Миранда

Миранда



Диаметр

471,6 км.



Расстояние до Урана

129390 км.



Период обращения

1,41 дня

 

Миранда (Уран V) — самый близкий и наименьший из пяти крупных спутников Урана. Открыт в 1948 году Джерардом Койпером и названа в честь Миранды из пьесы У. Шекспира «Буря».

Ось вращения Миранды, как и других крупных спутников Урана, лежит почти в плоскости орбиты планеты, и это приводит к очень своеобразным сезонным циклам. Сформировалась Миранда, скорее всего, из аккреционного диска (или туманности), который либо существовал вокруг Урана в течение какого-то времени после формирования планеты, либо образовался при мощном столкновении, которое, вероятно, и дало Урану большой наклон оси вращения (97,86°). Между тем у Миранды самое большое среди крупных спутников Урана наклонение орбиты к экватору планеты: 4,338°. Поверхность спутника, вероятно, состоит из водяного льда, смешанного с силикатами, карбонатами и аммиаком. Удивительно, что этот маленький спутник обладает большим разнообразием форм рельефа. Там есть просторные холмистые равнины, усеянные кратерами и пересечённые сетью разломов, каньонов и крутых уступов. На поверхности видны три необычные области размером более 200 км (так называемые венцы). Эти геологические образования, как и удивительно большое наклонение орбиты, указывают на сложную геологическую историю Миранды. На неё могли влиять орбитальные резонансы, приливные силы, конвекция в недрах, частичная гравитационная дифференциация и расширение их вещества, а также эпизоды криовулканизма.

Миранда — самый близкий к Урану из его крупных спутников. Орбита Миранды практически круговая, причём её плоскость (как и плоскость экватора Урана) почти перпендикулярна плоскости орбиты планеты. Большое наклонение орбиты к экватору Урана, возможно, связано с тем, что Миранда могла быть в орбитальном резонансе с другими спутниками — например, в резонансе 3:1 с Умбриэлем и, вероятно, в резонансе 5:3 с Ариэлем. Орбитальный резонанс с Умбриэлем мог увеличить эксцентриситет орбиты Миранды, слабо изменив орбиту Умбриэля. Большой эксцентриситет орбиты приводит к регулярному изменению величины приливных сил и, как следствие, к трению в недрах спутника и их нагреву. Это могло быть источником энергии для геологической активности. Из-за низкой сплющенности и малого размера Урана его спутникам намного легче уйти из орбитального резонанса, чем спутникам Сатурна или Юпитера. Пример тому — Миранда, которая ушла из резонанса (посредством механизма, который, вероятно, и придал её орбите аномально большое наклонение).

Диаметр Миранды — около 470 км и, таким образом, она находится на границе между малыми и крупными спутниками. Её плотность наименьшая среди основных спутников Урана: 1,15 ± 0,15 г/см3, что довольно близко к плотности льда. Наблюдения поверхности в инфракрасном диапазоне позволили обнаружить водяной лёд, смешанный с силикатами и карбонатами, а также аммиак (NH3) в количестве 3 %. На основании данных, полученных «Вояджером-2», был сделан вывод, что камни составляют 20—40 % массы спутника.

Состав и внутреннее строение

Миранда, возможно, частично дифференцирована на силикатное ядро, покрытое ледяной мантией. Если это так, толщина мантии составляет около 135 км, а радиус ядра — около 100 км. В этом случае отвод тепла из недр происходит путём теплопроводности. Однако наличие на спутнике венцов может свидетельствовать о конвекции. По одной из гипотез, лёд на Миранде образует клатрат с метаном. Помимо метана, водные клатраты могут захватывать окись углерода и другие молекулы, образуя вещество с хорошими теплоизоляционными свойствами — теплопроводность клатратов составит лишь от 2 до 10 % теплопроводности обычного льда. Таким образом, они могут препятствовать оттоку из недр спутника тепла, которое выделяется там при распаде радиоактивных элементов. В таком случае понадобилось бы около 100 млн лет для нагревания льда до 100 °C. Тепловое расширение ядра могло достигнуть 1 %, что привело бы к растрескиванию поверхности. Её неоднородность, возможно, объясняется неоднородностью потока тепловой энергии из недр.

Поверхность Миранды

Миранда обладает уникальной в своём роде поверхностью с большим разнообразием форм рельефа. Это трещины, разломы, долины, кратеры, хребты, углубления, скалы и террасы. Поверхность этого спутника размером с Энцелад — удивительная мозаика из весьма разнообразных зон. Некоторые регионы стары и невыразительны. Они испещрены многочисленными ударными кратерами, что и следовало ожидать от небольшого инертного тела. Другие регионы пересечены сложными переплетениями хребтов и уступов и покрыты прямоугольными или яйцевидными системами светлых и тёмных полос, что указывает на необычный состав Миранды. Скорее всего, поверхность спутника состоит из водяного льда, а более глубокие слои — из силикатных пород и органических соединений. Это привело к предположению, что поверхность этого спутника на протяжении его истории перестраивалась до 5 раз. На изображениях Миранды видна структура в виде латинской буквы «V», рядом находятся горные хребты и долины, старые кратерированные и молодые гладкие области, затенённые каньоны глубиной до 20 км. Немного ниже центра находится большой кратер Алонсо глубиной 24 км.

Для объяснения сильной неоднородности поверхности Миранды выдвинуто несколько гипотез. По одной из них, Миранда была расколота в результате столкновения с крупным небесным телом, но потом куски снова воссоединились. Однако остаётся непонятным, почему сохранились ударные кратеры на остальных частях поверхности спутника. Другая гипотеза допускает, что имел место неравномерный разогрев недр Миранды.

Миранда — один из немногих спутников в Солнечной системе, обладающих венцами — своеобразными кольцевыми или овальными деталями поверхности. Моделирование показало, что они могли возникнуть из-за конвекции в недрах. Предполагается, что в прошлом Миранда имела более вытянутую орбиту и на каждом обороте подвергалась деформации из-за изменения величины приливных сил от Урана. Это вызывало нагрев её недр, и тёплый пластичный лёд несколькими потоками поднимался к поверхности. Взаимодействуя с ней, эти потоки и образовали венцы. На поверхности Миранды есть и уступы. Некоторые из них старше венцов, а другие моложе.

По количеству ударных кратеров можно определить возраст поверхности твёрдого небесного тела, лишённого атмосферы, — чем больше кратеров, тем старее поверхность. Кратеры Миранды весьма разнообразны по форме. У некоторых очень хорошо видны края, и зачастую они окружены веществом, выброшенным при ударе. Другие настолько разрушены, что их видно с трудом. На Миранде не найдено сложных кратеров с центральными горками или кратеров, опоясанных множеством колец. Обнаруженные кратеры — простые (с чашеобразным дном) или переходные (с плоским дном), причём зависимости формы кратеров от их размера не наблюдается. Кратеры Миранды редко окружены выбросами, а у кратеров диаметром более 15 км выбросы вовсе неизвестны. При диаметре кратера менее 3 км его выбросы обычно светлее окружающей поверхности, а при диаметре от 3 до 15 км — темнее. Но среди кратеров любого размера есть и такие, у которых выбросы имеют то же самое альбедо, что и окружающая поверхность.

Миранда в астрономии

Комментарии:

Написать ответ или комментарий

Перейти к верхней панели
Яндекс.Метрика Рейтинг@Mail.ru