Titania
|
See artikkel räägib Uraani kaaslasest; haldjakuninganna kohta vaata artiklit Titania (haldjakuninganna) |
 | |
| Avastamine | |
|---|---|
| Avastajad | William Herschel |
| Avastamise aeg | 11. jaanuar 1787 |
| Nimetamine | |
| Teised nimed | Uranus III |
| Orbiidi iseloomustus | |
| Orbiidi pikem pooltelg | 435910 km |
| Keskmine orbiidil liikumise kiirus | 3,64 km/s |
| Orbiidi kalle | 0,340° |
| Emaplaneet | Uraan |
| Füüsikaline iseloomustus | |
| Keskmine raadius | 788,4±0,6 km |
| Pindala | 7 820 000 km2 |
| Ruumala | 2 065 000 000 km3 |
| Mass | (3,527±0,09)×1021 kg |
| Keskmine tihedus | 1,711±0,005 g/cm3 |
| Raskuskiirendus | 0,379 m/2 |
| Paokiirus | 0,773 km/s |
| Pöörlemisperiood | 8,706234 päeva |
| Pinna temperatuur … minimaalne … keskmine … maksimaalne |
60 K 70 ± 7 K 89 K |
Titania on Uraani suurim looduslik kaaslane.
Titania diameeter on 1578 km,[1] millega ta on Päikesesüsteemi kaaslaste seas suuruselt kaheksandal kohal. Orbiit asub Uraanist 436 270 km kaugusel[1] ning jääb planeedi magnetosfääri piiridesse.[2] Titania mass on 3,49×1021 kg[1] ja tihedus 1,71 g/m3.[3]
Titania avastas William Herschel 1787. aastal koos Oberoniga.[4] Kaaslane on nime saanud William Shakespeare'i näidendi "Suveöö unenägu" haldjakuninganna Titania järgi.[5]
Taevakeha koosneb umbes 50% ulatuses kivimitest ning 50% ulatuses jääst. Kivimid on tõenäoliselt koondunud tuumas ja jää põhiliselt vahevöös. Vedela vee vöönd (ookean) koos lahustunud ammoniaagiga võib paikneda tuuma ja vahevöö vahelises kihis.[6]
Titania pind on suhteliselt tume ja veidi punaka tooniga, seda iseloomustavad impaktstruktuurid ja märgid endogeenstest protsessidest.[7] Rohkelt on meteoriidikraatreid, mille läbimõõt ulatub kuni 326 kilomeetrini,[8] kuid siiski mitte nii palju kui Oberonil. Tõenäoliselt muutsid Titania vanemat ja väga kraatriterohket pinda endogeensed protsessid. Pinnal on nähtavad väga suur lõhede ja astangute süsteem, mis on tekkinud hilisema sisemuse paisumise käigus.[9]
Nagu kõik Uraani peamised kuud, moodustus ka Titania arvatavalt akretsioonikettast, mis ümbritses planeeti pärast selle tekkimist.[10] Aastatel 2001–2005 tehtud infrapunaspektroskoopia näitas veest moodustunud jää ja süsinikdioksiidi olemasolu Titania pinnal, mis omakorda viitab võimalusele, et tal võib olla väga hõre süsihappegaasist atmosfäär. Mõõtmised, mis tehti Titania varjumisel tähe taha, näitasid võimalikku atmosfääri rõhku vahemikus 10–20 nanobaari.[11]
Titaniat on kosmosesondi Voyager 2 abil lähedalt uuritud vaid ühel korral, jaanuaris 1986. Sond tegi Titaniast mitmeid fotosid, mis võimaldas kaardistada 40% kaaslase pinnast.[12]
Viited
[muuda | muuda lähteteksti]- ↑ 1,0 1,1 1,2 ""Titania"". nineplanets.org (inglise). Vaadatud 12.08.2011.
- ↑ 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.
{{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit|unused_data=(juhend); et al.-i üleliigne kasutus kohas:|last2=(juhend)CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) - ↑ Jacobson, R. A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. and Synnott, S.P. (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data". The Astronomical Journal. 103 (6): 2068–78.
{{cite journal}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) - ↑ Herschel, William, Sr. (1787). "An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 77 (0): 125–129.
- ↑ Kuiper, G. P. (1949). "The Fifth Satellite of Uranus". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 61 (360): 129.
- ↑ 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.
{{cite journal}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) - ↑ ""Titania"". planetarynames.wr.usgs.gov (inglise). Gazetteer of Planetary Nomenclature. Vaadatud 12.08.2011.
- ↑ Plescia, J. B. (1987). "Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon". Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 14918–14932.
{{cite journal}}:|first1=ja|first=dubleerivad üksteist (juhend);|last1=ja|last=dubleerivad üksteist (juhend) - ↑ ""New Geologic Maps of the Uranian Satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda"" (PDF). articles.adsabs.harvard.edu (inglise). Vaadatud 12.08.2011.
- ↑ Mousis, O. (2004). "Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition". Astronomy & Astrophysics. 413: 373–380.
- ↑ Widemann, T.; Sicardy, B.; Dusser, R.; et al. (2008). "Titania's radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation" (PDF). Icarus. 199 (2): 458–476. Originaali (PDF) arhiivikoopia seisuga 25. juuli 2014. Vaadatud 12. augustil 2011.
{{cite journal}}: et al.-i üleliigne kasutus kohas:|last2=(juhend)CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link) - ↑ Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A.; et al. (1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science. 233: 97–102.
{{cite journal}}: et al.-i üleliigne kasutus kohas:|last2=(juhend)CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)
