Titania (ay) - Titania (moon)
_color,_cropped.jpg)
Titania'nın güney yarım küresinin Voyager 2 görüntüsü
| |||||||||
| keşif | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Tarafından keşfedildi | William Herschel | ||||||||
| keşif tarihi | 11 Ocak 1787 | ||||||||
| Tanımlamalar | |||||||||
atama |
Uranüs III | ||||||||
| Telaffuz | / T ə t ɑː n i ə , t ə t eɪ n i ə / | ||||||||
| sıfatlar | Titan / t ə t ɑː n i ə n / | ||||||||
| yörünge özellikleri | |||||||||
| 435 910 km | |||||||||
| eksantriklik | 0,0011 | ||||||||
| 8.706 234 gün | |||||||||
Ortalama yörünge hızı
|
3.64 km/s | ||||||||
| Eğim | 0.340° (Uranüs'ün ekvatoruna) | ||||||||
| uydusu | Uranüs | ||||||||
| Fiziksel özellikler | |||||||||
ortalama yarıçap |
788,4 ± 0,6 km (0.1235 Dünya ) | ||||||||
| 7 820 000 km 2 | |||||||||
| Ses | 2 065 000 000 km 3 | ||||||||
| Yığın | (3.400 ± 0.061) × 10 21 kg | ||||||||
ortalama yoğunluk
|
1.711 ± 0.005 g / cm 3 | ||||||||
| 0,365 m/s² | |||||||||
| 0.759 km/s | |||||||||
| varsayılan senkron | |||||||||
| albedo | |||||||||
| |||||||||
| 13.9 | |||||||||
| Atmosfer | |||||||||
Yüzey basıncı
|
<1–2 mPa (10–20 nbar ) | ||||||||
| hacme göre kompozisyon | |||||||||
Titanya ( / t ə t ɑː n i ə , t ə t eɪ n i ə / ) ve ayrıca Uranüs III , en büyüğüdür Uranüs uyduları ve sekizinci en büyük ay içinde Güneş sistemi 1.578 arasında bir çapta kilometre (981 mil). 1787'de William Herschel tarafından keşfedilmiş , adını Shakespeare'in Bir Yaz Gecesi Rüyası'ndaki periler kraliçesinden almıştır . İçeride Yörüngesi yalanlar Uranüs bireyin magnetosphere .
Titania, yaklaşık olarak eşit miktarda buz ve kayadan oluşur ve muhtemelen kayalık bir çekirdek ve buzlu bir manto olarak ayrılır . Çekirdek-manto sınırında bir sıvı su tabakası bulunabilir . Nispeten koyu ve hafif kırmızı renkli olan yüzeyi, hem çarpmalar hem de endojenik süreçlerle şekillenmiş görünüyor . Bu çok sayıda kaplı olan darbe kraterler çapı 326 km (203 mil) kadar ulaşan, ancak daha az yoğun daha kraterli olan Oberon dış Uranüs en büyük beş uyduları. Muhtemelen, eski, yoğun kraterli yüzeyini yok eden erken bir endojenik yüzey yenileme olayına maruz kaldı. Yüzeyi, evriminin sonraki aşamalarında iç kısmının genişlemesinin bir sonucu olarak, muazzam kanyonlar ve uçurumlardan oluşan bir sistem tarafından kesilir . Uranüs'ün tüm büyük uyduları gibi, Titania da muhtemelen oluşumundan hemen sonra gezegeni çevreleyen bir yığılma diskinden oluşmuştur .
2001'den 2005'e kadar yürütülen kızılötesi spektroskopi , Titania'nın yüzeyinde donmuş karbondioksitin yanı sıra su buzu varlığını ortaya çıkardı, bu da yaklaşık 10 nanopaskal ( 10-13 bar) yüzey basıncına sahip hafif bir karbondioksit atmosferine sahip olabileceğini düşündürdü . Titania'nın bir yıldızı örtmesi sırasında yapılan ölçümler , olası herhangi bir atmosferin yüzey basıncına 1–2 mPa (10–20 nbar) değerinde bir üst sınır koydu.
Uranüs sistemi, Ocak 1986'da uzay aracı Voyager 2 tarafından yalnızca bir kez yakından incelendi . Titania'nın birkaç görüntüsünü aldı, bu da yüzeyinin yaklaşık %40'ının haritalanmasına izin verdi.
Keşif ve adlandırma
Titania 11 Ocak 1787 tarihinde William Herschel tarafından keşfedilmiştir, aynı gün o Uranüs'ün en büyük ikinci ayı, keşfedilen Oberon . Daha sonra dört uydunun daha keşiflerini bildirdi, ancak daha sonra sahte oldukları ortaya çıktı. Neredeyse sonraki 50 yıl boyunca, Titania ve Oberon, William Herschel'inkinden başka hiçbir alet tarafından gözlemlenmeyecekti, ancak Ay, günümüzün yüksek kaliteli amatör teleskopuyla Dünya'dan görülebiliyor .
Uranüs'ün tüm uyduları, William Shakespeare veya Alexander Pope tarafından yaratılan karakterlerden almıştır . Adı Titania alındı Periler Kraliçesi içinde Bir Yaz Gecesi Rüyası . Uranüs'ün o zamanlar bilinen dört uydusunun hepsinin isimleri, 1852'de Herschel'in oğlu John tarafından, diğer iki uyduyu, Ariel ve Umbriel'i bir yıl önce keşfeden William Lassell'in isteği üzerine önerildi .
Titania başlangıçta "Uranüs'ün ilk uydusu" olarak anıldı ve 1848'de William Lassell tarafından Uranüs I olarak adlandırıldı , ancak bazen William Herschel'in numaralandırmasını kullandı (burada Titania ve Oberon II ve IV). 1851'de Lassell sonunda bilinen dört uydunun hepsini Roma rakamlarıyla gezegenden uzaklıklarına göre numaralandırdı ve o zamandan beri Titania Uranüs III olarak adlandırıldı .
Shakespeare karakterin adı belirgindir / t ɪ t eɪ n j ə / , ama ay genellikle belirgin bir / t aɪ t eɪ n i ə / tanıdık kimyasal element ile benzer şekilde titanyum . Titanian sıfat biçimi, Satürn'ün uydusu Titan'ınkiyle eşanlamlıdır . Titania adı , "Titanların Kızı" için eski Yunancadır.
yörünge
Titania, Uranüs'ü yaklaşık 436.000 kilometre (271.000 mi) uzaklıkta yörüngede tutar ve beş büyük uydusu arasında gezegenden en uzak ikinci gezegendir. Titania'nın yörüngesi küçük bir eksantrikliğe sahiptir ve Uranüs'ün ekvatoruna göre çok az eğimlidir . Onun yörünge periyodu onun ile tesadüf etrafında 8.7 gün olduğu dönme dönemi . Başka bir deyişle, Titania, bir yüzü her zaman gezegene bakan, eşzamanlı veya gelgit kilitli bir uydudur.
Titania'nın yörüngesi tamamen Uranian manyetosferinin içindedir . Bu önemlidir, çünkü bir manyetosfer içinde yörüngede dönen uyduların takip eden yarım küreleri, gezegenle birlikte dönen manyetosferik plazma tarafından çarpılır. Bu bombardıman, aslında Oberon hariç tüm Uranüs uyduları için gözlemlenen arka yarım kürelerin kararmasına yol açabilir (aşağıya bakınız).
Uranüs, Güneş'i neredeyse kendi tarafında ve uyduları da gezegenin ekvator düzleminde yörüngede döndüğü için, onlar (Titania dahil) aşırı bir mevsimsel döngüye tabidir. Hem kuzey hem de güney kutupları, 42 yılını tamamen karanlıkta ve 42 yılını da sürekli güneş ışığında, güneş her gündönümünde kutuplardan birinin zirvesine yakın bir şekilde yükselirken geçirir . Voyager 2 flyby neredeyse tüm güney yarımküre aydınlatılmıştır güney yarımküre 1986 yaz gündönümü ile çakıştı. Her 42 yılda bir, Uranüs bir ekinoksa sahip olduğunda ve ekvator düzlemi Dünya ile kesiştiğinde, Uranüs'ün uydularının karşılıklı örtülmesi mümkün hale gelir. 2007-2008'de, 15 Ağustos ve 8 Aralık 2007'de Umbriel tarafından Titania'nın iki kez örtülmesi de dahil olmak üzere bu tür bir dizi olay gözlemlendi.
Kompozisyon ve iç yapı
Titania, Güneş Sistemi'ndeki en büyük ve en büyük Uranüs uydusu ve sekizinci en büyük uydudur. 1.71 Onun yoğunluğu g / cm 3 , çok daha yüksek bir Satürn uydular tipik yoğunluğundan daha olan, su, buz ve yoğun olmayan buz parçaları kabaca eşit oranlarda oluşmaktadır gösterir; ikincisi, ağır organik bileşikler dahil olmak üzere kaya ve karbonlu malzemeden yapılabilir . Su buzu varlığı, 2001-2005 yıllarında yapılan ve ayın yüzeyinde kristal su buzu ortaya çıkaran kızılötesi spektroskopik gözlemlerle desteklenmektedir . Su buzu emme bantları , Titania'nın önde gelen yarımküresinde, takip eden yarımküreye göre biraz daha güçlüdür. Bu, takip eden yarım kürenin daha güçlü su buzu imzaları sergilediği Oberon'da gözlemlenenin tersidir. Bu asimetrinin nedeni bilinmemektedir, ancak arka yarımkürede daha güçlü olan (plazmanın birlikte dönmesi nedeniyle) Uranüs'ün manyetosferinden yüklü parçacıkların bombardımanıyla ilgili olabilir . Enerjik parçacıklar , su buzu püskürtme , buzda tutulan metanı klatrat hidrat olarak ayrıştırma ve diğer organik maddeleri karartarak geride koyu, karbon açısından zengin bir kalıntı bırakma eğilimindedir .
Su dışında, kızılötesi spektroskopi ile Titania'nın yüzeyinde tanımlanan diğer tek bileşik , esas olarak arka yarımkürede yoğunlaşan karbon dioksittir . Karbondioksitin kaynağı tam olarak belli değil. Güneş ultraviyole radyasyonunun veya Uranüs'ün manyetosferinden gelen enerji yüklü yüklü parçacıkların etkisi altında karbonatlardan veya organik maddelerden lokal olarak üretilebilir . İkinci süreç, dağılımındaki asimetriyi açıklayacaktır, çünkü takip eden yarımküre, önde gelen yarımküreden daha yoğun bir manyetosferik etkiye maruz kalır. Başka bir olası kaynaktır gaz giderme bölgesinin ilkel CO 2 Titania'ya iç su buz tarafından tutulan. CO kaçış 2 iç bu aya son jeolojik aktivitesi ile ilişkili olabilir.
Titania, buzlu bir manto ile çevrili kayalık bir çekirdeğe ayrılabilir . Durum buysa, çekirdeğin 520 kilometre yarıçapı (320 mi) ayın yarıçapının yaklaşık %66'sı ve kütlesi ayın kütlesinin yaklaşık %58'i kadardır - oranlar ayın bileşimi tarafından belirlenir. Titania'nın merkezindeki basınç yaklaşık 0,58 GPa'dır (5,8 kbar ). Buzlu mantonun mevcut durumu belirsizdir. Buz yeterince amonyak veya başka bir antifriz içeriyorsa , Titania'nın çekirdek-manto sınırında bir yeraltı okyanusu olabilir . Bu okyanusun kalınlığı, eğer varsa, 50 kilometreye (31 mil) kadardır ve sıcaklığı 190 K civarındadır . Bununla birlikte, Titania'nın mevcut iç yapısı, çok az bilinen termal geçmişine büyük ölçüde bağlıdır.
Yüzey özellikleri
_labeled.jpg)
Uranüs'ün uyduları arasında, Titania, karanlık Oberon ve Umbriel ile parlak Ariel ve Miranda arasında parlaklıkta orta düzeydedir . Yüzeyi güçlü bir karşıt dalgalanma gösterir : yansıtıcılığı 0°'lik bir faz açısında ( geometrik albedo ) %35'ten yaklaşık 1°'lik bir açıyla %25'e düşer . Titania, yaklaşık %17'lik nispeten düşük bir Bond albedosuna sahiptir. Yüzeyi genellikle hafif kırmızı renktedir, ancak Oberon'dan daha az kırmızıdır . Bununla birlikte, taze çarpma birikintileri daha maviyken, Ursula kraterinin yakınında ve bazı grabenler boyunca önde gelen yarımkürede yer alan düz düzlükler biraz daha kırmızıdır. Ön ve arka hemisferler arasında bir asimetri olabilir; birincisi ikincisinden %8 daha kırmızı görünüyor. Ancak bu fark düz ovalarla ilgilidir ve tesadüfi olabilir. Yüzeylerin kızarması, muhtemelen Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca yüklü parçacıkların ve mikro meteoritlerin bombardımanının neden olduğu uzay aşınmasından kaynaklanmaktadır . Bununla birlikte, Titania'nın renk asimetrisi daha çok Uranüs sisteminin dış kısımlarından, muhtemelen düzensiz uydulardan gelen ve baskın olarak önde gelen yarımkürede birikecek olan kırmızımsı bir malzemenin birikmesiyle ilgilidir.
Bilim adamları Titania üzerindeki jeolojik özelliğin üç sınıf tanıdı: kraterler , chasmata ( kanyonlar ) ve Rupes ( diklikleri ). Titania'nın yüzeyi, Oberon veya Umbriel'in yüzeylerinden daha az kraterlidir, bu da yüzeyin çok daha genç olduğu anlamına gelir. Bilinen en büyük krater olan Gertrude için krater çapları 326 kilometreye ulaşıyor (yaklaşık olarak aynı boyutta bozulmuş bir havza da olabilir). Bazı kraterler (örneğin, Ursula ve Jessica ), nispeten taze buzdan oluşan parlak çarpma püskürmeleri ( ışınlar ) ile çevrilidir . Titania'daki tüm büyük kraterler düz zeminlere ve merkezi zirvelere sahiptir. Tek istisna, ortasında bir çukur bulunan Ursula'dır. Gertrude'nin batısında, yaklaşık 330 kilometre (210 mil) çapında bir başka yüksek oranda bozulmuş etki havzası olabilecek, "adsız havza" olarak adlandırılan düzensiz topografyaya sahip bir alan vardır.
Titania'nın yüzeyi, devasa faylar veya uçurumlardan oluşan bir sistemle kesişiyor . Bazı yerlerde, iki paralel sarp, uydunun kabuğundaki çöküntüleri işaretler ve bazen kanyon olarak adlandırılan grabenleri oluşturur . Titania'nın kanyonları arasında en belirgin olanı , ekvatordan neredeyse güney kutbuna kadar yaklaşık 1.500 kilometre (930 mil) boyunca uzanan Messina Chasma'dır . Titania'daki grabenler 20-50 kilometre (12-31 mil) genişliğindedir ve yaklaşık 2-5 km'lik bir rahatlamaya sahiptir. Ursula kraterinin yakınındaki Rousillon Rupes gibi kanyonlarla ilgisi olmayan sarplıklar rup olarak adlandırılır . Bazı sarplıklar boyunca ve Ursula'ya yakın bölgeler Voyager'ın görüntü çözünürlüğünde pürüzsüz görünüyor . Bu düz ovalar muhtemelen Titania'nın jeolojik tarihinde, kraterlerin çoğunluğu oluştuktan sonra yeniden ortaya çıktı. Yeniden yüzey oluşturma, ya içten sıvı malzemenin püskürmesini ( kriyovolkanizma ) içeren, doğası gereği endojenik olabilir ya da alternatif olarak, yakındaki büyük kraterlerden gelen darbe ejektasının körlenmesinden kaynaklanabilir. Grabenler muhtemelen Titania'daki en genç jeolojik özelliklerdir - tüm kraterleri ve hatta düz ovaları keserler.
Titania'nın jeolojisi iki rakip kuvvetten etkilenmiştir: çarpma krater oluşumu ve endojenik yüzey yenileme. İlki, ayın tüm tarihi üzerinde etkili oldu ve tüm yüzeyleri etkiledi. Sonraki süreçler de doğası gereği küreseldi, ancak esas olarak ayın oluşumunu izleyen bir süre için aktifti. Orijinal yoğun kraterli araziyi yok ettiler ve ayın bugünkü yüzeyindeki nispeten düşük sayıda çarpma kraterini açıkladılar. Ek yüzey yenileme bölümleri daha sonra meydana gelmiş ve düz ovaların oluşumuna yol açmış olabilir. Alternatif olarak, düz düzlükler, yakındaki çarpma kraterlerinin fırlatma örtüleri olabilir. En son içsel süreçler, esas olarak doğada tektonikti ve aslında buz kabuğunda dev çatlaklar olan kanyonların oluşumuna neden oldu. Kabuğun çatlamasına, Titania'nın küresel olarak yaklaşık %0,7 oranında genişlemesi neden oldu.
Atmosfer
Yüzeyinde karbon dioksit mevcudiyeti Titania CO ince bir mevsimsel atmosfer sahip olabileceğini göstermektedir 2 kadar Joviyen ay olduğu gibi, Callisto'nun . Titania'nın zayıf yerçekimi onların uzaya kaçmalarını engelleyemediği için nitrojen veya metan gibi diğer gazların bulunması olası değildir. Titania'nın yaz gündönümü (89 K) sırasında ulaşılabilen maksimum sıcaklıkta , karbondioksitin buhar basıncı yaklaşık 300 μPa (3 nbar)'dır.
8 Eylül 2001 tarihinde, Titania occulted parlak bir yıldız ( HIP 106829 bir birlikte) görünür büyüklüğü 7.2 olan; bu, hem Titania'nın çapını ve efemerisini iyileştirmek hem de mevcut atmosferi tespit etmek için bir fırsattı . Veriler, 1–2 mPa (10–20 nbar) yüzey basıncında atmosfer olmadığını ortaya çıkardı; eğer varsa, Triton veya Pluto'nunkinden çok daha ince olması gerekirdi . Bu üst sınır, karbon dioksitin olası maksimum yüzey basıncından hala birkaç kat daha yüksektir, bu da ölçümlerin esasen atmosfer parametreleri üzerinde hiçbir kısıtlama getirmediği anlamına gelir.
Uranüs sisteminin kendine özgü geometrisi, ayların kutuplarının ekvator bölgelerinden daha fazla güneş enerjisi almasına neden olur . CO buhar basıncı nedeniyle 2 sıcaklığın bir dik fonksiyonudur, bu formu yüzeyin stabil olarak yüksek albedo yamalar mevcut olabilir titanyum, düşük enlem bölgelerinde karbondioksit birikimi ve gölgeli bölgelerle yol açabilir buzlu. Yaz aylarında, kutup sıcaklıkları 85-90 K'ye ulaştığında, karbondioksit süblimleşir ve karşı kutba ve ekvator bölgelerine göç eder ve bir tür karbon döngüsüne yol açar . Biriken karbondioksit buzu, onu yüzeyden püskürten manyetosferik parçacıklar tarafından soğuk tuzaklardan çıkarılabilir. Titania'nın 4,6 milyar yıl önceki oluşumundan bu yana önemli miktarda karbondioksit kaybettiği düşünülüyor.
Köken ve evrim
Titania'nın bir yığılma diskinden veya alt bulutsudan oluştuğu düşünülmektedir ; Uranüs'ün oluşumundan bir süre sonra var olan ya da büyük olasılıkla Uranüs'e büyük eğikliğini veren dev çarpmanın yarattığı bir gaz ve toz diski . Alt bulutsunun kesin bileşimi bilinmemektedir; bununla birlikte, Titania ve diğer Uranian uydularının Satürn'ün uydularına kıyasla nispeten yüksek yoğunluğu, nispeten su fakiri olabileceğini gösteriyor. Önemli miktarlarda azot ve karbon formunda mevcut olabilir , karbon monoksit ve N 2 yerine amonyak ve metan. Bu tür bir subnebula oluşturulan bu uyduları (CO ve N az su buz içerecektir 2 kendi yüksek bir yoğunluğa açıklayan ve daha kaya bir kafesin tuzak olarak).
Titania'nın yığılması muhtemelen birkaç bin yıl sürdü. Toplanmaya eşlik eden çarpmalar, ayın dış tabakasının ısınmasına neden oldu. Yaklaşık 250 K (−23 °C) maksimum sıcaklığa yaklaşık 60 kilometre (37 mil) derinlikte ulaşıldı. Oluşumun sona ermesinden sonra, yeraltı tabakası soğudu ve Titania'nın içi , kayalarında bulunan radyoaktif elementlerin bozunması nedeniyle ısındı . Soğuyan yüzeye yakın katman daralırken, iç kısım genişledi. Bu , ayın kabuğunda çatlamaya yol açan güçlü uzama gerilmelerine neden oldu . Günümüz kanyonlarından bazıları bunun bir sonucu olabilir. Süreç yaklaşık 200 milyon yıl sürdü, bu da herhangi bir içsel aktivitenin milyarlarca yıl önce durduğunu ima ediyor.
Radyoaktif elementlerin devam eden bozunmasıyla birlikte ilk yığılma ısıtması , amonyak ( amonyak hidrat formunda ) veya tuz gibi bir antifriz varsa, muhtemelen buzu eritmeye yetecek kadar güçlüydü . Daha fazla erime, buzun kayalardan ayrılmasına ve buzlu bir manto ile çevrili kayalık bir çekirdeğin oluşumuna yol açmış olabilir. Çekirdek-manto sınırında çözünmüş amonyak bakımından zengin bir sıvı su (okyanus) tabakası oluşmuş olabilir. Ötektik sıcaklık Bu karışımın 176 K (-97 ° C). Sıcaklık bu değerin altına düşerse, okyanus daha sonra donardı. Suyun donması, kanyonların çoğunun oluşumundan sorumlu olabilecek iç kısmın genişlemesine neden olabilirdi. Bununla birlikte, Titania'nın jeolojik evrimi hakkındaki mevcut bilgiler oldukça sınırlıdır.
keşif
Şimdiye kadar Titania'nın tek yakın çekim görüntüleri, Ocak 1986'da Uranüs'ün yanından geçerken ayı fotoğraflayan Voyager 2 sondasından alındı. Voyager 2 ile Titania arasındaki en yakın mesafe sadece 365.200 km (226.900 mi) olduğundan, bu ayın en iyi görüntüleri yaklaşık 3.4 km'lik bir uzamsal çözünürlüğe sahiptir (sadece Miranda ve Ariel daha iyi bir çözünürlükle görüntülenmiştir). Görüntüler yüzeyin yaklaşık %40'ını kaplıyor, ancak jeolojik haritalama için gereken hassasiyetle yalnızca %24'ü fotoğraflandı . Uçuş sırasında, Titania'nın güney yarım küresi (diğer aylarınki gibi) Güneş'e dönüktü , bu nedenle kuzey (karanlık) yarım küre incelenemedi.
Başka hiçbir uzay aracı Uranian sistemini veya Titania'yı hiç ziyaret etmedi ve şu anda herhangi bir görev planlanmadı. Artık göz ardı edilen bir olasılık , Cassini'yi genişletilmiş bir görevle Satürn'den Uranüs'e göndermekti . Önerilen başka bir görev konsepti , 2010 yılı civarında değerlendirilen Uranüs yörünge aracı ve araştırma konseptiydi. Uranüs ayrıca bir öncü yıldızlararası araştırma konsepti olan Yenilikçi Yıldızlararası Kaşif için bir yörüngenin parçası olarak incelendi .
Bir Uranüs yörünge aracı, NASA Planetary Science Decadal Survey tarafından bir NASA Amiral Gemisi görevi için üçüncü öncelik olarak listelendi ve böyle bir görev için kavramsal tasarımlar şu anda analiz ediliyor.
Ayrıca bakınız
notlar
Referanslar
Dış bağlantılar
- "Titania profili" . NASA. 1999 Arşivlenmiş orijinal 13 Haziran 2009 tarihinde . 22 Haziran 2009'da alındı .
- Halka açık Titania görüntülerinin NASA arşivi
- Sicardy, Bruno; Widemann, Thomas (2001). "Uranüs'ün uydusu Titania'nın çevresinde bir atmosfer var mı?" . Paris Gözlemevi . Arşivlenmiş orijinal 7 Mart 2013 tarihinde . 22 Haziran 2009'da alındı .
- Widemann, Thomas (2009). "Titania'dan büyük Neptün ötesi nesnelere: milyarda bir atmosfer basıncı arayışında yer tabanlı yıldız örtülmesi" . Paris Gözlemevi . Arşivlenmiş orijinal 4 Haziran 2011 tarihinde . 22 Haziran 2009'da alındı .
- Views of the Solar System'daki Titania sayfası ( Titania'nın etiketli haritaları dahil )
- Titania isimlendirme gelen USGS Planetary Nomenklatürü internet sitesinde
