Тытанія (спадарожнік Урана)

Тытанія
	спадарожнік Урану
Гісторыя адкрыцьця
Першаадкрывальнік	Уільям Гершэль
Дата адкрыцьця	11 студзеня 1787
Арбітальныя характарыстыкі
Вялікая паўвось	436 300 км
Эксцэнтрысытэт	0,00011
Арбітальны пэрыяд	8,706 дня
Нахіл арбіты	0,34° (да экватару Ўрану)
Фізычныя характарыстыкі
Дыямэтар	1577 км
Сярэдні радыюс	788,4 км
Плошча паверхні	7 820 000 км²
Маса	3,527 × 1021 кг
Шчыльнасьць	1,711 г/см³
Аб’ём	2 065 000 000 кубічны кіламетр
Прыскарэньне вольнага паданьня	0,38 м/с²
Пэрыяд вярчэньня вакол сваёй восі	Сынхранізаваны з арбітальным пэрыядам
Альбэда	0,35
Бачная зорная велічыня	13,9
Тэмпэратура паверхні	70 К (−203 °С)
Атмасфэра	адсутнічае
	Тытанія ў Вікісховішчы

Тыта́нія — найвялікшы са спадарожнікаў плянэты Ўран, восьмы па памеры спадарожнік у Сонечнай сыстэме. Адкрыты разам з Абэронам Уільямам Гершэлем 11 студзеня 1787 року. Названы ў гонар гераіні п’есы Шэксьпіра «Сон у летнюю ноч». Імя было нададзенае спадарожніку Джонам Гершэлем у 1852 годзе. Большасьць зьвестак аб Тытаніі была атрыманая пасьля пралёту міжплянэтнага зонду Вояджэр-2 праз сыстэму Ўрана ў студзені 1986 году.

Арбітальныя ўласьцівасьці

Сярэдняя адлегласьць Тытаніі ад цэнтру Ўрану складае 435840 кілямэтраў, што робіць яе другім паводле аддаленасьці буйным спадарожнікам пасьля Абэрону. Кружнік Тытаніі амаль ня мае эксцэнтрысытэту й нахілу. Ён ляжыць унутры магнітасфэры Ўрану.^[2] Падобна іншым аб’ектам яго спадарожнікавай сыстэмы, Тытанія мае незвычайныя поры году. Паўночнае і паўднёвае паўшар’і па чарзе разгортваюцца да Сонца, якое стаіць там у зэніце 42 гады, тады як супрацьлеглае паўшар’е цягам такога ж часу перажывае палярную ноч. З-за гэтай асаблівасьці пакуль атрымалася картаграфаваць толькі паўднёвыя паўшар’і спадарожнікаў Урану.

Будова

Тытанія ўтвораная са льду і скальных пародаў. Пэўна, яна мая ўнутраны падзел на скалістае ядро і ледзяную мантыю.^[3] Радыюс ядра можа складаць дзьве траціны радыюсу Тытаніі, а маса — 58%. Меркаваны ціск у цэнтры Тытаніі складае 0,58 ГПа. На мяжы ядра й мантыі можа знаходзіцца акіян вадкай вады глыбінёй да 50 кілямэтраў з тэмпэратурай 190 К. Параўнальна старажытная і трохі чырвоная паверхня Тытаніі нясе на сябе сьляды як эндагенных, гэтак і экзагенных працэсаў. Паводле яркасьці сярод галоўных спадарожнікаў Урану яна саступае Арыэлю ды Мірандзе, але пераўзыходзіць Умбрыэль і Абэрон.^[4] Паверхня Тытаніі пакрытая мноствам кратэраў памерам да 326 кілямэтраў, аднак саступае ў маштабах кратэраванасьці Абэрону. Для рэльефу Тытаніі характэрныя сыстэмы каньёнаў (хасматы) ды ўступаў (рыпы).^[5] Найвялікшы каньён, Мэсына Хасмата, мае працягласьць 1500 кілямэтраў, ад роўніку да паўднёвага канцавосься.^[5] На Тытаніі магчымыя крыявульканічныя працэсы, якія маглі прывесьці да ўзьнікненьня некаторых кратэраў.^[6] Агулам уласныя назвы маюць 18 геаграфічных аб’ектаў на Тытаніі, сярод якіх дзьве хасмы, адзін рып і 15 кратэраў. Усе яны разьмяшчаюцца ў паўднёвым паўшар’і.

Атмасфэра

Інфрачырвоная спэктраскапія, праведзеная з 2001 па 2005 рок, паказалі прысутнасьць на паверхні Тытаніі вадзяных льдоў і дыяксыду вугляроду. Такім чынам, Тытанія тэарэтычна можа валодаць вельмі тонкай атмасфэрай зь ціскам каля 10 трыльённых бару.

Крыніцы

^ http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem
^ Grundy, W. M.; Young, L. A.; Spencer, J. R.; Johnson, R. E.; Young, E. F.; Buie, M. W. (October 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.
^ Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (November 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.
^ Karkoschka, Erich (2001). «Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope». Icarus 151 (1): 51-68. Bibcode:2001Icar..151…51K. doi:10.1006/icar.2001.6596.
^ ^а ^б USGS/IAU. «Titania Nomenclature Table Of Contents». Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Retrieved 2012-02-23.
^ Plescia, J. B. (December 30, 1987). «Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,918-14,932. Bibcode:1987JGR….9214918P. doi:10.1029/JA092iA13p14918. ISSN 0148-0227.

[_31cc927aee16fb9f-1] ttp://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem

[2] Grundy, W. M.; Young, L. A.; Spencer, J. R.; Johnson, R. E.; Young, E. F.; Buie, M. W. (October 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.

[3] Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (November 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.

[4] Karkoschka, Erich (2001). «Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope». Icarus 151 (1): 51-68. Bibcode:2001Icar..151…51K. doi:10.1006/icar.2001.6596.

[ReferenceA-5] а ^б USGS/IAU. «Titania Nomenclature Table Of Contents». Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Retrieved 2012-02-23.

[6] Plescia, J. B. (December 30, 1987). «Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,918-14,932. Bibcode:1987JGR….9214918P. doi:10.1029/JA092iA13p14918. ISSN 0148-0227.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]