Miranda (księżyc)

W przypadku innych zastosowań zobacz Miranda (ujednoznacznienie) .

Mirando

Odkrycie
Odkryty przez	Gerarda P. Kuipera
Data odkrycia	16 lutego 1948 r
Oznaczenia
Przeznaczenie	Uran W
Wymowa	/ _ m ə r æ n d ə /
Przymiotniki	Mirandan, Mirandian
Charakterystyka orbitalna
Półoś wielka	129 390 km
Ekscentryczność	0,0013
Okres orbitalny (gwiazdowy)	1.413479 d
Średnia prędkość orbitalna	6,66 km/s (obliczona)
Nachylenie	4,232° (do równika Urana)
Satelita z	Uran
Charakterystyka fizyczna
Wymiary	480 × 468,4 × 465,8 km
Średni promień	235,8 ± 0,7 km ( 0,03697 Ziemi )
Powierzchnia	700 000 km 2
Tom	54 835 000 km 3
Masa	(6,4 ± 0,3) × 10 19 kg
Średnia gęstość	1,20 ± 0,15 g/cm 3
Grawitacja powierzchniowa	0,077 m/s 2
Prędkość ucieczki	0,19 km/s
Okres rotacji synodalnej	synchroniczny
Pochylenie osiowe	0°
Albedo	0,32
temp. powierzchni min mieć na myśli maks przesilenie dnia z nocą ? ≈ 60 tys 84 ± 1 K
Pozorna wielkość	15,8

Miranda , również oznaczona jako Uran V , jest najmniejszym i najbardziej wewnętrznym z pięciu okrągłych satelitów Urana . Została odkryta przez Gerarda Kuipera 16 lutego 1948 roku w McDonald Observatory w Teksasie i nazwana na cześć Mirandy ze sztuki Williama Shakespeare'a Burza . Podobnie jak inne duże księżyce Urana , Miranda krąży blisko płaszczyzny równikowej swojej planety. Ponieważ Uran krąży wokół Słońca po swojej stronie, orbita Mirandy jest prostopadła do ekliptyki i ma ten sam ekstremalny sezonowy cykl Urana.

Mając zaledwie 470 km średnicy Miranda jest jednym z najmniejszych dokładnie obserwowanych obiektów w Układzie Słonecznym , który może znajdować się w równowadze hydrostatycznej (sferyczny pod własnym ciężarem). Jedyne zbliżenia Mirandy pochodzą z Voyager 2 , która obserwowała Mirandę podczas przelotu obok Urana w styczniu 1986 roku. Podczas przelotu południowa półkula Mirandy była skierowana w stronę Słońca , więc zbadano tylko tę część.

Miranda prawdopodobnie uformowała się z dysku akrecyjnego , który otoczył planetę wkrótce po jej utworzeniu i, podobnie jak inne duże księżyce, prawdopodobnie jest zróżnicowana , z wewnętrznym rdzeniem skalnym otoczonym płaszczem lodu . Miranda ma jedną z najbardziej ekstremalnych i zróżnicowanych topografii dowolnego obiektu w Układzie Słonecznym, w tym Verona Rupes , 20-kilometrową skarpę, która jest najwyższym klifem w Układzie Słonecznym, oraz elementy tektoniczne w kształcie jodełki zwane koronami . Pochodzenie i ewolucja tej zróżnicowanej geologii, najbardziej ze wszystkich satelitów Urana, wciąż nie jest w pełni poznana i istnieje wiele hipotez dotyczących ewolucji Mirandy.

Odkrycie i nazwa

Miranda została odkryta 16 lutego 1948 roku przez astronoma planetarnego Gerarda Kuipera przy użyciu 82-calowego (2080 mm) Teleskopu Otto Struve w Obserwatorium McDonalda . Jego ruch wokół Urana został potwierdzony 1 marca 1948 roku. Był to pierwszy odkryty satelita Urana od prawie 100 lat. Kuiper zdecydował się nazwać obiekt „Miranda” na cześć postaci z „ Burzy ” Szekspira , ponieważ cztery wcześniej odkryte księżyce Urana, Ariela , Umbriela , Tytanii i Oberon , wszystkie zostały nazwane na cześć postaci Szekspira lub Aleksandra Pope'a . Jednak poprzednie księżyce zostały nazwane specjalnie na cześć wróżek, podczas gdy Miranda była człowiekiem. Następnie odkryte satelity Urana zostały nazwane na cześć postaci z Szekspira i Papieża, niezależnie od tego, czy były to wróżki, czy nie. Księżyc jest również oznaczony jako Uran V.

Orbita

Spośród pięciu okrągłych satelitów Urana, Miranda krąży najbliżej niego, około 129 000 km od powierzchni; około jednej czwartej aż do najdalszego pierścienia . Jego okres orbitalny wynosi 34 godziny i, podobnie jak Księżyc , jest zsynchronizowany z okresem jego rotacji , co oznacza, że ​​zawsze pokazuje tę samą stronę Uranowi, co jest stanem znanym jako blokowanie pływów . Nachylenie orbity Mirandy (4,34°) jest niezwykle wysoka jak na ciało znajdujące się tak blisko planety – mniej więcej dziesięć razy więcej niż w przypadku innych głównych satelitów Urana i 73 razy więcej niż Oberon. Przyczyna tego jest nadal niepewna; nie ma rezonansów średniego ruchu między księżycami, które mogłyby to wyjaśnić, co prowadzi do hipotezy, że księżyce czasami przechodzą przez wtórne rezonanse, co w pewnym momencie w przeszłości doprowadziło do zablokowania Mirandy na pewien czas w rezonansie 3: 1 z Umbriel, zanim chaotyczne zachowanie wywołane wtórnymi rezonansami wyprowadziło go z powrotem. W układzie Urana, ze względu na mniejszy stopień spłaszczenia planety i większy względny rozmiar jego satelitów, ucieczka od rezonansu średniego ruchu jest znacznie łatwiejsza niż w przypadku satelitów Jowisza czy Saturna .

Skład i struktura wewnętrzna

Voyager 2 przedstawiające zniszczony teren Mirandy. Verona Rupes , uważane za najwyższe klify w Układzie Słonecznym, znajdują się w prawym dolnym rogu Mirandy.

Przy 1,2 g/cm ³ Miranda jest najmniej gęstym z okrągłych satelitów Urana. Ta gęstość sugeruje skład ponad 60% lodu wodnego. Powierzchnia Mirandy może składać się głównie z lodu wodnego, chociaż jest znacznie bardziej skalista niż odpowiadające jej satelity w układzie Saturna, co wskazuje, że ciepło z rozpadu radioaktywnego mogło doprowadzić do wewnętrznego zróżnicowania , co umożliwiło skały krzemianowe i związki organiczne osiedlić się w jego wnętrzu. Miranda jest zbyt mała, aby jakiekolwiek wewnętrzne ciepło mogło zostać zatrzymane przez wiek Układu Słonecznego. Miranda jest najmniej kulistym z satelitów Urana, ze średnicą równikową o 3% szerszą niż jego średnica biegunowa. Jak dotąd na powierzchni Mirandy wykryto tylko wodę, chociaż spekulowano, że metan, amoniak, tlenek węgla lub azot mogą również występować w stężeniach 3%. Mimasa , księżyca Saturna , chociaż Mimas jest mniejszy, mniej gęsty i bardziej spłaszczony.

Nie wiadomo dokładnie, w jaki sposób ciało tak małe jak Miranda mogło mieć wystarczającą ilość energii wewnętrznej, aby wytworzyć niezliczone cechy geologiczne widoczne na jego powierzchni, chociaż obecnie preferowaną hipotezą jest to, że było napędzane ogrzewaniem pływowym w przeszłości, kiedy znajdowało się w Rezonans orbitalny 3:1 z Umbriel. Rezonans zwiększyłby ekscentryczność orbity Mirandy do 0,1 i wygenerowałby tarcie pływowe z powodu różnych sił pływowych z Urana. Gdy Miranda zbliżyła się do Urana, siła pływów wzrosła; w miarę wycofywania się siła pływowa zmniejszała się, powodując wyginanie, które ogrzałoby wnętrze Mirandy o 20 K, wystarczające do wywołania topnienia. Okres wyginania się pływów mógł trwać nawet 100 milionów lat. Również, jeśli klatrat istniał w Mirandzie, jak przypuszczano w przypadku satelitów Urana, mógł działać jako izolator, ponieważ ma niższą przewodność niż woda, jeszcze bardziej zwiększając temperaturę Mirandy. Miranda mogła również kiedyś znajdować się w rezonansie orbitalnym 5: 3 z Arielem, co również przyczyniłoby się do jej wewnętrznego nagrzania. Jednak maksymalne ogrzewanie, które można przypisać rezonansowi z Umbrielem, było prawdopodobnie około trzy razy większe.

Cechy powierzchni

Zbliżenie Verona Rupes , dużej skarpy uskoku na Mirandzie, prawdopodobnie o wysokości 20 km (12 mil), zrobione przez sondę Voyager 2 w styczniu 1986 r.

Zbliżenie na pierścień koncentrycznych uskoków wokół Elsinore Corona

Trzy korony sfotografowane na Mirandzie przez Voyagera 2

Uskok otacza Elsinore Corona (na górze po prawej) i szewrony Inverness Corona (na dole po lewej)

Ze względu na prawie boczną orientację Urana, tylko południowa półkula Mirandy była widoczna dla Voyagera 2 , kiedy przybył. Obserwowana powierzchnia ma mozaikowe obszary popękanego terenu, co wskazuje na intensywną aktywność geologiczną w przeszłości Mirandy i jest poprzecinana ogromnymi kanionami, które, jak się uważa, są wynikiem ekstensjonalnej tektoniki ; gdy woda w stanie ciekłym zamarzła pod powierzchnią, rozszerzyła się, powodując pęknięcie lodu powierzchniowego, tworząc graben . Kaniony mają setki kilometrów długości i dziesiątki kilometrów szerokości. Miranda ma również największy znany klif w Układzie Słonecznym, Verona Rupes, która ma wysokość 20 km (12 mil). Niektóre tereny Mirandy mają prawdopodobnie mniej niż 100 milionów lat na podstawie liczby kraterów, podczas gdy w znacznych regionach liczba kraterów wskazuje na starożytny teren.

Podczas gdy liczba kraterów sugeruje, że większość powierzchni Mirandy jest stara, z podobną historią geologiczną jak inne satelity Urana, niewiele z tych kraterów jest szczególnie dużych, co wskazuje, że większość musiała powstać po dużym wydarzeniu związanym z wynurzaniem się powierzchni w odległej przeszłości. Wydaje się, że kratery na Mirandzie również mają zmiękczone krawędzie, co może być wynikiem wyrzucenia lub kriowulkanizmu . Temperatura na biegunie południowym Mirandy wynosi około 85 K , temperatura, w której czysty lód wodny przyjmuje właściwości skały. Ponadto materiał kriowulkaniczny odpowiedzialny za pojawienie się na powierzchni jest zbyt lepki, aby mógł być czystą wodą w stanie ciekłym, ale zbyt płynny, aby mógł być wodą stałą. Uważa się raczej, że była to lepka, podobna do lawy mieszanina wody i amoniaku , która zamarza w temperaturze 176 K (-97 ° C) lub być może etanol .

Obserwowana przez Mirandę półkula zawiera trzy gigantyczne, przypominające tor wyścigowy, żłobkowane struktury zwane koronami , każda o szerokości co najmniej 200 km i głębokości do 20 km, nazwane Arden, Elsinore i Inverness od lokalizacji w sztukach Szekspira. Inverness znajduje się niżej niż otaczający teren (chociaż kopuły i grzbiety mają porównywalną wysokość), podczas gdy Elsinore jest wyżej. Względna rzadkość kraterów na ich powierzchni oznacza, że ​​nakładają się one na wcześniejszy teren pokryty kraterami. Korony, które są unikalne dla Mirandy, początkowo przeciwstawiały się łatwemu wyjaśnieniu; jedna z wczesnych hipotez głosiła, że ​​Miranda w odległej przeszłości (przed którymkolwiek z obecnych kraterów) została całkowicie rozdarta na kawałki, być może przez potężne uderzenie, a następnie ponownie złożona w przypadkową mieszaninę. Cięższy materiał rdzenia spadł przez skorupę, a korony utworzyły się, gdy woda ponownie zamarzła.

Jednak obecnie preferowaną hipotezą jest to, że powstały one w wyniku procesów ekstensyjnych na szczytach diapirów lub upwellingu ciepłego lodu z samej Mirandy. Korony są otoczone pierścieniami koncentrycznych uskoków o podobnej małej liczbie kraterów, co sugeruje, że odegrały one rolę w ich powstawaniu. Gdyby korony powstały w wyniku spływu w dół w wyniku katastrofalnego zakłócenia, wówczas koncentryczne uskoki prezentowałyby się jako skompresowane . Gdyby uformowały się w wyniku upwellingu, na przykład diapiryzmu, wówczas byłyby ekstensjonalnymi blokami przechyłu i miałyby cechy ekstensjonalne, jak sugerują obecne dowody. Koncentryczne pierścienie utworzyłyby się, gdy lód odsunąłby się od źródła ciepła. Diapiry mogły zmienić rozkład gęstości w obrębie Mirandy, co mogło spowodować zmianę orientacji Mirandy, podobnie do procesu, który prawdopodobnie miał miejsce na geologicznie aktywnym księżycu Saturna, Enceladusie . Dowody sugerują, że reorientacja byłaby tak ekstremalna, jak 60 stopni od punktu pod Urana. Pozycje wszystkich koron wymagają pływowego wzorca ogrzewania zgodnego z tym, że Miranda jest stała i pozbawiona wewnętrznego płynnego oceanu. Uważa się, dzięki modelowaniu komputerowemu, że Miranda może mieć dodatkową koronę na niezobrazowanej półkuli.

Obserwacja i eksploracja

równonocy 7 grudnia 2007 r., Miranda wywołała krótkie zaćmienia Słońca nad centrum Urana.

Symulowany komputerowo lot nad Mirandą

Pozorna jasność Mirandy wynosi +16,6, co czyni ją niewidoczną dla wielu amatorskich teleskopów. Praktycznie wszystkie znane informacje dotyczące geologii i geografii Urana uzyskano podczas przelotu sondy Voyager 2 w pobliżu Urana 25 stycznia 1986 r. Najbliższe podejście sondy Voyager 2 do Mirandy było 29 000 km (18 000 mil) - znacznie mniej niż odległości do wszystkich innych księżyców Urana. Ze wszystkich satelitów Urana Miranda miała najbardziej widoczną powierzchnię. Zespół odkrywców spodziewał się, że Miranda będzie przypominać Mimasa i nie mógł wyjaśnić wyjątkowej geografii Księżyca w 24-godzinnym oknie przed udostępnieniem zdjęć prasie. W 2017 roku, w ramach Planetary Science Decadal Survey , NASA oceniła możliwość powrotu orbitera na Urana w latach 2020-tych. Uran był preferowanym celem nad Neptunem ze względu na korzystne ustawienie planet, co oznacza krótsze czasy lotu.

Zobacz też

• Lista cech geologicznych Mirandy

Linki zewnętrzne

• Profil Mirandy w witrynie NASA Solar System Exploration
• Strona Mirandy w The Nine Planets
• Miranda, Księżyc Urana w Widokach Układu Słonecznego
• Obrazy 3D Paula Schenka i filmy z przelotu Mirandy i innych zewnętrznych satelitów Układu Słonecznego
• Miranda Nomenclature ze strony internetowej USGS Planetary Nomenclature