Спутник Урана - Миранда

Миранда

    Мира́нда (Уран V) — самый близкий и наименьший из пяти крупных спутников Урана. Он был обнаружен в 1948 году Джерардом Койпером и был назван в честь персонажа пьесы У. Шекспира «Буря» (дочери Просперо — Миранды). Этот спутник был сфотографирован с близкого расстояния лишь один раз, при пролёте космического аппарата «Вояджер-2» через систему Урана в январе 1986 года. Из всех спутников Урана Миранда была лучше всего изучена благодаря тому, что находилась ближе всех к «Вояджеру-2». Тем не менее, удалось изучить только южное полушарие, потому что северное было погружено во тьму.

    Поверхность спутника, вероятно, состоит из водяного льда, смешанного с соединениями силикатов и карбонатов, а также аммиака. Как и другие спутники Урана, Миранда имеет сезонные циклы, связанные с её орбитой вокруг экваториальной плоскости лежащего на боку Урана. Скорее всего, Миранда сформировалась из аккреционного диска (или туманности), который либо существовал вокруг Урана в течение какого-то времени после формирования планеты, либо был создан при помощи сильного воздействия, которое, вероятно, и дало Урану небольшой наклон. Между тем, у самого спутника есть небольшой наклон 4,338° по отношению к экватору Урана. Удивительным является тот факт, что этот маленький спутник, который мог быть только замороженным инертным телом, обладает довольно разнообразной поверхностью. На нём можно наблюдать просторные холмистые равнины, пронзённые кратерами и пересечённые сетью крутых разломов и каньонов, ставших рупесами. На поверхности можно заметить три обширные области, также называемые короны, чьи диаметры превосходят 200 километров. Эти геологические преобразования, так же, как и необычный наклон орбиты, могут являться результатом геологической деятельности и сложной геологической истории. На Миранде могли действовать приливные силы, механизмы орбитальных резонансов, процесс гравитационной дифференциации, движения конвекции, расширение её плато и непостоянный криовулканизм. 

    Происхождение и эволюция

   На примере данного спутника Урана можно наблюдать интересные геологические проблемы. Для объяснения его формирования и геологической эволюции научным сообществом предложены несколько теорий. Одним из вариантов является то, что Миранда сформировалсь из аккреционного диска газа и пыли или туманности. Диск газа и пыли либо существовал вокруг Урана в течение какого-то времени после формирования планеты, либо был создан при помощи огромного воздействия, которое, скорее всего, и дало Урану небольшой наклон. Между тем этот относительно небольшой спутник поразительно расширен для своего небольшого возраста по геохронологической шкале. В действительности кажется, что наиболее недавние геологические образования на Миранде датируются всего лишь примерно сотнями миллионов лет. Получается, что термо-модели, применимые к спутникам размера Миранды, показывают скорое охлаждение и полное отсутствие геологической эволюции сразу после её аккреции из туманности. Геологическая деятельность в течение столь длинного периода не может быть оправданной ни энергией от начальной аккреции, ни энергией деления радиоактивных элементов, участвующих в образовании.

   У Миранды сравнительно молодая (среди основных спутников Урана) поверхность, что указывает на то, что она претерпела значительные изменения. Нынешнее состояние поверхности объяснено сложной геологической историей, в которую входят и малоизвестные сочетания различных астрономических явлений. Среди этих явлений могут быть приливные силы, явления орбитальных резонансов, процессы частичной дифференциации или конвекции.

   Удивительная геологическая структура поверхности, состоящая из различных областей, могла быть результатом того, что Миранда была разбита на части при катастрофическом столкновении с другим небесным телом, а затем заново собралась из кусков под действием силы гравитации. Некоторые учёные строят предположения даже о нескольких этапах столкновений (повторной аккреции) спутника. Данная гипотеза стала менее привлекательной в 2011 году из-за данных в пользу гипотезы, связанной с приливными силами Урана. При помощи этих сил была возможность вытянуть и снять поверхностную материю на коронах Инвернес и Арден, создавая крутые разломы. Источником энергии для таких изменений могла служить только сила притяжения Урана.

   В конечном счёте, формирование поверхности Миранды могло длиться более 3 миллионов лет. Оно началось примерно 3,5 миллиарда лет назад с появления сильнократерированных районов и закончилось около ста миллионов лет назад образованием корон.

   Явления орбитальных резонансов, в большей степени орбитальный резонанс с Умбриэлем, чем с Ариэлем, оказали значительное влияние на эксцентриситет орбиты Миранды. Данные явления также внесли свой вклад во внутренней разогрев и геологическую активность спутника. Их совокупность побудила к конвекции в единый субстрат и положила начало планетарной дифференциации. В то же время эти явления слабо бы изменили орбиты других, более массивных, по сравнению с Мирандой, спутников. Между тем, поверхность Миранды может показаться сильно искорёженной, чтобы являться единственным сильно затронутым орбитальным резонансом продуктом.

   После того, как Миранда ушла от резонанса с Умбриэлем, её орбита приобрела аномально высокий наклон, а эксцентриситет был уменьшен. Приливные силы затем изменили эксцентриситет и температуру в ядре спутника, что позволило вернуть сферическую форму, сохранив при этом впечатляющие геологические образования, такие, как Верона Рупес. Эксцентриситет был источником приливных сил, и его уменьшение привело к затуханию источника энергии, которая влияла на геологическую активность Миранды, что привело к тому, что Миранда стала холодным инертным спутником.

     Открытие и наименование

     Миранда была открыта 16 февраля 1948 года голландским и американским (с 1933 года) астрономом Дж. Койпером в обсерватории Макдональд в Техасе через 97 лет после открытия Титании и Оберона. Целью Койпера было получение точных данных об относительных величинах четырёх к тому моменту известных спутников Урана: Ариэля, Умбриэля, Титании и Оберона.

    Орбита

     Миранда — самый близкий к Урану крупный спутник. Его орбита проходит примерно в 129 900 километрах от Урана, при этом она обладает наклоном и значительной эксцентричностью к плоскости экватора планеты. Эксцентриситет орбиты 0,0013. Миранда вращается вокруг Урана по практически круглой орбите, причём она располагается не в плоскости орбиты Урана, а почти перпендикулярно ей. Такие параметры орбиты, вероятно, связаны с тем, что у Миранды могли быть орбитальные резонансы с другими спутниками. Например, орбитальный резонанс 3:1 с Умбриэлем и, вероятно, орбитальный резонанс 5:3 с Ариэлем. Из-за орбитального резонанса с Умбриэлем, возможно, увеличился эксцентриситет орбиты Миранды, способствуя внутреннему нагреванию и геологической активности этого спутника, в то время как орбита Умбриэля была менее затронута. Из-за низкой сплющенности Урана и малого размера по сравнению с его спутниками, они могут очень легко уходить от более слабого (по сравнению с Сатурном или Юпитером) резонанса движения. Пример тому — Миранда, которая уклонилась от резонанса (через механизм, который, вероятно, и привёл её орбиту к аномально высокому наклону).

     Орбитальный период составляет 1,41347925 земных суток и совпадает с периодом ротации. Орбита Миранды полностью находится в магнитосфере Урана, при этом Миранда всегда повёрнута к Урану одной стороной. Благодаря этому, вся полусфера безвоздушного спутника, находящаяся со стороны, направленной против движения спутника по орбите, подвергается бомбардировке магнитосферной плазмой, вращающейся совместно с планетой. Такая бомбардировка может привести к потемнению поверхности полусферы, что и наблюдается на всех спутниках Урана, за исключением, разве что, Оберона. При приближении к спутнику «Вояджера-2» им было зарегистрировано явное уменьшение плотности ионов магнитосферы Урана.

    Поскольку Уран вращается вокруг солнца почти на боку, он и его спутники, находящиеся в экваториальной плоскости планеты, подвержены сезонности цикла. Оба полюса Миранды (северный и южный) находятся 42 года в полной темноте и 42 года в непрерывном солнечном свете с восхождением солнца близко к зениту на каждом из полюсов при каждом солнцестоянии. Пролёт «Вояджера-2» в январе 1986 года совпал с летним солнцестоянием над Южным полюсом, тогда как почти всё Северное полушарие находилось в полной темноте.

    Каждые 42 года, когда Уран входит в плоскость Земли, наступает равноденствие Урана и становятся возможными исчезновения, связанные с покрытием его спутников. Несколько таких событий наблюдалось в 2006—2007 годах.

      Состав и внутреннее строение

     Среди спутников есть чёткое разделение по форме. Исходя из их размера, можно предположить сферические они или нет. Спутники диаметром более 400 километров имеют сферическую форму. При среднем радиусе 235 километров, Миранда находится на границе между малыми и крупными спутниками[. Она обладает наименьшей плотностью среди основных спутников Урана. Её плотность 1,15 ± 0,15 г·см−3, что довольно близко к плотности льда. Наблюдения поверхности в диапазоне инфракрасного излучения позволили обнаружить на ней наличие водяного льда, смешанного с соединением силикатов и карбонатов. При помощи таких же наблюдений поверхности можно определить присутствие аммиака (NH3) в пропорции 3 %. На основании данных, полученных «Вояджером-2», был сделан вывод, что пропорция пород составляет между 20 и 40 % от общей массы спутника.

    Миранда, вероятно, частично дифференцирована на силикатное ядро, обёрнутое мантией, состоящей из водяного льда. В этом случае толщина мантии составила бы 135 километров, а радиус ядра был бы равен около 100 километров. При таком строении нагревание внутренней поверхности спутника будет осуществляться путём теплопроводности. Однако наблюдения за ореолом спутника свидетельствуют о движении тепловой конвекции на поверхности. По одной из гипотез, лёд на Миранде представляет из себя клатраты из пористой замороженной смеси метана и водного льда. Помимо метана, водные клатраты могут захватывать окись углерода и другие молекулы, впоследствии образуя вещество с хорошими теплоизоляционными свойствами, вследствие чего теплопроводность клатратов составит лишь от 2 до 10 % теплопроводности обычного льда. Данные клатраты могут удерживать тепловую энергию, которая образуется при распаде радиоактивных элементов в недрах спутника и при таком строении понадобилось бы около 100 миллионов лет для нагревания льда до 100 °С. Тепловая энергия также распространялась внутрь спутника, что могло привести к расширению ядра примерно на 1 % и к образованию трещин на поверхности. Кроме того, тепловая энергия, передающаяся из недр спутника на его поверхность вследствие теплопроводности, также объясняла бы частичное дифференцирование поверхности.

      Поверхность

    Миранда обладает интересной поверхностью, на которой можно заметить большое разнообразие геологических структур, которые включают в себя трещины, разломы, долины, кратеры, хребты, овраги, лощины, обрывы и пустоши. Этот спутник, размером с Энцелад, представляет собой удивительную мозаику из весьма разнообразных зон. Некоторые регионы стары и невыразительны. Они испещрены многочисленными ударными кратерами, что и следовало ожидать от небольшого инертного тела. Другие регионы покрыты прямоугольными или яйцевидными полосами и включают в себя сложные переплетения хребтов и рупесов (дефектных уступов) и множество параллельных выплесков на поверхность светлого и тёмного вещества, что предполагает необычный состав Миранды. Спутник, скорее всего, состоит из водяного льда, силикатных пород и других органических соединений, более или менее глубоко расположенных в недрах Миранды.

    Это привело к предположению, что поверхность этого спутника до 5 раз перестраивалась за время эволюции. 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 геологии 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. 

    Регионы

    Регионам, присутствующим на снимках «Вояджера-2», дали названия: Регион Мантуе, Регион Эфес, Регион Сицилия и Регион Дунсинан. Они представляют собой области на Миранде — последовательности холмистой местности и равнин с более или менее ярко выраженными древними ударными кратерами. Разломы также характеризуют древние регионы. Некоторые уступы разломов столь же стары, как и формирование данных регионов, а другие, как предполагается, появились совсем недавно и, вероятно, образованы были от корон. Эти разломы сопровождаются грабенами, что характеризует наличие в прошлом тектонической активности. Поверхность регионов практически однородно тёмная, но отвесные скалы вдоль кратеров показывают наличие более светлых частиц поверхности.

     Короны

    Миранда является одним из немногих спутников в Солнечной системе, обладающих коронами. На данное время при помощи «Вояджера-2» было зафиксировано наличие трёх корон: Корона Арден (расположена на полушарии, направленном в сторону движения спутника по орбите), Корона Эльсинор (расположена на полушарии, направленном в сторону, противоположную движению спутника по орбите) и Корона Инвернесс (расположена на Южном полюсе). Контрасты альбедо на поверхности Миранды наиболее ярко выражены на Короне Арден и Короне Инвернесс.

      Корона Инвернесс

   Корона Инвернесс представлена трапециевидной областью площадью около 200 квадратных километров и расположенной вблизи Южного полюса. Внешняя граница короны, так же, как внутренняя структура гребней и полос с контрастным альбедо, образовывает многоугольник. Она ограничена с трёх сторон (юга, востока и севера) сложной системой разломов. Поверхность западной части менее ясна, но тоже может быть результатом тектонической активности. Внутри короны большую часть составляют параллельные канавки с расстоянием в несколько километров. Небольшое количество ударных кратеров позволяют судить о Инвернесс как о самой молодой из трёх наблюдаемых на поверхности Миранды корон.