Titania (satellit)

Titania
Uranus måne

Foto av Voyager 2
Upptäckare William Herschel [8]
öppningsdatum 11 januari 1787 [1]
Orbitala egenskaper
Huvudaxel 436 300 km [2]
Excentricitet 0,0011 (nära cirkulär) [2]
Cirkulationsperiod 8 706 dagar [2]
Orbital lutning 0,079° (till Uranus ekvator ) [2]
fysiska egenskaper
Diameter 1576,8 ± 1,2 km (0,45 av månens diameter )
Medium radie 788,4 ± 0,6 km (0,1235 Earth ) [3]
Ytarea 7,82 miljoner km² [komm. ett]
Vikt 3,527 ± 0,09⋅10 21 kg [4]
Densitet 1,711 ± 0,005 g/cm³ [3]
Volym 2 065 miljoner km³ [komm. 2]
Gravitationsacceleration 0,379 m/s² (26 gånger
mindre än jorden) [komm. 3]
Rotationsperiod kring en axel synkroniserad (vänd till Uranus på ena sidan) [5]
Albedo 0,35 ( geometrisk ) 0,17 ( Bond ) [6]
Skenbar storlek 13,9 [7]
Yttemperatur min. 60K (−213°C) i
snitt 66…77 K (−210… −196 °C)
max. 89 K (−184 °C) [3]
Atmosfär mindre än 10 -9 —2⋅10 -9 bar [3]
 Mediafiler på Wikimedia Commons
Information i Wikidata  ?

Titania  är Uranus största måne och den åttonde största månen i solsystemet . Upptäcktes av William Herschel den 11 januari 1787 (sex år efter hans upptäckt av Uranus). Uppkallad efter älvdrottningen från William Shakespeares En midsommarnattsdröm . Den fjärde längst bort från Uranus bland dess fem stora månar [komm. 4] . Titanias bana är helt inom Uranus magnetosfär .

Liksom alla Uranus största månar bildades Titania troligen från en ackretionsskiva som omgav planeten vid tiden för dess bildande. Titania består av ungefär lika stora mängder sten och is , och är sannolikt differentierad till en stenig kärna och en isig mantel. På deras gräns kanske det finns ett lager flytande vatten .

Ytan på Titania är relativt mörk med en rödaktig nyans. Dess topografi formades av både asteroid- och kometnedslag och endogena processer. Satelliten är täckt av många kratrar och når 326 kilometer i diameter. Det är troligt att Titania upplevde en tidig endogen återuppbyggnad som utplånade dess gamla, kraftigt kratrerade yta. Ytan på Titania skärs av ett system av enorma kanjoner och klippor, som bildas under sträckningen av skorpan som ett resultat av utvidgningen av tarmarna i ett tidigt skede av dess historia .

Infraröd spektroskopi, utförd 2001-2005, visade närvaron av vattenis och frusen koldioxid på Titanias yta . Detta indikerar att satelliten kan ha en obetydlig säsongsbetonad atmosfär bestående av koldioxid med ett atmosfärstryck på cirka 10 −13 bar .

Titania, liksom hela Uranus-systemet, studerades på nära håll av endast en rymdfarkost - Voyager 2 ] .

Titel

Titania upptäcktes av William Herschel den 11 januari 1787, samma dag som Oberon , Uranus näst största måne [1] [9] . Herschel rapporterade senare upptäckten av ytterligare fyra satelliter [10] , men dessa observationer visade sig vara felaktiga [11] . I 50 år efter upptäckten observerades inte Titania och Oberon av någon utom Herschel [12] , på grund av den svaga penetreringskraften hos teleskopen på den tiden. Nu kan dessa satelliter observeras från jorden med hjälp av högklassiga amatörteleskop [7] .

Titania kallades ursprungligen "Uranus första måne", och 1848 gav William Lassell den namnet "Uranus I" [13] , även om han ibland använde William Herschels numrering, där Titania och Oberon kallades Uranus II respektive Uranus IV. [14] . Slutligen, 1851, döpte Lassell om de fyra satelliterna som var kända vid den tiden med romerska siffror i ordning efter deras avstånd från planeten, och sedan dess har Titania fått namnet Uranus III [15] .

Därefter namngavs alla Uranus satelliter efter karaktärer i verk av William Shakespeare och Alexander Pope . Titania fick sitt namn efter Titania ,  älvorna från En midsommarnattsdröm . Namnen på alla fyra kända månar i Uranus vid den tiden föreslogs av Herschels son  John  1852 på begäran av William Lassell [17] , som hade upptäckt två andra månar Ariel och Umbriel ett år tidigare [18] .

Titania ska inte förväxlas med Saturnus måne Titan och asteroiden med samma namn (593) Titania .

Orbit

Titania ligger på ett avstånd av cirka 436 000 km från Uranus. Det är den näst mest avlägsna av sina fem stora satelliter [komm. 4] . Dess bana är nästan cirkulär och något lutande mot Uranus ekvator [2] . Omloppstiden är cirka 8,7 dagar och sammanfaller med rotationsperioden . Med andra ord, Titania är en synkron satellit (alltid vänd till Uranus på samma sida) [5] .

Titanias bana är helt inne i Uranus magnetosfär [19] , och därför kolliderar partiklar av magnetosfärisk plasma ständigt med dess bakre halvklot , som rör sig i omloppsbana mycket snabbare än Titania (med en period lika med perioden för Uranus axiella rotation) [20] . Det är möjligt att bombarderingen av dessa partiklar leder till att denna halvklot mörknar, vilket observeras i alla satelliter i Uranus, förutom Oberon [19] .

Eftersom Uranus kretsar runt solen "på sin sida", och ekvatorns (och omloppsbanan) plan för dess stora satelliter ungefär sammanfaller med planet för dess ekvator, är årstidernas växlingar på dem mycket speciella. Titanias nord- och sydpol är i totalt mörker i 42 år och är kontinuerligt upplysta i 42 år, och vid var och en av polerna vid sommarsolståndet når solen nästan zenit [19] . En gång vart 42:e år, under dagjämningen på Uranus, passerar solen (och jorden med den) genom sitt ekvatorialplan, och då kan de ömsesidiga ockultationerna av dess satelliter observeras. Flera sådana fenomen observerades 2007-2008 (inklusive ockultationerna av Titania av Umbriel den 15 augusti och 8 december 2007) [21] [22] .

Sammansättning och intern struktur

Titania är den största och mest massiva månen i Uranus och den åttonde mest massiva månen i solsystemet . 5] . Dess densitet (1,71 g/cm 3 [4] ) är mycket högre än den typiska tätheten för Saturnus satelliter , av vilken man kan dra slutsatsen att satelliten består av ungefär hälften vattenis och hälften tunga icke-iskomponenter [23] , vilket kan inkludera sten och organiska ämnen [5] . Med hjälp av infraröd spektroskopi , gjord 2001-2005, bekräftades närvaron av vattenis på ytan av satelliten [19] . Dess absorptionsband är mer uttalade på den ledande halvklotet (riktade mot rörelse längs omloppsbanan) än på slaven. Denna situation är motsatt till den som observerades på Oberon [19] . Orsakerna till denna asymmetri är okända; det antas att de är förknippade med bombarderingen av ytan av laddade partiklar från Uranus magnetosfär, vilket påverkar just den bakre halvklotet av satelliten [19] . Joner kan sprida vattenis, sönderdela metan, som bildar ett gashydrat (klatrat) med is, och andra organiska ämnen och bildar en mörk, kolrik blandning av ämnen [19] .

Förutom vattenis har frusen koldioxid upptäckts på Titania med hjälp av infraröd spektroskopi . Den ligger huvudsakligen på slavhalvklotet [19] . Dess ursprung är inte helt klart. Det kan ha bildats på ytan från karbonater eller organiskt material under påverkan av solens ultravioletta strålning eller joner som kommer från Uranus magnetosfär. Det senare kan förklara asymmetrin i fördelningen av koldioxid över satellitens yta, eftersom dessa joner bombarderar den bakre halvklotet. En annan möjlig källa är avgasningen av vattenis på Titanias yta. I ett sådant fall skulle utsläppet av CO 2 kunna relateras till Titanias tidigare geologiska aktivitet [19] .

Kanske är Titania differentierad till en stenkärna och en isig mantel [23] . Om så är fallet, med hänsyn till sammansättningen av denna satellit, kan det beräknas att kärnans massa är 58 % av Titanias massa och dess radie är 66 % av satellitens radie (ca 520 km) . Trycket i Titanias centrum är cirka 0,58 GPa (5,8 kbar ) [23] . Tillståndet för den isiga manteln är fortfarande oklart. Om isen innehåller tillräckligt med ammoniak eller annat frostskyddsmedel , kan det finnas ett flytande hav vid gränsen mellan kärnan och manteln. Om den verkligen existerar kan dess tjocklek nå 50 kilometer, med en temperatur på cirka 190 K [23] . Modeller av Titanias inre struktur är dock starkt beroende av månens termiska historia, som är dåligt känd.

Yta

Bland Uranus stora satelliter ligger Titania i mitten i ljusstyrka, mellan det mörka Oberon och Umbriel och det ljusa Ariel och Miranda [6] . Ytan på Titania visar en stark oppositionell effekt : när fasvinkeln ökar från 0° till 1°, minskar reflektionsförmågan från 35% till 25%. Titania har en relativt låg Bond -albedo på cirka 17 % [6] . Den har en röd nyans, men mindre stark än Oberons [24] . Nya slagmärken på ytan är dock blåare och släta slätter som ligger på den ledande halvklotet nära Ursula-kratern och längs några grabens är något rödare [24] [25] . Den ledande halvklotet är i allmänhet rödare än den drivna med cirka 8 % [26] . Denna skillnad kan bero på släta slätter och vara slumpmässig [24] . Generellt sett kan ytrodnad bero på kosmisk erosion orsakad av bombardement av laddade partiklar och mikrometeoriter under miljarder år [24] . Men i fallet med Titania beror rodnandet av den ledande halvklotet troligen på avsättningen av damm på den, som möjligen kommer från Uranus yttre satelliter [26] .

Det finns tre huvudtyper av lättnadsdrag på Titania: kratrar , kanjoner och avsatser [27] . Den har mindre krater än Oberon eller Umbriel, vilket indikerar den relativa ungdomen av dess yta [25] . Kratrarnas diameter når cirka 330 km. Gertrudkratern (den största namngivna kratern på Uranus månar) [28] och en dåligt bevarad icke namngiven hypotetisk krater (se nedan) [25] har denna storlek . Vissa kratrar (som Ursula eller Jessica) är omgivna av ljusa strålar av vattenis som ejecta [5] . Alla stora kratrar på Titania har en platt botten och en central rutschbana. Det enda undantaget är Ursula-kratern, som har en grop (möjligen en mindre krater) i mitten [25] . Väster om Gertrudkratern ligger ett område med komplex oregelbunden topografi, kallad "den namnlösa bassängen", som kan vara en kraftigt eroderad krater med en diameter på cirka 330 km [25] .

Den studerade delen av satellitens yta är indragen av ett system av förkastningar och klippor, som är resultatet av relativt ny geologisk aktivitet. Det finns många kanjoner [29] på den , som är grabensänkta  områden på ytan mellan två parallella förkastningar i skorpan [5] . Grabens på Titania är i genomsnitt 20–50 km breda, 2–5 km djupa [5] och är troligen de yngsta dragen i reliefen - de korsar både kratrar och släta slätter [29] . Den största av dem är Messina Canyon ( lat.  Messina Chasma ), som når nästan 1500 km lång och sträcker sig från ekvatorn nästan till sydpolen [27] . Vissa kanjoner är omgivna av ljusstrålesystem. Enligt polarimetriska mätningar är ytan runt kanjonerna täckt med ett lager av poröst material. Enligt en hypotes är detta vattenfrost , kondenserad på ytan efter utgjutningen av vätska från sprickor. Klippor som inte är förbundna med kanjoner kallas avsatser ( lat.  Rupes ), som till exempel Roussillon avsatsen , som ligger nära Ursula-kratern [27] .

På bilder tagna av rymdfarkosten Voyager 2 verkar områden längs några av bluffarna och nära Ursula jämna på bilder med denna upplösning. Dessa områden uppträdde förmodligen mycket senare än de flesta kratrar. Utplaningen av landskapet kan antingen vara endogen (associerad med vätskeutbrott - kryovulkanism ), eller på grund av utsläpp från närliggande kratrar [25] .

Reliefen av Titania bestäms av två motsatta processer: bildandet av nedslagskratrar och endogen utjämning av ytan [29] . Den första processen fungerade på satellitens hela yta genom hela dess historia. Den andra processen, också den av global karaktär, fungerade inte från första början [25] . Det raderade det ursprungliga kraftigt kratrerade landskapet, vilket förklarar den nuvarande sällsyntheten av nedslagskratrar på denna satellit [5] . Senare kan det ha skett ytterligare ytförändringar som bildade släta slätter [5] . Kanske är dessa slätter områden täckta med utstötningar från närliggande kratrar [29] . De senaste endogena processerna har mestadels varit tektoniska; de orsakade uppkomsten av kanjoner - faktiskt gigantiska sprickor i isskorpan. Sprickbildningen i skorpan orsakades av Titanias globala expansion med cirka 0,7 % [29] .

Namn på detaljer om reliefen av Titania [27] [30] (tagen från Shakespeares verk) [31]
namn Döpt efter Sorts Längd (diameter), km Koordinater
Belmont Canyon Balmont , Italien ("The Merchant of Venice ") Kanjon 238 8°30′ S sh. 32°36′ Ö  / 8,5 ° S sh. 32,6° Ö d. / -8,5; 32.6
Messina Messina , Italien (" Much Ado About Nothing ") 1492 33°18′S sh. 335°00′ Ö  / 33,3 ° S sh. 335° Ö d. / -33,3; 335
Roussillon avsats Roussillon , Frankrike (" Allt är bra som slutar bra ") avsats 402 14°42′ S sh. 23°30′ tum.  / 14,7 ° S sh. 23,5° Ö d. / -14,7; 23.5
Adriana Adriana (" The Comedy of Errors ") Krater femtio 20°06′ S sh. 3°54′ Ö  / 20,1 ° S sh. 3,9° tum. d. / -20,1; 3.9
Bona Bona (" Henrik VI, del 3 ") 51 55°48′S sh. 351°12′ Ö  / 55,8 ° S sh. 351,2° Ö d. / -55,8; 351,2
Calpurnia Calpurnia Pisonis (" Julius Caesar ") 100 42°24′S sh. 291°24′ Ö  / 42,4 ° S sh. 291,4° Ö d. / -42,4; 291,4 ( Calphurnia krater )
Eleanor Eleanor av Aquitaine (" Kung John ") 74 44°48′S sh. 333°36′ Ö  / 44,8 ° S sh. 333,6° Ö d. / -44,8; 333,6
Gertrud Gertrude (" Hamlet ") 326 15°48′S sh. 287°06′ Ö  / 15,8 ° S sh. 287,1° Ö d. / -15,8; 287,1
Imogen Imogen (" Cymbeline ") 28 23°48′S sh. 321°12′ Ö  / 23,8 ° S sh. 321,2° Ö d. / -23,8; 321,2
Ira Ira (" Antonius och Kleopatra ") 33 19°12′ S sh. 338°48′ Ö  / 19,2 ° S sh. 338,8° Ö d. / -19,2; 338,8
Jessica Jessica ("The Merchant of Venice ") 64 55°18′S sh. 285°54′ Ö  / 55,3 ° S sh. 285,9° Ö d. / -55,3; 285,9
Catherine Catherine (" Henry VIII ") 75 51°12′S sh. 331°54′ Ö  / 51,2 ° S sh. 331,9° Ö d. / -51,2; 331,9
lucetta Lucetta (" Två Veronese ") 58 14°42′ S sh. 277°06′ Ö  / 14,7 ° S sh. 277,1° Ö d. / -14,7; 277,1
Marina Marina (" Pericles ") 40 15°30′ S sh. 316°00′ Ö  / 15,5 ° S sh. 316° Ö d. / -15,5; 316
Mops Mops (" Vintersaga ") 101 11°54′S sh. 302°12′ Ö  / 11,9 ° S sh. 302,2° Ö d. / -11,9; 302,2
Phryne Phryne (" Timon av Aten ") 35 24°18′S sh. 309°12′ Ö  / 24,3 ° S sh. 309,2° Ö d. / -24,3; 309,2
Ursula Ursula (" Much Ado About Nothing ") 135 12°24′S sh. 45°12′ Ö  / 12,4 ° S sh. 45,2° Ö d. / -12,4; 45,2
Valeria Valeria (" Coriolanus ") 59 34°30′ S sh. 4°12′ Ö  / 34,5 ° S sh. 4,2° tum. d. / -34,5; 4.2

Atmosfär

Infraröd spektroskopi , utförd 2001-2005, visade närvaron av vattenis och koldioxid på ytan av Titania . Detta tyder på att satelliten kan ha en obetydlig säsongsbetonad atmosfär bestående av koldioxid med ett atmosfärstryck på cirka 10 −13 bar , samma som för Jupiters måne Callisto [3] . Gaser som kväve eller metan är osannolikt närvarande eftersom Titanias svaga gravitation inte kan hindra dem från att fly ut i rymden . Vid den maximala temperaturen på 89 K, som kan uppnås under sommarsolståndet på Titania, är mättnadsångtrycket för koldioxid cirka 3 nbar [3] .

Den 8 september 2001 ockulterade Titania en ljusstark stjärna (HIP 106829) med en skenbar magnitud på 7,2. Denna händelse gjorde det möjligt att förfina satellitens diameter och fastställa en övre gräns för densiteten i dess atmosfär. Det visade sig vara lika med 10-20 nanobarer. Således, om atmosfären i Titania existerar, är den mycket sällsyntare än den hos Triton eller Pluto . Dessa mätningar gav dock faktiskt inget nytt, eftersom denna gräns är flera gånger större än det maximala möjliga koldioxidtrycket nära Titanias yta [3] .

På grund av Uransystemets specifika geometri får Titanias poler mer solenergi än dess ekvator [19] . Eftersom flyktigheten hos CO 2 ökar med temperaturen [3] kan den ackumuleras i Titanias tropiska zon , där den stabilt kan existera som is i områden med hög albedo och i skuggade områden. När det är sommar på ena halvklotet når temperaturen vid polen 85–90 K [19] [3] , koldioxid sublimeras och vandrar till nattsidan. Ackumulerad koldioxidis kan frigöras av magnetosfäriska plasmapartiklar som sprejar den från ytan. Man tror att Titania har förlorat en betydande mängd koldioxid sedan det bildades, vilket inträffade för cirka 4,6 miljarder år sedan [19] .

Ursprung och utveckling

Liksom alla stora Uranus-månar bildades Titania troligen från en ansamlingsskiva av gas och damm som antingen funnits runt Uranus en tid efter planetens bildande, eller uppträdde i en enorm kollision, vilket med största sannolikhet gav Uranus en mycket stor axellutning [32] . Den exakta sammansättningen av skivan är okänd, men den relativt höga tätheten av Uranus månar jämfört med Saturnus månar tyder på att den innehöll mindre vatten [komm. 6] [5] . Betydande mängder kol och kväve kan vara i form av CO och N 2 och inte i form av metan och ammoniak [32] . En satellit som bildas från en sådan skiva bör innehålla mindre isvatten (med CO- och N 2 -klatrater ) och mer sten, vilket skulle förklara dess höga densitet [5] .

Bildandet av Titania tog förmodligen flera tusen år [32] . Dess yttre skikt värmdes upp under påverkan av ackretion [33] . Den maximala temperaturen (cirka 250 K ) låg på ett djup av cirka 60 kilometer [33] . Efter slutförandet av bildningen kyldes det yttre lagret, och det inre började värmas upp på grund av sönderfallet av radioaktiva ämnen i tarmarna [5] . Ytskiktet drogs ihop på grund av kylning, medan det värmande inre skiktet expanderade. Detta orsakade en stark mekanisk påkänning i skorpan på Titania , vilket kunde leda till bildandet av förkastningar . Kanske var det så det nuvarande kanjonsystemet såg ut. Denna process varade omkring 200 miljoner år [34] och stoppades därför för flera miljarder år sedan [5] .

Värmen från den initiala ansamlingen och det efterföljande sönderfallet av radioaktiva grundämnen kan räcka för att smälta isen i tarmarna om den innehöll några frostskyddsmedel  - ammoniak eller salt [33] . Avsmältningen kunde ha lett till att is separerades från berg och att en bergkärna bildades omgiven av en ismantel. Ett lager av flytande vatten innehållande ammoniak kan uppstå vid deras gräns. Den eutektiska temperaturen för deras blandning är 176 K [23] . Om havstemperaturen sjunkit under detta värde är den nu frusen. Frysning skulle få den att expandera, och detta skulle kunna bidra till sprickbildning i skorpan och bildandet av kanjoner [25] . Lite är dock känt om Titanias geologiska historia.

Utforskning av rymden

De enda tillgängliga närbilderna av Titania togs av Voyager 2 under dess utforskning av Uranus-systemet i januari 1986. Han närmade sig Titania vid 365 200 km [35] och fotograferade den med en upplösning på cirka 3,4 kilometer (bara Miranda och Ariel filmades med de bästa) [25] . Bilderna täcker 40 % av ytan, men endast 24 % av den togs med den noggrannhet som krävs för geologisk kartläggning . Under flygningen upplyste solen Titanias södra halvklot (liksom andra Uranus-satelliter). Således låg norra halvklotet i skugga och kunde inte studeras [5] .

Ingen annan rymdfarkost har någonsin besökt Uranus eller Titania. Projekt för sådana uppdrag övervägs [36] .

Se även

Kommentarer

  1. Beräknat i approximationen av en sfärisk form av satelliten längs radien r på ett sådant sätt : .
  2. Beräknat i approximationen av en sfärisk form av satelliten längs radien r på ett sådant sätt : .
  3. Beräknat i approximationen av en sfärisk form av satelliten i termer av massa m , gravitationskonstant G och radie r på detta sätt : .
  4. 1 2 Uranus fem största månar: Miranda , Ariel , Umbriel , Titania och Oberon . Alla andra är mycket mindre.
  5. Sju månar mer massiva än Titania: Ganymedes , Titan , Callisto , Io , Luna , Europa , Triton [2] .
  6. Till exempel Tethys  , en måne av Saturnus, har en densitet på 0,97 g/cm³ , vilket indikerar att det är mer än 90 % vatten [19] .

Anteckningar

  1. 1 2 Herschel, William. En redogörelse för upptäckten av två satelliter som kretsar runt den georgiska planeten  // Philosophical Transactions of the Royal Society of  London . - 1787. - Vol. 77 . - S. 125-129 . - doi : 10.1098/rstl.1787.0016 . — .
  2. 1 2 3 4 5 6 Planetariska satellitmedelvärde omloppsparametrar . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Hämtad 6 mars 2013. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Widemann T.; Sicardy B.; Dusser R.; et al. Titanias radie och en övre gräns för dess atmosfär från stjärnockultationen den 8 september  2001  // Icarus . — Elsevier , 2008. — Vol. 199 , nr. 2 . - s. 458-476 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.09.011 . — . Arkiverad från originalet den 25 juli 2014.
  4. 12 Jacobson RA; Campbell JK; Taylor AH och Synnott SP Uranusmassorna och dess stora satelliter från Voyager-spårningsdata och jordbaserade uranska satellitdata  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Vol. 103 , nr. 6 . - P. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . - .
  5. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Smith BA; Söderblom LA; Beebe A.; et al. Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science  Results  // Science . - 1986. - Vol. 233 , nr. 4759 . - S. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 .
  6. 1 2 3 Karkoschka E. Omfattande fotometri av ringarna och 16 satelliter av Uranus med rymdteleskopet Hubble   // Icarus . - Elsevier , 2001. - Vol. 151 . - S. 51-68 . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . — .
  7. 12 Newton , Bill; Tece, Philip. Guiden till amatörastronomi . - Cambridge: Cambridge University Press , 1995. - S. 109. - ISBN 978-0-521-44492-7 .
  8. Berry A. A Short History of Astronomy  (UK) - London : John Murray , 1898.
  9. Herschel, William. Om den georgiska planeten och dess satelliter  (engelska)  // Philosophical Transactions of the Royal Society of London . - 1788. - Vol. 78 . - s. 364-378 . - doi : 10.1098/rstl.1788.0024 . - .
  10. Herschel, William. Om upptäckten av fyra ytterligare satelliter i Georgium Sidus; Den retrograda rörelsen av dess gamla satelliter tillkännagavs; Och orsaken till deras försvinnande på vissa avstånd från planeten förklaras  // Philosophical  Transactions of the Royal Society of London . - 1798. - Vol. 88 . - S. 47-79 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - .
  11. Struve O. Note on the Satellites of Uranus  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Vol. 8 , nr. 3 . - S. 44-47 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — .
  12. Herschel, John. On the Satellites of Uranus  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1834. - Vol. 3 , nr. 5 . - S. 35-36 . - doi : 10.1093/mnras/3.5.35 . - . — .
  13. Lassell W. Observationer av satelliter i Uranus  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Vol. 8 , nr. 3 . - S. 43-44 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — .
  14. Lassell W. Bright Satellites of Uranus  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1850. - Vol. 10 , nej. 6 . — S. 135 . - doi : 10.1093/mnras/10.6.135 . - .
  15. Lassell W. Brev från William Lassell, Esq., till redaktören  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1851. - Vol. 2 , nr. 33 . — S. 70 . - doi : 10.1086/100198 . - .
  16. Kuiper GP The Fifth Satellite of Uranus  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - 1949. - Vol. 61 , nr. 360 . - S. 129 . - doi : 10.1086/126146 . - .
  17. Lassell W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (engelska)  // Astronomische Nachrichten . - Wiley-VCH , 1852. - Vol. 34 . — S. 325 . — .
  18. Lassell W. Om Uranus inre satelliter  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Vol. 12 . - S. 15-17 . - .
  19. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Grundy WM; Young L.A.; Spencer JR; et al. Fördelningar av H 2 O och CO 2 isar på Ariel, Umbriel, Titania och Oberon från IRTF/SpeX-observationer   // Icarus . - Elsevier , 2006. - Vol. 184 , nr. 2 . - S. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
  20. Ness NF; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Magnetiska fält vid Uranus  (engelska)  // Vetenskap . - 1986. - Vol. 233 , nr. 4759 . - S. 85-89 . - doi : 10.1126/science.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
  21. Miller C.; Chanover NJ Löser dynamiska parametrar från Titania- och Ariel-ockultationerna i augusti 2007 av  Umbriel  // Icarus . — Elsevier , 2009. — Vol. 200 , nej. 1 . - s. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
  22. Arlot J.-E.; Dumas C.; Sicardy B. Observation av en förmörkelse av U-3 Titania av U-2 Umbriel den 8 december 2007 med ESO-VLT  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2008. - Vol. 492 , nr. 2 . - s. 599-602 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810134 . - .
  23. 1 2 3 4 5 Hussmann H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Hav under ytan och djupa inre av medelstora yttre planetsatelliter och stora trans-neptuniska objekt   // Ikaros . - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , nr. 1 . - s. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - . Arkiverad från originalet den 11 oktober 2007.
  24. 1 2 3 4 Bell III JF; McCord TB En sökning efter spektralenheter på Uran-satelliterna med hjälp av färgförhållandebilder  //  Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990. - Houston, TX, USA: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1991. - P. 473-489 . Arkiverad 3 maj 2019.
  25. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Plescia JB Uraniska satelliternas kraterhistoria: Umbriel, Titania och Oberon  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Vol. 92 , nr. A13 . - P. 14918-14932 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14918 . - .
  26. 1 2 Buratti BJ; Mosher, Joel A. Jämförande globala albedo- och färgkartor över de uranska satelliterna   // Ikaros . - Elsevier , 1991. - Vol. 90 . - S. 1-13 . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - .
  27. 1 2 3 4 Mål : Titania  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Hämtad 6 mars 2013. Arkiverad från originalet 21 oktober 2022.
  28. Gertrude . Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Hämtad 3 juni 2009. Arkiverad från originalet 20 september 2022.
  29. 1 2 3 4 5 Croft SK Nya geologiska kartor över Uranian-satelliterna Titania, Oberon, Umbriel och Miranda  //  Proceeding of Lunar and Planetary Sciences. - Houston: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1989. - Vol. 20 . — S. 205C . Arkiverad från originalet den 31 augusti 2017.
  30. ↑ Titania : kratrar  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Hämtad 25 oktober 2022. Arkiverad från originalet 8 september 2022.
  31. Strobell ME; Masursky H. Nya funktioner namngivna på månen och satelliter  från Uran //  Abstracts of the Lunar and Planetary Science. - 1987. - Vol. 18 . - P. 964-965 . - .
  32. 1 2 3 Mousis O. Modellering av de termodynamiska förhållandena i den Uraniska subnebulosan - Implikationer för vanlig satellitsammansättning  // Astronomi och astrofysik  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 413 . - s. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
  33. 1 2 3 Squyres SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix. Accretionell uppvärmning av satelliter från Saturnus och Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1988. - Vol. 93 , nr. B8 . - P. 8779-8794 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - .
  34. Hillier J.; Squires, Steven. Termisk stresstektonik på Saturnus och Uranus satelliter  //  Journal of Geophysical Research. - 1991. - Vol. 96 , nr. E1 . - P. 15665-15674 . - doi : 10.1029/91JE01401 . — .
  35. Stone EC The Voyager 2 Encounter With Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Vol. 92 , nr. A13 . - P. 14873-14876 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
  36. Clark, Stephen. Uranus, Neptunus i NASA:s sikte för ett nytt  robotuppdrag . Rymdfärd nu (25 augusti 2015). Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 7 november 2019.

Länkar