Тытанія (спадарожнік Урана)

**Тытанія**
спадарожнік Урану
Гісторыя адкрыцьця

Першаадкрывальнік	Уільям Гершэль
Дата адкрыцьця	11 студзеня 1787
Арбітальныя характарыстыкі
Сярэдні радыюс	788,4 км
Эксцэнтрысытэт	0,00011
Арбітальны пэрыяд	8,706 дня
Нахіл арбіты	0,34° (да экватару Ўрану)
Фізычныя характарыстыкі
Дыямэтар	1577 км
Плошча паверхні	7 820 000 км²
Маса	3,527 × 10²¹ кг
Шчыльнасьць	1,711 г/см³
Паскарэньне вольнага падзеньня	0,38 м/с²
Пэрыяд звароту вакол сваёй восі	Сынхранізаваны з арбітальным пэрыядам
Нахіл восевага кручэньня
Альбеда	0,35
Тэмпэратура паверхні	70 К (−203 °С)
Атмасфэра	адсутнічае

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[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

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.^[1] 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[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

Тытанія ўтвораная са льду і скальных пародаў. Пэўна, яна мая ўнутраны падзел на скалістае ядро і ледзяную мантыю.^[2] 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.^[3] 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).^[4] Найвялікшы каньён, Мэсына Хасмата, мае працягласьць 1500 кілямэтраў, ад роўніку да паўднёвага канцавосься.^[4] На Тытаніі магчымыя крыявульканічныя працэсы, якія маглі прывесьці да ўзьнікненьня некаторых кратэраў.^[5] 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[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

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[рэдагаваць | рэдагаваць крыніцу]

^ 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.

[1] 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.

[2] 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.

[3] 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-4] а ^б USGS/IAU. «Titania Nomenclature Table Of Contents». Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Retrieved 2012-02-23.

[5] 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]