Titania (satelit)

Titania  je největší měsíc Uranu a osmý největší měsíc ve sluneční soustavě . Objeven Williamem Herschelem 11. ledna 1787 (šest let po objevu Uranu). Pojmenováno po královně víl z Williama Shakespeara Sen noci svatojánské . Čtvrtý nejvzdálenější od Uranu mezi jeho pěti velkými měsíci [comm. 4] . Dráha Titanie je zcela v magnetosféře Uranu .

Stejně jako všechny největší měsíce Uranu, i Titania pravděpodobně vznikla z akrečního disku , který obklopoval planetu v době jejího vzniku. Titania se skládá z přibližně stejného množství horniny a ledu a pravděpodobně se dělí na skalnaté jádro a ledový plášť. Na jejich hranici je možná vrstva kapalné vody .

Povrch Titanie je poměrně tmavý s načervenalým nádechem. Jeho topografii utvářely dopady asteroidů i komet a endogenní procesy. Satelit je pokryt četnými krátery o průměru 326 kilometrů. Je pravděpodobné, že Titania zažila časný endogenní resurfacing, který vymazal její starý, silně krátery posetý povrch. Povrch Titanie je rozříznut systémem obrovských kaňonů a útesů, které vznikly během roztahování kůry v důsledku expanze útrob v rané fázi její historie .

Infračervená spektroskopie, prováděná v letech 2001-2005, ukázala přítomnost vodního ledu a zmrzlého oxidu uhličitého na povrchu Titanie . To naznačuje, že satelit může mít nevýznamnou sezónní atmosféru tvořenou oxidem uhličitým s atmosférickým tlakem asi 10 −13 barů .

Titanii, stejně jako celý systém Uranu, studovala zblízka pouze jedna kosmická loď - Voyager 2 ] .

Název

Titanii objevil William Herschel 11. ledna 1787, ve stejný den jako Oberon , druhý největší měsíc Uranu [1] [9] . Herschel později oznámil objev dalších čtyř satelitů [10] , ale tato pozorování se ukázala jako chybná [11] . 50 let po objevu Titanii a Oberona nepozoroval nikdo kromě Herschela [12] , kvůli slabé průbojné síle tehdejších dalekohledů. Nyní lze tyto satelity pozorovat ze Země pomocí amatérských dalekohledů vysoké třídy [7] .

Titania se původně nazývala „První měsíc Uranu“ a v roce 1848 jí William Lassell dal jméno „Uran I“ [13] , i když někdy používal číslování Williama Herschela, kde se Titanii a Oberonovi říkalo Uran II a Uran IV. [14] . Nakonec v roce 1851 Lassell přejmenoval čtyři satelity známé v té době římskými číslicemi v pořadí jejich vzdálenosti od planety a od té doby se Titania jmenovala Uran III [15] .

Následně byly všechny satelity Uranu pojmenovány po postavách z děl Williama Shakespeara a Alexandra Popea . Titania byla pojmenována po Titanii ,  královně víl ze Snu noci svatojánské . Jména všech čtyř tehdy známých měsíců Uranu navrhl Herschelův syn  John  v roce 1852 na žádost Williama Lassella [17] , který o rok dříve objevil další dva měsíce Ariel a Umbriel [18] .

Titania by neměla být zaměňována se Saturnovým měsícem Titanem a stejnojmenným asteroidem (593) Titania .

Orbit

Titania se nachází ve vzdálenosti asi 436 000 km od Uranu. Je to druhý nejvzdálenější ze svých pěti velkých satelitů [comm. 4] . Jeho dráha je téměř kruhová a mírně skloněná k rovníku Uranu [2] . Doba oběhu je přibližně 8,7 dne a shoduje se s periodou rotace . Jinými slovy, Titania je synchronní satelit (vždy otočený k Uranu stejnou stranou) [5] .

Dráha Titanie je zcela uvnitř magnetosféry Uranu [19] , a proto částice magnetosférického plazmatu neustále narážejí na jeho zadní polokouli , která se na oběžné dráze pohybuje mnohem rychleji než Titania (s periodou rovnou periodě axiální rotace Uranu) [20] . Je možné, že bombardování těmito částicemi vede ke ztmavnutí této polokoule, které je pozorováno u všech satelitů Uranu kromě Oberonu [19] .

Protože Uran obíhá kolem Slunce „na své straně“ a rovina rovníku (a oběžná dráha) jeho velkých satelitů se přibližně shoduje s rovinou jeho rovníku, je na nich střídání ročních období velmi zvláštní. Severní a jižní pól Titanie jsou 42 let v naprosté tmě a jsou nepřetržitě osvětleny 42 let a na každém z pólů o letním slunovratu Slunce téměř dosáhne zenitu [19] . Jednou za 42 let při rovnodennosti na Uranu projde Slunce (a s ním i Země) jeho rovníkovou rovinou a pak lze pozorovat vzájemné zákryty jeho satelitů. Několik takových jevů bylo pozorováno v letech 2007-2008 (včetně zákrytů Titanie Umbrielem 15. srpna a 8. prosince 2007) [21] [22] .

Složení a vnitřní struktura

Titania je největší a nejhmotnější měsíc Uranu a osmý nejhmotnější měsíc ve sluneční soustavě . 5] . Jeho hustota (1,71 g/cm 3 [4] ) je mnohem vyšší než typická hustota satelitů Saturnu , z čehož lze usoudit, že satelit se skládá zhruba z poloviny z vodního ledu a z poloviny z těžkých neledových složek [23] , které může zahrnovat kámen a organické látky [5] . Pomocí infračervené spektroskopie provedené v letech 2001-2005 byla potvrzena přítomnost vodního ledu na povrchu družice [19] . Jeho absorpční pásy jsou výraznější na přední polokouli (směřované k pohybu po oběžné dráze) než na podřízené. Tato situace je opačná než na Oberonu [19] . Důvody této asymetrie nejsou známy; předpokládá se, že jsou spojeny s bombardováním povrchu nabitými částicemi z magnetosféry Uranu, které postihuje právě zadní polokouli satelitu [19] . Ionty dokážou rozptýlit vodní led, rozkládat metan, který s ledem tvoří plynný hydrát (klatrát) a další organické látky, čímž vzniká tmavá, uhlíkem bohatá směs látek [19] .

Kromě vodního ledu byl na Titanii pomocí infračervené spektroskopie detekován zmrzlý oxid uhličitý . Nachází se především na otrocké polokouli [19] . Jeho původ není zcela jasný. Mohla vzniknout na povrchu z uhličitanů nebo organické hmoty pod vlivem slunečního ultrafialového záření nebo iontů přicházejících z magnetosféry Uranu. Ten může vysvětlit asymetrii v distribuci oxidu uhličitého na povrchu satelitu, protože tyto ionty bombardují zadní polokouli. Dalším možným zdrojem je odplyňování vodního ledu na povrchu Titanie. V takovém případě by uvolňování CO 2 mohlo souviset s minulou geologickou aktivitou Titanie [19] .

Možná je Titania rozlišena na kamenné jádro a ledový plášť [23] . Pokud ano, pak s přihlédnutím ke složení tohoto satelitu lze vypočítat, že hmotnost jádra je 58 % hmotnosti Titanie a jeho poloměr je 66 % poloměru satelitu (asi 520 km) . Tlak ve středu Titanie je asi 0,58 GPa (5,8 kbar ) [23] . Stav ledového pláště zůstává nejasný. Pokud led obsahuje dostatek čpavku nebo jiné nemrznoucí směsi , pak může být na rozhraní jádra a pláště tekutý oceán. Pokud skutečně existuje, pak jeho tloušťka může dosáhnout 50 kilometrů, s teplotou asi 190 K [23] . Modely vnitřní struktury Titanie jsou však vysoce závislé na tepelné historii Měsíce, což je málo známé.

Povrch

Mezi velkými satelity Uranu je Titania v jasnosti uprostřed, mezi temným Oberonem a Umbrielem a světlou Ariel a Mirandou [6] . Povrch Titania vykazuje silný opoziční efekt : jak se fázový úhel zvětšuje z 0° na 1°, odrazivost klesá z 35 % na 25 %. Titania má relativně nízké Bond albedo asi 17 % [6] . Má červený odstín, ale méně silný než Oberonův [24] . Čerstvé stopy po nárazu na povrchu jsou však modřejší a hladké pláně na přední polokouli poblíž kráteru Ursula a podél některých drapáků jsou mírně červenější [24] [25] . Přední hemisféra je obecně červenější než řízená asi o 8 % [26] . Tento rozdíl může být způsoben hladkými rovinami a může být náhodný [24] . Obecně řečeno, zarudnutí povrchu může být způsobeno kosmickou erozí způsobenou bombardováním nabitými částicemi a mikrometeority po miliardy let [24] . Ale v případě Titanie je zarudnutí přední polokoule s největší pravděpodobností způsobeno usazováním prachu na ní, možná pocházejícího z vnějších satelitů Uranu [26] .

Na Titanii jsou tři hlavní typy reliéfních prvků: krátery , kaňony a římsy [27] . Je méně kráterovaný než Oberon nebo Umbriel, což ukazuje na relativní mládí jeho povrchu [25] . Průměr kráterů dosahuje přibližně 330 km. Tuto velikost má kráter Gertrude (největší pojmenovaný kráter na měsících Uranu) [28] a jeden špatně zachovaný nejmenovaný hypotetický kráter (viz níže) [25] . Některé krátery (jako Ursula nebo Jessica) jsou obklopeny jasnými paprsky vyvržených vodních ledů [5] . Všechny velké krátery na Titanii mají ploché dno a centrální skluz. Jedinou výjimkou je kráter Ursula, který má ve svém středu jámu (možná menší kráter) [25] . Na západ od kráteru Gertrud se nachází oblast se složitou nepravidelnou topografií, označovaná jako „bezejmenná pánev“, což může být silně erodovaný kráter o průměru asi 330 km [25] .

Studovaná část povrchu družice je členitá systémem zlomů a útesů, které jsou výsledkem relativně nedávné geologické aktivity. Je na něm mnoho kaňonů [29] , což jsou grabeny  - snížené oblasti povrchu mezi dvěma rovnoběžnými zlomy v kůře [5] . Grabeny na Titanii jsou v průměru 20–50 km široké, 2–5 km hluboké [5] a jsou pravděpodobně nejmladšími útvary reliéfu – protínají jak krátery, tak hladké pláně [29] . Největší z nich je Messinský kaňon ( lat.  Messina Chasma ), dosahující téměř 1500 km délky a táhnoucí se od rovníku téměř k jižnímu pólu [27] . Některé kaňony jsou obklopeny systémy světelných paprsků. Podle polarimetrických měření je povrch kolem kaňonů pokrytý vrstvou porézního materiálu. Podle jedné hypotézy se jedná o vodní námrazu , zkondenzovanou na povrchu po vylití kapaliny z trhlin. Útesy, které nejsou spojeny s kaňony, se nazývají římsy ( lat.  Rupes ), jako např. římsa Roussillon římsa , nacházející se poblíž kráteru Ursula [27] .

Na snímcích pořízených kosmickou lodí Voyager 2 se oblasti podél některých útesů a poblíž Uršuly zdají na snímcích v tomto rozlišení hladké. Tyto oblasti se pravděpodobně objevily mnohem později než většina kráterů. Zploštění krajiny mohlo být buď endogenní (spojené s kapalnou erupcí – kryovulkanismem ), nebo v důsledku emisí z blízkých kráterů [25] .

Reliéf Titanie je určen dvěma protichůdnými procesy: tvorbou impaktních kráterů a endogenním vyhlazováním povrchu [29] . První proces fungoval na celém povrchu družice v celé její historii. Druhý proces, rovněž globálního charakteru, nefungoval od samého počátku [25] . Vymazala původní krajinu silně posetou krátery, což vysvětluje současnou vzácnost impaktních kráterů na tomto satelitu [5] . Později mohlo dojít k dalším povrchovým změnám, které vytvořily hladké pláně [5] . Možná jsou tyto pláně oblasti pokryté vyvržením z blízkých kráterů [29] . Nejnovější endogenní procesy byly většinou tektonické; způsobily vzhled kaňonů - ve skutečnosti obří trhliny v ledové krustě. Popraskání kůry bylo způsobeno globální expanzí Titanie asi o 0,7 % [29] .

Atmosféra

Infračervená spektroskopie , prováděná v letech 2001-2005, ukázala přítomnost vodního ledu a oxidu uhličitého na povrchu Titanie . To naznačuje, že satelit může mít nevýznamnou sezónní atmosféru tvořenou oxidem uhličitým s atmosférickým tlakem asi 10 −13 barů , stejně jako má Jupiterův měsíc Callisto [3] . Plyny jako dusík nebo metan pravděpodobně nebudou přítomny, protože slabá gravitace Titanie jim nemůže zabránit v úniku do vesmíru . Při maximální teplotě 89 K, dosažitelné během letního slunovratu na Titanii, je tlak nasycených par oxidu uhličitého asi 3 nbar [3] .

8. září 2001 Titania zakryla jasnou hvězdu (HIP 106829 ) se zdánlivou magnitudou 7,2. Tato událost umožnila zpřesnit průměr družice a stanovit horní hranici hustoty její atmosféry. Ukázalo se, že se rovná 10-20 nanobarům. Pokud tedy existuje atmosféra Titanie, pak je mnohem vzácnější než atmosféra Tritonu nebo Pluta . Tato měření však ve skutečnosti nepřinesla nic nového, protože tento limit je několikanásobně větší než maximální možný tlak oxidu uhličitého v blízkosti povrchu Titanie [3] .

Díky specifické geometrii uranského systému dostávají póly Titanie více sluneční energie než její rovník [19] . Vzhledem k tomu, že těkavost CO 2 roste s teplotou [3] , může se akumulovat v tropické zóně Titanie, kde může stabilně existovat jako led v oblastech s vysokým albedem a ve stínovaných oblastech. Když je na jedné polokouli léto, teplota na pólu dosahuje 85–90 K [19] [3] , oxid uhličitý sublimuje a migruje na noční stranu. Nahromaděný oxid uhličitý led se může uvolňovat částicemi magnetosférického plazmatu, které jej rozprašují z povrchu. Předpokládá se, že Titania ztratila značné množství oxidu uhličitého od svého vzniku, ke kterému došlo přibližně před 4,6 miliardami let [19] .

Původ a evoluce

Stejně jako všechny velké měsíce Uranu, i Titania pravděpodobně vznikla z akrečního disku plynu a prachu, který buď existoval kolem Uranu nějakou dobu po zformování planety, nebo se objevil při obrovské srážce, která Uranu s největší pravděpodobností způsobila velmi velký sklon osy . [32] . Přesné složení disku není známo, ale relativně vysoká hustota Uranových měsíců ve srovnání s měsíci Saturnu naznačuje, že obsahoval méně vody [comm. 6] [5] . Významná množství uhlíku a dusíku mohou být ve formě CO a N 2 a nikoli ve formě metanu a amoniaku [32] . Satelit vytvořený z takového disku by měl obsahovat méně vodního ledu (s klatráty CO a N 2 ) a více horniny, což by vysvětlovalo jeho vysokou hustotu [5] .

Vznik Titanie pravděpodobně trval několik tisíc let [32] . Jeho vnější vrstvy byly zahřívány vlivem akrece [33] . Maximální teplota (asi 250 K ) byla v hloubce asi 60 kilometrů [33] . Po dokončení formace se vnější vrstva ochladila a vnitřní se začala zahřívat rozpadem radioaktivních prvků v útrobách [5] . Povrchová vrstva se ochlazováním smršťovala, zatímco topná vnitřní vrstva expandovala. To způsobilo silné mechanické namáhání v kůře Titanie , které mohlo vést ke vzniku zlomů . Možná tak se objevil současný systém kaňonu. Tento proces trval asi 200 milionů let [34] , a proto se zastavil před několika miliardami let [5] .

Teplo z počáteční akrece a následného rozpadu radioaktivních prvků by mohlo stačit k roztavení ledu v útrobách, pokud by obsahoval nějaké nemrznoucí směsi  - čpavek nebo sůl [33] . Tání mohlo vést k oddělení ledu od horniny a vytvoření skalního jádra obklopeného ledovým pláštěm. Na jejich hranici by se mohla objevit vrstva kapalné vody obsahující čpavek. Eutektická teplota jejich směsi je 176 K [23] . Pokud teplota oceánu klesla pod tuto hodnotu, pak je nyní zmrazený. Zmrznutí by způsobilo jeho expanzi, což by mohlo přispět k praskání kůry a tvorbě kaňonů [25] . O geologické historii Titanie je však známo jen málo.

Průzkum vesmíru

Jediné dostupné detailní snímky Titanie byly pořízeny sondou Voyager 2 během průzkumu systému Uran v lednu 1986. K Titanii se přiblížil na 365 200 km [35] a vyfotografoval ji s rozlišením asi 3,4 kilometru (s nejlepšími byly natočeny pouze Miranda a Ariel) [25] . Snímky pokrývají 40 % povrchu, ale pouze 24 % z nich bylo pořízeno s přesností potřebnou pro geologické mapování . Během letu Slunce osvětlovalo jižní polokouli Titanie (stejně jako další satelity Uranu). Severní polokoule byla tedy ve stínu a nebylo možné ji studovat [5] .

Žádná jiná kosmická loď nikdy nenavštívila Uran nebo Titanii. O projektech takových misí se uvažuje [36] .

Viz také

• Uran
• Měsíce Uranu

Komentáře

1. ↑ Vypočteno v aproximaci kulového tvaru družice podél poloměru r takto : .
2. ↑ Vypočteno v aproximaci kulového tvaru družice podél poloměru r takto : .
3. ↑ Vypočteno v aproximaci kulového tvaru družice z hlediska hmotnosti m , gravitační konstanty G a poloměru r takto : .
4. ↑ 1 2 Pět největších měsíců Uranu: Miranda , Ariel , Umbriel , Titania a Oberon . Všechny ostatní jsou mnohem menší.
5. ↑ Sedm měsíců hmotnějších než Titania: Ganymede , Titan , Callisto , Io , Luna , Europa , Triton [2] .
6. ↑ Například Tethys  , měsíc Saturnu, má hustotu 0,97 g/cm³ , což ukazuje, že obsahuje více než 90 % vody [19] .

Poznámky

1. ↑ 1 2 Herschel, William. Popis objevu dvou satelitů točících se kolem georgiánské planety  // Filosofické transakce Královské společnosti v  Londýně . - 1787. - Sv. 77 . - str. 125-129 . - doi : 10.1098/rstl.1787.0016 . — .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 Střední orbitální parametry planetárního satelitu . Laboratoř proudového pohonu, Kalifornský technologický institut. Získáno 6. března 2013. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011. (neurčitý)
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Widemann T.; Sicardy B.; Dusser R.; a kol. Poloměr Titanie a horní hranice její atmosféry od zákrytu hvězd 8. září 2001   // Icarus . — Elsevier , 2008. — Sv. 199 , č. 2 . - str. 458-476 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.09.011 . — . Archivováno z originálu 25. července 2014.
4. ↑ 12 Jacobson RA; Campbell JK; Taylor AH a Synnott SP Hmotnosti Uranu a jeho hlavních satelitů ze sledovacích dat Voyageru a dat pozemských družic Uranu  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Sv. 103 , č. 6 . - S. 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.; a kol. Voyager 2 v uranském systému: Imaging Science  Results  // Science . - 1986. - Sv. 233 , č.p. 4759 . - S. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 .
6. ↑ 1 2 3 Karkoschka E. Komplexní fotometrie prstenců a 16 satelitů Uranu pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu   // Icarus . - Elsevier , 2001. - Sv. 151 . - str. 51-68 . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . — .
7. ↑ 12 Newtonů , Bill; Tece, Philipe. Průvodce amatérskou astronomií . - Cambridge: Cambridge University Press , 1995. - S. 109. - ISBN 978-0-521-44492-7 .
8. ↑ Berry A. A Short History of Astronomy  (UK) – Londýn : John Murray , 1898.
9. ↑ Herschel, William. On the Georgian Planet and Its Satellites  (anglicky)  // Philosophical Transactions of the Royal Society of London . - 1788. - Sv. 78 . - str. 364-378 . - doi : 10.1098/rstl.1788.0024 . - .
10. ↑ Herschel, William. O objevu čtyř dalších satelitů Georgium Sidus; Ohlášen retrográdní pohyb svých starých satelitů; A příčina jejich zmizení v určitých vzdálenostech od planety vysvětlena  // Filosofické  transakce Královské společnosti v Londýně . - 1798. - Sv. 88 . - str. 47-79 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - .
11. ↑ Struve O. Poznámka o satelitech Uranu  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 1848. - Sv. 8 , č. 3 . - str. 44-47 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — .
12. ↑ Herschel, John. O satelitech Uranu  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 1834. - Sv. 3 , ne. 5 . - str. 35-36 . - doi : 10.1093/mnras/3.5.35 . - . — .
13. ↑ Lassell W. Pozorování satelitů Uranu  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 1848. - Sv. 8 , č. 3 . - str. 43-44 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — .
14. ↑ Lassell W. Bright Satellites of Uran  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 1850. - Sv. 10 , č. 6 . — S. 135 . - doi : 10.1093/mnras/10.6.135 . - .
15. ↑ Lassell W. Dopis od Williama Lassella, Esq., editorovi  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1851. - Sv. 2 , ne. 33 . — S. 70 . - doi : 10.1086/100198 . - .
16. ↑ Kuiper GP Pátá družice Uranu  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku  . - 1949. - Sv. 61 , č. 360 . - str. 129 . - doi : 10.1086/126146 . - .
17. ↑ Lassell W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (anglicky)  // Astronomische Nachrichten . - Wiley-VCH , 1852. - Sv. 34 . — S. 325 . — .
18. ↑ Lassell W. O vnitřních satelitech Uranu  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Sv. 12 . - str. 15-17 . - .
19. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Grundy WM; 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 . - Elsevier , 2006. - Sv. 184 , č. 2 . - S. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
20. ↑ Ness NF; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; a kol. Magnetic Fields at Uranus  (anglicky)  // Science . - 1986. - Sv. 233 , č.p. 4759 . - str. 85-89 . - doi : 10.1126/science.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
21. ↑ Miller C.; Chanover NJ Řešení dynamických parametrů zákrytů Titania a Ariel v srpnu 2007 pomocí  Umbriel  // Icarus . — Elsevier , 2009. — Sv. 200 , č. 1 . - str. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
22. ↑ Arlot J.-E.; Dumas C.; Sicardy B. Pozorování zatmění U-3 Titania U-2 Umbriel 8. prosince 2007 pomocí ESO-VLT  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2008. - Sv. 492 , č.p. 2 . - S. 599-602 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810134 . - .
23. ↑ 1 2 3 4 5 Hussmann H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Podpovrchové oceány a hluboké vnitřky středně velkých družic vnějších planet a velkých transneptunických objektů   // Icarus . - Elsevier , 2006. - Sv. 185 , č.p. 1 . - str. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - . Archivováno z originálu 11. října 2007.
24. ↑ 1 2 3 4 Bell III JF; McCord TB Hledání spektrálních jednotek na uranských satelitech pomocí snímků s poměrem barev  //  Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990. - Houston, TX, Spojené státy: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1991. - S. 473-489 . Archivováno 3. května 2019.
25. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Plescia JB Historie kráterů uranských satelitů: Umbriel, Titania a Oberon  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Sv. 92 , č. A13 . - S. 14918-14932 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14918 . - .
26. ↑ 1 2 Buratti BJ; Mosher, Joel A. Srovnávací globální albedo a barevné mapy uranských satelitů   // Icarus . - Elsevier , 1991. - Sv. 90 . - str. 1-13 . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - .
27. ↑ 1 2 3 4 Cíl : Titania  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN). Získáno 6. března 2013. Archivováno z originálu dne 21. října 2022.
28. ↑ Gertruda . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN). Získáno 3. června 2009. Archivováno z originálu dne 20. září 2022. (neurčitý)
29. ↑ 1 2 3 4 5 Croft SK Nové geologické mapy uranských satelitů Titania, Oberon, Umbriel a Miranda  //  Proceeding of Lunar and Planetary Sciences. - Houston: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1989. - Sv. 20 . — S. 205C . Archivováno z originálu 31. srpna 2017.
30. ↑ Titania : krátery  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN). Získáno 25. října 2022. Archivováno z originálu dne 8. září 2022.
31. ↑ Strobell ME; Masursky H. New Features Named on the Moon and Uranian Satellites  //  Abstracts of the Lunar and Planetary Science. - 1987. - Sv. 18 . - S. 964-965 . - .
32. ↑ 1 2 3 Mousis O. Modelování termodynamických podmínek v uranské submlhovině - Důsledky pro pravidelné složení satelitů  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 2004. - Sv. 413 . - str. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
33. ↑ 1 2 3 Squyres SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felixi. Akreční ohřev satelitů Saturnu a Uranu  //  Journal of Geophysical Research. - 1988. - Sv. 93 , č. B8 . - S. 8779-8794 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - .
34. ↑ Hillier J.; Squiresi, Stevene. Tektonika tepelného napětí na satelitech Saturnu a Uranu  //  Journal of Geophysical Research. - 1991. - Sv. 96 , č. E1 . - S. 15665-15674 . - doi : 10.1029/91JE01401 . — .
35. ↑ Stone EC The Voyager 2 Setkání s Uranem  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Sv. 92 , č. A13 . - S. 14873-14876 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
36. ↑ Clark, Stephen. Uran, Neptun v hledáčku NASA pro novou robotickou  misi . Spaceflight Now (25. srpna 2015). Staženo 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 7. listopadu 2019.

Odkazy

• Informace o Titanii na stránkách NASA . Archivováno 15. listopadu 2021. (neurčitý)
• Informace o Titanii u Pohledů na sluneční soustavu . Archivováno z originálu 12. února 2022. (neurčitý)
• Informace o Titanii na webových stránkách Nineplanets . Archivováno z originálu 14. listopadu 2021. (neurčitý)

Slovníky a encyklopedie	Velká Katalánština Skvělý norský Britannica (online)

Uran
Měsíce Uranu	Ariel Belinda bianca Desdemona Julie Kalibán Cordelie Cressida Amor Mab margarita Miranda Oberon Ofélie Balíček Perdita Část Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinanda francisco
Charakteristika	Prsteny Uranu
Otevírací	William Herschel William Lassell
Výzkum	Program Voyager Voyager 2
Trojské koně Uranu	2011 QF99
jiný	15 Orion Uran v kultuře

Sluneční Soustava
Centrální hvězda a planety	slunce Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune
trpasličí planety	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4
Velké satelity	Ganymede Titan Callisto A asi Měsíc Evropa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Mořská nymfa
Satelity / prsteny	Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara
První objevené asteroidy	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiena (11) Parthenope
Malá těla	meteoroidy asteroidy / jejich satelity blízkozemě hlavní pás trojský kentauři transneptunský Kuiperův pás Plutino cubewano rozptýlený disk damokloidy komety Oortův oblak
umělé předměty	umělé družice Země meziplanetární kosmická loď
Hypotetické objekty	Sopky a vulkanoidy satelit Merkuru satelity Venuše další satelity Země protizemě Planeta Devět , Tyche , Planeta X a další transneptunské planety Nemesis Bývalé planety: Theia , Phaeton nebo Planeta V Pátý plynový gigant
Seznam objektů sluneční soustavy Astronomické objekty