda . - 1986. - Sv. 233 , č.p. 4759 . - str. 85-89 . - doi : 10.1126/science.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
  14. ↑ Krimigis, S.M.; Armstrong, T. P.; Axford, W.I.; a kol. Magnetosféra Uranu: Žhavé plazmové a radiační prostředí  (anglicky)  // Science : journal. - 1986. - Sv. 233 , č.p. 4759 . - S. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.97 . - . — PMID 17812897 .
  15. ↑ Miller, C.; Chanover, NJ Řešení dynamických parametrů okultací Titania a Ariel ze srpna 2007 od Umbriel  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2009. — Sv. 200 , č. 1 . - str. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
  16. ↑ Arlot, J.-E.; Dumas, C.; Sicardy, B. Pozorování zatmění U-3 Titania pomocí U-2 Umbriel dne 8. prosince 2007 pomocí ESO-VLT  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2008. - Sv. 492 . — S. 599 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810134 . - .
  17. ↑ 1 2 Thomas, PC Poloměry, tvary a topografie satelitů Uranu ze souřadnic končetin  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1988. - Sv. 73(3) . - str. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 .
  18. ↑ 1 2 3 4 Bauer, James M. Near Infrared Spectrum of Miranda: Evidence of Crystalline Water Ice  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2002. - Sv. 158 . - S. 178-190 . - doi : 10.1006/icar.2002.6876 . - .
  19. ↑ 1 2 3 Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Podpovrchové oceány a hluboké vnitřky středně velkých satelitů vnějších planet a velkých transneptunických objektů  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Sv. 185 , č.p. 1 . - str. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
  20. ↑ 12 Croft , SK (1989). Nové geologické mapy uranských satelitů Titania, Oberon, Umbriel a Miranda . Sborník lunárních a planetárních věd . 20 . Institut lunárních a planetárních věd, Houston. str. 205C. Archivováno z originálu dne 28.08.2017 . Staženo 25.09.2011 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda )
  21. ↑ 1 2 3 Proč Miranda crackla (nepřístupný odkaz) . Scientific-Journal.Ru (28. ledna 2011). Získáno 25. září 2011. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. 
  22. ↑ Pappalardo, R.; Greeley, R. (1993). Strukturální důkazy pro přeorientování Mirandy o paleo-pólu . Dvacátá čtvrtá konference o lunárních a planetárních vědách . Institut lunárních a planetárních věd, Houston. str. 1111-1112. Archivováno z originálu dne 29. 10. 2019 . Získáno 2011-07-18 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda )
  23. ↑ Therese, Encrenaz. Les planetètes, les nôtres et les autres. - EDP Sciences , 2010. - ISBN 9782759804443 .
  24. ↑ 12 Miranda . _ Gazetteer of Planetary Nomenclature . United States Geological Survey, Mezinárodní astronomická unie. Získáno 7. září 2022. Archivováno z originálu 1. června 2022.
  25. ↑ Hammond NP, Barr AC Globální obnova povrchu Uranova měsíce Miranda konvekcí   // Geologie . - 2014. - Sv. 42. - doi : 10.1130/G36124.1 . — .
  26. ↑ Miranda: Ledový měsíc deformovaný přílivovým topením . The Geological Society of America (18. září 2014). Archivováno z originálu 21. září 2014.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Plescia JB Historie kráterů Mirandy: Implikace pro geologické procesy  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1988. - Sv. 73 , č. 3 . - S. 442-461 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90055-3 . - .
  28. ↑ Mousis, O. Modelování termodynamických podmínek v uranské submlhovině - Implikace pro pravidelné složení satelitů  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2004. - Sv. 413 . - str. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
  29. ↑ 1 2 3 Peale, SJ Spekulativní historie uranského satelitního systému  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1988. - Sv. 74 . - S. 153-171 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90037-1 . - .
  30. ↑ Waldrop, M. Mitchell. Voyage to a Blue Planet  (anglicky)  // American Association for the Advancement of Science: journal. — Science News, únor. 28, 1986. Sv. 231 (4741) . - S. 916-918 . - doi : 10.1126/science.231.4741.916 . — PMID 17740288 .
  31. ↑ Jay T., Bergstralh; Ellis D. Miner. Uran. — Editor University of Arizona Press. Řada vesmírných věd, 1991. - S. 1076. - ISBN 0816512086 , 9780816512089.
  32. ↑ Cowen, R. Miranda: Shattering an old image  //  Society for Science & the Public. vědecké novinky. Listopad. 6, 1993. Sv. 144 , č. 19 . — S. 300 .
  33. ↑ Stone, EC The Voyager 2 Setkání s Uranem  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Sv. 92 , č. A13 . - str. 14,873-76 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
  34. ↑ Uranus Pathfinder zkoumající původ a vývoj ledových obřích planet . Mullard Space Science Laboratory (21. dubna 2011). Archivováno z originálu 14. března 2011.

Literatura

Odkazy

  •  Miranda : Přehled . NASA. Získáno 15. září 2011. Archivováno z originálu 23. května 2012.
  • Miranda, Měsíc  Uranu . Pohledy na sluneční soustavu . Získáno 15. září 2011. Archivováno z originálu 12. srpna 2012.
  • Miranda  (anglicky) . The Nine Planets Solar System Tour (15. prosince 2004). Získáno 15. září 2011. Archivováno z originálu dne 24. března 2012.
  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 Měsíce Uranu
Výpis ve skupinách ve vzestupném pořadí podle hlavní poloosy oběžné dráhy
Vnitřní satelity
Velké satelity
Nepravidelné satelity
PrstenyPrsteny Uranu
 Uran
Měsíce Uranu Planeta Uran
CharakteristikaPrsteny Uranu
Otevírací
Výzkum
Trojské koně Uranu2011 QF99
jiný