Миранда
Миранда — самый маленький и ближайший к Урану из пяти его крупных спутников. При среднем диаметре около 472 км она обладает сложным рельефом: древние кратерированные участки соседствуют с протяжёнными разломами и областями, пересечёнными полосами хребтов и впадин. Подробные снимки этой поверхности получил Voyager 2 во время пролёта в январе 1986 года.[1][4][5]
Размеры и физические характеристики
Средний радиус Миранды составляет 235,8 км: по диаметру она примерно в 7,4 раза меньше Луны. Масса спутника оценивается в 6,4 × 10¹⁹ кг, а средняя плотность — примерно в 1,18 г/см³. Ускорение свободного падения у поверхности составляет около 0,077 м/с², то есть приблизительно в 127 раз меньше земного.[1][6]
Форма Миранды близка к шарообразной, но её размеры по разным направлениям неодинаковы. В справочнике NASA приведены полуоси 240 × 234,2 × 232,9 км, соответствующие полным размерам приблизительно 480 × 468 × 466 км. Геометрическое альбедо в видимом свете составляет около 0,32.[3]
Водяной лёд составляет важную часть вещества спутника. Однако доля каменистого вещества, размеры возможного ядра и распределение слоёв остаются предметом моделирования: прямых измерений внутреннего строения Миранды нет.[7]
Орбита и вращение
Миранда движется вокруг Урана на среднем орбитальном расстоянии около 129,8 тыс. км от центра планеты. Один оборот занимает 1,413479 земных суток — примерно 33 часа 55 минут. Её вращение синхронное: к Урану постоянно обращена примерно одна и та же сторона.[2][3]
Современная орбита почти круговая, но заметно наклонена к экватору Урана: приблизительно на 4,4°. У остальных четырёх крупных спутников наклонения значительно меньше. Такая особенность связана с историей орбитального движения системы и рассматривается в моделях её прошлых резонансов.[2][8]
Поверхность и тектонические структуры
На изученной стороне Миранды выделяются два основных типа местности. Старые участки густо покрыты ударными кратерами. Более молодые области образуют сложные системы светлых и тёмных полос, уступов, хребтов и впадин. Между ними нередко проходят резкие границы.[5]
Особенно заметны три крупные структуры — венцы, или короны. В отличие от окружающих кратерированных равнин, они пересечены упорядоченными поясами борозд и хребтов. Их строение указывает на масштабные деформации ледяной оболочки в прошлом.[4][9]
Разломы местами пересекают уже существовавшие хребты. На одном из снимков Voyager 2 смещение отдельных блоков различимо по разорванным и сдвинутым грядам. Высоту крупного уступа на этом изображении специалисты JPL оценили примерно в 5 км. Снимок сделан с расстояния 36 250 км; разрешение составляет около 660 м.[10]
Геологическая эволюция
Системы разломов и относительно слабо кратерированные области показывают, что поверхность Миранды переживала эпизоды тектонической и тепловой активности. Для небольшого спутника, который сравнительно быстро теряет внутреннее тепло, такая история требует дополнительного источника энергии.[11]
Один из исследуемых механизмов — приливный нагрев, усиленный прежними орбитальными резонансами. В модели Хаммонда и Барр, опубликованной в 2014 году, движение прогретого льда внутри оболочки воспроизводит основные особенности расположения корон и рисунка деформаций. Это объяснение основано на численном моделировании; наблюдать такие процессы непосредственно пока не удалось.[9]
Возможный подповерхностный океан
В исследовании 2024 года Калеб Стром и соавторы сопоставили карту геологических структур Миранды с расчётами напряжений в ледяной оболочке. Наиболее подходящие условия для её растрескивания возникали при толщине оболочки не более 30 км. Моделирование также допускает существование океана толщиной не менее 100 км в течение последних 100–500 млн лет. Эти величины относятся к реконструкции прошлого состояния спутника.[12]
Сохранение жидкой воды в настоящее время остаётся неподтверждённой гипотезой. Авторы допускают, что океан мог замёрзнуть не полностью и сегодня быть существенно тоньше. Для проверки нужны новые наблюдения внутреннего строения, а не только изображения поверхности.[13]
Открытие и исследования
16 февраля 1948 года Джерард Койпер обнаружил Миранду на фотографиях системы Урана, полученных в обсерватории Макдоналд в Техасе. Спутник назван в честь дочери Просперо из пьесы Уильяма Шекспира «Буря». Его международный номер — Уран V.[4][3]
24 января 1986 года Voyager 2 впервые исследовал Миранду с близкого расстояния. Аппарат наблюдал преимущественно южное полушарие: северная часть во время пролёта была скрыта сезонной темнотой. Поэтому подробная геологическая карта охватывает лишь часть спутника.[14]
Мозаику южной полярной области составили из девяти кадров. Семь снимков высокого разрешения дополнили более далёкими изображениями, заполнившими промежутки у края диска. Эти данные продолжают использовать для исследования рельефа и реконструкции геологической истории Миранды.[5][12]
См. также
Примечания
- ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 Planetary Satellite Physical Parameters // NASA JPL. Миранда: GM = 4,3 ± 0,2 км³/с², решение URA111; средний радиус 235,8 ± 0,7 км; плотность 1,178 ± 0,053 г/см³. Масса вычислена с G = 6,67430 × 10⁻²⁰ км³/(кг·с²); поверхностное ускорение — в сферическом приближении.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 Planetary Satellite Mean Elements // NASA JPL. Миранда: URA182; эпоха 1 января 2000 года, 12:00 TDB; отсчёт от экваториальной плоскости.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 Uranian Satellite Fact Sheet // NASA NSSDCA.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 Miranda // NASA Science.
- ↑ 5,0 5,1 5,2 South Polar View of Miranda; PIA01490 // NASA/JPL/USGS.
- ↑ Moon Fact Sheet // NASA NSSDCA.
- ↑ Castillo-Rogez J. C. et al. Compositions and Interior Structures of the Large Moons of Uranus and Implications for Future Spacecraft Observations // Journal of Geophysical Research: Planets. 2023.
- ↑ Ćuk M., El Moutamid M., Tiscareno M. S. Dynamical History of the Uranian System // The Planetary Science Journal. 2020.
- ↑ 9,0 9,1 Hammond N. P., Barr A. C. Global resurfacing of Uranus’s moon Miranda by convection // Geology. 2014. Vol. 42. P. 931–934.
- ↑ Miranda High Resolution of Large Fault; PIA00044 // NASA/JPL.
- ↑ Voyager Celebrates 25 Years Since Uranus Visit // NASA/JPL. 2011.
- ↑ 12,0 12,1 Strom C., Nordheim T. A., Patthoff D. A., Fieber-Beyer S. K. Constraining Ocean and Ice Shell Thickness on Miranda from Surface Geological Structures and Stress Modeling // The Planetary Science Journal. 2024. Vol. 5. Article 226.
- ↑ Uranus’ Moon Miranda May Have an Ocean Beneath Its Surface, New Study Finds // Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory. 28 октября 2024.
- ↑ Cartwright R. J. et al. The science case for spacecraft exploration of the Uranian satellites: Candidate ocean worlds in an ice giant system // The Planetary Science Journal. 2021. Vol. 2. Article 120.