Տիտանիա (արբանյակ)

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Logo stars (green).png
Spacer-133x3.gif
CD 2c.png
CD 2c.png
Տիտանիա
(Ուրան III)
Titania
Titania (moon) color cropped.jpg
Տիտանիայի հարավային կիսագնդի լուսանկարը՝ արված Վոյաջեր 2 ԱՄԿ-ից
Հիմնական տվյալներ
Հայտնաբերվել է 17 հունվար 1787[1] թ. (Ուիլիամ Հերշելի կողմից)
Բացարձակ մեծություն (H) 13,9[2]
Հեռավորությունը Ուրանից 435 910 կմ[3]
Ուղեծրային տվյալներ
Մեծ կիսաառանցք 435 910 կմ
Էքսցենտրիսիտետ 0,0011[3]
Սիդերիկ պարբերություն 8,706234 օր[3]
Ուղեծրային արագություն 3,64 կմ/վ
Թեքվածություն 0,34° (Ուրանի հասարակածի նկատմամբ)[3]
Ֆիզիկական հատկանիշներ
Շառավիղ 788,4 կմ[4]
Մակերևույթի մակերես 7,82 մլն. կմ²
Ծավալ 2 065 մլն. կմ³
Զանգված 3,527 × 1021 կգ[5]
Միջին խտություն 1,711 գ/սմ³[4]
Հասարակածային մակերևութային ձգողություն 0,379 մ/վ²
2-րդ տիեզերական արագություն 0,773 կմ/վ
Պտույտի պարբերություն Սինքրոն[6]
Առանցքի թեքում 0,0°
Ալբեդո
  • 0,35 (երկրաչափական)
  • 0,17 (Բոնդի)[7]
Մթնոլորտային տվյալներ
Քիմիական կազմ
Մթնոլորտի ջերմաստիճան 70 Կ (−203 °C)[4]
Մթնոլորտային ճնշում <1–2 մՊա

Տիտանիա, Ուրանի ամենամեծ արբանյակն է և Արեգակնային համակարգի արբանյակների մեջ մեծությամբ ութերորդը։ Հայտնաբերվել է Ուիլիամ Հերշելի կողմից 1787 թվականին և անվանվել է Շեքսպիրի «Միջամառային գիշերվա երազ» պիեսի փերիների թագուհու անունով։ Արբանյակի ուղեծիրն ամբողջովին ընկնում է Ուրանի մագնիսոլորտի ներսում։

Տիտանիան կազմված է մոտավորապես հավասարաչափ սառույցներից և քարերից, և հավանաբար նրա ընդերքը բաժանված է քարե միջուկի և սառցե մանտիայի։ Հնարավոր է նաև, որ արբանյակի մանտիայի և կեղևի շերտերի միջև գոյություն ունի հեղուկ ջրի շերտ։ Տիտանիայի մակերևույթը համեմատաբար մուգ է և ունի թույլ կարմրավուն գույն, և ինչպես երևում է լուսանկարներից, ձևավորվել է աստերոիդների և գիսաստղերի հարվածների ընթացքում, ինչպես նաև էնդոգենիկ պրոցեսների արդյունքում։ Այն ծածկված է բազմաթիվ հարվածային խառնարաններով, որոնք ունեն մինչև 326 կմ շառավին, սակայն խառնարանների քանակը ավելի քիչ է, քան Ուրանի մեկ այլ արբանյակի՝ Օբերոնի վրա։ Տիտանիան հավանաբար ենթարկվել է մակերևույթը փոփոխող էնդոգենիկ ազդեցության, որը ծածկել է ավելի հին խառնարանները։ Տիտանիայի մակերևույթը կտրտված է կիրճերով (գրաբեններ կամ ձորեր), որոնք առաջացել են կեղևի շարժերի հետևանքով արբանյակի էվոլյուցիայի ընթացքում ընդերքի ընդլայնումների ժամանակ։ Ուրանի բոլոր մեծ արբանյակների նման Տիտանիան հավանաբար առաջացել է մոլորակի ձևավորումից հետո նրա շուրջ առաջացած ակկրեցիոն սկավառակից։

2001-2005 թվականներին կատարված ինֆրակարմիր սպեկտրում հետազոտություններն ապացուցեցին Տիտանիայի մակերևույթի կազմության մեջ ջրային սառույցի և սառած ածխաթթու գազի առկայությունը, որն իր հերթին խոսում է այն մասին, որ արբանյակը կարող է ունենալ նոսր մթնոլորտ՝ մոտ 10 նանոպասկալ (10−13 բար) ճնշումով։ Տիտանիայի աստղի վրայով անցման ժամանակ կատարված չափումները ցույց տվեցին, որ Տիտանիայի մակերևույթի մթնոլորտային ճնշումը կարող է լինել մինչև 1–2 մՊա (10–20 նբար)։

Ուրանի համակարգը մոտ տարածությունից հետազոտվել է միայն մեկ անգամ, երբ 1986 թվականին Վոյաջեր 2 ԱՄԿ-ն անցավ մոլորակի մոտով՝ կատարելով Տիտանիայի մի քանի լուսանկարներ, որոնք ծածկում են արբանյակի մակերևույթի մոտ 40%-ը։

Հայտնաբերում[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տիտանիան հայտնաբերել է Ուիլիամ Հերշելը 1787 թվականի հունվարի 11-ին․ նույն օրը նա հայտնաբերել է նաև Ուրանի մեծությամբ երկրորդ արբանյակը՝ Օբերոնը[1][8]։ Ավելի ուշ նա հայտնեց նաև չորս այլ արբանյակների հայտնաբերման մասին[9], սակայն հետագայում պարզվեց, որ դրանք իրական հայտնաբերումներ չէին[10]։ Իրենց հայտնաբերումից հետո հիսուն տարվա ընթացքում Տիտանիան և Օբերոնը չէին դիտարկվել այլ աստղագիտական գործիքներով[11], այնուամենայնիվ այս արբանյակները կարելի է դիտարկել Երկրի մակերևույթից՝ օգտագործելով ժամանակակից բարձր դասի սիրողական աստղադիտակներ[2]։

Երկրի, Լուսնի և Տիտանիայի չափերի համեմատությունը

Ուրանի բոլոր արբանյակներն իրենց անուններն ստացել են Ուիլյամ Շեքսպիրի և Ալեքսանդր Փոփի ստեղծագործությունների հերոսների անուններից։ Տիտանիան անվանվել է Շեքսպիրի «Միջամառային գիշերվա երազ» պիեսի փերիների թագուհու անունով[12]։ 1852 թվականին այն ժամանակ հայտնի Ուրանի բոլոր չորս արբանյակների անունները առաջարկվել են Հերշելի որդու՝ Ջոնի կողմից Ուիլյամ Լասելի պահանջով[13], ով մեկ տարի դրանից առաջ հայտնաբերել էր մնացած երկու արբանյակները՝ Արիելը և Ումբրիելը[14]։

Տիտանիան սկզբում անվանվել էր որպես «Ուրանի առաջին արբանյակ» և 1848 թվականին Ուիլյամ Լասելի կողմից նշանակվել էր Uranus I[15], սակայն նա երբեմն օգտագործում էր Ուիլիամ Հերշելի համարակալումը (ըստ որի Տիտանիան և Օբերոնը եղել էին III-ը և IV-ը)[16]։ 1851 թվականին Լասելը վերջապես հռոմեական թվերով համարակալեց բոլոր չորս հայտնի արբանյակները նրանց՝ մոլորակից ունեցած հեռավորության աճման կարգով, և ի վերջո Տիտանիան նշանակվեց Uranus III[17]։

Ուղեծիր[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տիտանիան պտտվում է Ուրանից մոտ 436 000 կմ հեռավորության վրա․ այն մոլորակի հինգ ամենամեծ արբանյակներից հեռավորությամբ երկրորդն է։ Արբանյակի ուղեծիրն ունի փոքր էքսցենտրիսիտետ և թեքում Ուրանի հասարակածի նկատմամբ[3]։ Նրա պտույտի պարբերությունը ուղեծրով կազմում է 8,7 օր՝ համընկնելով արբանյակի պտույտի պարբերության հետ։ Այլ բառերով՝ Տիտանիան սինքրոն արբանյակ է և միշտ շրջված է դեպի մոլորակը նույն կողմով[6]։ Տիտանիայի ուղեծիրն ամբողջությամբ ընկնում է Ուրանի մագնիսոսֆերայի ներսում[18]։ Սա կարևոր է, քանի որ արբանյակի հակառակ կողմը, գտնվելով մագիսոսֆերայի մեջ, ենթարկվում է մագիսոսֆերիկ պլազմայի ազդեցությանը, որը պտտվում է մոլորակին համընթաց[19]։ Այս ռմբակոծությունը կարող է հանգեցնել Արեգակին հակառակ կիսագնդի մգացմանը, որը փաստորեն դիտարկվում է Ուրանի բոլոր արբանյակների վրա, բացի Օբերոնից[18]։

Քանի որ Տիտանիան, ինչպես և Ուրանը, Արեգակի շուրջ պտտվում է հորիզոնական վիճակում, այսինքն՝ ժամանակ առ ժամանակ ուղիղ դեպի Արեգակն են ուղղված նրա մեկ հյուսիսային, մեկ հարավային կիսագնդերը։ Սա նշանակում է, որ արբանյակն ունի արտակարգ երկար սեզոնային շրջաններ։ Տիտանիայի բևեռները գտնվում են մշտական գիշերվա կամ մշտական ցերեկվա վիճակում, որը փոխվում է Ուրանի ամեն տարին մեկ անգամ (42 Երկրային տարի), ընդ որում՝ Արեգակը գտնվում է զենիթին մոտ ամեն արևադարձի ժամանակ[18]։ Վոյաջեր-2 ԱՄԿ-ի անցման ժամանակը համընկնում էր հարավային կիսագնդի 1986 թվականի ամառային արևադարձի հետ, և այդ ժամանակ համարյա ամբողջ հյուսիսային կիսագունդը չէր լուսավորված։ Ամեն 42 տարին մեկ անգամ՝ Ուրանի գիշերահավասարի ժամանակ, երբ նրա հասարակածային հարթությունը հատվում է Երկրինի հետ, Երկրից հնարավոր է դառնում դիտարկել Ուրանի արբանյակների փոխադարձ ծածկումներ։ Մի քանի այսպիսի երևույթներ դիտարկվել են 2007-2008 թվականներին, որոնցից էին Տիտանիայի երկու ծածկումները Ումբրիելի կողմից 2007 թվականի օգոստոսի 15-ին և դեկտեմբերի 8-ին[20][21]։

Կազմություն և ներքին կառուցվածք[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Վոյաջեր 2' ԱՄԿ-ի բարձր թույլտվությամբ լուսանկարը ցույց է տալիս Տիտանիայի չափավոր խառնարանավորված մակերևույթը, հսկայական ռիֆտերը և ձգված կիրճերը։ Ստորին հատվածում երևում են համեմատաբար հարթ հարթավայրեր՝ Ուրսուլա խառնարանով և կտրված Բելմոնտ գրաբենով

Տիտանիան Ուրանի արբանյակներից ամենամեծն է ու զանգվածով առաջինը և ութերորդն Արեգակնային համակարգում[22]։ Տիտանիայի խտությունը կազմում է 1,71 գ/սմ³[5], որը ավելին է, քան Սատուրնի արբանյակներինը, նույնիսկ նրանցը, որոնք ունեն մոտավորապես սառույցի և ոչ սառույցների նույն հարաբերակցությունը[23]։ Վերջինները կարող են կազմված լինել քարերից, ածխաջրածիններից և ծանր օրգանական միացություններից[6]։ Ջրային սառույցի առկայությունը ապացուցվել է 2001-2005 թվականներին կատարված սպեկտրոգրաֆիկ հետազոտությունների արդյունքում, որոնք ցույց են տվել բյուրեղացած ջրային սառույցի առկայությունը արբանյակի մակերևույթին[18]։ Ջրային սառույցի կլանման սպեկտրն ավելի հզոր է Տիտանիայի առջևի կիսագնդում, քան Արեգակին հակառակ ուղղվածում։ Ի տարբերություն Տիտանիայի՝ Օբերոնի հետնային կիսագունդն ունի ավելի հզոր ջրային սառցի առկայություն[18]։ Այս ոչ սիմետրիկության պատճառը հայտնի չէ, սակայն այն կարող է կապված լինել մակերևույթին Ուրանի մագնիսոլորտի լիցքավորված մասնիկներով ռմբակոծության հետ, որն հետնային կիսագնդում ավելի հզոր է պլազմայի համընթաց պտույտի պատճառով[18]։ Մակերևույթին հարվածող մարմինները դուրս են շպրտում սառույցները արբանյակի մակերևույթից՝ ավելի մուգ ոչ սառցային նյութերը թողնելով տեղում[18]։ Իսկ մակերևույթի մուգ նյութերը կարող են առաջացած լինել ճառագայթման ազդեցության ենթարկված մեթանի կլատրատների կամ այլ օրգանական միացությունների հետ[6]։

Սպեկտր ուսումնասիրությունների արդյունքում Տիտանիայի մակերևույթին ջրից բացի հայտնաբերված միակ միացությունը ածխաթթու գազն է, որը հիմնականում կենտրոնացված է հետնային կիսագնդում[18]։ Ածխաթթու գազի ծագումը պարզ չէ։ Այն կարող է առաջացած լինել տեղում կարբոնատներից կամ օրգանական նյութերից արեգակնային ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման կամ Ուրանի մագնիսոլորտի լիցքավորված մասնիկների ազդեցության տակ։ Դրանցից վերջինը կարող է բացատրել ածխաթթու գազի բաշխման անհամասեռությունը, քանի որ հետնային կիսագունդը ենթարկվում է ավելի ինտենսիվ ազդեցության, քան առաջնայինը։ Մեկ այլ հնարավոր պատճառ կարող է լինել նյութերի արտանետումը մակերևույթից։ CO2 գազի արտանետումն արբանյակի ընդերքից կարող է կապված լինել արբանյակի վաղ երկրաբանական անցյալի հետ[18]։

Հնարավոր է, որ Տիտանիան դիֆերենցացված է քարե միջուկի, որին շրջապատում է սառցե մանտիան[23]։ Եթե դա այդպես է, ապա կեղևի հաստությունը (520 կմ) կազմում է արբանյակի շառավղի մոտ 66%-ը, իսկ նրա զանգվածը կազմում է արբանյակի ընդհանուր զանգվածի 58%-ը․ այս հարաբերությունները թելադրվում են արբանյակի կազմությունից։ Տիտանիայի կենտրոնում ճնշումը կազմում է 0,58 ԳՊա[23]։ Ներկայում սառցե մանտիայի կարգավիճակը հայտնի չէ։ Եթե սառույցը պարունակում է բավարար քանակի ամոնիակ կամ այլ հակասառեցնող նյութ, ապա Տիտանիան կարող է ունենալ հեղուկ օվկիանոսի շերտ միջուկի և մանտիայի միջև։ Այս օվկիանոսի շերտի հաստությունը, եթե այն գոյություն ունի, կարող է կազմել առավելագույնը 50 կմ, իսկ նրա ջերմաստիճանը կազմում է մոտ 190 Կ[23]։ Այնուամենայնիվ, Տիտանիայի ներքին կազմությունը կախված է նրա ջերմային պատմությունից, որն այս պահին հայտնի չէ։

Մակերևույթի առանձնահատկություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տիտանիայի մակերևույթի առանձնահատկությունները՝ նշված «Վոյաջեր 2» ԱՄԿ լուսանկարի վրա։

Ուրանի արբանյակների շարքում Տիտանիան իր պայծառությամբ միջին տեղ է գրավում մութ Օբերոնի և Ումբրիելի և պայծառ Արիելի ու Միրանդայի համեմատ[7]։ Նրա մակերևույթն ունի ուժեղ հակադրության ալիք. նրա անդրադարձելիությունը նվազում է 35%-ից 0° ֆազային անկյան դեպքում (երկրաչափական ալբեդո) մինչև 25% մոտ 1° անկյան դեպքում։ Տիտանիան ունի համեմատաբար ցածր Բոնդի ալբեդո՝ մոտ 17%[7]։ Արբանյակի մակերևույթն ընդհանուր առմամբ թույլ կարմիր գույն ունի, սակայն ավելի պակաս կարմիր, քան Օբերոնն է[24]։ Արբանյակի վրա դիտարկված նոր, հարվածային ապարները ավելի կապտավուն են, մինչդեռ հարթավայրերը, որոնք գտնվում են առաջնային կիսագնդում՝ Ուրսուլա խառնարանի մոտ, ավելի կարմիր գույն ունեն[24][25]։ Արբանյակի առաջնային և հետին կիասագնդերը ասիմետրիկ են[26], հետինը մոտ 8%-ով ավելի կարմիր է, քան առաջնայինը[24][26]։ Այնուամենայնիվ այս տարբերությունը կապված է հարթավայրերի առկայության հետ և կարող է պատահական լինել[24]։ Մակերևույթի կարմրացումը հաճախ հանդիսանում է տիեզերական քամհարման արդյունք, որը մակերևույթի ռմբակոծում է լիցքավորված մասնիկներով և միկրոասուպներով[24]։ Այնուամենայնիվ, ավելի հավանական է, որ Տիտանիայի գունային ասիմետրիան առաջացել է Ուրանի համակարգի տարբեր մասերից գոյացող կարմրավուն նյութի կուտակումից (հավանաբար անկանոն արբանյակներից), որը հիմնականում հավաքվում է արբանյակի առաջնային կիսագնդում[26]։

Գիտնականները Տիտանիայի մակերևույթի վրա հիմնականում առանձնացրել են երեք տեսակի երկրաբանական առանձնահատկություններ՝ խառնարաններ, կիրճեր (կանյոններ - խորը, երկարաձիգ, աստիճանաբար իջնող հատակով իջվածքներ) և սանդղավանդներ[27]։ Տիտանիայի մակերևույթն ավելի քիչ է ծածկված խառնարաններով, քան Օբերոնինը կամ Ումբրիելինը, ինչը նշանակում է, որ այն շատ ավելի երիտասարդ է[25]։ Խառնարանների տրամագիծը հասնում է մինչև 326 կիլոմետր (Գերտրուդ, ամենամեծ հայտնի խառնարանը)[25][28]։ Որոշ խառնարաններ (օրինակ՝ Ուրսուլան և Ջեսիկան) շրջապատված են ավելի պայծառ գույն ունեցող արտանետված նյութի օղակներով, որոնք կազմված են համեմատաբար թարմ սառույցից[6]։ Մեծ խառնարանների հատակները ծածկված են շատ մուգ նյութի շերտով, որը նստել է այնտեղ նրանց առաջացումից հետո, և ունեն կենտրոնական բլուր[25]։ Գերտրուդից արևմուտք գտնվում է անկանոն տոպոլոգիայով տարածք, այսպես կոչված «անանուն ավազան», որը կարող է լինել մեկ այլ չափազանց ցածրադիր հարվածային շրջան մոտ 300 կմ տրամագծով[25]։

Տիտանիայի մակերևույթը կտրտված է կիրճերի ցանցով։ Որոշ տեղերում երկու զուգահեռ ձորերը ընդհանուր ցածրադիր շրջան են կազմում արբանյակի մակերևույթին[6]՝ ձևավորելով գրաբեններ, որոնք երբեմն անվանում են կանյոններ[29]։ Տիտանի մակերևույթի ամենանշանակալի կիրճը Մեսինա կիրճն է, որն ունի մոտ 1500 կմ երկարություն և ձգվում է հասարակածից համարյա մինչև հարավային բևեռ[27]։ Տիտանիայի վրայի գրաբեններն ունեն 20 - 50 կմ լայնություն և մոտ 2 – 5 կմ բարձրություն[6]։ Ձորերը, որոնք կապված չեն կանյոնների հետ, երբեմն անվանում են սանդղավանդեր, ինչպիսին է Ուրսուլա խառնարանի մոտ գտնվող Ռոսելյո սանդղավանդը[27]։ Որոշ ձորեր և Ուրսուլան շրջապատող շրջանները հարթ են երևում «Վոյաջերի» լուսանկարներում։ Այս հարթավայրերը հավանաբար ավելի նոր ձևավորումներ են Տիտանի երկրաբանական պատմության մեջ և առաջացել են հիմնական խառնարանների ձևավորումից հետո։ Մակերևույթի վերակազմավորումը կարող է եղած լինել ինչպես էնդոգենիկ, արբանյակի ընդերքից հեղուկ նյութերի ժայթքումներով պայմանավորված (կրիոհրաբուխներ), այնպես էլ կարող էին առաջանալ հարվածային ազդեցությունների արդյունքում արտանետված նութերով ծածկվելու արդյունքում[25]։ Գրաբենները հավանաբար ամենանոր երկրաբանական առանձնահատկություններն են Տիտանի վրա, քանի որ նրանք կտրատում են բոլոր խառնարանները և հարթավայրերը[29]։

Տիտանիայի երկրաբանությունը ձևավորվել է երկու ուժերի ազդեցության տակ. դրանք են հարվածային խառնարանների առաջացումն ու էնդոգենիկ մակերևութակազմությունը[29]։ Վերջինները գործել են արբանյակի ամբողջ պատմության ընթացքում և ազդել են արբանյակի ամբողջ մակերևույթի վրա։ Էնդոգենիկ ազդեցություններն իրենց էությամբ նույնպես ունեցել են գլոբալ բնույթ, սակայն ակտիվ են եղել հիմնականում արբանյակի ձևավորմանը հետևող ժամանակահատվածում[25]։ Այս ազդեցությունները հարթեցրել են ուժեղ խառնարանացված մակերևույթը, ինչով բացատրվում է արբանյակի մակերևույթի հարվածային խառնարանների սակավությունը մեր օրերում[6]։ Հարթավայրերի առաջացման մեկ այլ բացատրություն կարող է լինել հարվածային խառնարաններից արտանետված նյութերի նստվածքները[29]։ Առավել նոր էնդոգենիկ երևույթներն ունեն հիմնականում տեկտոնիկ բնույթ և հանգեցրել են կիրճերի ձևավորմանը, որոնք իրականում ճեղքեր են սառցե կեղևի մեջ[29]։ Այսպիսի ճեղքերն առաջացել են Տիտանիայի մոտ 0,7%-ով ընդլայնման արդյունքում[29]։

Մեսինա կիրճը՝ հսկայական կանյոն Տիտանիայի մակերևույթին
Տիտանիայի անվանված մակերևույթի առանձնահատկությունները[27]
Առանձնահատկություն Անվանվել է Տեսակ Երկարություն (տրամագիծ), կմ Կոորդինատներ
Բելմոնտե կիրճ Բելմոնտե Կալաբրո, Իտալիա (Վենետիկի վաճառականը) կիրճ 238 8°30′ հվ. լ. 32°36′ ավ. ե. / 8.5° հվ. լ. 32.6° ավ. ե. / -8.5; 32.6
Մեսինա կիրճ Մեսինա, Իտալիա (Ոչնչից մեծ աղմուկ) 1,492 33°18′ հվ. լ. 335°00′ ավ. ե. / 33.3° հվ. լ. 335° ավ. ե. / -33.3; 335
Ռոսելյո սանդղավանդ Ռոսելյո, Ֆրանսիա (Ամեն ինչ լավ է, եթե լավ վերջանա) սանդղավանդ 402 14°42′ հվ. լ. 23°30′ ավ. ե. / 14.7° հվ. լ. 23.5° ավ. ե. / -14.7; 23.5
Ադրիանա Ադրիանա (Սխալների կատակերգություն) խառնարան 50 20°06′ հվ. լ. 3°54′ ավ. ե. / 20.1° հվ. լ. 3.9° ավ. ե. / -20.1; 3.9
Բոնա Բոնա (Հենրի Վեցերորդ) 51 55°48′ հվ. լ. 351°12′ ավ. ե. / 55.8° հվ. լ. 351.2° ավ. ե. / -55.8; 351.2
Կալպուրնիա Կալպուրնիա (Հուլիոս Կեսար) 100 42°24′ հվ. լ. 291°24′ ավ. ե. / 42.4° հվ. լ. 291.4° ավ. ե. / -42.4; 291.4 (Calphurnia crater)
Էլինոր Էլեանոր Ակվիտանյան (Ջոն Արքա) 74 44°48′ հվ. լ. 333°36′ ավ. ե. / 44.8° հվ. լ. 333.6° ավ. ե. / -44.8; 333.6
Գերտրուդ Գերտրուդ (Համլետ) 326 15°48′ հվ. լ. 287°06′ ավ. ե. / 15.8° հվ. լ. 287.1° ավ. ե. / -15.8; 287.1
Իմոգեն Իմոգեն (Սիմբելին) 28 23°48′ հվ. լ. 321°12′ ավ. ե. / 23.8° հվ. լ. 321.2° ավ. ե. / -23.8; 321.2
Իռաս Իռաս (Անտոնիոս և Կլեոպատրա) 33 19°12′ հվ. լ. 338°48′ ավ. ե. / 19.2° հվ. լ. 338.8° ավ. ե. / -19.2; 338.8
Ջեսիկա Ջեսիկա (Վենետիկի վաճառականը) 64 55°18′ հվ. լ. 285°54′ ավ. ե. / 55.3° հվ. լ. 285.9° ավ. ե. / -55.3; 285.9
Կատերին Կատերին (Հենրի Ութերորդ) 75 51°12′ հվ. լ. 331°54′ ավ. ե. / 51.2° հվ. լ. 331.9° ավ. ե. / -51.2; 331.9
Լյուսետա Լյուսետա (Վերոնացի երկու ազնվական) 58 14°42′ հվ. լ. 277°06′ ավ. ե. / 14.7° հվ. լ. 277.1° ավ. ե. / -14.7; 277.1
Մարինա Մարինա (Պերիկլես) 40 15°30′ հվ. լ. 316°00′ ավ. ե. / 15.5° հվ. լ. 316° ավ. ե. / -15.5; 316
Մոպսա Մոպսա (Ձմեռային հեքիաթ) 101 11°54′ հվ. լ. 302°12′ ավ. ե. / 11.9° հվ. լ. 302.2° ավ. ե. / -11.9; 302.2
Ֆրինա Ֆրինա (Տիմոն Աթենացի) 35 24°18′ հվ. լ. 309°12′ ավ. ե. / 24.3° հվ. լ. 309.2° ավ. ե. / -24.3; 309.2
Ուրսուլա Ուրսուլա (Բազում աղմուկ վասն ոչնչի) 135 12°24′ հվ. լ. 45°12′ ավ. ե. / 12.4° հվ. լ. 45.2° ավ. ե. / -12.4; 45.2
Վալերիա Վալերիա (Կորիոլան) 59 34°30′ հվ. լ. 4°12′ ավ. ե. / 34.5° հվ. լ. 4.2° ավ. ե. / -34.5; 4.2
Տիտանիայի մակերևույթի առանձնահատկություններն անվանվել են Շեքսպիրի ստեղծագործությունների հերոսների անուններով[30]

Մթնոլորտ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տիտանիայի մակերևույթի վրա ածխաթթու գազի առկայությունը թույլ է տալիս ենթադրել, որ նրա վրա գոյություն ունի նոսր սեզոնային CO2 մթնոլորտ յուպիտերյան Կալիստո արբանյակի նման[4]։ Այլ գազերի (ինչպիսիք են ազոտը կամ մեթանը) առկայությունը մթնոլորտում հավանական չէ, քանի որ Տիտանիայի թույլ ձգողությունը չի կարող պահպանել այս գազերը մակերևույթին մոտ։ Ամառային արևահավասարի ժամանակ Տիտանիայի մակերույթին ջերմաստիճանը կարող է հասնել մինչև 89 Կելվին, ածխաթթու գազի ճնշումը կարող է լինել մոտ 300 մՊԱ (3 նբար)[4]։

2001 թվականի նոյեմբերի 8-ին Տիտանիան ծածկեց HIP106829 պայծառ աստղը, որն ունի 7,2 տեսանելի մեծություն։ Սա հնարավորություն ստեղծեց առաջին հերթին ճշգրտել Տիտանիայի տրամագիծը և դիտարկել նրա մթնոլորտը։ Տվյալները ցույց տվեցին, որ եթե նույնիսկ մթնոլորտը գոյություն ունի, ապա ունի ավելի պակաս ճնշում, քան 1–2 մՊա (10–20 նբար)։ Այն շատ ավելի նոսր է, քան Տրիտոնինը կամ Պլուտոնինը[4]։ Այս վերին սահմանը դեռևս մի քանի անգամ ավելին է, քան ածխաթթու գազի առավելագույն հնարավոր մակերևույթային ճնշումն է, ինչը նշանակում է, որ չափումների արդյունքում ոչ մի սահմանափակում մթնոլորտի կազմության վրա չի դրվել[4]։

Ուրանի համակարգի առանձնահատկության պատճառով նրա արբանյակների բևեռներն ստանում են ավելի շատ արևային էներգիա, քան հասարակածային շրջանները[18]։ Քանի որ ածխաթթու գազի ճնշումը կախված է ջերմաստիճանից[4], սա կարող է բերել CO2 գազի կուտակմանը Տիտանիայի ցածրադիր շրջաններում, որտեղ այն կարող է գոյություն ունելալ բարձր ալբեդոյով վայրերում կամ ստվերում գտնվող վայրերում սառցի տեսքով։ Ամառվա ընթացքում, երբ բևեռի ջերմաստիճանը հասնում է 85–90 Կ[4][18], ածխաթթու գազը սուբլիմացվում է և տեղաշարժվում դեպի արբանյակի հասարակածային կամ հակադարձ բևեռային շրջաններ՝ առաջացնեով այսպես կոչված ածխածնի շրջանառություն։ Կուտակված ածխաթթու գազի սառույցը կարող է քշվել Տիտանիայի մակերևույթի սառը վայրերից մագնիսոլորտային մասնիկների միջոցով։ Կարծիք կա, որ Տիտանիան իր ածխաթթու գազի զգալի մասը կորցրել է իր կազմավորման սկզբից 4,6 միլիարդ տարվա ընթացքում[18]։

Ծագումը և էվոլյուցիան[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Համարվում է, որ Տիտանիան առաջացել է Ուրանի շուրջ գոյություն ունեցած ակկրեցիոն սկավառակից կամ ենթամիգամածությունից։ Այս գազի և փոշու սկավառակը, կամ գոյություն է ունեցել մոլորակի կազմավորումից հետո որոշ ժամանակվա ընթացքում կամ ստեղծվել է մոլորակի հետ ինչ որ մարմնի հսկայական բախման հետևանքով, որն էլ հենց տվել է Ուրանին նրա մեծ առանցքի թեքումը[31]։ Այս սկավառակի ճշգրիտ կազմությունը հայտնի չէ, սակայն Տիտանիայի և Ուրանի մյուս արբանյակների համեմատաբար մեծ խտությունը, որ ավելին է, քան Սատուրնի արբանյակներինը, խոսում է այն մասին, որ այն ամենայն հավանականությամբ պարունակում էր քիչ քանակով ջուր[18]։ Այս սկավառակում կարող էր պարունակվել զգալի քանակներով ածխածին և ազոտ, ածխածնի մոնօքսիդի և N2 տեսքով (ոչ որպես մեթան և ամոնիակ)[31]։ Այսպիսի ենթամիգամածության մեջ ձևավորված արբանյակները կպարունակեին ավելի քիչ քանակով ջրային սառույց (CO և N2 խառնուրդներով, որպես կլատրատներ) և ավելի շատ քանակով քարեր՝ այսպիսով բացատրելով մեծ խտությունը[6]։

Տիտանիայի կազմությունը հավանաբար ձգվել է մի քանի հազար տարի[31]։ Այս ընթացքում տեղի ունեցած բախումները հանգեցրել են արբանյակի արտաքին մասերի տաքացմանը[32]։ Մոտ 60 կմ խորության վրա ջերմաստիճանը հասել է մոտ 250 Կելվինի[32]։ Ձևավորման ավարտից հետո ընդերքային մասերը սառել են, մինչդեռ արբանյակի արտաքին մասերը տաքացել են քարերի մեջ եղած ռադիոակտիվ նյութերի տրոհման պատճառով[6]։ Մակերևույթին մոտ ընդերքային մասերը սառեցման արդյունքում սեղմվել են, իսկ արտաքին մասերը՝ ընդլայնվել։ Սա հանգեցրել է հզորագույն ձգման լարվածությունների առաջացմանը, որի արդյունքում արբանյակի կեղևում ճեղքեր են առաջացել։ Այսօր երևացող կիրճերի համակարգը կարող է շուրջ 200 միլիոն տարի տևած այս երևույթի արդյունք լինել[33]՝ ենթադրելով, որ այս պատճառով տեղի ունեցող էնդոգեն ակտիվությունը պետք է դադարած լիներ միլիարդավոր տարիներ առաջ[6]։

Նախնական ակկրեցիոն տաքացումը և ռադիոակտիվ էլեմենտների տրոհման ժամանակ անջատված ջերմությունը, հնարավոր է, որ բավարար էին, որպեսզի հալչեր արբանյակի սառույցը[33], եթե իհարկե առկա չէին հակասառեցնող նյութեր, օրինակ՝ ամոնիակ (ամոնիակի հիդրատ) կամ ինչ-որ աղեր[23]։ Հետագայում հալչելը կարող էր բերել սառույցի և քարի բաժանմանը, և առաջացնել քարե միջուկ՝ շրջապատված սառցե մանտիայով։ Մեծ քանակությամբ լուծված ամոնիակ պարունակող հեղուկ ջրի շերտ (օվկիանոս) կարող էր առաջանալ միջուկի և մանտիայի միջև[23]։ Այս դյուրահալ խառնուրդի հալման ջերմաստիճանը կազմում է 176 Կ[23]։ Եթե ջերմաստիճանն այս արժեքից ցածր է, ապա օվկիանոսը կարող է այժմ սառած վիճակում լինել։ Հեղուկի սառումը կարող էր հանգեցնել ընդերքի ընդլայնման, որն իր հերթին կարող էր առաջացնել կիրճանման գրաբեններ[25]։ Սակայն այս պահին Տիտանիայի էվոլյուցիայի մասին գոյություն ունեն բավականին սահմանափակ գիտելիքներ։

Հետազոտություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

    1rightarrow.png Հիմնական հոդված՝ Ուրանի հետազոտություններ

Մինչ այժմ Տիտանիայի՝ մոտ տարածությունից կատարված եզակի լուսանկարներն ստացվել են Վոյաջեր 2 ԱՄԿ-ից, որոնք լուսանկարել է արբանյակը 1986 թվականի հունվարին Ուրանի մոտով անցման ժամանակ։ Քանի որ կայանի ամենամոտ անցումը Տիտանիայի մոտով եղել է 365 200 կմ[34] հեռավորության վրա, այս արբանյակի լավագույն լուսանկարները ունեն մոտ 3,4 կմ թույլտվություն (միայն Միրանդան և Արիելը լուսանկարվել են ավելի մեծ ճշտությամբ)[25]։ Լուսանկարները ծածկում են արբանյակի մակերևույթի մոտ 40%-ը, սակայն արբանյակի մակերևույթի միայն 24%-ն է լուսանկարվել երկրաբանական քարտեզագրման համար բավարար որակով[25]։ Ավտոմատ միջմոլորակային կայանի անցման ժամանակ Տիտանիայի հարավային կիսագունդն էր ուղղված դեպի Արեգակը, և հետևաբար մութ հյուսիսային կիսագունդը չի հետազոտվել[6]։

Ոչ մի այլ տիեզերակայան չի այցելել Ուրանի համակարգ, և այս պահին տեսանելի ապագայում չկա նախատեսված առաքելություն՝ ուղղված դեպի այս արբանյակը։ Միակ հնարավորությունն է, որ Կասինի ԱՄԿ-ն ուղևորվի դեպի Ուրան առաքելության երկարացման դեպքում։ 2010 թվականին առաջարկվել է Ուրանի ուղեծրակայան առաքելության տարբերակը։ Ուրանը նաև դիտարկվել է որպես հնարավոր հետազոտվող նպատակակետերից մեկը Նորարար Միջաստղային Հետազոտող սարքի առաքելության համար։

Ուրանի ուղեծրակայանը երրորդն է եղել[35] ՆԱՍԱ-ի առաջնահերթությունների ցանկում, և այժմ ընթանում է այս առաքելության սկզբունքային նախագծումը և վերլուծությունը[36]։

Տես նաև[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ծանոթագրություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  1. 1,0 1,1 Herschel W. S. (1787)։ «An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet»։ Philosophical Transactions of the Royal Society of London 77: 125–129։ doi:10.1098/rstl.1787.0016։ JSTOR 106717 
  2. 2,0 2,1 Newton, Bill; Teece, Philip (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. էջ 109. ISBN 978-0-521-44492-7. https://books.google.com/?id=l2TNnHkdDpkC. 
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 «Planetary Satellite Mean Orbital Parameters»։ Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology։ Վերցված է 2009-10-06 
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 4,7 4,8 Widemann T., Sicardy B., Dusser R., Martinez C., Beisker W., Bredner E., Dunham D., Maley P., Lellouch E., Arlot J. -E., Berthier J., Colas F., Hubbard W. B., Hill R., Lecacheux J., Lecampion J. -F., Pau S., Rapaport M., Roques F., Thuillot W., Hills C. R., Elliott A. J., Miles R., Platt T., Cremaschini C., Dubreuil P., Cavadore C., Demeautis C., Henriquet P. և այլք: (February 2009)։ «Titania's radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation» (PDF)։ Icarus 199 (2): 458–476։ Bibcode:2009Icar..199..458W։ doi:10.1016/j.icarus.2008.09.011 
  5. 5,0 5,1 Jacobson R. A., Campbell J. K., Taylor A. H., Synnott S. P. (June 1992)։ «The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data»։ The Astronomical Journal 103 (6): 2068–2078։ Bibcode:1992AJ....103.2068J։ doi:10.1086/116211 
  6. 6,00 6,01 6,02 6,03 6,04 6,05 6,06 6,07 6,08 6,09 6,10 6,11 Smith B. A., Soderblom L. A., Beebe A., Bliss D., Boyce J. M., Brahic A., Briggs G. A., Brown R. H., Collins S. A. (4 July 1986)։ «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results»։ Science 233 (4759): 43–64։ Bibcode:1986Sci...233...43S։ doi:10.1126/science.233.4759.43։ PMID 17812889 
  7. 7,0 7,1 7,2 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 
  8. Herschel W. S. (1 January 1788)։ «On the Georgian Planet and Its Satellites»։ Philosophical Transactions of the Royal Society of London 78: 364–378։ Bibcode:1788RSPT...78..364H։ doi:10.1098/rstl.1788.0024 
  9. Herschel William, Sr. (1 January 1798)։ «On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus. The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained»։ Philosophical Transactions of the Royal Society of London 88: 47–79։ Bibcode:1798RSPT...88...47H։ doi:10.1098/rstl.1798.0005 
  10. Struve O. (1848)։ «Note on the Satellites of Uranus»։ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 44–47։ Bibcode:1848MNRAS...8...43.։ doi:10.1093/mnras/8.3.43 
  11. Herschel John (March 1834)։ «On the Satellites of Uranus»։ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 3 (5): 35–36։ Bibcode:1834MNRAS...3Q..35H։ doi:10.1093/mnras/3.5.35 
  12. Kuiper G. P. (1949)։ «The Fifth Satellite of Uranus»։ Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360): 129։ Bibcode:1949PASP...61..129K։ doi:10.1086/126146 
  13. Lassell W. (1852)։ «Beobachtungen der Uranus-Satelliten»։ Astronomische Nachrichten (German) 34: 325։ Bibcode:1852AN.....34..325. 
  14. Lassell W. (1851)։ «On the interior satellites of Uranus»։ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17։ Bibcode:1851MNRAS..12...15L։ doi:10.1093/mnras/12.1.15 
  15. Lassell W. (1848)։ «Observations of Satellites of Uranus»։ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 43–44։ Bibcode:1848MNRAS...8...43.։ doi:10.1093/mnras/8.3.43 
  16. Lassell W. (1850)։ «Bright Satellites of Uranus»։ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 10 (6): 135։ Bibcode:1850MNRAS..10..135L։ doi:10.1093/mnras/10.6.135 
  17. Lassell William (December 1851)։ «Letter from William Lassell, Esq., to the Editor»։ Astronomical Journal 2 (33): 70։ Bibcode:1851AJ......2...70L։ doi:10.1086/100198 
  18. 18,00 18,01 18,02 18,03 18,04 18,05 18,06 18,07 18,08 18,09 18,10 18,11 18,12 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 
  19. Ness Norman F., Acuña Mario H., Behannon Kenneth W., Burlaga Leonard F., Connerney John E. P., Lepping Ronald P., Neubauer Fritz M. (July 1986)։ «Magnetic Fields at Uranus»։ Science 233 (4759): 85–89։ Bibcode:1986Sci...233...85N։ doi:10.1126/science.233.4759.85։ PMID 17812894 
  20. Miller C., Chanover N. J. (March 2009)։ «Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel»։ Icarus 200 (1): 343–346։ Bibcode:2009Icar..200..343M։ doi:10.1016/j.icarus.2008.12.010 
  21. Arlot J. -E., Dumas C., Sicardy B. (December 2008)։ «Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT»։ Astronomy and Astrophysics 492 (2): 599–602։ Bibcode:2008A&A...492..599A։ doi:10.1051/0004-6361:200810134 
  22. «Planetary Satellite Physical Parameters»։ Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics)։ Վերցված է 2009-05-28 
  23. 23,0 23,1 23,2 23,3 23,4 23,5 23,6 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 
  24. 24,0 24,1 24,2 24,3 24,4 Bell III J.F., McCord, T.B. (1991)։ A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images (Conference Proceedings)։ Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12–16, 1990։ Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute։ էջեր 473–489 
  25. 25,0 25,1 25,2 25,3 25,4 25,5 25,6 25,7 25,8 25,9 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 
  26. 26,0 26,1 26,2 Buratti Bonnie J., Mosher Joel A. (March 1991)։ «Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites»։ Icarus 90 (1): 1–13։ Bibcode:1991Icar...90....1B։ doi:10.1016/0019-1035(91)90064-Z։ ISSN 0019-1035 
  27. 27,0 27,1 27,2 27,3 USGS/IAU։ «Titania Nomenclature Table Of Contents»։ Gazetteer of Planetary Nomenclature։ USGS Astrogeology։ Վերցված է 2012-02-23 
  28. USGS/IAU (October 1, 2006)։ «Gertrude on Titania»։ Gazetteer of Planetary Nomenclature։ USGS Astrogeology։ Վերցված է 2012-02-23 
  29. 29,0 29,1 29,2 29,3 29,4 29,5 Croft S. K. (1989)։ New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda։ Proceeding of Lunar and Planetary Sciences 20 (Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston): 205C 
  30. Strobell M.E., Masursky H. (1987)։ «New Features Named on the Moon and Uranian Satellites»։ Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference 18: 964–65։ Bibcode:1987LPI....18..964S 
  31. 31,0 31,1 31,2 Mousis O. (2004)։ «Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition»։ Astronomy & Astrophysics 413: 373–380։ Bibcode:2004A&A...413..373M։ doi:10.1051/0004-6361:20031515 
  32. 32,0 32,1 Squyres S. W., Reynolds Ray T., Summers Audrey L., Shung Felix (1988)։ «Accretional Heating of the Satellites of Saturn and Uranus»։ Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8779–8794։ Bibcode:1988JGR....93.8779S։ doi:10.1029/JB093iB08p08779 
  33. 33,0 33,1 Hillier John, Squyres Steven W. (August 1991)։ «Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus»։ Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665–15,674։ Bibcode:1991JGR....9615665H։ doi:10.1029/91JE01401 
  34. Stone E. C. (December 30, 1987)։ «The Voyager 2 Encounter with Uranus»։ Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–14,876։ Bibcode:1987JGR....9214873S։ doi:10.1029/JA092iA13p14873։ ISSN 0148-0227 
  35. Mark Hofstadter, "Ice Giant Science: The Case for a Uranus Orbiter", Jet Propulsion Laboratory/California Institute of Technology, Report to the Decadal Survey Giant Planets Panel, 24 August 2009
  36. Stephen Clark "Uranus, Neptune in NASA’s sights for new robotic mission", Spaceflight Now, August 25, 2015

Արտաքին հղումներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]