Miranda (satellit)

Miranda
Satellit

Bild från rymdfarkosten Voyager 2
Andra namn Uranus V
Upptäckt [1]
Upptäckare J. Kuiper
Plats för upptäckt McDonald Observatory , Texas
öppningsdatum 16 februari 1948
Orbitalegenskaper [2]
Huvudaxel  ( a ) 129 900 km
Genomsnittlig omloppsradie  ( r ) _ 129 900 km
Orbital excentricitet  ( e ) 0,0013
siderisk period 1 413 dagar
Orbital hastighet  ( v ) 24 067,7 km/h
Lutning  ( i ) 4,338
Vems satellit uran
Fysiska egenskaper [2]
Medium radie 235,8 ± 0,7 km (240,4 × 234,2 × 232,9)
Ytarea ( S ) 698 710,82 km²
Volym ( V ) 54 918 670 km³
Massa ( m ) 6,59±0,75⋅10 19  kg
Genomsnittlig densitet  ( ρ ) 1,214 g/cm³
Tyngdacceleration vid ekvatorn ( g ) 0,079 m/s²
Andra utrymningshastighet  ( v 2 ) 695 km/h
Rotationsperiod  ( T ) synkroniserad (en sida vänd mot Uranus)
Albedo 0,32 ± 0,03 [3]
Skenbar storlek 15,79 ± 0,04 [3]
Temperatur
 
min. snitt Max.
Yttemperatur [4]
~60 K (−213,15 °C) 84 ± 1 K (−189,15 °C)
 Mediafiler på Wikimedia Commons
Information i Wikidata  ?

Miranda , även känd som Uranus V , är den närmaste och minsta av Uranus  fem stora månar .  Upptäcktes 1948 av Gerard Kuiper och uppkallad efter Miranda i The Tempest av W. Shakespeare . Denna satellit studerades på nära håll av endast en rymdfarkost, Voyager 2 , som studerade Uran-systemet i januari 1986. Med Miranda kom han närmare än med andra Uranus satelliter och fotograferade henne därför mer detaljerat. Men det var möjligt att studera bara det södra halvklotet, eftersom det norra var försänkt i mörker.

Mirandas rotationsaxel, liksom andra stora Uranus satelliter, ligger nästan i planet för planetens omloppsbana, och detta leder till mycket speciella säsongscykler . Miranda bildades, troligen från en ansamlingsskiva (eller nebulosa ) som antingen funnits runt Uranus en tid efter planetens bildande, eller som bildades under en kraftig kollision, vilket troligen gav Uranus en stor lutning av rotationsaxeln (97,86). °). Samtidigt har Miranda den största orbitallutningen till planetens ekvator bland Uranus stora satelliter: 4,338 °. Månens yta består sannolikt av vattenis , blandat med silikater , karbonater och ammoniak . Överraskande nog har denna lilla satellit en mängd olika landformer (typiskt har kroppar av denna storlek en mer enhetlig yta på grund av bristen på endogen aktivitet). Det finns stora böljande slätter prickade med kratrar och genomkorsas av ett nätverk av förkastningar , kanjoner och branta branter. Tre ovanliga regioner större än 200 km i storlek (de så kallade kronorna ) är synliga på ytan. Dessa geologiska formationer, såväl som den förvånansvärt höga orbitallutningen , är ett tecken på Mirandas komplexa geologiska historia. Det kan påverkas av orbitala resonanser , tidvattenkrafter , konvektion i djupet, partiell gravitationsdifferentiering och expansion av deras materia, såväl som episoder av kryovulkanism .

Upptäckt och namngivning

Miranda upptäcktes den 16 februari 1948 av den holländska (sedan 1933 bosatt i USA ) astronomen J. Kuiper vid McDonald Observatory i Texas 97 år efter upptäckten av Titania och Oberon . Kuipers mål var att mäta den relativa magnituden för de fyra kända månarna på Uranus vid den tiden: Ariel , Umbriel , Titania och Oberon [1] .

I enlighet med förslaget från John Herschel  - son till upptäckaren av Titania och Oberon - är alla Uranus satelliter uppkallade efter karaktärer från William Shakespeares och Alexander Popes verk . Miranda fick sitt namn efter en karaktär i Shakespeares pjäs The Tempest ( Prosperos dotter ) [1] . Alla detaljer om reliefen av denna satellit är uppkallade efter de platser där handlingar av William Shakespeares verk äger rum [5] .

Orbit

Miranda är den av sina stora satelliter närmast Uranus : den ligger på ett avstånd av cirka 129 900 km från planeten. Excentriciteten för dess omloppsbana är liten (0,0013), och lutningen mot Uranus ekvatorialplan är mycket större än för banorna för alla dess andra vanliga satelliter: 4,232° [6] [7] . Med andra ord är Mirandas bana nästan cirkulär, och dess plan (som planet för Uranus ekvator) är nästan vinkelrät mot planet för planetens bana. Banans stora lutning mot Uranus ekvator beror möjligen på det faktum att Miranda kan vara i omloppsresonans med andra satelliter - till exempel i 3:1-resonans med Umbriel och förmodligen i 5:3-resonans med Ariel [ 8] . Orbital resonans med Umbriel kan öka excentriciteten i Mirandas bana, något som ändrar Umbriels bana. Banans stora excentricitet leder till en regelbunden förändring av tidvattenkrafternas storlek och, som en konsekvens, till friktion i det inre av satelliten och deras uppvärmning. Detta kan vara en energikälla för geologisk aktivitet [8] . På grund av Uranus låga oblateness och ringa storlek är det mycket lättare för dess månar att undkomma omloppsresonans än Saturnus eller Jupiters månar . Ett exempel på detta är Miranda, som gick ur resonans (med hjälp av en mekanism som förmodligen gav hennes omloppsbana en anomalt stor lutning) [9] [10] .

Omloppsperioden är 1,41347925 jorddagar och sammanfaller med rotationsperioden [11] . Miranda är alltid vänd mot Uranus på ena sidan, dess bana är helt i dess magnetosfär [12] , och den har ingen atmosfär. Därför bombarderas dess slavhalva ständigt med partiklar av magnetosfärisk plasma , som rör sig i omloppsbana mycket snabbare än Miranda (med en period lika med perioden för Uranus axiella rotation) [13] . Kanske leder detta till att den drivna halvklotet mörknar, vilket observeras i alla Uranus satelliter, förutom Oberon [12] . " Voyager-2 " registrerade en tydlig minskning av koncentrationen av joner i magnetosfären på Uranus nära satelliten [14] .

Eftersom Uranus kretsar kring solen "på sin sida", och dess ekvatorialplan ungefär sammanfaller med planet för ekvatorn (och omloppsbanan) för dess stora satelliter, är årstidernas växlingar på dem mycket märkliga. Varje pol i Miranda är i totalt mörker i 42 år och kontinuerligt upplyst i 42 år, och under sommarsolståndet når solen vid polen nästan sin zenit [12] . Voyager 2-flyget i januari 1986 sammanföll med sommarsolståndet på södra halvklotet, medan nästan hela norra halvklotet var i totalt mörker.

En gång vart 42:e år - under dagjämningen på Uranus - passerar solen (och jorden med den) genom sitt ekvatorialplan, och sedan kan man observera de ömsesidiga täckningarna av dess satelliter. Flera sådana händelser observerades under 2006-2007, inklusive ockulteringen av Ariel av Miranda den 15 juli 2006 kl 00:08 UT och Mirandas ockultering av Umbriel den 6 juli 2007 kl 01:43 UT [15] [16] .

Sammansättning och intern struktur

Satelliternas form är nära relaterad till deras storlek: föremål med en diameter på mer än 400 km har vanligtvis en sfärisk form [5] . Miranda har en diameter på cirka 470 km, och därför ligger den på gränsen mellan små och stora satelliter [17] . Dess densitet är den lägsta bland Uranus huvudsatelliter: 1,15 ± 0,15 g/cm 3 , vilket är ganska nära tätheten hos is [18] . Ytobservationer i det infraröda området gjorde det möjligt att detektera vattenis blandad med silikater och karbonater [18] , samt ammoniak (NH 3 ) i en mängd av 3 % [18] . Baserat på data som erhållits av Voyager 2 drogs slutsatsen att stenarna utgör 20-40 % av satellitens massa [18] .

Miranda kan delvis ha differentierats till en silikatkärna täckt av en isig mantel [19] . Om så är fallet är mantelns tjocklek cirka 135 km, och kärnans radie är cirka 100 km [19] . I detta fall sker borttagningen av värme från tarmarna genom värmeledning [19] . Däremot kan förekomsten av fälgar på satelliten indikera konvektion . Enligt en hypotes bildar is på Miranda ett klatrat med metan [20] . Förutom metan kan vattenklatrater fånga upp kolmonoxid och andra molekyler och bilda ett ämne med goda värmeisoleringsegenskaper – den termiska ledningsförmågan hos klatrater kommer endast att vara 2 till 10 % av den termiska ledningsförmågan hos vanlig is [21] . Således kan de förhindra utflödet av värme från satellitens tarmar, som släpps ut där under sönderfallet av radioaktiva element. I det här fallet skulle det ta cirka 100 miljoner år för isen att värmas upp till 100 °C [21] . Den termiska expansionen av kärnan kan nå 1 %, vilket skulle leda till sprickbildning i ytan [20] [21] . Dess heterogenitet kan förklaras av heterogeniteten i flödet av termisk energi från tarmarna [22] .

Yta

Miranda har en unik yta [5] med en mängd olika landformer. Dessa är sprickor , förkastningar , dalar , kratrar , åsar , fördjupningar , klippor och terrasser [17] [23] . Ytan på denna måne, storleken på Enceladus  , är en fantastisk mosaik av mycket olika zoner. Vissa regioner är gamla och funktionslösa. De är prickade med många nedslagskratrar, vilket kan förväntas från en liten inert kropp [5] . Andra regioner genomkorsas av komplex sammanvävning av åsar och avsatser och är täckta med rektangulära eller äggformade system av ljusa och mörka band, vilket indikerar den ovanliga sammansättningen av Miranda [11] . Sannolikt består satellitens yta av vattenis och de djupare lagren - av silikatstenar och organiska föreningar [11] .

Namnet på detaljerna i reliefen på den fotograferade sidan av Miranda [24]
(namnen är hämtade från William Shakespeares verk )
Nej. namn Sorts Längd
(diameter),
km		 Latitud (°) Longitud (°) Döpt efter
ett inverness krona 234 −66,9 325,7 Slott från " Macbeth "
2 Arden 318 −29.1 73,7 Skogar i Frankrike och Belgien , där händelserna i verket " As You Like It " utspelar sig
3 Helsingör 323 −24.8 257,1 Helsingör , uppsättning för pjäsen " Hamlet "
fyra Verona avsats 116 −18.3 347,8 Staden Italien , där handlingen i verket " Romeo och Julia " utspelar sig
5 Algeriet 141 −43,2 322,8 Regionen i Frankrike där pjäsen " The Tempest " utspelar sig
6 Dunsinane Område 244 −31.5 11.9 Kullen som nämns i pjäsen " Macbeth "
7 Fäste 225 −15 250 Tvillingarnas hus i Turkiet från " The Comedy of Errors "
åtta Mantova 399 −39,6 180,2 Regionen i Italien , omnämnd i verket " Two Veronese "
9 Sicilien 174 −30 317,2 Region i Italien från "The Winter's Tale "
tio Stefano Krater 16 −41.1 234,1 Butler från " The Tempest "
elva francisco fjorton −73,2 236 Courtier från " The Tempest "
12 Ferdinand 17 −34.8 202.1 Son till kungen av Neapel från " The Tempest "
13 Trinculo elva −63,7 163,4 Jester från " The Tempest "
fjorton Alonso 25 −44 352,6 King of Neapel från " The Tempest "
femton Prospero 21 −32,9 329,9 Legitima hertig av Milano från " The Tempest "
16 Gonzalo elva −11.4 77 Rådgivare till kungen av Neapel från The Tempest
17 Neapel Potholes 260 32 260 Staden där handlingen i pjäsen " The Tempest " utspelar sig
arton syrakusa 40 femton 293 Regionen i Italien där handlingen i verket " Comedy of Errors " utspelar sig

Detta ledde till antagandet att ytan på denna satellit byggdes om upp till 5 gånger under dess historia. Bilderna av Miranda visar en struktur i form av den latinska bokstaven "V", i närheten finns bergskedjor och dalar, gamla kraterförsedda och unga släta områden, skuggade kanjoner upp till 20 km djupa. Lite nedanför centrum ligger den stora Alonso- kratern , 24 km djup.

Flera hypoteser har lagts fram för att förklara den starka inhomogeniteten hos Mirandas yta. Enligt en av dem splittrades Miranda till följd av en kollision med en stor himlakropp, men sedan återförenades bitarna igen. Det är dock fortfarande oklart varför nedslagskratrar har överlevt på resten av månens yta. En annan hypotes antar att det var en ojämn uppvärmning av Mirandas tarmar.

Områden

Stora områden av ytan som skiljer sig från närliggande i färg eller ljusstyrka kallas regioner i planetnomenklaturen ( lat. regio , pl. regiones ). De områden av Miranda som ses i Voyager 2-bilderna har fått namnet "Mantua area", "Ephesus area", "Sicily area" och "Dunsinan area" [24] . Dessa är mer eller mindre kraftigt kraterade kuperade slätter [11] . På vissa ställen har de förkastningar och avsatser, av vilka en del är lika gamla som själva områdena, medan andra antas ha dykt upp ganska nyligen - under kronbildningen [11] . Dessa fel åtföljs av grabens , vilket indikerar förekomsten av tektonisk aktivitet i det förflutna [11] . Ytan av regionerna är nästan jämnt mörk, men ljusare stenar är synliga på kratrarnas sluttningar [11] .  

Kronor

Miranda är en av få satelliter i solsystemet som har kronor ( lat.  corona , pl. coronae ) - ett slags ring eller ovala ytdetaljer. Modellering visade att de kunde uppstå på grund av konvektion i tarmarna. Det antas att Miranda tidigare hade en mer långsträckt bana och utsattes för deformation vid varje varv på grund av förändringar i storleken på tidvattenkrafterna från Uranus. Detta orsakade uppvärmning av tarmarna och varm plastis steg upp till ytan i flera strömmar. Genom att interagera med den bildade dessa strömmar kronor [25] [26] .

Det finns nu tre kända kronor som upptäckts av Voyager 2: Arden-kronan (placerad på den ledande halvklotet), Helsingör-kronan (på den drivna halvklotet) och Inverness-kronan (placerad vid sydpolen). Albedokontraster på ytan av Miranda är mest uttalade på Arden- och Inverness-kronorna [11] .

Crown of Inverness

Crown of Inverness är en trapetsformad region på cirka 200 km², belägen nära Sydpolen. Dess yttre gräns, liksom de inre åsarna och ränderna, bildar en polygon [11] . Det är avgränsat på tre sidor (söder, öster och norr) av ett komplext system av förkastningar. Den västra kantens natur är mindre tydlig, men den kan också vara resultatet av tektonisk aktivitet. Det mesta av kronans yta upptas av parallella spår åtskilda av flera kilometers intervall [27] . Ett litet antal nedslagskratrar indikerar en mindre ålder för Inverness-kronan än den för de andra två kronorna [27] .

Crown of the Arden

The Crown of the Arden ligger på Mirandas ledande halvklot och sträcker sig 300 km från öst till väst. Dess nord-sydliga storlek är okänd, eftersom det norra halvklotet låg bakom terminatorn (den var i mörker) när den fotograferades av Voyager 2. Denna krona är bildad av en lätt sned rektangel som är minst 100 km bred, som är omgiven av mörkare parallella ränder. I allmänhet erhålls en sorts "äggformad" figur [11] . De inre och yttre delarna av Ardenkronan är mycket olika. Den inre zonen har en slät relief och ett "marmormönster" av stora ljusa områden utspridda över en mörk yta. Det stratigrafiska förhållandet mellan mörka och ljusa ytor kan inte bestämmas på grund av den låga upplösningen hos Voyager 2-bilderna. Den yttre delen av Ardenkronan bildas av ljusa och mörka ränder som sträcker sig från den västra delen av kronan, där de korsar kraterytan (ca 40° longitud), till den östra delen, där de går till nattsidan ( ca 110° longitud) [27] . Dessa band bildas av klippor, som på gränsen mellan Ardens krona och kraterregionen Mantua gradvis försvinner [27] . Arden bildades tidigare än Inverness, och samtidigt som Helsingörs krona [27] .

Helsingörs krona

Helsingörs krona ligger på slavhalvklotet Miranda och ligger nära terminatorn på Voyager-bilderna. Den liknar Ardens krona i storlek och struktur. Båda kronorna har ett cirka 100 km brett yttre bälte, som omsluter den inre delen [11] . Reliefen av denna del är ett komplext komplex av fördjupningar och höjder, som bryter av vid gränsen till det yttre bältet, bildat av nästan parallella linjära åsar. Sänkningarna innehåller små delar av kuperad och kraterrik terräng [11] . Inom Helsingörs krona finns också gropar - system av ungefär parallella fördjupningar och åsar, jämförbara med de på Ganymedes , en satellit av Jupiter [11] .

Ledges

Det finns också avsatser på Mirandas yta . Vissa av dem är äldre än kronorna, medan andra är yngre. Den mest färgstarka, Verona-avsatsen  , observeras på kanten av en djup fördjupning som går bortom terminatorn.

Denna fördjupning börjar från den nordvästra sidan av Inverness [11] krona , där Algiers avsats är belägen, och sträcker sig till konvergensen av banden för denna krona, varefter den går till terminatorn [11] . Där har den en bredd på cirka 20 km, och dess kant bildar en enorm ljus klippa - Verona-avsatsen. Höjden på denna avsats är 10–15 km [11] , vilket är mycket högre än väggarna i Grand Canyon på jorden. Höjden på denna sten är särskilt överraskande jämfört med Mirandas lilla storlek: 2-3% av satellitens diameter. Alla dessa slutsatser dras från bilder från Voyager 2, där Verona-hyllan går bortom terminatorn. Det är troligt att denna avsats fortsätter till nattsidan, och dess totala längd är ännu längre [27] .

Nedslagskratrar

Genom antalet nedslagskratrar kan man bestämma åldern på ytan på en fast himlakropp som saknar atmosfär - ju fler kratrar, desto äldre yta [5] [27] .

Under förbiflygningen av rymdstationen Voyager 2 studerades endast kratrar på södra sidan av satelliten. Deras diametrar varierar från 500 m (siktgräns) till 50 km [27] . Kratrar har mycket olika form. Vissa har mycket tydliga kanter och är ofta omgivna av material som skjuts ut vid kollisionen. Andra är så förstörda att de knappt kan ses [27] .

Inga komplexa kratrar med centrala åsar eller kratrar omgivna av många ringar har hittats på Miranda. De upptäckta kratrarna är enkla (med en skålformad botten) eller övergångsperioder (med en platt botten), och beroendet av kratrarnas form på deras storlek observeras inte [27] . Både enkla kratrar med en diameter på cirka 15 km och övergångskratrar med en diameter på endast 2,5 km är kända [27] . Miranda-kratrar är sällan omgivna av ejecta, och ejecta är inte alls kända för kratrar med en diameter på mer än 15 km [27] . Med en kraterdiameter på mindre än 3 km är dess utstötningar vanligtvis ljusare än den omgivande ytan, och med en diameter på 3 till 15 km är de mörkare. Men bland kratrar av alla storlekar finns de vars utkast har samma albedo som den omgivande ytan [27] .

Ursprung och utveckling

På exemplet med denna satellit kan man observera intressanta geologiska fenomen [27] . För att förklara dess bildande och geologiska evolution har flera teorier föreslagits av vetenskapssamfundet [5] . En av dem är att Miranda bildades från en gas- och dammnebulosa eller ansamlingsskiva runt Uranus. Denna skiva har antingen funnits sedan planetens bildande, eller bildades under en enorm kollision , som troligen gav Uranus en stor lutning av rotationsaxeln [28] . Samtidigt, på denna relativt lilla satellit, finns funktioner som är förvånansvärt unga jämfört med Mirandas ålder [29] . Uppenbarligen är åldern för de yngsta geologiska formationerna av Miranda bara några hundra miljoner år [27] . Modellering av den termiska historien för små satelliter (Miranda-storlek) förutspår en snabb avkylning och fullständig frånvaro av geologisk evolution efter satellittillväxt från nebulosan [27] . Geologisk aktivitet under så lång tid kan inte förklaras vare sig av energin från den initiala ansamlingen eller av klyvningsenergin hos radioaktiva element [27] .

Miranda har den yngsta ytan jämfört med Uranus andra månar . Detta indikerar att Mirandas yta nyligen har genomgått betydande förändringar [27] . Dess nuvarande tillstånd förklaras av dess komplexa geologiska historia, där sällsynta kombinationer av olika astronomiska fenomen ägde rum [5] . Bland dessa fenomen kan det finnas tidvattenkrafter och fenomenen orbitala resonanser och processerna för konvektion och partiell differentiering [5] .

Ytans överraskande geologiska struktur, bestående av skarpt olika regioner, kan vara resultatet av att Miranda bröts isär i en katastrofal kollision med en annan himlakropp [5] [27] och sedan återmonterades från bitarna under påverkan av gravitationen [30 ] . Vissa forskare föreslår till och med flera stadier av kollisioner och återuppbyggnad av satelliten [31] . Denna version blev mindre attraktiv 2011 på grund av uppkomsten av bevis till förmån för en hypotes som förklarar egenskaperna hos Miranda-reliefen genom verkan av tidvattenkrafterna från Uranus. Tydligen kunde dessa krafter skapa de branta förkastningarna som observerades i Inverness- och Arden-kronorna. Energikällan för sådana transformationer kan bara vara Uranus attraktionskraft [32] .

I slutändan kan Mirandas yta ha tagit över 3 miljarder år att bildas. Det började för cirka 3,5 miljarder år sedan med uppkomsten av områden med kraftigt krater och slutade för hundratals miljoner år sedan med bildandet av kronor [27] .

Fenomenet med omloppsresonanser (i större utsträckning med Umbriel än med Ariel ) hade en betydande inverkan på excentriciteten i Mirandas bana [8] , vilket kunde leda till uppvärmning av satellitens inre och geologiska aktivitet [8] . Uppvärmning främjade konvektion inuti Miranda, vilket markerade början på differentieringen av dess substans [8] . Samtidigt skulle orbitalresonansen något ändra banorna för andra, mer massiva, satelliter [8] . Men Mirandas yta är förmodligen för förvrängd för att kunna förklaras enbart av denna mekanism [29] .

Miranda flyttade ur resonans med Umbriel i en process som gav hennes omloppsbana en onormalt hög lutning mot Uranus ekvator [8] . Den tidigare stora excentriciteten har minskat på grund av tidvattenkrafternas verkan: förändringar i deras storlek vid varje varv av omloppsbanan leder till förskjutningar och friktion i tarmarna. Detta gjorde att månen värmdes upp och lät den återgå till sin sfäriska form, medan Miranda behöll imponerande geologiska formationer som Veronascarp [29] . Eftersom den primära orsaken till geologisk aktivitet var banans excentricitet ledde dess minskning till att denna aktivitet dämpades. Som ett resultat blev Miranda en kall inert satellit [8] .

Forskning

Voyager 2, som studerade Uran-systemet i januari 1986, närmade sig Miranda mycket närmare än med någon annan Uranus-satellit (vid 29 000 km), och fotograferade den därför mycket mer detaljerat [33] . De bästa fotografierna av Miranda har en upplösning på 500 m. Cirka 40 % av ytan fångas, men bara 35 % - med en kvalitet som lämpar sig för geologisk kartläggning och räkning av kratrar . Under Voyager-förbiflygningen nära Miranda, upplyste solen endast sitt södra halvklot, och därför förblev den norra outforskad [11] . Ingen annan rymdfarkost har någonsin besökt Miranda (och Uran-systemet i allmänhet). NASA :s Uranus orbiter och sond kan skjutas upp under 2020 -talet . Den kommer att innehålla en orbital modul och en atmosfärisk sond. Dessutom lämnade en grupp på 168 forskare till Europeiska rymdorganisationen Uranus Pathfinder-uppdragsprogrammet för en resa till det yttre solsystemet, med Uranus som det slutliga målet [34] . Syftet med dessa program är att förfina data om Uranus och dess satelliter (inklusive Miranda).

I kulturen

David Nordley tillägnade Miranda den fantastiska berättelsen "In the Caverns of Miranda" som berättar om en resa genom satelliten.

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 3 Kuiper, GP  The Fifth Satellite of Uranus  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . - 1949. - Vol. 61 , nr. 360 . - S. 129 . - doi : 10.1086/126146 . - .
  2. ↑ 1 2 Miranda: Facts & Figures (nedlänk) . NASA (1998). Hämtad 20 juli 2011. Arkiverad från originalet 17 oktober 2012. 
  3. ↑ 12 fysiska parametrar för planetariska satelliter . JPL (Solsystem Dynamics). Hämtad 10 augusti 2009. Arkiverad från originalet 4 februari 2012.
  4. ↑ Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, FM; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. Infraröda observationer av det uraniska systemet   // Vetenskap . - 1986. - Vol. 233 , nr. 4759 . — S. 70 . - doi : 10.1126/science.233.4759.70 . - . — PMID 17812891 .
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Brahic A.; Odile Jacob (red.). De feux et de glace: ardentes géantes . - 2010. - ISBN 9782738123305 .
  6. ↑ Planetariska satellitmedelvärde omloppsparametrar.  Uranus satelliter . NASA/JPL, California Institute of Technology. Arkiverad från originalet den 10 augusti 2011.
  7. ↑ Catherine Delprat (redaktör) et al. Larousse du Ciel: Comprendre l'astronomie du 21e siècle  (franska) . — Larousse, koll. "Regards sur la science", 2005. - S. 395. - ISBN 2035604346 .
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Tittemore, WC; Wisdom, J. Tidal evolution of the Uranian satellites III. Utveckling genom Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3 och Ariel-Umbriel 2:1 genomsnittliga rörelsekommensurabilitet  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1990. - Vol. 85 , nr. 2 . - s. 394-443 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90125-S . - .
  9. ↑ Tittemore, W.C.; Wisdom, J. Tidal Evolution of the Uranian Satellites II. An Explanation of the Anomalously High Orbital Inclination of Miranda  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1989. - Vol. 7 , nr. 1 . - S. 63-89 . - doi : 10.1016/0019-1035(89)90070-5 . - .
  10. ↑ Malhotra, R., Dermott, SF Rollen av sekundära resonanser i Mirandas  omloppshistoria // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1990. - Vol. 8 , nr. 2 . - S. 444-480 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90126-T . - .
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 Smith, BA; Söderblom, L.A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, JM; Brahic, A.; Briggs, G.A.; Brown, RH; Collins, SA Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results  (engelska)  // Science : journal. - 1986. - Vol. 233 , nr. 4759 . - S. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 .
  12. ↑ 1 2 3 Grundy, W.M.; Young, L.A.; Spencer, JR; et al. Fördelningar av H 2 O och CO 2 isar på Ariel, Umbriel, Titania och Oberon från IRTF  / SpeX observationer  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 184 , nr. 2 . - S. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
  13. ↑ Ness, N.F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Magnetiska fält vid Uranus   // Vetenskap . - 1986. - Vol. 233 , nr. 4759 . - S. 85-89 . - doi : 10.1126/science.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
  14. ↑ Krimigis, S.M.; Armstrong, T.P.; Axford, W.I.; et al. The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment  (engelska)  // Science : journal. - 1986. - Vol. 233 , nr. 4759 . - S. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.97 . - . — PMID 17812897 .
  15. ↑ Miller, C.; Chanover, NJ Att lösa dynamiska parametrar för Titania- och Ariel-ockultationerna i augusti 2007 av Umbriel  (engelska)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2009. — Vol. 200 , nej. 1 . - s. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
  16. ↑ Arlot, J.-E.; Dumas, C.; Sicardy, B. Observation av en förmörkelse av U-3 Titania av U-2 Umbriel den 8 december 2007 med ESO-VLT  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2008. - Vol. 492 . — S. 599 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810134 . - .
  17. ↑ 1 2 Thomas, PC Radier, former och topografi för Uranus satelliter från lemkoordinater  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1988. - Vol. 73(3) . - s. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 .
  18. ↑ 1 2 3 4 Bauer, James M. The Near Infrared Spectrum of Miranda: Evidence of Crystalline Water Ice  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2002. - Vol. 158 . - S. 178-190 . - doi : 10.1006/icar.2002.6876 . - .
  19. ↑ 1 2 3 Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Hav under ytan och djupa inre av medelstora yttre planetsatelliter och stora trans-neptuniska objekt  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , nr. 1 . - s. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
  20. ↑ 12 Croft , SK (1989). Nya geologiska kartor över uranska satelliter Titania, Oberon, Umbriel och Miranda . Proceeding of Lunar and Planetary Sciences . 20 . Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. pp. 205C. Arkiverad från originalet 2017-08-28 . Hämtad 2011-09-25 . Utfasad parameter används |deadlink=( hjälp )
  21. ↑ 1 2 3 Varför Miranda sprack (otillgänglig länk) . Scientific-Journal.Ru (28 januari 2011). Hämtad 25 september 2011. Arkiverad från originalet 24 januari 2012. 
  22. ↑ Pappalardo, R.; Greeley, R. (1993). Strukturella bevis för omorientering av Miranda om en paleopol . Tjugofjärde mån- och planetvetenskapskonferensen . Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. pp. 1111-1112. Arkiverad från originalet 2019-10-29 . Hämtad 2011-07-18 . Utfasad parameter används |deadlink=( hjälp )
  23. ↑ Therese, Encrenaz. Les planètes, les nôtres et les autres. - EDP Sciences , 2010. - ISBN 9782759804443 .
  24. ↑ 12 Miranda . _ Gazetteer of Planetary Nomenclature . United States Geological Survey, International Astronomical Union. Hämtad 7 september 2022. Arkiverad från originalet 1 juni 2022.
  25. ↑ Hammond NP, Barr AC Global återuppbyggnad av Uranus måne Miranda genom konvektion   // Geologi . - 2014. - Vol. 42. - doi : 10.1130/G36124.1 . — .
  26. ↑ Miranda: En iskall måne deformerad av tidvattenuppvärmning . The Geological Society of America (18 september 2014). Arkiverad från originalet den 21 september 2014.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Plescia JB Cratering history of Miranda: Implications for geologic processes  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1988. - Vol. 73 , nr. 3 . - s. 442-461 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90055-3 . - .
  28. ↑ Mousis, O. Modellering av de termodynamiska förhållandena i den Uraniska subnebulosan - Implikationer för vanlig satellitsammansättning  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 413 . - s. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
  29. ↑ 1 2 3 Peale, SJ Spekulativa historier om det uranska satellitsystemet  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1988. - Vol. 74 . - S. 153-171 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90037-1 . - .
  30. ↑ Waldrop, M. Mitchell. Voyage to a Blue Planet  (engelska)  // American Association for the Advancement of Science: tidskrift. — Vetenskapsnyheter, feb. 28, 1986. Vol. 231 (4741) . - P. 916-918 . - doi : 10.1126/science.231.4741.916 . — PMID 17740288 .
  31. ↑ Jay T., Bergstralh; Ellis D. Gruvarbetare. Uranus. — Redaktör University of Arizona Press. Rymdvetenskapsserien, 1991. - S. 1076. - ISBN 0816512086 , 9780816512089.
  32. ↑ Cowen, R. Miranda: Att krossa en gammal bild  //  Society for Science & the Public. vetenskapsnyheter. nov. 6, 1993. Vol. 144 , nr. 19 . — S. 300 .
  33. ↑ Stone, EC The Voyager 2 Encounter With Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Vol. 92 , nr. A13 . - P. 14,873-76 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
  34. ↑ Uranus Pathfinder som utforskar ursprunget och evolutionen av isgigantiska planeter . Mullard Space Science Laboratory (21 april 2011). Arkiverad från originalet den 14 mars 2011.

Litteratur

Länkar

  •  Miranda : Översikt . NASA. Hämtad 15 september 2011. Arkiverad från originalet 23 maj 2012.
  • Miranda, en måne av  Uranus . Utsikt över solsystemet . Hämtad 15 september 2011. Arkiverad från originalet 12 augusti 2012.
  • Miranda  (engelska) . The Nine Planets Solar System Tour (15 december 2004). Hämtad 15 september 2011. Arkiverad från originalet 24 mars 2012.
  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger
 Uranus månar
Listning i grupper i stigande ordning för banans halvstora axel
Interna satelliter
Stora satelliter
Oregelbundna satelliter
RingarUranus ringar
 Uranus
Uranus månar Planeten Uranus
EgenskaperUranus ringar
Öppning
Forskning
Trojaner från Uranus2011 QF99
Övrig