Міранда (супутник)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Міранда

Miranda.jpg
Знімок з космічного апарата «Вояджер-2»

Дані про відкриття
Дата відкриття 16 лютого 1948
Відкривач(і) Джерард Койпер
Місце відкриття Обсерваторія Макдональд, Техас
Планета Уран
Номер
Орбітальні характеристики
Велика піввісь 129 900 км
Середній радіус орбіти 129 900 км
Орбітальний період 1,413 479 діб
Ексцентриситет орбіти 0,0013
Фізичні характеристики
Середній радіус 235,8 ± 0,7 (240,4 + 234,2 + 232,9) км
Площа поверхні 698 710,82 км²
Об'єм 54 918 670 км³
Маса 6,59±0.75×1019 кг
Густина 1,214 г/см³ г/см³
Друга космічна швидкість 24 067,7 км/ч км/с
Період обертання навколо своєї осі дорівнює орбітальному (супутник повернений до Урана одним боком) діб
Альбедо 0,32 ± 0,03[1]
Температура поверхні ~60 К (-213,15 °C) К
Атмосфера 0
Інші позначення


Міра́нда (Уран V) — найближчий і найменший серед п'яти великих супутників Урана. Супутник відкрито 1948 року Джерардом Койпером і названо на честь персонажа п'єси Шекспіра «Буря» (Міранда - дочка Просперо). Супутник сфотографовано з близької відстані лише одиного разу, під час прольоту космічного апарату «Вояджер-2» через систему Урана в січні 1986 року. З усіх супутників Урана Міранду було найкраще вивчено завдяки тому, що вона опинилася найближче до траєкторії «Вояджера-2». Однак, вивчити вдалося лише південну півкулю, бо північна перебувала в тіні.

Поверхня супутника, ймовірно, складається з водяного льоду, змішаного з силікатами та карбонатами, а також аміаку. Як й інші супутники Урана, Міранда має сезонні цикли, які пов'язані з її обертанням навколо Урана. Швидше за все, Міранда сформувалася з туманності або акреційного диска навколо Урана, який або існував з часів формування планети, або утворився внаслідок якоїсь катастрофічної події, яка, ймовірно, й надала Урану дуже великий нахил вісі обертання. Нахил орбіти супутника до екватора Урана невеликий: 4,338°. На поверхні супутника можна спостерігати просторі горбисті рівнини, посічені кратерами й пронизані мережею крутих розломів і каньйонів, які називають рупесами. На поверхні видно три великі ділянки, так звані корони, чиї діаметри більше 200 км. Ці топографічні утворення, так само як і незвичайний нахил орбіти Міранди, можуть бути результатом геологічної діяльності і складної геологічної історії. На Міранді могли діяти припливні сили, механізми орбітальних резонансів, процес гравітаційної диференціації, конвекційні рухи, розширення її плато і непостійний кріовулканізм .

Відкриття та найменування[ред.ред. код]

Джерард Койпер у 1963 році

Міранда була відкрита 16 лютого 1948 року нідерландським та американським (з 1933 року) астрономом Джерардом Койпером в обсерваторії Макдональд у Техасі через 97 років після відкриття Титанії та Оберона. Метою Койпера було отримання точних даних про відносні величини чотирьох відомих до того часу супутників Урана: Аріеля, Умбріеля, Титанії та Оберона[2].

За пропозицією сина першовідкривача супутників Урана Джона Гершеля всі супутники Урана називають на честь персонажів творів Вільяма Шекспіра та Олександра Поупа. Міранда отримала свою назву на честь персонажа п’єси Вільяма Шекспіра «Буря» (дочки Просперо)[2].

Як і назва супутника, усі назви значних топографічних утворень супутника походять від назв місць, де відбуваються дії творів Вільяма Шекспіра[3].

Орбіта[ред.ред. код]

Міранда, Уран й інші його супутники на знімку обсерваторії Паранал

Міранда — найближчий до Урана великий супутник, і її форма суттєво відрізняється від кулястої. Орбіта Міранди лежить на відстані близько 129 900 км від Урана, вона має нахил до площини екватора планети[4][5]. Як і екватор планети, вона лежить не в площині орбіти Урана, а майже перпендикулярно до неї. Ексцентриситет орбіти становить 0,0013[4], тобто орбіта Міранди практично колова. Такі параметри орбіти, ймовірно, пов’язані з тим, що в Міранди могли бути орбітальні резонанси з іншими супутниками. Наприклад, орбітальний резонанс 3:1 з Умбріелем і, ймовірно, орбітальний резонанс 5:3 з Аріелем[6]. Можливо, саме через орбітальний резонанс з Умбріелем збільшився ексцентриситет орбіти Міранди, сприяючи внутрішньому розігріванню й геологічній активності цього супутника. У той же час орбіта Умбріеля змінилась менше[6]. Через невелике сплющеня Урана й малий розмір (порівняно з іншими його супутниками), останні можуть дуже легко відійти від слабкого (порівняно з Сатурном або Юпітером) резонансу руху. Прикладом тому слугує Міранда, яка ухилилася від резонансу (імовірно через механізм, який і привів її орбіту до аномально високого нахилу)[7][8].

Орбітальний період становить 1,41347925 земних діб і збігається з періодом обертання навколо власної осі[9]. Орбіта Міранди повністю лежить у магнітосфері Урана[10], Міранда завжди звернена до Урана одним боком. Завдяки цьому, вся півкуля безповітряного супутника, що розташована з боку, спрямованого проти руху супутника по орбіті, постійного бомбардується магнітосферною плазмою, що обертається разом із планетою[11]. Таке бомбардування може призвести до потемніння поверхні півкулі, що й спостерігається на всіх супутниках Урана, за винятком Оберона[10]. При наближенні до супутника « Вояджера-2», ним було зареєстровано помітне зменшення густини іонів магнітосфери Урана[12].

Оскільки Уран обертається навколо Сонця майже на боці, він і його супутники, що розташовані в екваторіальній площині планети, мають сезонні цикли. Полюс Міранди (північний або південний) протягом 42 років поступово переходить із повної темряви до безперервного дня під час сонцестояння, коли Сонце протягом кількох років перебуває майже в зеніті. Протягом наступних 42 років полюси міняються місцями [10]. Проліт «Вояджера-2» у січні 1986 року збігся з літнім сонцестоянням у південній півкулі Міранди, тоді як на північній півкулі була суцільна ніч.

Кожні 42 роки у системі Урана настає рівнодення і з Землі можна спостерігати взаємні покриття його супутників. Кілька таких подій спостерігалося в 2006-2007 роках, зокрема покриття Аріеля Мірандою 15 липня 2006 року о 00:08 UT та покриття Умбріеля Мірандою 6 липня 2007 о 1:43 UT[13][14].

Склад та внутрішня структура[ред.ред. код]

 Діаграма показує явище теплової конвекції у вигляді грибоподібних стовпчиків, позначених червоним кольором, які підіймаються з поверхні у нижній частині діаграми. Хмари холодних течій перебувають у верхній частині зображення й позначені синім кольором
Феномен конвекції тепла постійної в'язкості

Серед супутників є чіткий поділ за формою. Виходячи з їхнього розміру, можна припустити сферичні вони чи ні. Супутники діаметром понад 400 км мають сферичну форму[3]. При середньому радіусі 235 км, Міранда перебуває на межі між малими й великими супутниками[15]. Вона має найменшу густину серед основних супутників Урана. Її густина — 1,15 ± 0,15 г/см3, що близько до густини водяного льоду[16]. Спостереження поверхні в інфрачервоному діапазоні дозволили виявити на ній наявність водяного льоду, змішаного із силікатами і карбонатами[16]. За допомогою таких спостережень поверхні було виявлено аміак (NH3) у кількості 3%[16]. На основі отриманих «Вояджером-2» даних, вважають, що частка силікатних порід лежить у межах від 20% до 40% загальної маси супутника[16].

За однією з гіпотез Міранда структурно поділяється на силікатне ядро та мантію, яка складається з водяного льоду[17]. Товщина мантії становить 135 км, а ядро має радіус близько 100 км[17]. За такої будови внутрішнє тепловідведення супутника відбувається шляхом теплопроводності[17]. Проте спостереження за ореолом супутника свідчать про конвекційні рухи на поверхні. За однією з гіпотез, лід на Міранді є клатратом з пористої замороженої суміші метану й водного льоду[18]. Окрім метану, водні клатрати можуть захоплювати оксид вуглецю й інші молекули, згодом утворюючи речовину з добрими теплоізоляційними властивостями, внаслідок чого теплопровідність клатратів становитиме лише від 2 до 10% теплопроводності звичайного льоду[19]. Ці клатрати можуть утримувати теплову енергію, яка вивільняється під час розпаду радіоактивних елементів у надрах супутника і за такої будови потрібно було б близько 100 млн років для нагрівання льоду до 100 °C[19]. Теплова енергія також поширювалася усередину супутника, що могло призвести до розширення ядра на 1% і до утворення тріщин на поверхні[18][19]. Крім того, теплова енергія, що передається з надр супутника на його поверхню унаслідок теплопровідності, також пояснювала б часткове диференціювання поверхні[20].

Поверхня[ред.ред. код]

Для поверхні Міранди характерна різноманітність геологічних структур, які включають тріщини, розломи, долини, кратери, хребти, яри, лощини і урвищ[15][21].

Цей супутник за розмірами подібний до Енцелада. Деякі ділянки старі й невиразні. На їхній поверхні видно численні ударні кратери. Це пояснюється інертністю й невеликим розміром тіла[3]. Інші регіони вкрито прямокутними або яйцеподібними смугами і вони містять складні переплетення хребтів і рупесів (скельних уступів) та безліч паралельних променів, утворених світлою й темною речовиною[9]. Супутник, швидше за все, складається з водяного льоду, силікатних порід й інших органічних сполук, більш-менш глибоко розташованих в надрах Міранди[9].

Карта Міранди
Назва поверхневих ландшафтів на вивченому боці Міранди[22]
(назви ландшафтів узяті з творів Вільяма Шекспіра)
Назва Тип Довжина (діаметр), км Широта (°) Довгота (°) Походження назви
Регіон Мантуя Регіон
399
−39,6
180,2
Регіон Італії, який згадано у творі «Два Веронці»
Регіон Ефес
225
−15
250
Місто, де жили близнята з твору «Комедія помилок» (сучасна Туреччина)
Регіон Сицілія
174
−30
317,2
Регіон в Італії з твору «Зимова казка»
Регіон Дунсінан
244
−31,5
11,9
Пагорб, згаданий у п'єсі «Макбет»
Корона Арден Корона (ореол)
318
−29,1
73,7
Арденський ліс[23], де розгортаються події у творі «Як вам це сподобається»
Корона Ельсінор
323
−24,8
257,1
Гельсінгер, місце дії п'єси «Гамлет»
Корона Інвернесс
234
−66,9
325,7
Замок із твору «Макбет»
Алжир Рупес Рупес
141
−43,2
322,8
Регіон Франції, у якому відбувається дії п'єси «Буря»
Верона Рупес
116
−18,3
347,8
Регіон Італії, де розгортаються сюжет твору «Ромео і Джульєтта»
Борозна Неаполь Борозна
260
32
260
Місто, у якому відбувається дії п'єси «Буря»
Борозна Сіракузи
40
15
293
Регіон Італії, де розгортається сюжет твору «Комедія помилок»
Алонсо Кратер
25
−44
352,6
Король Неаполя з твору «Буря»
Фердинанд
17
−34,8
202,1
Син короля Неаполя з твору «Буря»
Франциско
14
−73,2
236
Придворний з твору «Буря»
Гонзало
11
−11,4
77
Радник короля Неаполя з твору «Буря»
Просперо
21
−32,9
329,9
Законий герцог Міланський з твору «Буря»
Стефано
16
−41,1
234,1
Дворецький з твору «Буря»
Тринкуло
11
−63,7
163,4
Блазень із твору «Буря»

Це привело до припущення, що поверхня цього супутника до 5 раз перебудовувалася за час еволюції. На зображеннях Міранди видно структуру у вигляді латинської букви «V», поруч розташовуються гірські хребти і долини, старі кратеровані та молоді гладкі області, каньйони в тіні завглибшки до 20 км. Трохи нижче центру лежить великий кратер Алонсо завглибшки 24 км.

Для пояснення планетології Міранди висунуто декілька гіпотез. За однією з них Міранда була розколота у результаті зіткнення з великим небесним тілом, але потім шматки знову з'єдналися. Проте залишається незрозумілим, чому збереглися ударні кратери на інших частинах поверхні супутника. Інша гіпотеза припускає, що мало місце нерівномірне розігрівання надр Міранди.

Міранда у натуральному кольорі

Регіони[ред.ред. код]

Регіонам, сфотографованим «Вояджером-2», дали назви: Регіон Мантуя, Регіон Ефес, Регіон Сицилія і Регіон Дунсінан[22]. Вони є областями на Міранді, які характеризуються чергуванням горбистої поверхні та рівнин з більш-менш вираженими давніми ударними кратерами[9]. Для давніх регіонів також характерні розломи. Більшість схилів розломів сформувались тоді ж, коли й ці старі регіони. Але, припускають, що деякі сформувались зовсім недавно. Ймовірно, вони були утворені від корон[9]. Поряд із розломами спостерігаються грабени, що свідчить про наявність у минулому тектонічної активності[9]. Поверхня регіонів практично однорідно темна, окрім прямовисних скель уздовж кратерів, де спостерігаються світліші ділянки поверхні[9].

Корони[ред.ред. код]

Корона Інвернесс характеризується білою плямою, розташованою в її центрі. Кратер Алонсо розташований у правому верхньому куті, а Рупес Алжир — у верхньому лівому

Міранда є одним з небагатьох супутників в Сонячної системи, що має корони. Наразі за допомогою «Вояджера-2» було зафіксовано наявність трьох корон: Корона Арден (розташована у півкулі, оберненій у напрямку руху супутника орбітою), Корона Ельсінор (розташована у півкулі, що спрямована у протилежний бік до напрямку руху супутника орбітою) і Корона Інвернесс (розташована на південному полюсі). Велика різниця альбедо (на поверхні Міранди) найпомітніші на Короні Арден та Короні Івернесс[9].

Корона Інвернесс[ред.ред. код]

Корона Інвернесс — це трапецієвидна ділянка площею близько 200 км². Вона розташована поблизу південного полюса. Зовнішня межа корони, так само як і внутрішня структура гребенів і смуг із контрастним альбедо, утворює багатокутник[9]. З трьох боків (півдня, сходу і півночі) корона обмежена складною системою розломів. Межа західної частини менш мітка, але теж може бути результатом тектонічної активності. Усередині корони більшу частину поверхні вкривають паралельні борозни, довжиною декілька кілометрів[24]. Невелика кількість ударних кратерів дозволяє вважати Інвернесс наймолодшою з трьох корон, які можна бачити на поверхні Міранди[24].

Корона Арден[ред.ред. код]

Розломи, височини і інші особливості корони Арден

Корона Арден розташована у тій півкулі Міранди, що спрямована у бік руху супутника орбітою, і тягнеться на 300 км зі сходу на захід. Розміри Ардена з півночі на південь невідома тому, що під час фотографування її «Вояджером-2» північна півкуля перебувала за термінатором (була занурена у темряву). Зовнішня частина цієї корони утворена темними паралельними смугами, які облямовують світліший гладенький скошений прямокутник (щонайменше 100 км завширшки), розташований у центрі корони. У цілому виходять своєрідні «яйцеподібні» лінії[9].

У внутрішній частині пояса Арден зустрічаються різні форми. Топографія внутрішньої ділянки рівномірна. Поверхню утворено світлими розсипами на здебільшого темному тлі. Стратиграфічні співвідношення темної та світлої поверхонь неможливо визначити через малу роздільну здатність фото «Вояджера-2». Область за межами корони Арден характеризується смугами з концентрованим альбедо, які простягаються від західної частини корони, де вони перетинаються з кратерованою поверхнею (близько 40° довготи), до східної сторони, де вони виходять за рамки дослідженої поверхні у північній півкулі (близько 110° довготи)[24]. Смуги з концентрованим альбедо складаються із зовнішніх обривів[24]. Ці скелі поступово поглиблюють місцевість уздовж межі між короною Арден і кратерованим регіоном Мантуя[24]. Арден сформувалася до Корони Інвернесс та під час утворення Корони Ельсінор[24].

Корона Ельсінор крупним планом праворуч, правіше від неї розташований регіон Ефес

Корона Ельсінор[ред.ред. код]

Корона Ельсінор — третя корона, яку можна побачити на Міранді. Розташована на півкулі, що спрямована у протилежний бік до руху супутника орбітою, і розташована уздовж термінатора[Джерело?]. За розмірами й внутрішньою структурою вона схожа на корону Арден. В обох корон є зовнішній пояс близько 100 км завширшки, який розташовується навколо центра[9]. Топографія внутрішньої частини Ельсінору складається зі складних наборів улоговин та підвищень, які обриваються на зовнішньому поясі, що характеризується майже концентричними лінійними хребтами. Улоговини містять невеликі сегменти горбистої місцевості й кратерів[9]. На короні Ельсінор також наявні сегменти стрічкових утворень, названих «борознами»[22]. Вони майже такі як на Ганімеді, супутнику Юпітера[9].

Рупеси[ред.ред. код]

Ділянка поверхні Міранди, на якій видно рупес Верона. Висота скелі справа знизу — 20 км. Фотографія зроблена з апарату «Вояджер-2» 24 січня 1986 року. Автор: NASA/JPL

На поверхні Міранди також є рупеси. Серед них є як старші за корони, так і молодші за них. Рупес Верона розташовується у глибокій долині, край якої не було видно за термінатором.

Деформація поверхні починається з північно-західного боку корони Інвернесса[9]. Там на зовнішньому овальному поясі корони розташоване урвище[9] під назвою рупес Алжир[22].

Найбільшим рупесом на планеті є рупес Верона[22]. Він розташований над Короною Інвернесс[9] біля термінатора[Джерело?] і являє собою високу світлу кручу[22]. Вона утворює складні грабени. Ширина зсуву — близько 20 км, глибина грабена уздовж світлого схилу становить від 10 до 15 км[9]. Висота прямовисної скелі становить від 5 до 10 км[9]. Висота цієї скелі є надзвичайним явищем якщо врахувувати розміри Міранди. Цілком ймовірно, що рупес Верона поширюється у північну півкулю за термінатор[24].

Ударні кратери[ред.ред. код]

Вік поверхні твердих небесних тіл співвідноситься з кількістю утворених на ній ударних кратерів — чим більше на ній кратерів, тим вона старіша[24]. Таким чином, підраховуючи кількість кратерів, дослідники визначають вік інертних супутників без атмосфери, наприклад, таких як Каллісто[3].

Під час прольоту космічної станції «Вояджер-2» було вивчено лише кратери на південній півкулі супутника. Їх діаметри варіюються від 500 м до 50 км[24]. Форма кратерів досить різноманітна. У деяких дуже добре видно краї і часто кратери оперезані складками, за якими визначається характер ударів. В інших кратерах топографія настільки погана, що їх ледь можна ідентифікувати на поверхні[24]. Таким чином, вік кратера на Міранді не може ясно вказувати на вік тієї поверхні, на якій він розташований.

На Міранді не знайдено складних кратерів з центральними гірками або кратерів, оперезаних великою кількістю кілець. Виявлені кратери — прості (їх западинами є порожнини у формі півсфери) або перехідні з плоским дном. Не спостерігається залежності між розмірами і формою кратерів[24]. Відомі прості кратери діаметром більше 15 км, і в той же час — перехідні кратери діаметром усього 2,5 км[24].

Викиди з надр супутника (після зіткнення з метеороїдом) не часті, і на Міранді вони не спостерігалися навколо кратерів, діаметр яких більший 15 км[24]. Викиди, що інколи оточують кратери діаметром менше 3 км, світліші за оточуючий їх матеріал. З іншого боку, викиди кратерів, діаметри яких у межах від 3 до 15 км, темніші, ніж оточуючий матеріал (альбедо викидів нижче, ніж альбедо матеріалу, що оточує кратери). Також зустрічаються кратери (незалежно від їх діаметру), альбедо викидів навколо яких дорівнює альбедо матеріалу, що оточує ці кратери[24].

Походження та еволюція[ред.ред. код]

Для пояснення його формування й еволюції науковим співтовариством запропоновано декілька теорій[3]. Один з варіантів стверджує, що Міранда сформувалася з газопилової туманності або акреційного диску довкола Урана. Цей диск або існував з часів формування планети, або утворився під час її зіткнення з іншим небесним тілом (можливо, це зіткнення й надало Урану дуже великий нахил осі обертання)[25].

На цьому порівняно невеликому супутнику є деталі, вік яких напрочуд малий (у порівнянні з віком самої Міранди)[26]. Вірогідно, вік наймолодших геологічних утворень Міранди складає всього лише декілька сотень мільйонів років[24]. Моделювання термічної історії невеликих супутників (розміру Міранди) показує швидке охолодження й повну відсутність геологічної еволюції після акреції супутника з туманності[24]. Геологічна активність протягом настільки довгого часу неможлива тільки за рахунок енергії від початкової акреції та енергії ділення радіоактівних елементів[24].

У Міранди порівняно молода (серед основних супутників Урана) поверхня. Це вказує на те, що вона недавно зазнала значних змін[24]. Сучасний стан поверхні пояснюють складною геологічною історією, у якій були рідкісні поєднання різних астрономічних явищ[3]. Серед цих явищ можуть бути припливні сили, явища орбітальних резонансів, процеси часткової диференціації або конвекції[3].

Незвичайна геологічна структура поверхні, яка складається з областей, що різко відрізняються одна від одної, може бути результатом катастрофічного зіткнення Міранди з іншим астрономічним тілом. При цьому вона була розбита на частини[3][24], а потім наново зібралася зі шматків під дією гравітації[27]. Деякі дослідники припускають кілька етапів зіткнень і повторної акреції спутника[28]. Ця гіпотеза стала менш вірогідною 2011 року через надходження даних на користь гіпотези, пов'язаної з дією припливних сил Урана. Ці сили могли витягнути і зняти поверхневу матерію на коронах Інвернесс і Арден, створюючи круті розломи. Джерелом енергії для таких змін могла служити лише сила тяжіння Урана[29].

Зрештою, формування поверхні Міранди могло тривати більше 3 млрд років. Воно почалося приблизно 3,5 млрд років тому з появи сильно кратерованих районів і закінчилося близько ста мільйонів років назад утворенням корон[24].

Явища орбітальних резонансів, більшою мірою з Умбріелем, ніж з Аріелем, значною мірою вплинули на ексцентриситет орбіти Міранди[6]. Ці явища також причетні до внутрішнього розігріву й геологічної активності супутника[6]. Їх спільний вплив спричинив конвекцію всередині Міранди й поклав початок диференціації її речовини[6]. У той же час ці явища слабо змінили орбіти інших, масивніших, супутників[6]. Поміж тим, перетворення поверхні Міранди видаються занадто значними, щоб бути результатом лише орбітального резонансу[26].

Після того, як Міранда вийшла з резонансу з Умбріелем, нахил її орбіти став аномально високим, а ексцентриситет зменшився[6]. Згодом припливні сили змінили ексцентриситет і температуру в ядрі Міранди, завдяки чому її форма повернулася до сферичної, але при цьому вона зберегла незвичайні геологічні утворення, такі як рупес Верона[26]. Ексцентриситет був джерелом приливних сил, і його зменшення призвело до загасання джерела енергії для геологічної активності Міранди. Без цієї енергії Міранда стала холодним інертним супутником[6].

Дослідження[ред.ред. код]

Знімок, отриманий «Вояджером-2» з відстані 1,38 млн км. На ньому можна розгледіти Корону Інвернесс
Дослідження Урана та його супутників космічним апаратом Вояджер-2

Міранда стала єдиним супутником Урана, знімки якого було отримано «Вояджером-2» у січні 1986 року з високою роздільною здатністю . «Вояджер-2» підійшов до цього супутника на відстань у 31 000 км. Це значно ближче, ніж для інших супутників Урана[30]. Найкращі знімки Міранди відзняті з роздільною здатністю 500 м і охоплюють близько 40% поверхні, проте лише 35% знімків було зроблено з точністю, потрібною для геологічної картографії й підрахунку кратерів[24].

Під час польоту «Вояджера» південна півкуля Міранди була обернена до Сонця, а північна півкуля на той час була неосвітленою, тож не могла бути вивчена[9]. Жоден інший космічний корабель ніколи не відвідував систему Урана (і Міранду зокрема).

У 2020-х роках, можливо, буде запущена дослідницька програма НАСА — Uranus orbiter and probe. До складу програми входитиме орбітальний апарат і атмосферний зонд. Крім того, група зі 168 учених представила Європейському космічному агентству програму-місію Uranus Pathfinder. У програмі описано подорож до зовнішньої частини Сонячної системи, кінцевою метою якої є планета Уран[31]. Метою перелічених вище програм є уточнення знань про Уран і його супутники (зокрема, і про Міранду).

У культурі[ред.ред. код]

Девід Нордлі(англ.)укр. присвятив Міранді фантастичне оповідання «У печерах Міранди», де розповідається про подорож супутником.

Примітки[ред.ред. код]

  1. «Planetary Satellite Physical Parameters». JPL (Solar System Dynamics). 2009-04-03. Архів оригіналу за 2012-01-24. Процитовано 2009-08-10. 
  2. а б Kuiper, G. P. (1949). «The Fifth Satellite of Uranus». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360). с. 129. Bibcode:1949PASP...61..129K. doi:10.1086/126146. 
  3. а б в г д е ж и De feux et de glace : ardentes géantes. 2010. ISBN 9782738123305. 
  4. а б «Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Satellites of Uranus». NASA/JPL, California Institute of Technology. Архів оригіналу за 2011-08-22. 
  5. Larousse du Ciel : Comprendre l'astronomie du 21e siècle. Larousse, coll. «Regards sur la science». 2005. с. 395. ISBN 2035604346. 
  6. а б в г д е ж и Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (1990). «Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities». Icarus 85 (2). с. 394—443. Bibcode:1990Icar...85..394T. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S. 
  7. Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (1989). «Tidal Evolution of the Uranian Satellites II. An Explanation of the Anomalously High Orbital Inclination of Miranda». Icarus 7 (1). с. 63—89. Bibcode:1989Icar...78...63T. doi:10.1016/0019-1035(89)90070-5. 
  8. Malhotra, R., Dermott, S. F. (1990). «The Role of Secondary Resonances in the Orbital History of Miranda». Icarus 8 (2). с. 444—480. Bibcode:1990Icar...85..444M. doi:10.1016/0019-1035(90)90126-T. 
  9. а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science 233 (4759). с. 97—102. Bibcode:1986Sci...233...43S. doi:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. 
  10. а б в Grundy, W. M.; Young, L. A.; Spencer, J. R.; et al. (2006). «Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations». Icarus 184 (2). с. 543—555. arXiv:0704.1525. Bibcode:2006Icar..184..543G. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016.  Проігноровано невідомий параметр |unused_data= (довідка)
  11. Ness, N. F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). «Magnetic Fields at Uranus». Science 233 (4759). с. 85—89. Bibcode:1986Sci...233...85N. doi:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. 
  12. Krimigis, S. M.; Armstrong, T. P.; Axford, W. I.; et al. (1986). «The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment». Science 233 (4759). с. 97—102. Bibcode:1986Sci...233...97K. doi:10.1126/science.233.4759.97. PMID 17812897. 
  13. Miller, C.; Chanover, N. J. (2009). «Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel». Icarus 200 (1). с. 343—6. Bibcode:2009Icar..200..343M. doi:10.1016/j.icarus.2008.12.010. 
  14. Arlot, J.-E.; Dumas, C.; Sicardy, B. (2008). «Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT». Astronomy and Astrophysics 492. с. 599. Bibcode:2008A&A...492..599A. doi:10.1051/0004-6361:200810134. 
  15. а б Thomas, P. C. (1988). «Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates». Icarus. 73 (3). с. 427—441. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1. 
  16. а б в г Bauer, James M. (2002). «The Near Infrared Septrum of Miranda». Icarus 158. с. 178—190. 
  17. а б в Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). «Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects». Icarus 185 (1). с. 258—273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. 
  18. а б Croft, S. K.(1989). "New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda". {{{назва_книги}}}, 205C, Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston.
  19. а б в «Чому розстріскалась Міранда». Scientific-Journal.Ru. 28/01/2011. Архів оригіналу за 2012-01-24. Процитовано 2011-09-25. 
  20. Pappalardo, R.; Greeley, R.(1993). "Structural evidence for reorientation of Miranda about a paleo-pole". {{{назва_книги}}}, 1111—1112, Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston.
  21. Thérèse, Encrenaz (2010). Les planètes, les nôtres et les autres. EDP Sciences. ISBN 9782759804443. 
  22. а б в г д е «Miranda Nomenclature Table Of Contents». Gazetteer of Planetary Nomenclature. United States Geological Survey, Astrogeology. Архів оригіналу за 2011-08-22. 
  23. Дія п'єси Шекспіра розгортається у Франції, і, можливо, він мав на увазі Арденнський ліс, але, можливо, це Арденський ліс у Ворікширі.
  24. а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х ц ш Plescia, J. B. (1987). «Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon». Journal of Geophysical Research 92 (A13). с. 14918—14932. Bibcode:1987JGR....9214918P. doi:10.1029/JA092iA13p14918. 
  25. Mousis, O. (2004). «Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula — Implications for regular satellite composition». Astronomy & Astrophysics 413. с. 373—380. Bibcode:2004A&A...413..373M. doi:10.1051/0004-6361:20031515. 
  26. а б в Peale, S. J. (1988). «Speculative Histories of the Uranian Satellite System». Icarus 74. с. 153—171. doi:10.1016/0019-1035(88)90037-1. 
  27. Waldrop, M. Mitchell (Feb. 28, 1986). «Voyage to a Blue Planet». American Association for the Advancement of Science (en). 231 (4741) (Science News). с. 916—918. 
  28. Jay T., Bergstralh; Ellis D. Miner (1991). Uranus. Éditeur University of Arizona Press. Space science series. с. 1076. ISBN 0816512086. 
  29. Cowen, R. (Nov. 6, 1993). «Miranda: Shattering an old image». Society for Science & the Public. Science News 144 (19). с. 300. 
  30. Stone, E. C. (1987). «The Voyager 2 Encounter With Uranus». Journal of Geophysical Research 92 (A13). с. 14,873—76. Bibcode:1987JGR....9214873S. doi:10.1029/JA092iA13p14873. 
  31. «Uranus Pathfinder Exploring the Origins and Evolution of Ice Giant Planets». Архів оригіналу за 2011-08-11. 

Література[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]