Titania (måne)

Titania
Titania, høyoppløselig farget bilde
Sentral kropp	Uranus
Egenskaper ved den bane
Stor halvakse	436 300 km
Periapsis	435 800 km
Apoapsis	436 800 km
eksentrisitet	0,0011
Banehelling	0,079 °
Omløpstid	8.706234 d
Gjennomsnittlig banehastighet	3,87 km / s
Fysiske egenskaper
Albedo	0,27 ± 0,03
Tilsynelatende lysstyrke	13,49 ± 0,04 mag
Middels diameter	1577,8 ± 3,6 km
Dimensjoner	(3,527 ± 0,09) 10 21 kg
flate	7820 000 km 2
Middels tetthet	1,711 ± 0,005 g / cm 3
Sidereal rotasjon	8.706234 dager
Aksihelling	0,0 °
Akselerasjon av tyngdekraften på overflaten	0,378 m / s 2
Rømningshastighet	773 m / s
Overflatetemperatur	−213 ° C til −184 ° C; 60-89 K
oppdagelse
Utforsker	Wilhelm Herschel
Dato for oppdagelse	11. januar 1787
Merknader	Mulig eksisterende atmosfære
Størrelse sammenligning mellom Uranus (venstre) og de største månene, fra venstre til høyre: Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania og Oberon (fotomontasje i skala)

Titania (også Uranus III ) er den syttende innerste av de 27 kjente månene på planeten Uranus og den fjerde innerste av de fem store månene i Uranus . Med en diameter på 1 578 kilometer er Titania den største månen i Uranus og etter Neptuns største måne Triton, den åttende største månen i solsystemet .

Oppdagelse og navngivning

Titania ble oppdaget 11. januar 1787 sammen med Oberon som den første og andre Uranus-månen av velgerne til den Hannoverske astronomen Wilhelm Herschel med sitt selvlagde reflekterende teleskop i Slough ( Storbritannia ). Herschel hadde oppdaget Uranus rundt seks år tidligere. Han kunngjorde oppdagelsen av de to månene etter at baneparametrene ble fastslått 9. februar 1787 og fortsatte å observere systemet fra 1790 til 1796. Herschel uttalte senere oppdagelsen av ytterligere fire Uranus-måner , som senere viste seg å være ikke-eksisterende. I nesten 50 år etter denne oppdagelsen ble Titania og Oberon ikke observert av noe teleskop annet enn Herschels.

Månen ble oppkalt etter alvedronningen Titania fra William Shakespeares midsommernattsdrøm . Titania var kona til Oberon .

Alle månene til Uranus er oppkalt etter tegn fra Shakespeare eller Alexander Pope . Navnene på de fire første Uranus-månene som ble oppdaget ( Oberon , Titania, Ariel og Umbriel ) ble foreslått i 1852 av John Herschel , sønn av oppdageren, på forespørsel fra William Lassell , som hadde oppdaget Ariel og Umbriel et år tidligere.

Opprinnelig ble Titania referert til som "Uranus 'første satellitt", og i 1848 ble Lassells måne kalt Uranus I , selv om den noen ganger brukte Herschels nummerering Uranus II . I 1851 nummererte Lassell de tidligere kjente månene i henhold til deres avstand fra moderplaneten, og siden den gang har Titania blitt referert til som Uranus III .

Spor egenskaper

Bane

Titania kretser rundt Uranus på en prograde , nesten perfekt sirkulær bane i en gjennomsnittlig avstand på rundt 436 300 km (ca. 17 070 Uranus-radier) fra sentrum, dvs. rundt 410 700 km over skyhimlingen. Den bane eksentrisitet er 0,0011, bane er tilbøyelig til 0.079 ° i forhold til ekvator av Uranus .

Banen til neste indre måne Umbriel ligger i gjennomsnitt 170 000 km fra Titanias bane, den neste ytre månen Oberon ca. 147 000 km.

Titania kretser rundt Uranus på 8 dager, 16 timer, 56 minutter og 59 sekunder.

Titanias bane er helt i magnetosfæren til Uranus. De påfølgende halvkulene til (nesten) atmosfæriske måner som Titania er derfor under konstant bombardement av magnetosfærisk plasma , som roterer med planeten. Dette kan føre til en mørkning av den påfølgende halvkulen, som hittil har blitt observert i alle Uranus-månene bortsett fra Oberon. Titania fanger også magnetosfærisk ladede partikler, noe som fører til et økt antall av disse partiklene i sin bane og ble observert av romfartøyet Voyager 2 .

Siden Titania i likhet med Uranus praktisk talt kretser rundt solen på siden i forhold til rotasjonen, peker den nordlige og sørlige halvkule enten direkte mot solen eller vekk fra den på tidspunktet for solverv , noe som fører til ekstreme sesongmessige effekter. Dette betyr at polene i Titania ligger i permanent mørke eller blir opplyst av solen i et halvt Uranus-år på 42 år. Under solverv er solen derfor nær zenitten over polene. Under Voyager-2 flyby i 1986, som skjedde nesten ved solverv, pekte de sørlige halvkulene av Uranus og dens måner mot solen mens de nordlige halvkulene var i fullstendig mørke. I løpet av jevndøgn , når ekvatorialplanet krysser med retningen til jorden og som også forekommer hvert 42. år, er gjensidig okkultering av Uranus-månene og solformørkelser på Uranus mulig. En rekke av disse sjeldne hendelsene skjedde sist mellom 2007 og 2008; Titania ble dekket av Umbriel 15. august 2007 og 8. desember 2007.

Foreløpig har Titania ingen orbital resonans med andre måner. For anslagsvis 3,8 milliarder år siden kan det imidlertid ha vært i 4: 1-resonans med Ariel , muligens ansvarlig for den interne oppvarmingen av denne månen.

rotasjon

Den dreiningstiden er den samme som den syklustid ; I likhet med jordens måne viser Titania en synkron rotasjon , som finner sted innen 8 dager, 16 timer, 56 minutter og 59 sekunder. Rotasjonsaksen er nesten nøyaktig vinkelrett på planet .

Fysiske egenskaper

størrelse

Titania har en diameter på 1577,8 km. Det er nesten den største månen i Uranus, da den bare er 55 km større enn den nest største månen Oberon . Generelt er de to månene veldig like.

Når det gjelder størrelse, kan Titania best sammenlignes med Oberon eller Saturnmånene Rhea og Iapetus . Voyager 2 har bare vært i stand til å undersøke omtrent 40% av hele månen, hovedsakelig den sørlige halvkule - som med alle Uranus-måner.

Det totale arealet til Titania er omtrent 7 820 000 km ² , noe som er litt mer enn området Australia .

intern struktur

Titania har en gjennomsnittlig tetthet på 1,71 g / cm ³ og dens relativt høye albedo er 0,27, noe som betyr at 27% av innfallende sollys reflekteres fra overflaten. Den lave tettheten og den høye albedoen antyder at Titania består av rundt 50% vannis , 30% silikatbergart og 20% karbonforbindelser og andre tunge organiske forbindelser. Tilstedeværelsen av vannis støttes av infrarøde spektroskopiske studier fra 2001 til 2005 som avslørte krystallinsk vannis på Titanias overflate. Dette ser ut til å være mer fremtredende på Titanias ledende halvkule. Årsaken til dette er ukjent, men det ser ut til å ha kommet fra bombardementet av ladede partikler fra Uranus 'magnetosfære, som er mer representert i den følgende halvkule på grunn av plasma-rotasjonen. Disse energiske partiklene har en tendens til å sputte vannis, spalte metan fanget i is som gasshydrat , og mørkere annet organisk materiale, noe som fører til karbonrike avleiringer på overflaten.

Bortsett fra vannisen kunne bare karbondioksid (CO ₂ ) påvises spektroskopisk uten tvil, og denne forbindelsen er hovedsakelig konsentrert på følgende halvkule. Opprinnelsen har ennå ikke blitt avklart tilstrekkelig. Det kunne produseres lokalt fra karbonater eller organisk materiale ved påvirkning av de ladede partikler av Uranus' magneto, eller ved solens ultrafiolette stråling . Den tidligere hypotesen ville forklare asymmetrien i fordelingen, siden følgende halvkule er under større innflytelse fra magnetosfæren. En annen mulig kilde er utgassing av original CO ₂ fanget i vannis i Titanias indre. Utslipp av CO ₂ fra innsiden kan være relatert til tidligere geologisk aktivitet på månen.

hav

Titania er muligens en differensiert kropp med en bergkjerne og et strøk med vannis. Hvis dette var tilfelle, ville diameteren til kjernen være 1040 km, noe som tilsvarer 66% av den totale diameteren, og en kjernemasse på 58% av den totale massen - disse parametrene er gitt av månens sammensetning. Trykket i sentrum av Titania er omtrent 5,8 kbar . Vann-is-steinblandingen og den mulige tilstedeværelsen av salt eller ammoniakk  - som senker vannets frysepunkt - indikerer at et underjordisk hav som det på Jupiters måne Europa muligens kunne eksistere mellom kjerne og ismantel i Titania . Dybden av dette havet ville være rundt 50 km i dette tilfellet, temperaturen ville være rundt −83 ° C (190 K). Den nåværende interne strukturen avhenger sterkt av Titanias termiske historie, som ikke er kjent.

flate

Titania, fotomontasje av to bilder av romfartøyet Voyager 2 fra en avstand på 369.000 kilometer

Overflaten til Titania har mange kratere, men langt færre enn på den ytre naboen Oberon, samt relativt nydannede isfelt, store kløfter og skorpebrudd. Dette antyder geologisk aktivitet etter dannelsen av månen.

Av de store månene i Uranus ligger Titania i lysstyrken mellom de mørke månene Umbriel og Oberon og de lettere månene Ariel og Miranda . Overflaten viser store lysstyrkeeffekter avhengig av lysvinkelen; reflektiviteten på 0,35 i en fasevinkel på 0 ° synker raskt til 0,25 ved rundt 1 °. Den sfæriske albedoen er relativt lav 0,17.

Overflaten viser en litt rødlig farge, men mindre rødaktig enn Oberon. De relativt friske isfeltene er blåaktig i fargen, mens de bølgende slettene på den fremre halvkule ser litt rødere ut i nærheten av Ursula- krateret og langs noen av grøftene. Det ser ut til å være en liten dikotomi mellom de fremre og etterfølgende halvkulene; sistnevnte virker omtrent 8% mer rødlig. Denne forskjellen tilsvarer de milde nivåene og kan være en tilfeldighet. muligens stammer fra forvitring av ladede partikler og støt fra mikrometeoritter siden dannelsen av solsystemet . Farge- asymmetrien oppsto sannsynligvis fra tilveksten av rødlig materiale fra det ytre uranus-systemet, muligens fra uregelmessige måner , som overveiende ville reflekteres på den fremre halvkule.

Gjennomsnittlig overflatetemperatur på Titania er -203 ± 7 ° C (70 ± 7 K ). Temperaturen kan stige til maksimalt -184 ° C og synke til -213 ° C.

På overflaten er akselerasjonen på grunn av tyngdekraften 0,378 m / s ² , noe som tilsvarer rundt 4% av den på jorden.

Så langt har forskere identifisert tre typer overflatestrukturer på overflaten som hittil er kjent: kløfter, klipper og kratere. Alle overflateegenskaper på Titania er oppkalt etter kvinnelige karakterer og lokasjoner fra verk av William Shakespeare.

Chasmata og Rupes

Messina Chasma fra en avstand på 500.000 kilometer

De daler , som er kalt Chasma (flertall Chasmata ), antas å representere rift sprekker som har oppstått gjennom tektoniske ekspansjonsprosesser. De er et resultat av globalt trykk forårsaket av frysing av vann eller en vann-ammoniakkløsning i det indre av Titania. Chasmata på Titania er omtrent 20 til 50 km brede og 2 til 5 km dype.

Den mest bemerkelsesverdige kløften og den mest merkbare egenskapen til overflaten i det hele tatt er et enormt brudd på omtrent 1500 km i lengden kalt Messina Chasmata , som Grand Canyon ser liten ut mot jorden. Denne strukturen består av to feil som løper nordvest til sørøst og sammen danner en pågående grøft . Kløftesystemet skjærer mesteparten av slagkratrene i sin vei og blir krysset av bare noen få kratere, noe som tyder på en senere formasjon i Titanias historie da isskorpen brøt opp av en intern utvidelse.

Når det gjelder utvidelsen, er Messina Chasmata sammenlignbar med Ithaca Chasma på Saturns måne Tethys ; i forhold til den totale størrelsen på månen, kan den også sammenlignes med Valles Marineris på Mars eller Kachina Chasma på Ariel.

Pausene som ikke er relatert til Chasmata kalles rupes ( latin for klipper ). Den største og eneste navngitte i sitt slag er Rousillon Rupes , som er et terrengnivå . Siden denne strukturen er kuttet av svært få kratere, må den derfor også være relativt ung.

Områdene rundt noen av disse bruddene fremstår som glatte plan i oppløsningen til Voyager-bildene, muligens senere i historien om Titanias overflatedannelse, da de fleste av de eksisterende kratrene allerede eksisterte. Disse deformasjonene kan være endogene i naturen, for eksempel ved kryovulkanisk utstøting av flytende materiale fra det indre, eller de kan ha blitt utjevnet av støtmateriale fra nærliggende kratere. Vollgravene er trolig Titanias nyeste overflatefunksjon; de kuttet alle kratere og til og med slettene.

Kraterområde

Titania fotografert fra 500.000 km unna. Noen store overflatedetaljer er merket

Overflaten til Titania er mindre kraterert enn overflatene til Oberon eller Umbriel, noe som betyr at den er nyere. Kratternes diameter er fra noen få kilometer til 326 km for den største kjente som heter Gertrude . Kraterkanten stiger ca 2 km over kraterbunnen, og det sentrale fjellet har en diameter på ca 150 km og er ca 2 til 3 km høyt. Det faktum at kanten av krateret og det sentrale fjellet er relativt flatt i forhold til den totale størrelsen på krateret, indikerer at det har flatet ut over tid gjennom senere prosesser.

Vest for Gertrude-krateret er det et terreng med en uregelmessig topografi, Unnamed Basin (Untitled Basin), som kan representere et annet stort, sterkt forvitret slagbasseng med en diameter på 330 km.

Noen kratere, som Ursula eller Jessica nevnt ovenfor , er omgitt av lyse avleiringer av slagmateriale og strålingssystemer som består av relativt fersk is. Ursula er omgitt av milde sletter som har den laveste kratertettheten på hele månen og må derfor være relativt ung. Alle de store kratere på Titania har flat bunn og sentrale fjell, med unntak av Ursula, hvis sentrum er en depresjon. Ursula er kuttet av Belmont Chasma , som derfor må være av enda nyere dato.

Overflatenes geologi har blitt påvirket av to konkurrerende krefter: forming av støt og endogen overflatefornyelse. Førstnevnte fant sted over hele perioden av månens historie, mens sistnevnte prosesser også hadde global innflytelse, men bare skjedde på et visst tidspunkt etter dannelsen av Titania. De jevnet ut det sterkt kratererte området, noe som forklarer den relative knappheten på kratere på overflaten som er synlig i dag. Ytterligere episoder med fornyelse kan ha skjedd senere og føre til dannelsen av flyene. Imidlertid kunne de også ha blitt forårsaket av deponering av kratere i nærheten. De siste endogene prosessene er hovedsakelig av tektonisk art og forårsaket dannelsen av Chasmata, som er store brudd i månens isskorpe skapt av en global ekspansjon på omtrent 0,7%.

atmosfæren

Tilstedeværelsen av karbondioksid antyder en tynn sesongmessig atmosfære, lik den for Jupiters måne Callisto . Andre gasser som nitrogen eller metan eksisterer sannsynligvis ikke, da de ville rømme ut i rommet på grunn av Titanias undervekt. Ved maksimumstemperatur på -184 ° C (89 K) i løpet av sommersolhverv er damptrykket omtrent 3  nBar .

8. september 2001 dekket Titania 7,2 mag-stjernen HIP 106829 , som var en sjelden mulighet til å bestemme diameteren og flyktningen mer presist og å oppdage enhver eksisterende atmosfære. Dataene avslørte ikke en atmosfære med et trykk større enn 10-20 nBar. Hvis den eksisterer, er den langt tynnere enn den for Pluto eller Neptun-månen Triton . Denne øvre grensen er likevel flere ganger større enn det maksimale mulige overflatetrykket til karbondioksidet, noe som betyr at målingene ikke var obligatoriske for atmosfærens parametere.

Den spesielle geometrien til Uranus-systemet forsyner polene mer solenergi enn ekvatorialområdene. Siden damptrykket til CO _{2 er} en faktor som øker temperaturen, kan dette føre til en akkumulering av karbondioksid i de nedre breddegrader, der det kan eksistere fast i form av tørris i regionene med høyere albedo og skyggefulle områder . I løpet av Titania-sommeren, når temperaturen kan nå 85-90K, sublimerer karbondioksid og migrerer til ekvatorialområdene og motsatt pol, som er en type CO ₂ -syklus. Den akkumulerte gassen kan fjernes fra de kalde fellene ved hjelp av magnetiske partikler som sputter den bort fra overflaten . Titania antas å ha mistet en betydelig del av det eksisterende karbondioksidet siden det ble dannet for rundt 4,6 milliarder år siden.

Fremvekst

Titania ble sannsynligvis dannet av en tiltrekksskive eller av en subtåke som kan ha vært rundt Uranus under dannelsen, eller som ble dannet etter (fremdeles teoretisk) innvirkning som fikk planeten til å velte. Den eksakte sammensetningen av denne subtåken er ikke kjent, men de høyere tetthetene i Uranus-systemet sammenlignet med Saturnmånene nærmere Solen indikerer en relativt knapphet på vann. Det kan ha vært betydelige mengder nitrogen (N ₂ ) og karbon (C) i form av karbonmonoksid (CO) og molekylært nitrogen istedenfor ammoniakk (NH ₃ ) og metan (CH ₄ ). Satellitter som fremkom fra en sub-tåke bør inneholde mindre vann is og CO og N- ₂ enn gasshydrat innesluttet i is , og mer stein, noe som ville forklare den høyere tettheter.

Tilvinningsprosessen kan ta flere tusen år å fullføre dannelsen av Titania. Modeller viser at virkningene som følger med utvinning , sannsynligvis vil føre til at det ytre skallet av månen varmes opp til en temperatur på rundt 250 K til en dybde på opptil 60 km. Når dette ytre laget var avkjølt, mens Titanias indre ble varmet opp på grunn av nedbrytningen av radioaktive elementer i fjellet. Det avkjølende ytre skallet trakk seg sammen mens interiøret utvidet seg . Dette skapte alvorlig spenning i måneskorpen, noe som resulterte i brudd på skorpen og dannelsen av kløftene. Denne prosessen, som varte rundt 200 millioner år, indikerer at den endogene dannelsen av overflaten ble fullført for milliarder av år siden.

Den innledende oppvarmingsvarmen og den påfølgende nedbrytningen av radioaktive elementer kan ha smeltet vannis hvis et stoff som nedtrykker frysepunktet, som salt eller ammoniakk, var til stede i form av ammoniumhydroksid . Dette burde ha ført til en separasjon av is og stein (differensiering) av kjernen. I dette tilfellet kunne et lag med flytende vann rik på oppløst ammoniakk ha dannet seg ved grensen mellom kappe og kjerne. Den eutektiske temperaturen til denne blandingen er 176 K. Hvis temperaturen har falt under denne verdien, burde det eksisterende havet i dag trolig ha frosset over for lenge siden. Denne frysingen førte sannsynligvis til utvidelsen av interiøret, som sannsynligvis var ansvarlig for dannelsen av flertallet av Chasmata. Kunnskapen om utviklingen av Titania er for tiden svært begrenset.

utforskning

I 200 år siden oppdagelsen av William Herschel i 1787, var det lite kjent om Titania annet enn bane parametrene. Månen var for liten og for langt unna til å kunne løses med terrestriske teleskoper.

20. januar 1986 har Titania en relativt nær avstand på minimum 365.200 km fra Voyager 2 - romfartøy skjedde og blir fotografert og målt. Som et resultat av den høye tilbøyeligheten til det planetariske systemet på 98 °, pekte rotasjonsaksene til Uranus og Titania mot Jorden på dette tidspunktet, slik at månene til Uranus ikke kunne nås individuelt på ekvatorialplanet som tidligere var tilfelle med Jupiter og Saturn, men heller hverandre Arrangerte baner som et mål rundt planeten og planeten måtte treffes. Dette betydde at bare den sørlige halvkulen kunne fotograferes av Uranus og alle dets måner med intervaller på omtrent to dager - den verste mulige posisjonen for en flyby. I tillegg måtte du velge en måne, ettersom en nærpasning uunngåelig krevde stor avstand til alle andre.

Siden Voyager 2 skulle styres videre til Neptun , var forutsetningen for dette en tett Uranus flyby. Som et resultat var det bare månen i nærheten av Miranda som kunne passeres. Som et resultat var den beste oppløsningen på bildene omtrent 3,4 km; de viser omtrent 40% av overflaten, hvor bare 24% kan brukes med den nødvendige kvaliteten til geologiske kart og kratertelling.

weblenker

• Satellite Viewer - Banesimulering av Uranus-månene
• USGS - Liste over navngitte strukturer på Titania
• Obsérvatoire de Paris ( Memento 7. mars 2013 i Internet Archive ) - Rapport om den mulige atmosfæren i Titania

Individuelle bevis

1. ↑ ^{a b} Informasjonstabell og kort beskrivelse på solarviews.com (engelsk)
2. ^ William Herschel: En beretning om oppdagelsen av to satellitter som kretser rundt den georgiske planeten. Av William Herschel, LLD. FRS Phil. Trans. R. Soc. Lond. 1. januar 1787 77: 125-129; doi : 10.1098 / rstl.1787.0016 ( fulltekst )
3. ↑ Uranus og dets måner på JPL
4. ↑ Uranus og dens måner på meta-evolutions.de