Міранда (супутник): відмінності між версіями

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Інтерактивний перегляд історії
[перевірена версія][перевірена версія]
← Попереднє редагування
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
Немає опису редагування
оновлення даних
 
(Не показані 15 проміжних версій 11 користувачів)
Рядок 10: Рядок 10:
| місце відкриття = [[Обсерваторія Макдональд]], [[Техас]]
| місце відкриття = [[Обсерваторія Макдональд]], [[Техас]]
| планета = [[Уран (планета)|Уран]]
| планета = [[Уран (планета)|Уран]]
| номер =
| номер = Уран V
| орбітальні дані =
| орбітальні дані =
| велика піввісь = 129 900
| велика піввісь = 129 900
Рядок 19: Рядок 19:
| апоцентр =
| апоцентр =
| нахил орбіти =
| нахил орбіти =
| діаметр =
| діаметр = 480 × 468.4 × 465.8
| радіус = 235,8 ± 0,7 (240,4 + 234,2 + 232,9)
| радіус = 235,8 ± 0,7 (240,4 + 234,2 + 232,9)
| площа поверхні = 698 710,82
| площа поверхні = 698 710,82
Рядок 34: Рядок 34:
| атмосфера = нема
| атмосфера = нема
| позначення =
| позначення =
| видима зоряна величина = 15.8
<!-- необов'язкові параметри для посилань
<!-- необов'язкові параметри для посилань
| фізичні дані =
| фізичні дані =
Рядок 51: Рядок 52:
|}}
|}}


'''Міра́нда''' ('''Уран V''') — найближчий і найменший серед п'яти великих [[супутник]]ів [[Уран (планета)|Урана]]. Відкрита 1948 року [[Джерард Петер Койпер|Джерардом Койпером]] і названа на честь [[Міранда ("Буря")|Міранди]] з п'єси [[Вільям Шекспір|Шекспіра]] «[[Буря (п'єса)|Буря]]». Супутник сфотографовано з близької відстані лише одного разу, під час прольоту космічного апарату «[[Вояджер-2]]» через систему Урана в січні 1986 року. З усіх [[Супутники Урана|супутників Урана]] Міранду було найкраще вивчено завдяки тому, що вона опинилася найближче до траєкторії «Вояджера-2». Однак дослідити вдалося лише південну півкулю, бо північна перебувала в тіні.
'''Міра́нда''' ({{lang-en|Miranda}}), також '''Уран V''' — найближчий і найменший серед п'яти великих [[супутник]]ів [[Уран (планета)|Урана]]. Відкрита 1948 року [[Джерард Петер Койпер|Джерардом Койпером]] і названа на честь [[Міранда ("Буря")|Міранди]] з п'єси [[Вільям Шекспір|Шекспіра]] «[[Буря (п'єса)|Буря]]». Супутник сфотографовано з близької відстані лише одного разу, під час прольоту космічного апарату «[[Вояджер-2]]» через систему Урана в січні 1986 року. З усіх [[Супутники Урана|супутників Урана]] Міранду було найкраще вивчено завдяки тому, що вона опинилася найближче до траєкторії «Вояджера-2». Однак дослідити вдалося лише південну півкулю, бо північна перебувала в тіні.


Поверхня супутника, ймовірно, складається з водяного [[лід|льоду]], змішаного з [[Силікати|силікатами]] та [[Карбонати|карбонатами]], а також [[аміак]]у. Як й інші супутники Урана, Міранда має [[Пори року|сезонні цикли]], які пов'язані з її обертанням навколо Урана. Швидше за все, Міранда сформувалася з [[Туманність|туманності]] або [[акреційний диск|акреційного диска]] навколо Урана, який або існував з часів формування планети, або утворився внаслідок катастрофічного [[Зіткнення з космічним тілом|зіткнення]], яке, ймовірно, й надало Урану дуже великий [[нахил осі обертання]]. Нахил орбіти супутника до екватора Урана невеликий: 4,338°. На поверхні супутника можна спостерігати просторі горбисті рівнини, всіяні [[Ударний кратер|кратерами]] й посічені мережею борозен та [[каньйон]]ів. На поверхні видно три своєрідні ділянки розміром понад 200 км — так звані корони. Ці утворення, так само як і незвичайний нахил орбіти Міранди, можуть бути результатом складної геологічної історії. На Міранді могли діяти [[припливні сили]], механізми [[Орбітальний резонанс|орбітальних резонансів]], процес [[Гравітаційна диференціація|гравітаційної диференціації]], [[Конвекція|конвекційні рухи]], розширення речовини надр і непостійний [[кріовулканізм]].
Поверхня супутника, ймовірно, складається з водяного [[лід|льоду]], змішаного з [[Силікати|силікатами]] та [[Карбонати|карбонатами]], а також [[аміак]]у. Як й інші супутники Урана, Міранда має [[Пори року|сезонні цикли]], які пов'язані з її обертанням навколо Урана. Швидше за все, Міранда сформувалася з [[Туманність|туманності]] або [[акреційний диск|акреційного диска]] навколо Урана, який або існував з часів формування планети, або утворився внаслідок катастрофічного [[Зіткнення з космічним тілом|зіткнення]], яке, ймовірно, й надало Урану дуже великий [[нахил осі обертання]]. Нахил орбіти супутника до екватора Урана невеликий: 4,338°. На поверхні супутника можна спостерігати просторі горбисті рівнини, всіяні [[Ударний кратер|кратерами]] й посічені мережею борозен та [[каньйон]]ів. На поверхні видно три своєрідні ділянки розміром понад 200 км — так звані [[Вінець (планетарна геологія)|вінці]]. Ці утворення, так само як і незвичайний нахил орбіти Міранди, можуть бути результатом складної геологічної історії. На Міранді могли діяти [[припливні сили]], механізми [[Орбітальний резонанс|орбітальних резонансів]], процес [[Гравітаційна диференціація|гравітаційної диференціації]], [[Конвекція|конвекційні рухи]], розширення речовини надр і непостійний [[кріовулканізм]].


== Відкриття та найменування ==
== Відкриття та найменування ==
Рядок 81: Рядок 82:
[[Файл:ESO-Uranus-Moons.jpg|thumb|left|Уран, Міранда та інші його супутники на інфрачервоному знімку [[Паранальська обсерваторія|обсерваторії Паранал]]]]
[[Файл:ESO-Uranus-Moons.jpg|thumb|left|Уран, Міранда та інші його супутники на інфрачервоному знімку [[Паранальська обсерваторія|обсерваторії Паранал]]]]


Міранда — найближчий до Урана [[Великі супутники Урана|великий супутник]]. Її орбіта лежить на відстані близько 129&nbsp;900 км від Урана і нахилена до площини його екватора на 4,2° (що набагато більше, ніж у решти великих супутників Урана)<ref name="orbitMiranda">{{cite web
Міранда&nbsp;— найближчий до Урана [[Великі супутники Урана|великий супутник]]. Її орбіта лежить на відстані близько 129&nbsp;900&nbsp;км від Урана і нахилена до площини його екватора на 4,2° (що набагато більше, ніж у решти великих супутників Урана)<ref name="orbitMiranda">
{{cite web
| url = http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem#uranus
|url = http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem#uranus
| title = Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Satellites of Uranus
|title = Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Satellites of Uranus
| author =
|author =
| work =
|work =
| publisher = NASA/JPL, California Institute of Technology
|publisher = NASA/JPL, California Institute of Technology
| accessdate =
|accessdate =
| language=
|language =
| archiveurl = http://www.webcitation.org/617VryYmR
|archiveurl = https://www.webcitation.org/617VryYmR?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem#uranus
| archivedate = 2011-08-22
|archivedate = 2011-08-22
|deadurl = no
⚫
}}</ref><ref name="Delprat2005">
⚫
}}
⚫
</ref><ref name="Delprat2005">
{{cite book
{{cite book
|first= Catherine Delprat (редактор) и др. |last=
|first= Catherine Delprat (редактор) и др. |last=
Рядок 100: Рядок 104:
|publisher=Larousse, coll. «Regards sur la science»
|publisher=Larousse, coll. «Regards sur la science»
|isbn=2035604346
|isbn=2035604346
}}</ref>. Як і екватор планети, вона лежить не в площині орбіти Урана, а майже перпендикулярно до неї. [[Ексцентриситет]] орбіти становить 0,0013<ref name="orbitMiranda" />, тобто орбіта Міранди практично [[коло]]ва. Такі параметри орбіти, ймовірно, пов’язані з тим, що в Міранди могли бути [[Орбітальний резонанс|орбітальні резонанси]] з іншими супутниками. Наприклад, орбітальний резонанс 3:1 з [[Умбріель (супутник)|Умбріелем]] і, ймовірно, орбітальний резонанс 5:3 з [[Аріель (супутник)|Аріелем]]<ref name="Tittemore1990">{{cite journal
}}</ref>. Як і екватор планети, вона лежить не в площині орбіти Урана, а майже перпендикулярно до неї. [[Ексцентриситет]] орбіти становить 0,0013<ref name="orbitMiranda" />, тобто орбіта Міранди практично [[коло]]ва. Такі параметри орбіти, ймовірно, пов'язані з тим, що в Міранди могли бути [[Орбітальний резонанс|орбітальні резонанси]] з іншими супутниками. Наприклад, орбітальний резонанс 3:1 з [[Умбріель (супутник)|Умбріелем]] і, ймовірно, орбітальний резонанс 5:3 з [[Аріель (супутник)|Аріелем]]<ref name="Tittemore1990">{{cite journal
|last=Tittemore|first=W. C.
|last=Tittemore|first=W. C.
|coauthors=Wisdom, J.
|coauthors=Wisdom, J.
Рядок 173: Рядок 177:
|bibcode=1986Sci...233...97K|doi=10.1126/science.233.4759.97|pmid=17812897|issue=4759}}</ref>.
|bibcode=1986Sci...233...97K|doi=10.1126/science.233.4759.97|pmid=17812897|issue=4759}}</ref>.


Оскільки Уран обертається навколо [[Сонце|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 [[Зеніт|зеніті]]. Протягом наступних 42 років полюси міняються місцями<ref name="Grundy2006"/>. Проліт «Вояджера-2» у січні 1986 року збігся з літнім сонцестоянням у південній півкулі Міранди, тоді як у північній півкулі була суцільна ніч.
Оскільки Уран обертається навколо [[Сонце|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 [[зеніт]]і. Протягом наступних 42 років полюси міняються місцями<ref name="Grundy2006"/>. Проліт «Вояджера-2» у січні 1986 року збігся з літнім сонцестоянням у південній півкулі Міранди, тоді як у північній півкулі була суцільна ніч.


Кожні 42 роки у системі Урана настає [[рівнодення]] і з Землі можна спостерігати взаємні [[Покриття (астрономія)|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<ref>
Кожні 42 роки у системі Урана настає [[рівнодення]] і з Землі можна спостерігати взаємні [[Покриття (астрономія)|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<ref>
{{cite journal|title=Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel|last=Miller|first=C.|coauthors=Chanover, N. J.|journal=Icarus|volume=200|issue=1|pages=343—6|doi=10.1016/j.icarus.2008.12.010|bibcode=2009Icar..200..343M|year=2009}}
{{cite journal|title=Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel|last=Miller|first=C.|coauthors=Chanover, N. J.|journal=Icarus|volume=200|issue=1|pages=343—6|doi=10.1016/j.icarus.2008.12.010|bibcode=2009Icar..200..343M|year=2009}}
</ref><ref>{{cite journal
</ref><ref>{{cite journal
Рядок 191: Рядок 195:


== Склад та внутрішня структура ==
== Склад та внутрішня структура ==
[[Файл:Convection thermique à viscosité constante.png|thumb|upright=1.4|[[Конвекція|Конвекційні]] рухи в середовищі з постійною в'язкостю|alt= Діаграма показує явище теплової конвекції у вигляді грибоподібних стовпчиків, позначених червоним кольором, які підіймаються з дна. Згори опускаються холодні потоки, позначені синім кольором]]
[[Файл:Convection thermique à viscosité constante.png|thumb|upright=1.4|[[Конвекція|Конвекційні]] рухи в середовищі з постійною в'язкостю|alt= Діаграма показує явище теплової конвекції у вигляді грибоподібних стовпчиків, позначених червоним кольором, які підіймаються з дна. Згори опускаються холодні потоки, позначені синім кольором]]
Форма небесних тіл залежить від їхнього розміру: великі тіла є кулястими, а малі мають неправильну форму. Межа між ними проходить поблизу значення діаметра 400 км<ref name="Brahic2010"/>. Міранда, маючи розмір близько 470 км, перебуває на межі між малими й великими супутниками<ref name="Thomas1988">{{cite journal
Форма небесних тіл залежить від їхнього розміру: великі тіла є кулястими, а малі мають неправильну форму. Межа між ними проходить поблизу значення діаметра 400 км<ref name="Brahic2010"/>. Міранда, маючи розмір близько 470&nbsp;км, перебуває на межі між малими й великими супутниками<ref name="Thomas1988">{{cite journal
|last=Thomas | first=P. C.
|last=Thomas | first=P. C.
|title=Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates
|title=Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates
Рядок 210: Рядок 214:
|doi=
|doi=
|bibcode=
|bibcode=
}}</ref>. Спостереження поверхні в [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному діапазоні]] дозволили виявити на ній [[Лід|водяний лід]], змішаний із [[Силікати|силікатами]] й [[Карбонати|карбонатами]]<ref name="Bauer2002"/>. За допомогою таких спостережень поверхні було виявлено [[аміак]] (NH<sub>3</sub>) у кількості 3%<ref name="Bauer2002"/>. На основі отриманих «Вояджером-2» даних вважають, що частка силікатних порід лежить у межах від 20% до 40% маси супутника<ref name="Bauer2002"/>.
}}</ref>. Спостереження поверхні в [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному діапазоні]] дозволили виявити на ній [[Лід|водяний лід]], змішаний із [[Силікати|силікатами]] й [[Карбонати|карбонатами]]<ref name="Bauer2002"/>. За допомогою таких спостережень поверхні було виявлено [[аміак]] (NH<sub>3</sub>) у кількості 3&nbsp;%<ref name="Bauer2002"/>. На основі отриманих «Вояджером-2» даних вважають, що частка силікатних порід лежить у межах від 20&nbsp;% до 40&nbsp;% маси супутника<ref name="Bauer2002"/>.


За однією з гіпотез Міранда поділяється на силікатне ядро та мантію, яка складається з водяного льоду<ref name="Hussmann2006">{{cite journal
За однією з гіпотез Міранда поділяється на силікатне ядро та мантію, яка складається з водяного льоду<ref name="Hussmann2006">{{cite journal
|last=Hussmann | first=H.
|last=Hussmann
|first=H.
|coauthors=Sohl, Frank; Spohn, Tilman
|coauthors=Sohl, Frank; Spohn, Tilman
|title=Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects
|title=Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects
Рядок 224: Рядок 229:
|doi=10.1016/j.icarus.2006.06.005
|doi=10.1016/j.icarus.2006.06.005
|bibcode=2006Icar..185..258H
|bibcode=2006Icar..185..258H
|accessdate=23 березня 2012
⚫
}}</ref>. Товщина мантії становить 135&nbsp;км, а ядро має радіус близько 100&nbsp;км<ref name="Hussmann2006"/>. За такої будови відведення внутрішнього тепла супутника відбувається шляхом [[Теплопровідність|теплопроводності]]<ref name="Hussmann2006"/>. Проте корони на поверхні супутника можуть свідчити про [[Конвекція|конвекційні]] рухи на поверхні. За однією з гіпотез, лід на Міранді є [[клатрати|клатратом]] з пористої замороженої суміші [[метан]]у й водного льоду<ref name="Croft1989">{{cite conference
|archive-date=11 жовтня 2007
|archive-url=https://web.archive.org/web/20071011123945/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..258H
⚫
}}</ref>. Товщина мантії становить 135&nbsp;км, а ядро має радіус близько 100&nbsp;км<ref name="Hussmann2006"/>. За такої будови відведення внутрішнього тепла супутника відбувається шляхом [[Теплопровідність|теплопроводності]]<ref name="Hussmann2006"/>. Проте вінці на поверхні супутника можуть свідчити про [[Конвекція|конвекційні]] рухи на поверхні. За однією з гіпотез, лід на Міранді є [[клатрати|клатратом]] з пористої замороженої суміші [[метан]]у й водного льоду<ref name="Croft1989">{{cite conference
|last=Croft
|last=Croft
|first=S. K.
|first=S. K.
|title=New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda
|title=New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda
|year=1989
|year=1989
|publisher=Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston|work=Proceeding of Lunar and Planetary Sciences
|publisher=Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston
|work=Proceeding of Lunar and Planetary Sciences
|volume=20
|volume=20
|pages=205C
|pages=205C
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989LPI....20..205C
⚫
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989LPI....20..205C}}</ref>. Окрім метану, водні клатрати можуть захоплювати [[Оксид вуглецю(II)|оксид вуглецю]] й інші молекули, згодом утворюючи речовину з добрими [[Теплоізоляційні матеріали|теплоізоляційними]] властивостями, внаслідок чого теплопровідність клатратів становитиме лише від 2 до 10% теплопроводності звичайного льоду<ref name="scientific-journal">{{cite web|url=http://scientific-journal.ru/miranda.html|title=Чому розстріскалась Міранда|date=28/01/2011|publisher=Scientific-Journal.Ru|accessdate=2011-09-25|archiveurl=http://www.webcitation.org/64vJtsU6o|archivedate=2012-01-24|deadurl=yes}}</ref>. 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&nbsp;млн років для нагрівання льоду до 100&nbsp;°C<ref name="scientific-journal" />. Теплова енергія також поширювалася усередину супутника, що могло призвести до розширення ядра на 1% і до утворення тріщин на поверхні<ref name="Croft1989" /><ref name="scientific-journal" />. Крім того, [[теплова енергія]], що передається з надр супутника на його поверхню унаслідок теплопровідності, також пояснювала б часткове диференціювання поверхні<ref name="Pappalardo1993">{{cite conference
|accessdate=23 березня 2012
|archive-date=28 серпня 2017
|archive-url=https://web.archive.org/web/20170828101710/http://adsabs.harvard.edu/abs/1989LPI....20..205C
⚫
}}</ref>. Окрім метану, водні клатрати можуть захоплювати [[Оксид вуглецю(II)|оксид вуглецю]] й інші молекули, згодом утворюючи речовину з добрими [[Теплоізоляційні матеріали|теплоізоляційними]] властивостями, внаслідок чого теплопровідність клатратів становитиме лише від 2 до 10&nbsp;% теплопроводності звичайного льоду<ref name="scientific-journal">{{cite web|url=http://scientific-journal.ru/miranda.html|title=Чому розстріскалась Міранда|date=28/01/2011|publisher=Scientific-Journal.Ru|accessdate=2011-09-25|archiveurl=https://www.webcitation.org/64vJtsU6o?url=http://scientific-journal.ru/miranda.html|archivedate=2012-01-24|deadurl=yes}}</ref>. 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&nbsp;млн років для нагрівання льоду до 100&nbsp;°C<ref name="scientific-journal" />. Теплова енергія також поширювалася усередину супутника, що могло призвести до розширення ядра на 1&nbsp;% і до утворення тріщин на поверхні<ref name="Croft1989" /><ref name="scientific-journal" />. Крім того, [[теплова енергія]], що передається з надр супутника на його поверхню унаслідок теплопровідності, також пояснювала б часткове диференціювання поверхні<ref name="Pappalardo1993">{{cite conference
|last=Pappalardo
|last=Pappalardo
|first=R.
|first=R.
Рядок 242: Рядок 255:
|volume=
|volume=
|pages=1111—1112
|pages=1111—1112
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993LPI....24.1111P}}</ref>.
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993LPI....24.1111P
|accessdate=23 березня 2012
|archive-date=29 жовтня 2019
|archive-url=https://web.archive.org/web/20191029134130/http://adsabs.harvard.edu/abs/1993LPI....24.1111P
⚫
}}</ref>.


== Поверхня ==
== Поверхня ==
Рядок 258: Рядок 275:
[[Файл:Geographic Sketch Map Of Miranda.png|center|thumb|600px|Карта Міранди]]
[[Файл:Geographic Sketch Map Of Miranda.png|center|thumb|600px|Карта Міранди]]
{| class="wikitable"
{| class="wikitable"
|+ Назва деталей поверхні на дослідженому боці Міранди<ref name="usgs">{{cite web|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=MIRANDA|title=Miranda Nomenclature Table Of Contents|publisher=United States Geological Survey, Astrogeology|work=Gazetteer of Planetary Nomenclature|archiveurl=http://www.webcitation.org/618OijXZJ|archivedate=2011-08-22}}</ref><br />(взяті з творів [[Вільям Шекспір|Вільяма Шекспіра]])
|+ Назва деталей поверхні на дослідженому боці Міранди<ref name="usgs">{{cite web|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=MIRANDA|title=Miranda Nomenclature Table Of Contents|publisher=United States Geological Survey, Astrogeology|work=Gazetteer of Planetary Nomenclature|archiveurl=https://www.webcitation.org/618OijXZJ?url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=MIRANDA|archivedate=2011-08-22|accessdate=2012-03-26|deadurl=no}}</ref><br/>(взяті з творів [[Вільям Шекспір|Вільяма Шекспіра]])
! Назва !! Тип !! Довжина (діаметр), км !! Широта (°) !! Довгота (°) !! Походження назви
! Назва !! Тип !! Довжина (діаметр), км !! Широта (°) !! Довгота (°) !! Походження назви
|-
|-
Рядок 270: Рядок 287:
| Регіон Дунсінан || <center> 244 ||<center> −31,5 ||<center> 11,9 ||Пагорб, згаданий у п'єсі «[[Макбет (п'єса)|Макбет]]»
| Регіон Дунсінан || <center> 244 ||<center> −31,5 ||<center> 11,9 ||Пагорб, згаданий у п'єсі «[[Макбет (п'єса)|Макбет]]»
|-
|-
| Корона Арден
| Вінець Арден
| rowspan="3"|Корона|| <center> 318 ||<center> −29,1 ||<center> 73,7 || Арденський ліс<ref>Дія п'єси Шекспіра розгортається у Франції, і, можливо, він мав на увазі Арденнський ліс, але, можливо, це Арденський ліс у [[Ворикшир]]і.</ref>, де розгортаються події у творі «[[Як вам це сподобається]]»
| rowspan="3"|[[Вінець (планетарна геологія)|Вінець]]||<center> 318 ||<center> −29,1 ||<center> 73,7 || Арденський ліс<ref>Дія п'єси Шекспіра розгортається у Франції, і, можливо, він мав на увазі Арденнський ліс, але, можливо, це Арденський ліс у [[Ворикшир]]і.</ref>, де розгортаються події у творі «[[Як вам це сподобається]]»
|-
|-
| Корона Ельсінор || <center> 323 ||<center> −24,8 ||<center> 257,1 ||[[Гельсінгер]], місце дії п'єси «[[Гамлет]]»
| Вінець Ельсінор ||<center> 323 ||<center> −24,8 ||<center> 257,1 ||[[Гельсінгер]], місце дії п'єси «[[Гамлет]]»
|-
|-
| Корона Інвернесс || <center> 234 ||<center> −66,9 ||<center> 325,7 ||Замок із твору «[[Макбет (п'єса)|Макбет]]»
| Вінець Інвернесс ||<center> 234 ||<center> −66,9 ||<center> 325,7 ||Замок із твору «[[Макбет (п'єса)|Макбет]]»
|-
|-
| Уступ Алжир
| Уступ Алжир
Рядок 283: Рядок 300:
|-
|-
| Борозна Неаполь
| Борозна Неаполь
| rowspan="2"|«[[Борозна]]» (''Sulcus'')||<center> 260 ||<center> 32 ||<center> 260 ||[[Неаполь|Місто]], у якому відбувається дії п'єси «[[Буря (п'єса)|Буря]]»
| rowspan="2"|[[Борозна (планетна номенклатура)|Борозна]]||<center> 260 ||<center> 32 ||<center> 260 ||[[Неаполь|Місто]], у якому відбувається дії п'єси «[[Буря (п'єса)|Буря]]»
|-
|-
| Борозна Сіракузи || <center> 40 ||<center> 15 ||<center> 293 || [[Сіракузи|Регіон Італії]], де розгортається сюжет твору «[[Комедія помилок]]»
| Борозна Сіракузи || <center> 40 ||<center> 15 ||<center> 293 || [[Сіракузи|Регіон Італії]], де розгортається сюжет твору «[[Комедія помилок]]»
Рядок 310: Рядок 327:


=== Регіони ===
=== Регіони ===
Регіонам, сфотографованим «Вояджером-2», дали назви: ''Регіон Мантуя'', ''Регіон Ефес'', ''Регіон Сицилія'' і ''Регіон Дунсінан''<ref name="usgs" />. Вони є [[Фізико-географічна область|областями]], які характеризуються чергуванням горбистої поверхні та рівнин з більш-менш вираженими давніми ударними кратерами<ref name="Smith1986"/>. 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<ref name="Smith1986"/>. Поряд із розломами спостерігаються [[грабен]]и, що свідчить про наявність у минулому [[Тектоніка|тектонічної активності]]<ref name="Smith1986"/>. Поверхня регіонів практично однорідно темна, окрім схилів кратерів, де вона світліша<ref name="Smith1986"/>.
Регіонам, сфотографованим «Вояджером-2», дали назви: ''Регіон Мантуя'', ''Регіон Ефес'', ''Регіон Сицилія'' і ''Регіон Дунсінан''<ref name="usgs" />. Вони є [[Фізико-географічна область|областями]], які характеризуються чергуванням горбистої поверхні та рівнин з більш-менш вираженими давніми ударними кратерами<ref name="Smith1986"/>. 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 вінців<ref name="Smith1986"/>. Поряд із розломами спостерігаються [[грабен]]и, що свідчить про наявність у минулому [[Тектоніка|тектонічної активності]]<ref name="Smith1986"/>. Поверхня регіонів практично однорідно темна, окрім схилів кратерів, де вона світліша<ref name="Smith1986"/>.


=== Корони ===
=== Вінці ===
[[Файл:InvernessCorona.png|left|thumb|Корона Інвернесс характеризується білою плямою, розташованою в її центрі. Кратер Алонсо розташований у правому верхньому куті, а уступ Алжир — у верхньому лівому]]
[[Файл:InvernessCorona.png|left|thumb|Вінець Інвернесс характеризується білою плямою, розташованою в її центрі. Кратер Алонсо розташований у правому верхньому куті, а уступ Алжир — у верхньому лівому]]


Міранда є одним з небагатьох супутників [[Сонячна система|Сонячної системи]], що має корони. Наразі за допомогою «Вояджера-2» було виявлено три корони: ''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). Найпомітніші перепади альбедо мають корона Арден та корона Івернесс<ref name="Smith1986"/>.
Міранда є одним з небагатьох супутників [[Сонячна система|Сонячної системи]], що має вінці. Наразі за допомогою «Вояджера-2» було виявлено три вінці: ''вінець Арден'' (розташована у півкулі, оберненій у напрямку руху супутника орбітою), ''вінець Ельсінор'' (розташована у півкулі, що спрямована у протилежний бік до напрямку руху супутника орбітою) і ''вінець Інвернесс'' (розташована на південному полюсі). Найпомітніші перепади альбедо мають вінець Арден та вінець Івернесс<ref name="Smith1986"/>.


==== Корона Інвернесс ====
==== Вінець Інвернесс ====
Корона Інвернесс&nbsp;— 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<ref name="Smith1986"/>. 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, розділені відстанню декілька кілометрів. Мала кількість [[Ударний кратер|ударних кратерів]] дозволяє вважати Інвернесс наймолодшою з трьох корон, виявлених на Міранді<ref name=Plescia_1988/>.
Вінець Інвернесс&nbsp;— це трапецієподібна ділянка площею близько 200 км². Вона розташована поблизу південного полюса. Зовнішня межа вінця, так само як і внутрішня структура гребенів і смуг із контрастним [[альбедо]], утворює багатокутник<ref name="Smith1986"/>. З трьох боків (півдня, сходу і півночі) вінець обмежений складною системою розломів. Межа західної частини менш мітка, але теж може бути результатом тектонічної активності. Усередині вінця більшу частину поверхні вкривають паралельні борозни, розділені відстанню декілька кілометрів. Мала кількість [[Ударний кратер|ударних кратерів]] дозволяє вважати Інвернесс наймолодшою з трьох вінців, виявлених на Міранді<ref name=Plescia_1988/>.


==== Корона Арден ====
==== Вінець Арден ====
[[Файл:Miranda banded scarps.jpg|thumb|ring|Розломи, височини і інші особливості корони Арден]]
[[Файл:Miranda banded scarps.jpg|thumb|Розломи, височини і інші особливості вінця Арден]]
Корона Арден розташована у тій півкулі Міранди, що спрямована у бік руху супутника орбітою, і тягнеться на 300&nbsp;км зі сходу на захід. Розміри Ардена з півночі на південь невідома тому, що під час фотографування її «Вояджером-2» північна півкуля перебувала за [[Термінатор (астрономія)|термінатором]] (була занурена у темряву). Зовнішня частина цієї корони утворена темними паралельними смугами, які облямовують світліший гладенький скошений прямокутник (щонайменше 100&nbsp;км завширшки), розташований у центрі корони. У цілому виходять своєрідні «яйцеподібні» лінії<ref name="Smith1986"/>.
Внець Арден розташований у тій півкулі Міранди, що спрямована у бік руху супутника орбітою, і тягнеться на 300&nbsp;км зі сходу на захід. Розміри Ардена з півночі на південь невідома тому, що під час фотографування її «Вояджером-2» північна півкуля перебувала за [[Термінатор (астрономія)|термінатором]] (була занурена у темряву). Зовнішня частина цього вінця утворена темними паралельними смугами, які облямовують світліший гладенький скошений прямокутник (щонайменше 100&nbsp;км завширшки), розташований у центрі вінця. У цілому виходять своєрідні «яйцеподібні» лінії<ref name="Smith1986"/>.


У внутрішній частині пояса Арден зустрічаються різні форми. [[Топографія]] внутрішньої ділянки рівномірна. Поверхню утворено світлими розсипами на здебільшого темному тлі. [[Стратиграфія|Стратиграфічні]] співвідношення темної та світлої поверхонь неможливо визначити через малу роздільну здатність фото «Вояджера-2». Область за межами корони Арден характеризується концентричними світлими та темними смугами, які простягаються від західної частини корони, де вони перетинаються з кратерованою поверхнею (близько 40° довготи), до східної сторони, де вони виходять за рамки відзнятої поверхні у північній півкулі (близько 110° довготи)<ref name=Plescia_1988/>. Корона Арден сформувалася до корони Інвернесс та приблизно одночасно з короною Ельсінор<ref name=Plescia_1988/>.
У внутрішній частині пояса Арден зустрічаються різні форми. [[Топографія]] внутрішньої ділянки рівномірна. Поверхню утворено світлими розсипами на здебільшого темному тлі. [[Стратиграфія|Стратиграфічні]] співвідношення темної та світлої поверхонь неможливо визначити через малу роздільну здатність фото «Вояджера-2». Область за межами вінця Арден характеризується концентричними світлими та темними смугами, які простягаються від західної частини вінця, де вони перетинаються з кратерованою поверхнею (близько 40° довготи), до східної сторони, де вони виходять за рамки відзнятої поверхні у північній півкулі (близько 110° довготи)<ref name=Plescia_1988/>. Вінець Арден сформувалася до вінця Інвернесс та приблизно одночасно з вінцем Ельсінор<ref name=Plescia_1988/>.


[[Файл:Miranda2.JPG|thumb|left|Корона Ельсінор крупним планом праворуч, правіше від неї розташований регіон Ефес]]
[[Файл:Miranda2.JPG|thumb|left|Вінець Ельсінор зблизька праворуч, правіше від неї розташований регіон Ефес]]


==== Корона Ельсінор ====
==== Вінець Ельсінор ====
Корона Ельсінор — третя корона, яку можна побачити на Міранді. Розташована на півкулі, що спрямована у протилежний бік до руху супутника [[Орбіта|орбітою]], і на детальних знімках «Вояджера» лежить уздовж [[Термінатор (астрономія)|термінатора]]. За розмірами й внутрішньою структурою вона схожа на корону Арден. В обох корон є зовнішній пояс близько 100&nbsp;км завширшки, який розташовується навколо центра<ref name="Smith1986"/>. [[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<ref name="Smith1986"/>. На короні Ельсінор також наявні сегменти стрічкових утворень, названих «борознами» (''Sulcus'')<ref name="usgs" />. Вони майже такі як на [[Ганімед (супутник)|Ганімеді]], супутнику [[Юпітер (планета)|Юпітера]]<ref name="Smith1986"/>.
Вінець Ельсінор&nbsp;— третій вінець, якого можна побачити на Міранді. Розташована на півкулі, що спрямована у протилежний бік до руху супутника [[Орбіта|орбітою]], і на детальних знімках «Вояджера» лежить уздовж [[Термінатор (астрономія)|термінатора]]. За розмірами й внутрішньою структурою вона схожа на вінець Арден. В обох вінцях є зовнішній пояс близько 100&nbsp;км завширшки, який розташовується навколо центра<ref name="Smith1986"/>. [[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<ref name="Smith1986"/>. На вінці Ельсінор також наявні сегменти стрічкових утворень, названих «борознами» (''Sulcus'')<ref name="usgs" />. Вони майже такі як на [[Ганімед (супутник)|Ганімеді]], супутнику [[Юпітер (планета)|Юпітера]]<ref name="Smith1986"/>.


=== Уступи ===
=== Уступи ===
[[Файл:Miranda5.jpg|thumb|ring|Ділянка поверхні Міранди, на якій видно [[Верона (уступ)|уступ Верону]] (справа знизу). Фотографію зроблено з апарату «Вояджер-2» 24 січня 1986 року.]]
[[Файл:Miranda5.jpg|thumb|ring|Ділянка поверхні Міранди, на якій видно [[Верона (уступ)|уступ Верону]] (справа знизу). Фотографію зроблено з апарату «Вояджер-2» 24 січня 1986 року.]]


На поверхні Міранди виявлено [[уступ (астрономія)|уступи]]. Серед них є як старші за корони, так і молодші за них.
На поверхні Міранди виявлено [[уступ (астрономія)|уступи]]. Серед них є як старші за вінці, так і молодші за них.


Найбільшим уступом супутника є [[Верона (уступ)|уступ Верона]]. Це край широкого каньйону (складного [[грабен]]у), який на знімках «Вояджера» тягнеться від корони Інвернесс за термінатор і горизонт<ref name="Smith1986"/> Уступ Верона являє собою світлу кручу висотою, за різними оцінками, від 5 до 20 км. Це надзвичайно багато, якщо враховувати розміри Міранди. Цілком ймовірно, що уступ продовжується в північну півкулю за термінатор<ref name=Plescia_1988/>. Інший найменований уступ Міранди&nbsp;— уступ Алжир, що тягнеться вздовж північно-західного краю корони Інвернесс.
Найбільшим уступом супутника є [[Верона (уступ)|уступ Верона]]. Це край широкого каньйону (складного [[грабен]]у), який на знімках «Вояджера» тягнеться від вінця Інвернесс за термінатор і горизонт<ref name="Smith1986"/> Уступ Верона являє собою світлу кручу висотою, за різними оцінками, від 5 до 20&nbsp;км. Це надзвичайно багато, якщо враховувати розміри Міранди. Цілком ймовірно, що уступ продовжується в північну півкулю за термінатор<ref name=Plescia_1988/>. Інший найменований уступ Міранди&nbsp;— уступ Алжир, що тягнеться вздовж північно-західного краю вінця Інвернесс.


=== Ударні кратери ===
=== Ударні кратери ===
Вік поверхні твердих небесних тіл можна [[підрахунок кратерів|визначити]] за кількістю [[ударний кратер|ударних кратерів]] — чим більше на ній накопичилося кратерів, тим вона старіша. Втім, це стосується лише тіл без атмосфери і ділянок, не змінених геологічною активністю та не настільки старих, щоб зазнати насичення кратерами<ref name="Brahic2010"/>.
Вік поверхні твердих небесних тіл можна [[підрахунок кратерів|визначити]] за кількістю [[ударний кратер|ударних кратерів]]&nbsp;— чим більше на ній накопичилося кратерів, тим вона старіша. Втім, це стосується лише тіл без атмосфери і ділянок, не змінених геологічною активністю та не настільки старих, щоб зазнати насичення кратерами<ref name="Brahic2010"/>.


Під час прольоту космічної станції «Вояджер-2» було вивчено лише кратери на південній півкулі супутника. Їх діаметри варіюються від 500&nbsp;м до 50&nbsp;км. Вигляд кратерів, як і на інших небесних тілах, дуже різноманітний. Деякі мають чіткі краї та ореоли викидів, а інші збережені настільки погано, що ледь помітні<ref name=Plescia_1988/>.
Під час прольоту космічної станції «Вояджер-2» було вивчено лише кратери на південній півкулі супутника. Їх діаметри варіюються від 500&nbsp;м до 50&nbsp;км. Вигляд кратерів, як і на інших небесних тілах, дуже різноманітний. Деякі мають чіткі краї та ореоли викидів, а інші збережені настільки погано, що ледь помітні<ref name=Plescia_1988/>.


На Міранді не знайдено складних кратерів із центральними гірками або [[імпактний басейн|басейнів]]. Виявлені кратери — прості (їх западини мають форму півсфери) або перехідні з плоским дном. Залежності між розмірами і формою кратерів не спостерігається. Відомі прості кратери діаметром близько 15&nbsp;км, і в той же час — перехідні кратери діаметром усього 2,5&nbsp;км<ref name=Plescia_1988/>.
На Міранді не знайдено складних кратерів із центральними гірками або [[імпактний басейн|басейнів]]. Виявлені кратери&nbsp;— прості (їх западини мають форму півсфери) або перехідні з плоским дном. Залежності між розмірами і формою кратерів не спостерігається. Відомі прості кратери діаметром близько 15&nbsp;км, і в той же час&nbsp;— перехідні кратери діаметром усього 2,5&nbsp;км<ref name=Plescia_1988/>.


Викиди від ударів, що створили кратери, на Міранді спостерігалися лише навколо кратерів діаметром до 15&nbsp;км. Викиди, що інколи оточують кратери діаметром менше 3&nbsp;км, світліші за навколишній матеріал, а у кратерів діаметром від 3 до 15&nbsp;км&nbsp;— зазвичай темніші. Також зустрічаються кратери різного діаметра, альбедо викидів яких таке саме, як у навколишньої поверхні<ref name=Plescia_1988/>.
Викиди від ударів, що створили кратери, на Міранді спостерігалися лише навколо кратерів діаметром до 15&nbsp;км. Викиди, що інколи оточують кратери діаметром менше 3&nbsp;км, світліші за навколишній матеріал, а у кратерів діаметром від 3 до 15&nbsp;км&nbsp;— зазвичай темніші. Також зустрічаються кратери різного діаметра, альбедо викидів яких таке саме, як у навколишньої поверхні<ref name=Plescia_1988/>.
Рядок 357: Рядок 374:
|journal=Astronomy & Astrophysics
|journal=Astronomy & Astrophysics
|last=Mousis | first=O.
|last=Mousis | first=O.
}}</ref>.
}}</ref>.


На цьому порівняно невеликому супутнику є деталі, вік яких напрочуд малий (у порівнянні з віком самої Міранди)<ref name="Peale1988">{{cite journal
На цьому порівняно невеликому супутнику є деталі, вік яких напрочуд малий (у порівнянні з віком самої Міранди)<ref name="Peale1988">{{cite journal
Рядок 368: Рядок 385:
|doi=10.1016/0019-1035(88)90037-1
|doi=10.1016/0019-1035(88)90037-1
|bibcode=
|bibcode=
}}</ref>. Вірогідно, вік наймолодших геологічних утворень Міранди складає всього лише декілька сотень мільйонів років<ref name=Plescia_1988/>. Моделювання термічної історії невеликих супутників (розміру Міранди) показує швидке охолодження й повну відсутність геологічної еволюції після акреції супутника з туманності<ref name=Plescia_1988/>. Геологічна активність протягом настільки довгого часу неможлива тільки за рахунок енергії від початкової акреції та енергії ділення [[Радіоактивні елементи|радіоактівних елементів]]<ref name=Plescia_1988/>.
}}</ref>. Імовірно, вік наймолодших геологічних утворень Міранди складає всього лише декілька сотень мільйонів років<ref name=Plescia_1988/>. Моделювання термічної історії невеликих супутників (розміру Міранди) показує швидке охолодження й повну відсутність геологічної еволюції після акреції супутника з туманності<ref name=Plescia_1988/>. Геологічна активність протягом настільки довгого часу неможлива тільки за рахунок енергії від початкової акреції та енергії ділення [[Радіоактивні елементи|радіоактівних елементів]]<ref name=Plescia_1988/>.


У Міранди порівняно молода (серед основних супутників Урана) поверхня. Це вказує на те, що вона недавно зазнала значних змін<ref name=Plescia_1988/>. Сучасний стан поверхні пояснюють складною геологічною історією, у якій були рідкісні поєднання різних астрономічних явищ<ref name="Brahic2010"/>. Серед цих явищ можуть бути [[припливні сили]], явища [[Орбітальний резонанс|орбітальних резонансів]], процеси часткової диференціації або [[Конвекція|конвекції]]<ref name="Brahic2010"/>.
У Міранди порівняно молода (серед основних супутників Урана) поверхня. Це вказує на те, що вона недавно зазнала значних змін<ref name=Plescia_1988/>. Сучасний стан поверхні пояснюють складною геологічною історією, у якій були рідкісні поєднання різних астрономічних явищ<ref name="Brahic2010"/>. Серед цих явищ можуть бути [[припливні сили]], явища [[Орбітальний резонанс|орбітальних резонансів]], процеси часткової диференціації або [[Конвекція|конвекції]]<ref name="Brahic2010"/>.
Рядок 383: Рядок 400:
|pages=916—918
|pages=916—918
|year=Feb. 28, 1986
|year=Feb. 28, 1986
|accessdate=30 березня 2012
|archive-date=5 березня 2016
|archive-url=https://web.archive.org/web/20160305213253/http://www.jstor.org/stable/1696951
}}</ref>. Деякі дослідники припускають кілька етапів зіткнень і повторної акреції спутника<ref name="Bergstralh1991">{{cite book
}}</ref>. Деякі дослідники припускають кілька етапів зіткнень і повторної акреції спутника<ref name="Bergstralh1991">{{cite book
|first=Bergstralh |last=Jay T.
|first=Bergstralh |last=Jay T.
Рядок 392: Рядок 412:
|pages=1076
|pages=1076
}}
}}
</ref>. Ця гіпотеза стала менш імовірною 2011 року через появу 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<ref name="Cowen1993">{{cite journal
</ref>. Ця гіпотеза стала менш імовірною 2011 року через появу даних на користь гіпотези, пов'язаної з дією припливних сил Урана. Ці сили могли витягнути і зняти поверхневу матерію на вінцях Інвернесс і Арден, створюючи круті розломи. Джерелом енергії для таких змін могла служити лише сила тяжіння Урана<ref name="Cowen1993">{{cite journal
|last=Cowen|first=R.
|last=Cowen
|first=R.
|coauthors=
|coauthors=
|title=Miranda: Shattering an old image
|title=Miranda: Shattering an old image
Рядок 402: Рядок 423:
|year=Nov. 6, 1993
|year=Nov. 6, 1993
|url=http://www.jstor.org/stable/3977582
|url=http://www.jstor.org/stable/3977582
|bibcode=}}</ref>.
|bibcode=
|accessdate=30 березня 2012
|archive-date=5 березня 2016
|archive-url=https://web.archive.org/web/20160305112413/http://www.jstor.org/stable/3977582
}}</ref>.


Зрештою, формування поверхні Міранди могло тривати більше 3&nbsp;млрд років. Воно почалося приблизно 3,5&nbsp;млрд років тому з появи сильно кратерованих районів і закінчилося близько ста мільйонів років тому утворенням корон<ref name=Plescia_1988/>.
Зрештою, формування поверхні Міранди могло тривати більше 3&nbsp;млрд років. Воно почалося приблизно 3,5&nbsp;млрд років тому з появи сильно кратерованих районів і закінчилося близько ста мільйонів років тому утворенням вінців<ref name=Plescia_1988/>.


Явища орбітальних резонансів, більшою мірою з [[Умбріель (супутник)|Умбріелем]], ніж з [[Аріель (супутник)|Аріелем]], значною мірою вплинули на ексцентриситет орбіти Міранди<ref name="Tittemore1990"/>. Ці явища також причетні до внутрішнього розігріву й геологічної активності супутника<ref name="Tittemore1990"/>. Їх спільний вплив спричинив конвекцію всередині Міранди й поклав початок диференціації її речовини<ref name="Tittemore1990" />. У той же час ці явища слабо змінили орбіти інших, масивніших, супутників<ref name="Tittemore1990"/>. Поміж тим, перетворення поверхні Міранди видаються занадто значними, щоб бути результатом лише орбітального резонансу<ref name="Peale1988" />.
Явища орбітальних резонансів, більшою мірою з [[Умбріель (супутник)|Умбріелем]], ніж з [[Аріель (супутник)|Аріелем]], значною мірою вплинули на ексцентриситет орбіти Міранди<ref name="Tittemore1990"/>. Ці явища також причетні до внутрішнього розігріву й геологічної активності супутника<ref name="Tittemore1990"/>. Їх спільний вплив спричинив конвекцію всередині Міранди й поклав початок диференціації її речовини<ref name="Tittemore1990" />. У той же час ці явища слабо змінили орбіти інших, масивніших, супутників<ref name="Tittemore1990"/>. Поміж тим, перетворення поверхні Міранди видаються занадто значними, щоб бути результатом лише орбітального резонансу<ref name="Peale1988" />.
Рядок 411: Рядок 436:


== Дослідження ==
== Дослідження ==
[[Файл:Miranda Far.jpg|thumb|right|Знімок, отриманий «Вояджером-2» з відстані 1,38 млн км. На ньому можна розгледіти корону Інвернесс]]
[[Файл:Miranda Far.jpg|thumb|right|Знімок, отриманий «Вояджером-2» з відстані 1,38 млн км. На ньому можна розгледіти вінець Інвернесс]]
[[Файл:Вояджер-2 біля Урана.png|left|thumb|250px|Дослідження Урана та його супутників космічним апаратом [[Вояджер-2]]]]
[[Файл:Вояджер-2 біля Урана.png|left|thumb|250px|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&nbsp;000&nbsp;км. Це значно ближче, ніж для інших супутників Урана<ref name="Stone1987">{{cite journal
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&nbsp;000&nbsp;км. Це значно ближче, ніж для інших супутників Урана<ref name="Stone1987">{{cite journal
Рядок 424: Рядок 449:
|volume=92
|volume=92
|last=Stone | first=E. C.
|last=Stone | first=E. C.
}}</ref>. Найкращі знімки Міранди мають роздільну здатність 300&nbsp;м і охоплюють близько 40% поверхні, проте лише 35% знімків було зроблено з точністю, потрібною для [[Геологічна карта|геологічного картування]] й [[підрахунок кратерів|підрахунку кратерів]]{{джерело}}.
}}</ref>. Найкращі знімки Міранди мають роздільну здатність 300&nbsp;м і охоплюють близько 40&nbsp;% поверхні, проте лише 35&nbsp;% знімків було зроблено з точністю, потрібною для [[Геологічна карта|геологічного картування]] й [[підрахунок кратерів|підрахунку кратерів]]{{джерело}}.


Під час польоту «Вояджера» південна півкуля Міранди була обернена до [[Сонце|Сонця]], а північна півкуля на той час була неосвітленою, тож не могла бути вивчена<ref name="Smith1986" />. Жоден інший космічний корабель ніколи не відвідував систему Урана (і Міранду зокрема).
Під час польоту «Вояджера» південна півкуля Міранди була обернена до [[Сонце|Сонця]], а північна півкуля на той час була неосвітленою, тож не могла бути вивчена<ref name="Smith1986" />. 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 [[Європейське космічне агентство|Європейському космічному агентству]] програму-місію [[Uranus Pathfinder]]. У програмі описано подорож до зовнішньої частини Сонячної системи, кінцевою метою якої є планета Уран<ref>{{cite web
У 2020-х роках, можливо, буде запущена дослідницька програма [[НАСА]]&nbsp;— [[Uranus orbiter and probe]]. До складу програми входитиме орбітальний апарат і атмосферний зонд. Крім того, група зі 168 учених представила [[Європейське космічне агентство|Європейському космічному агентству]] програму-місію {{iw|Uranus Pathfinder}}. У програмі описано подорож до зовнішньої частини Сонячної системи, кінцевою метою якої є планета Уран<ref>
{{cite web
| url = http://www.mssl.ucl.ac.uk/planetary/missions/uranus/
| url = http://www.mssl.ucl.ac.uk/planetary/missions/uranus/
| title = Uranus Pathfinder Exploring the Origins and Evolution of Ice Giant Planets
| title = Uranus Pathfinder Exploring the Origins and Evolution of Ice Giant Planets
| archiveurl = http://www.webcitation.org/60qXmWOgp
| archiveurl = https://www.webcitation.org/60qXmWOgp?url=http://www.mssl.ucl.ac.uk/planetary/missions/uranus/
| archivedate = 2011-08-11
| archivedate = 2011-08-11
⚫
| accessdate = 2012-03-29
⚫
}}</ref>. Метою перелічених вище програм є уточнення знань про Уран і його супутники (зокрема, і про Міранду).
⚫
| deadurl = no
}}
⚫
</ref>. Метою перелічених вище програм є уточнення знань про Уран і його супутники (зокрема, і про Міранду).


== У культурі ==
== У культурі ==
Рядок 440: Рядок 469:
== Примітки ==
== Примітки ==
{{примітки|2|refs=
{{примітки|2|refs=
<ref name=jplssd>{{cite web
<ref name=jplssd>
{{cite web
| title = Planetary Satellite Physical Parameters
|title = Planetary Satellite Physical Parameters
| publisher = [[JPL]] (Solar System Dynamics)
|publisher = [[JPL]] (Solar System Dynamics)
| url = http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par
|url = http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par
| date = 2009-04-03
|date = 2009-04-03
| accessdate = 2009-08-10
|accessdate = 2009-08-10
| archiveurl = http://www.webcitation.org/64vJtPBpN
|archiveurl = https://www.webcitation.org/64vJtPBpN?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par
| archivedate = 2012-01-24
|archivedate = 2012-01-24
|deadurl = no
⚫
}}</ref>
}}
</ref>
<ref name=Plescia_1988>{{cite journal
<ref name=Plescia_1988>{{cite journal
|title =Cratering history of Miranda: Implications for geologic processes
|title =Cratering history of Miranda: Implications for geologic processes
Рядок 463: Рядок 495:


== Література ==
== Література ==
* {{А-Е-С|Міранда|296–297|m}}
* {{книга
* {{книга|автор=Відьмаченко А. П., Мороженко О. В. |частина=Супутники Урана |посилання частина= |заголовок=Порівняльна планетологія. Навчальний посібник |оригінал= |посилання=https://www.mao.kiev.ua/index.php/ua/pdf-opener?2013_Planetology_KB |відповідальний= |видання= |місце=Київ |видавництво=Національна академія наук України, Головна астрономічна обсерваторія, ТОВ ДІА |рік=2013 |том= |сторінки=428-436 |сторінок=552 |серія= |isbn=978-966-02-6521-9 |тираж= |ref=Відьмаченко, Мороженко }}
|автор = Силкин Б. И.
* {{книга|автор=Міранда |частина=Супутники Урана |посилання частина= |заголовок=Енциклопедія космосу |оригінал= |посилання= |відповідальний=Голубов О., Солодовнікова Н. (наук. ред.) |видання= |місце=Харків |видавництво=Пегас |рік=2019 |том= |сторінки=127 |сторінок=256 |серія= |isbn=978-966-947-499-5 |тираж=4500 |ref= }}
|заголовок = В мире множества лун
* {{книга|автор=[[Карл Саган]] |частина= |посилання частина= |заголовок=Блакитна цятка: космічне майбутнє людства |оригінал= |посилання= |відповідальний= |видання= |місце=Харків |видавництво=Книжковий клуб «Клуб Сімейного Дозвілля» |рік=2023 |том= |сторінки= |сторінок=320 |серія= |isbn=978-617-12-9893-4 |тираж=3000 |ref= }}
|посилання =
|відповідальний= Под ред. Е. Л. Рускол
|місце = Москва
|видавництво = «Наука». Главная редакция физико-математической литературы
|рік = 1982
|сторінок = 208
⚫
|isbn =
|тираж = 150 000
⚫
}}
* {{статья
* {{статья
|автор = [[Джерард Койпер|Gerard P. Kuiper]].
|автор = [[Джерард Койпер|Gerard P. Kuiper]].
Рядок 492: Рядок 516:
{{commonscat|Miranda (moon)}}
{{commonscat|Miranda (moon)}}
* {{cite web
* {{cite web
| url = http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Miranda
|url = http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Miranda
| title = Miranda: Overview
|title = Miranda: Overview
| publisher = NASA
|publisher = NASA
| accessdate = 2011-09-15
|accessdate = 2011-09-15
| language=англійською
|language = англійською
| archiveurl = http://www.webcitation.org/64vJuZLxW
|archiveurl = https://www.webcitation.org/64vJuZLxW?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Miranda
| archivedate = 2012-01-24
|archivedate = 2012-01-24
|deadurl = no
}}
}}
* {{cite web
* {{cite web
| url = http://www.solarviews.com/eng/miranda.htm
|url = http://www.solarviews.com/eng/miranda.htm
| title = Miranda, A Moon of Uranus
|title = Miranda, A Moon of Uranus
| author =
|author =
| work = Views of the Solar System
|work = Views of the Solar System
| publisher =
|publisher =
| accessdate = 2011-09-15
|accessdate = 2011-09-15
| language=англійською
|language = англійською
| archiveurl = http://www.webcitation.org/64vJvcHbk
|archiveurl = https://www.webcitation.org/64vJvcHbk?url=http://www.solarviews.com/eng/miranda.htm
| archivedate = 2012-01-24
|archivedate = 2012-01-24
|deadurl = no
}}
}}
* {{cite web
* {{cite web
Рядок 519: Рядок 545:
|publisher =
|publisher =
|accessdate = 2011-09-15
|accessdate = 2011-09-15
|language=англійською
|language = англійською
|archiveurl=http://www.webcitation.org/64vJwA0wx|archivedate=2012-01-24}}
|archiveurl = https://www.webcitation.org/64vJwA0wx?url=http://nineplanets.org/miranda.html
|archivedate = 24.01.2012
⚫
* [http://web.archive.org/web/20141116085601/http://planetarynames.wr.usgs.gov/images/miranda_I-1920_300dpi.pdf Карта з позначенням найменованих деталей поверхні]
|deadurl = no
* {{cite web
| url = http://www.astronet.ru/db/msg/1170734/miranda.html
| title = Миранда
| work = Астронет
| archiveurl = http://www.webcitation.org/66NzklAYK
⚫
| archivedate = 2012-03-23
}}
}}
⚫
* [https://web.archive.org/web/20141116085601/http://planetarynames.wr.usgs.gov/images/miranda_I-1920_300dpi.pdf Карта з позначенням найменованих деталей поверхні]


{{Супутники Урана}}
{{Супутники Урана}}
{{Уран}}

{{бібліоінформація}}
[[Категорія:Супутники Урана]]
[[Категорія:Супутники Урана]]
[[Категорія:Астрономічні об'єкти, відкриті 1948]]
[[Категорія:Астрономічні об'єкти, відкриті 1948]]
[[Категорія:Лютий 1948]]
[[Категорія:Астрономічні об'єкти, відкриті Джерардом Койпером]]

Поточна версія на 16:34, 27 липня 2024

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Міранда.
Міранда


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 Уран V
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
Видима зоряна величина 15.8
Діаметр 480 × 468.4 × 465.8 км
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 0,19 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 нема
Інші позначення

Міранда у Вікісховищі

Міра́нда (англ. Miranda), також Уран V — найближчий і найменший серед п'яти великих супутників Урана. Відкрита 1948 року Джерардом Койпером і названа на честь Міранди з п'єси Шекспіра «Буря». Супутник сфотографовано з близької відстані лише одного 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 дослідити 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 катастрофічного зіткнення, яке, ймовірно, й надало Урану дуже великий нахил осі обертання. Нахил орбіти супутника до екватора Урана невеликий: 4,338°. На поверхні супутника можна спостерігати просторі горбисті рівнини, всіяні кратерами й посічені мережею борозен та каньйонів. На поверхні видно три своєрідні ділянки розміром понад 200 км — так звані вінці. Ці утворення, так само як і незвичайний нахил орбіти Міранди, можуть бути результатом складної геологічної історії. На Міранді могли діяти припливні сили, механізми орбітальних резонансів, процес гравітаційної диференціації, конвекційні рухи, розширення речовини надр 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 назву на честь персонажа п'єси Вільяма Шекспіра «Буря» — Міранди, дочки Просперо[2]. Відповідно, деталі поверхні супутника називають на честь персонажів творів Шекспіра або згаданих там географічних об'єктів[3].

Орбіта

[ред. | ред. код]
Уран, Міранда та інші його супутники на інфрачервоному знімку обсерваторії Паранал

Міранда — найближчий до Урана великий супутник. Її орбіта лежить на відстані близько 129 900 км від Урана і нахилена до площини його екватора на 4,2° (що набагато більше, ніж у решти великих супутників Урана)[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 сплющення і малий розмір Урана його супутники можуть легко вийти зі 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, збігається з періодом обертання навколо власної осі, і супутник завжди повернутий до Урана одним боком[9]. Орбіта Міранди повністю лежить у магнітосфері Урана[10]. 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, крім Оберона[10]. «Вояджер-2» при наближенні до супутника зареєстрував помітне зменшення концентрації 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 у 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 дна. Згори опускаються холодні потоки, позначені синім кольором
Конвекційні рухи в середовищі з постійною в'язкостю

Форма небесних тіл залежить від їхнього розміру: великі тіла є кулястими, а малі мають неправильну форму. Межа між ними проходить поблизу значення діаметра 400 км[3]. Міранда, маючи розмір близько 470 км, перебуває на межі між малими й великими супутниками[15], і її форма суттєво відрізняється від кулястої. Вона має найменшу густину серед великих супутників Урана: 1,15 ± 0,15 г/см3. Це близько до густини водяного льоду[16]. Спостереження поверхні в інфрачервоному діапазоні дозволили виявити на ній водяний лід, змішаний із силікатами й 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 % маси супутника[16].

За однією з гіпотез Міранда 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 відведення внутрішнього тепла супутника відбувається шляхом теплопроводності[17]. Проте вінці на поверхні супутника можуть свідчити 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]

Поверхня Міранди примітна неочікуваною для такого маленького небесного тіла різноманітністю геологічних структур. Вони включають розломи, долини, кратери, хребти, лощини й урвища[15][21].

Цей супутник за розмірами подібний до Енцелада. Деякі ділянки старі й невиразні; на них видно численні ударні кратери. Це пояснюється невеликим розміром і, як наслідок, геологічною інертністю тіла[3]. Інші регіони вкрито прямокутними або яйцеподібними смугами; вони містять складні переплетення хребтів і уступів та безліч паралельних променів, утворених світлою й темною речовиною[9]. Супутник, швидше за все, складається з водяного льоду, силікатних порід і, можливо, деякої кількості органічних сполук, більш-менш глибоко розташованих в надрах[9].

Карта Міранди
Назва деталей поверхні на дослідженому боці Міранди[22]
(взяті з творів Вільяма Шекспіра)
Назва Тип Довжина (діаметр), км Широта (°) Довгота (°) Походження назви
Регіон Мантуя Регіон (область)
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 Сицилія
174
−30
317,2
 Регіон в Італії з твору «Зимова казка»
Регіон Дунсінан
244
−31,5
11,9
 Пагорб, згаданий у п'єсі «Макбет»
Вінець Арден Вінець
318
−29,1
73,7
 Арденський ліс[23], де розгортаються події у творі «Як вам це сподобається»
Вінець Ельсінор
323
−24,8
257,1
 Гельсінгер, місце дії п'єси «Гамлет»
Вінець Інвернесс
234
−66,9
325,7
 Замок із твору «Макбет»
Уступ Алжир Уступ
141
−43,2
322,8
 Регіон Франції, у якому відбувається дії п'єси «Буря»
Уступ Верона
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»

Різнорідність поверхні супутника призвела до припущення, що вона впродовж своєї історії перебудовувалася до 5 разів. 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 незвичайного вигляду Міранди висунуто декілька гіпотез. За однією з них супутник був розколотий у результаті зіткнення з великим небесним тілом, але потім шматки знову з'єдналися. Проте залишається незрозумілим, чому збереглися ударні кратери на інших частинах поверхні. 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, 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 вінців[9]. Поряд із розломами спостерігаються грабени, що свідчить про наявність у минулому тектонічної активності[9]. Поверхня регіонів практично однорідно темна, окрім схилів кратерів, де вона світліша[9].

Вінці

[ред. | ред. код]
Вінець Інвернесс характеризується білою плямою, розташованою в її центрі. Кратер Алонсо розташований у правому верхньому куті, а уступ Алжир — у верхньому лівому

Міранда є одним з небагатьох супутників Сонячної системи, що має вінці. Наразі за допомогою «Вояджера-2» було виявлено три вінці: вінець Арден (розташована у півкулі, оберненій у напрямку руху супутника орбітою), вінець Ельсінор (розташована у півкулі, що спрямована у протилежний бік до напрямку руху супутника орбітою) і вінець Інвернесс (розташована на південному полюсі). Найпомітніші перепади альбедо мають вінець Арден та вінець Івернесс[9].

Вінець Інвернесс

[ред. | ред. код]

Вінець Інвернесс — це трапецієподібна ділянка площею близько 200 км². Вона розташована поблизу південного полюса. Зовнішня межа вінця, так само як і внутрішня структура гребенів і смуг із контрастним альбедо, утворює багатокутник[9]. З трьох боків (півдня, сходу і півночі) вінець обмежений складною системою розломів. Межа західної частини менш мітка, але теж може бути результатом тектонічної активності. Усередині вінця більшу частину поверхні вкривають паралельні борозни, розділені відстанню декілька кілометрів. Мала кількість ударних кратерів дозволяє вважати Інвернесс наймолодшою з трьох вінців, виявлених на Міранді[24].

Вінець Арден

[ред. | ред. код]
Розломи, височини і інші особливості вінця Арден

Внець Арден розташований 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 цього вінця утворена темними паралельними смугами, які облямовують світліший гладенький скошений прямокутник (щонайменше 100 км завширшки), розташований у центрі вінця. 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 вінця Арден характеризується концентричними світлими та темними смугами, які простягаються від західної частини вінця, де вони перетинаються з кратерованою поверхнею (близько 40° довготи), до східної сторони, де вони виходять за рамки відзнятої поверхні у північній півкулі (близько 110° довготи)[24]. Вінець Арден сформувалася до вінця Інвернесс та приблизно одночасно з вінцем Ельсінор[24].

Вінець Ельсінор зблизька праворуч, правіше від неї розташований регіон Ефес

Вінець Ельсінор

[ред. | ред. код]

Вінець Ельсінор — третій вінець, якого можна побачити на Міранді. Розташована на півкулі, що спрямована у протилежний бік до руху супутника орбітою, і на детальних знімках «Вояджера» лежить уздовж термінатора. За розмірами й внутрішньою структурою вона схожа на вінець Арден. В обох вінцях 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 вінці Ельсінор також наявні сегменти стрічкових утворень, названих «борознами» (Sulcus)[22]. Вони майже такі як на Ганімеді, супутнику Юпітера[9].

Уступи

[ред. | ред. код]
Ділянка поверхні Міранди, на якій видно уступ Верону (справа знизу). Фотографію зроблено з апарату «Вояджер-2» 24 січня 1986 року.

На поверхні Міранди виявлено уступи. Серед них є як старші за вінці, так і молодші за них.

Найбільшим уступом супутника є уступ Верона. Це край широкого каньйону (складного грабену), який на знімках «Вояджера» тягнеться від вінця Інвернесс за термінатор і горизонт[9] Уступ Верона являє собою світлу кручу висотою, за різними оцінками, від 5 до 20 км. Це надзвичайно багато, якщо враховувати розміри Міранди. Цілком ймовірно, що уступ продовжується в північну півкулю за термінатор[24]. Інший найменований уступ Міранди — уступ Алжир, що тягнеться вздовж північно-західного краю вінця Інвернесс.

Ударні кратери

[ред. | ред. код]

Вік поверхні твердих небесних тіл можна визначити за кількістю ударних кратерів — чим більше на ній накопичилося кратерів, тим вона старіша. Втім, це стосується лише тіл без атмосфери і ділянок, не змінених геологічною активністю та не настільки старих, щоб зазнати насичення кратерами[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. Вигляд кратерів, як і на інших небесних тілах, дуже різноманітний. Деякі мають чіткі краї та ореоли викидів, а інші збережені настільки погано, що ледь помітні[24].

На Міранді не знайдено складних кратерів із центральними гірками або басейнів. Виявлені кратери — прості (їх западини мають форму півсфери) або перехідні з плоским дном. Залежності між розмірами і формою кратерів не спостерігається. Відомі прості кратери діаметром близько 15 км, і в той же час — перехідні кратери діаметром усього 2,5 км[24].

Викиди від ударів, що створили кратери, на Міранді спостерігалися лише навколо кратерів діаметром до 15 км. Викиди, що інколи оточують кратери діаметром менше 3 км, світліші за навколишній матеріал, а у кратерів діаметром від 3 до 15 км — зазвичай темніші. Також зустрічаються кратери різного діаметра, альбедо викидів яких таке саме, як у навколишньої поверхні[24].

Походження та еволюція

[ред. | ред. код]

Для пояснення формування й еволюції Міранди запропоновано декілька теорій[3]. Згідно з одним із варіантів, вона 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]. Імовірно, 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 небесним тілом. При цьому вона була розбита на частини[3][9], 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 імовірною 2011 року через появу даних на користь гіпотези, пов'язаної з дією припливних сил Урана. Ці сили могли витягнути і зняти поверхневу матерію на вінцях 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 тому утворенням вінців[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 уступ Верона[26]. Ексцентриситет був джерелом припливних 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 вінець 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 мають роздільну здатність 300 м і охоплюють близько 40 % поверхні, проте лише 35 % знімків було зроблено з точністю, потрібною для геологічного картування й підрахунку кратерів[джерело?].

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[en]. 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[en] 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). 3 квітня 2009. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 10 серпня 2009.
  2. ↑ а б Kuiper, G. P. (1949). The Fifth Satellite of Uranus. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 61 (360): 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. {{cite book}}: |first= з пропущеним |last= (довідка)
  4. ↑ а б Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Satellites of Uranus. NASA/JPL, California Institute of Technology. Архів оригіналу за 22 серпня 2011.
  5. ↑ Larousse du Ciel : Comprendre l'astronomie du 21e siècle. Larousse, coll. «Regards sur la science». 2005. с. 395. ISBN 2035604346. {{cite book}}: |first= з пропущеним |last= (довідка)
  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): 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): 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): 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 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): 97—102. Bibcode:1986Sci...233...43S. doi:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. {{cite journal}}: Недійсний |display-authors=2 (довідка)
  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): 543—555. arXiv:0704.1525. Bibcode:2006Icar..184..543G. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016.
  11. ↑ Ness, N. F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). Magnetic Fields at Uranus. Science. 233 (4759): 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): 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): 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: 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): 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: 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): 258—273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. Архів оригіналу за 11 жовтня 2007. Процитовано 23 березня 2012.
  18. ↑ а б Croft, S. K. (1989). New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda. Proceeding of Lunar and Planetary Sciences. Т. 20. Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. с. 205C. Архів оригіналу за 28 серпня 2017. Процитовано 23 березня 2012.
  19. ↑ а б в Чому розстріскалась Міранда. Scientific-Journal.Ru. 28/01/2011. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 25 вересня 2011.
  20. ↑ Pappalardo, R.; Greeley, R. (1993). Structural evidence for reorientation of Miranda about a paleo-pole. Twenty-Fourth Lunar and Planetary Science Conference. Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. с. 1111—1112. Архів оригіналу за 29 жовтня 2019. Процитовано 23 березня 2012.
  21. ↑ Thérèse, Encrenaz (2010). Les planètes, les nôtres et les autres. EDP Sciences. ISBN 9782759804443.
  22. ↑ а б в Miranda Nomenclature Table Of Contents. Gazetteer of Planetary Nomenclature. United States Geological Survey, Astrogeology. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 26 березня 2012.
  23. ↑ Дія п'єси Шекспіра розгортається у Франції, і, можливо, він мав на увазі Арденнський ліс, але, можливо, це Арденський ліс у Ворикширі.
  24. ↑ а б в г д е ж и к л м н Plescia J. B. (1988). Cratering history of Miranda: Implications for geologic processes. Icarus. 73 (3): 442—461. Bibcode:1988Icar...73..442P. doi:10.1016/0019-1035(88)90055-3.
  25. ↑ Mousis, O. (2004). Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula — Implications for regular satellite composition. Astronomy & Astrophysics. 413: 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: 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 (англ.). Science News. 231 (4741): 916—918. Архів оригіналу за 5 березня 2016. Процитовано 30 березня 2012.
  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): 300. Архів оригіналу за 5 березня 2016. Процитовано 30 березня 2012.
  30. ↑ Stone, E. C. (1987). The Voyager 2 Encounter With Uranus. Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 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 11 серпня 2011. Процитовано 29 березня 2012.

Література

[ред. | ред. код]

Посилання

[ред. | ред. код]
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Міранда (супутник)
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Міранда_(супутник)&oldid=43166174