Titania (satelit)

Titania  este cea mai mare lună a lui Uranus și a opta lună ca mărime din sistemul solar . Descoperit de William Herschel la 11 ianuarie 1787 (la șase ani după descoperirea lui Uranus). Numit după regina zânelor din Visul unei nopți de vară a lui William Shakespeare . Al patrulea cel mai îndepărtat de Uranus dintre cei cinci luni mari [comm. 4] . Orbita Titaniei este complet în magnetosfera lui Uranus .

La fel ca toate cele mai mari luni ale lui Uranus, Titania s-a format probabil dintr-un disc de acreție care înconjura planeta în momentul formării sale. Titania este compusă din cantități aproximativ egale de rocă și gheață și este probabil diferențiată într-un miez stâncos și o manta de gheață. Pe marginea lor, probabil, există un strat de apă lichidă .

Suprafața Titaniei este relativ întunecată, cu o nuanță roșiatică. Topografia sa a fost modelată atât de impactul de asteroizi și de comete , cât și de procesele endogene. Satelitul este acoperit cu numeroase cratere , ajungând la 326 de kilometri în diametru. Este probabil ca Titania să fi experimentat o refacere endogenă timpurie care a șters suprafața sa veche, puternic craterată. Suprafața Titaniei este tăiată de un sistem de canioane uriașe și stânci, formate în timpul întinderii crustei ca urmare a expansiunii intestinelor într-un stadiu incipient al istoriei sale .

Spectroscopia în infraroșu , efectuată în 2001-2005, a arătat prezența gheții de apă și a dioxidului de carbon înghețat pe suprafața Titaniei . Acest lucru indică faptul că satelitul poate avea o atmosferă sezonieră nesemnificativă constând din dioxid de carbon cu o presiune atmosferică de aproximativ 10 -13 bar .

Titania, ca și întregul sistem al lui Uranus, a fost studiată la mică distanță de o singură navă spațială - Voyager 2 ] .

Titlu

Titania a fost descoperită de William Herschel la 11 ianuarie 1787, în aceeași zi cu Oberon , a doua lună ca mărime a lui Uranus [1] [9] . Herschel a raportat ulterior descoperirea a încă patru sateliți [10] , dar aceste observații s-au dovedit a fi eronate [11] . Timp de 50 de ani de la descoperire, Titania și Oberon nu au fost observate de nimeni în afară de Herschel [12] , din cauza puterii slabe de penetrare a telescoapelor din acea vreme. Acum acești sateliți pot fi observați de pe Pământ folosind telescoape de amatori de înaltă clasă [7] .

Titania a fost numită inițial „Prima Lună a lui Uranus”, iar în 1848 William Lassell i-a dat numele „Uranus I” [13] , deși a folosit uneori numerotarea lui William Herschel, unde Titania și Oberon erau numite Uranus II și, respectiv, Uranus IV. [14] . În cele din urmă, în 1851, Lassell a redenumit cei patru sateliți cunoscuți la acea vreme cu cifre romane în ordinea distanței lor față de planetă, iar de atunci Titania a fost numită Uranus III [15] .

Ulterior, toți sateliții lui Uranus au fost numiți după personaje din operele lui William Shakespeare și Alexander Pope . Titania a fost numită după Titania ,  regina zânelor din Visul unei nopți de vară . Numele tuturor celor patru luni cunoscute ale lui Uranus la acea vreme au fost propuse de fiul lui Herschel,  John ,  în 1852, la cererea lui William Lassell [17] , care descoperise alte două luni Ariel și Umbriel cu un an mai devreme [18] .

Titania nu trebuie confundată cu luna lui Saturn Titan și asteroidul cu același nume (593) Titania .

Orbită

Titania este situată la o distanță de aproximativ 436.000 km de Uranus. Este al doilea cel mai îndepărtat dintre cei cinci sateliți mari ai săi [comm. 4] . Orbita sa este aproape circulară și ușor înclinată față de ecuatorul lui Uranus [2] . Perioada orbitală este de aproximativ 8,7 zile și coincide cu perioada de rotație . Cu alte cuvinte, Titania este un satelit sincron (întors mereu spre Uranus de aceeași parte) [5] .

Orbita Titaniei se află complet în interiorul magnetosferei lui Uranus [19] , și, prin urmare, particulele de plasmă magnetosferică se ciocnesc în mod constant cu emisfera sa trasă , care se mișcă pe orbită mult mai repede decât Titania (cu o perioadă egală cu perioada de rotație axială a lui Uranus) [20] . Este posibil ca bombardarea acestor particule să conducă la întunecarea acestei emisfere, care se observă la toți sateliții lui Uranus, cu excepția Oberonului [19] .

Deoarece Uranus se învârte în jurul Soarelui „pe partea sa”, iar planul ecuatorului (și orbită) sateliților săi mari coincide aproximativ cu planul ecuatorului său, schimbarea anotimpurilor pe aceștia este foarte ciudată. Polii nord și sud ai Titaniei sunt în întuneric complet timp de 42 de ani și sunt iluminați continuu timp de 42 de ani, iar la fiecare dintre poli la solstițiul de vară Soarele aproape atinge zenit [19] . O dată la 42 de ani, în timpul echinocțiului de pe Uranus, Soarele (și Pământul împreună cu el) trece prin planul său ecuatorial, iar apoi se pot observa ocultările reciproce ale sateliților săi. Mai multe astfel de fenomene au fost observate în anii 2007-2008 (inclusiv ocultările Titaniei de către Umbriel pe 15 august și 8 decembrie 2007) [21] [22] .

Compoziție și structură internă

Titania este cea mai mare și mai masivă lună a lui Uranus și a opta cea mai masivă lună din sistemul solar . 5] . Densitatea sa (1,71 g/cm 3 [4] ) este mult mai mare decât densitatea tipică a sateliților lui Saturn , din care se poate concluziona că satelitul este format din aproximativ jumătate din gheață de apă și jumătate componente grele non-gheață [23] , care poate include piatră și substanțe organice [5] . Cu ajutorul spectroscopiei în infraroșu , realizată în 2001-2005, a fost confirmată prezența gheții de apă pe suprafața satelitului [19] . Benzile sale de absorbție sunt mai pronunțate pe emisfera principală (direcționată către mișcarea de-a lungul orbitei) decât pe slave. Această situație este opusă celei observate la Oberon [19] . Motivele acestei asimetrii sunt necunoscute; se presupune că acestea sunt asociate cu bombardarea suprafeței de către particule încărcate din magnetosfera lui Uranus, care afectează tocmai emisfera trasă a satelitului [19] . Ionii pot dispersa gheața de apă, descompune metanul, care formează un hidrat de gaz (clatrat) cu gheața și alte substanțe organice, formând un amestec de substanțe întunecat, bogat în carbon [19] .

Pe lângă gheața de apă, dioxidul de carbon înghețat a fost detectat pe Titania folosind spectroscopie în infraroșu . Este situat în principal pe emisfera sclavă [19] . Originea sa nu este complet clară. S-ar fi putut forma la suprafață din carbonați sau materie organică sub influența radiației ultraviolete solare sau a ionilor sosiți din magnetosfera lui Uranus. Acesta din urmă poate explica asimetria în distribuția dioxidului de carbon pe suprafața satelitului, deoarece acești ioni bombardează emisfera posterior. O altă sursă posibilă este degazarea gheții de apă de pe suprafața Titaniei. Într-un astfel de caz, eliberarea de CO 2 ar putea fi legată de activitatea geologică trecută a Titaniei [19] .

Poate că Titania se diferențiază într-un miez de piatră și o manta de gheață [23] . Dacă da, atunci, ținând cont de compoziția acestui satelit, se poate calcula că masa nucleului este de 58% din masa Titaniei, iar raza sa este de 66% din raza satelitului (aproximativ 520 km) . Presiunea din centrul Titaniei este de aproximativ 0,58 GPa (5,8 kbar ) [23] . Starea mantalei de gheață rămâne neclară. Dacă gheața conține suficient amoniac sau alt antigel , atunci poate exista un ocean lichid la limita miez-manta. Dacă există într-adevăr, atunci grosimea sa poate ajunge la 50 de kilometri, cu o temperatură de aproximativ 190 K [23] . Cu toate acestea, modelele structurii interne a Titaniei sunt foarte dependente de istoria termică a Lunii, care este puțin cunoscută.

Suprafață

Printre marii sateliți ai lui Uranus, Titania se află la mijloc în luminozitate, între Oberonul întunecat și Umbriel și lumina Ariel și Miranda [6] . Suprafața Titaniei prezintă un puternic efect de opoziție : pe măsură ce unghiul de fază crește de la 0° la 1°, reflectivitatea scade de la 35% la 25%. Titania are un albedo Bond relativ scăzut de aproximativ 17% [6] . Are o tentă roșie, dar mai puțin puternică decât cea a lui Oberon [24] . Cu toate acestea, semnele de impact proaspete de la suprafață sunt mai albastre, iar câmpiile netede situate pe emisfera principală în apropierea craterului Ursula și de-a lungul unor grabeni sunt puțin mai roșii [24] [25] . Emisfera principală este în general mai roșie decât cea condusă cu aproximativ 8% [26] . Această diferență se poate datora câmpiilor netede și poate fi întâmplătoare [24] . În general vorbind, înroșirea suprafeței se poate datora eroziunii cosmice cauzată de bombardamentul de particule încărcate și micrometeoriți de -a lungul a miliarde de ani [24] . Dar în cazul Titaniei, înroșirea emisferei conducătoare se datorează cel mai probabil depunerii de praf pe aceasta, provenind posibil de la sateliții exteriori ai lui Uranus [26] .

Există trei tipuri principale de caracteristici de relief pe Titania: cratere , canioane și margini [27] . Este mai puțin craterizat decât Oberon sau Umbriel, ceea ce indică tinerețea relativă a suprafeței sale [25] . Diametrul craterelor ajunge la aproximativ 330 km. Craterul Gertrude (cel mai mare crater numit de pe lunile lui Uranus) [28] și un crater ipotetic fără nume prost conservat (vezi mai jos) [25] au această dimensiune . Unele cratere (cum ar fi Ursula sau Jessica) sunt înconjurate de raze strălucitoare de gheață de apă ejectată [5] . Toate craterele mari de pe Titania au un fund plat și un tobogan central. Singura excepție este Craterul Ursula, care are în centru o groapă (posibil un crater mai mic) [25] . La vest de craterul Gertrud se află o zonă cu topografie neregulată complexă, denumită „bazin fără nume”, care poate fi un crater puternic erodat, cu un diametru de aproximativ 330 km [25] .

Partea studiată a suprafeței satelitului este indentată de un sistem de falii și stânci, care sunt rezultatul unei activități geologice relativ recente. Există multe canioane [29] pe el , care sunt  zone coborâte ale suprafeței cu grabeni între două falii paralele din crustă [5] . Grabenii de pe Titania au în medie 20–50 km lățime, 2–5 km adâncime [5] și sunt probabil cele mai tinere trăsături ale reliefului - traversează atât cratere, cât și câmpii netede [29] . Cel mai mare dintre ele este Canionul Messina ( lat.  Messina Chasma ), ajungând la aproape 1500 km lungime și întinzându-se de la ecuator aproape până la polul sud [27] . Unele canioane sunt înconjurate de sisteme de fascicule de lumină. Conform măsurătorilor polarimetrice , suprafața din jurul canioanelor este acoperită cu un strat de material poros. Potrivit unei ipoteze, acesta este înghețul de apă , condensat la suprafață după revărsarea lichidului din fisuri. Stâncile care nu sunt legate de canioane se numesc margini ( lat.  Rupes ), ca, de exemplu, cornisa Roussillon , situată lângă craterul Ursula [27] .

În imaginile realizate de sonda spațială Voyager 2 , zonele de-a lungul unora dintre stânci și lângă Ursula apar netede în imagini la această rezoluție. Aceste zone au apărut probabil mult mai târziu decât majoritatea craterelor. Aplatizarea peisajului ar putea fi fie endogenă (asociată cu erupția lichidă - criovulcanism ), fie din cauza emisiilor din craterele din apropiere [25] .

Relieful Titaniei este determinat de două procese opuse: formarea craterelor de impact și netezirea endogenă a suprafeței [29] . Primul proces a funcționat pe întreaga suprafață a satelitului de-a lungul istoriei sale. Al doilea proces, tot de natură globală, nu a funcționat de la bun început [25] . A șters peisajul original cu cratere puternic, ceea ce explică raritatea actuală a craterelor de impact pe acest satelit [5] . Mai târziu, este posibil să fi existat modificări suplimentare ale suprafeței care au format câmpii netede [5] . Poate că aceste câmpii sunt zone acoperite cu ejecta din craterele din apropiere [29] . Cele mai recente procese endogene au fost în mare parte tectonice; au provocat apariția unor canioane - de fapt, crăpături uriașe în crusta de gheață. Crăparea crustei a fost cauzată de expansiunea globală a Titaniei cu aproximativ 0,7% [29] .

Atmosferă

Spectroscopia în infraroșu , efectuată în 2001-2005, a arătat prezența gheții de apă și a dioxidului de carbon pe suprafața Titaniei . Acest lucru indică faptul că satelitul poate avea o atmosferă sezonieră nesemnificativă constând din dioxid de carbon cu o presiune atmosferică de aproximativ 10 −13 bar , la fel cu cea a lunii lui Jupiter Callisto [3] . Este puțin probabil să fie prezente gaze precum azotul sau metanul , deoarece gravitația slabă a Titaniei nu le poate împiedica să scape în spațiul cosmic . La temperatura maximă de 89 K, realizabilă în timpul solstițiului de vară de pe Titania, presiunea de saturație a vaporilor de dioxid de carbon este de aproximativ 3 nbar [3] .

Pe 8 septembrie 2001, Titania a ascuns o stea strălucitoare (HIP 106829) cu o magnitudine aparentă de 7,2. Acest eveniment a făcut posibilă rafinarea diametrului satelitului și stabilirea unei limite superioare a densității atmosferei sale. S-a dovedit a fi egal cu 10-20 nanobari. Astfel, dacă atmosfera Titaniei există, atunci ea este mult mai rară decât cea a lui Triton sau Pluto . Cu toate acestea, aceste măsurători de fapt nu au dat nimic nou, deoarece această limită este de câteva ori mai mare decât presiunea maximă posibilă a dioxidului de carbon lângă suprafața Titaniei [3] .

Datorită geometriei specifice sistemului uranian, polii Titaniei primesc mai multă energie solară decât ecuatorul său [19] . Deoarece volatilitatea CO 2 crește cu temperatura [3] , acesta se poate acumula în zona tropicală Titania, unde poate exista stabil sub formă de gheață în zonele cu albedo ridicat și în zonele umbrite. Când este vară într-o emisferă, temperatura la pol ajunge la 85–90 K [19] [3] , dioxidul de carbon se sublimează și migrează spre partea de noapte. Gheața de dioxid de carbon acumulată poate fi eliberată de particulele de plasmă magnetosferică care o pulverizează de la suprafață. Se crede că Titania a pierdut o cantitate semnificativă de dioxid de carbon de la formarea sa, care a avut loc acum aproximativ 4,6 miliarde de ani [19] .

Origine și evoluție

La fel ca toate lunile mari ale lui Uranus, Titania s-a format probabil dintr-un disc de acreție de gaz și praf care fie a existat în jurul lui Uranus de ceva timp după formarea planetei, fie a apărut într-o coliziune uriașă, ceea ce, cel mai probabil, i-a dat lui Uranus o înclinare foarte mare a axei . [32] . Compoziția exactă a discului este necunoscută, dar densitatea relativ mare a lunilor lui Uranus în comparație cu cele ale lui Saturn indică faptul că acesta conținea mai puțină apă [com. 6] [5] . Cantități semnificative de carbon și azot pot fi sub formă de CO și N 2 și nu sub formă de metan și amoniac [32] . Un satelit format dintr-un astfel de disc ar trebui să conțină mai puțină gheață de apă (cu clatrați de CO și N 2 ) și mai multă rocă, ceea ce ar explica densitatea sa mare [5] .

Formarea Titaniei a durat probabil câteva mii de ani [32] . Straturile sale exterioare au fost încălzite sub influența acreției [33] . Temperatura maximă (aproximativ 250 K ) a fost la o adâncime de aproximativ 60 de kilometri [33] . După terminarea formării, stratul exterior s-a răcit, iar cel interior a început să se încălzească din cauza dezintegrarii elementelor radioactive din intestine [5] . Stratul de suprafață s-a contractat din cauza răcirii, în timp ce stratul interior de încălzire s-a extins. Acest lucru a provocat un stres mecanic puternic în crusta Titaniei , care ar putea duce la formarea de defecte . Poate așa a apărut sistemul actual de canion. Acest proces a durat aproximativ 200 de milioane de ani [34] și, prin urmare, s-a oprit în urmă cu câteva miliarde de ani [5] .

Căldura de la acumularea inițială și dezintegrarea ulterioară a elementelor radioactive ar putea fi suficientă pentru a topi gheața din intestine dacă ar conține antigel  - amoniac sau sare [33] . Topirea ar fi putut duce la separarea gheții de rocă și la formarea unui miez de rocă înconjurat de o manta de gheață. La limita lor ar putea apărea un strat de apă lichidă care conține amoniac. Temperatura eutectică a amestecului lor este de 176 K [23] . Dacă temperatura oceanului a scăzut sub această valoare, atunci este acum înghețată. Înghețarea l-ar determina să se extindă, iar acest lucru ar putea contribui la crăparea crustei și la formarea canioanelor [25] . Cu toate acestea, se știe puțin despre istoria geologică a Titaniei.

Explorarea spațiului

Singurele imagini apropiate ale Titaniei disponibile au fost făcute de Voyager 2 în timpul explorării sistemului Uranus în ianuarie 1986. S-a apropiat de Titania la 365.200 km [35] și a fotografiat-o cu o rezoluție de aproximativ 3,4 kilometri (doar Miranda și Ariel au fost filmate cu cele mai bune) [25] . Imaginile acoperă 40% din suprafață, dar doar 24% din aceasta a fost realizată cu precizia necesară pentru cartografierea geologică . În timpul zborului, Soarele a iluminat emisfera sudică a Titaniei (precum și alți sateliți ai lui Uranus). Astfel, emisfera nordică era în umbră și nu putea fi studiată [5] .

Nicio altă navă spațială nu a vizitat vreodată Uranus sau Titania. Sunt luate în considerare proiecte ale unor astfel de misiuni [36] .

Vezi și

• Uranus
• Lunii lui Uranus

Comentarii

1. ↑ Calculat în aproximarea unei forme sferice a satelitului de-a lungul razei r astfel : .
2. ↑ Calculat în aproximarea unei forme sferice a satelitului de-a lungul razei r astfel : .
3. ↑ Calculat în aproximarea unei forme sferice a satelitului în termeni de masă m , constantă gravitațională G și rază r astfel : .
4. ↑ 1 2 Cele mai mari cinci luni ale lui Uranus: Miranda , Ariel , Umbriel , Titania și Oberon . Toate celelalte sunt mult mai mici.
5. ↑ Șapte luni mai masive decât Titania: Ganymede , Titan , Callisto , Io , Luna , Europa , Triton [2] .
6. ↑ De exemplu, Tethys  , o lună a lui Saturn, are o densitate de 0,97 g/cm³ , ceea ce indică faptul că este mai mult de 90% apă [19] .

Note

1. ↑ 1 2 Herschel, William. O relatare a descoperirii a doi sateliți care se rotesc în jurul planetei georgiane  // Tranzacții filozofice ale Societății Regale din  Londra . - 1787. - Vol. 77 . - P. 125-129 . - doi : 10.1098/rstl.1787.0016 . — .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 Parametrii orbitali medii ai satelitului planetar . Laboratorul de propulsie cu reacție, Institutul de Tehnologie din California. Preluat la 6 martie 2013. Arhivat din original la 22 august 2011. (nedefinit)
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Widemann T.; Sicardy B.; Dusser R.; et al. Raza Titaniei și o limită superioară a atmosferei sale de la ocultația stelară din 8 septembrie 2001   // Icarus . — Elsevier , 2008. — Vol. 199 , nr. 2 . - P. 458-476 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.09.011 . — . Arhivat din original pe 25 iulie 2014.
4. ↑ 12 Jacobson RA; Campbell JK; Taylor AH și Synnott SP Masele lui Uranus și sateliții săi majori din datele de urmărire ale Voyager și datele satelitilor uranieni bazate pe Pământ  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1992. - Vol. 103 , nr. 6 . - P. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . - Cod biblic .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Smith BA; Soderblom LA; Beebe A.; et al. Voyager 2 în sistemul uranian: Imaging Science  Results  // Science . - 1986. - Vol. 233 , nr. 4759 . - P. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.43 . - Cod biblic . — PMID 17812889 .
6. ↑ 1 2 3 Karkoschka E. Fotometria cuprinzătoare a inelelor și a 16 sateliți ai lui Uranus cu telescopul spațial Hubble   // Icarus . - Elsevier , 2001. - Vol. 151 . - P. 51-68 . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . — Cod biblic .
7. ↑ 12 Newton , Bill; Tece, Filip. Ghidul de astronomie amator . - Cambridge: Cambridge University Press , 1995. - P. 109. - ISBN 978-0-521-44492-7 .
8. ↑ Berry A. A Short History of Astronomy  (Marea Britanie) - Londra : John Murray , 1898.
9. ↑ Herschel, William. Pe planeta georgiană și sateliții săi  (engleză)  // Tranzacții filozofice ale Societății Regale din Londra . - 1788. - Vol. 78 . - P. 364-378 . - doi : 10.1098/rstl.1788.0024 . - Cod biblic .
10. ↑ Herschel, William. Despre descoperirea a patru sateliți suplimentari ai Georgium Sidus; Anunțată mișcarea retrogradă a vechilor săi sateliți; Și cauza dispariției lor la anumite distanțe de planetă explicată  //  Tranzacțiile filosofice ale Societății Regale din Londra . - 1798. - Vol. 88 . - P. 47-79 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - Cod biblic .
11. ↑ Struve O. Note despre satelitii lui Uranus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Vol. 8 , nr. 3 . - P. 44-47 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — Cod biblic .
12. ↑ Herschel, John. Despre satelitii lui Uranus  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  . - Oxford University Press , 1834. - Vol. 3 , nr. 5 . - P. 35-36 . - doi : 10.1093/mnras/3.5.35 . - Cod biblic . — .
13. ↑ Lassell W. Observations of Satellites of Uranus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Vol. 8 , nr. 3 . - P. 43-44 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — Cod biblic .
14. ↑ Lassell W. Bright Satellites of Uranus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1850. - Vol. 10 , nr. 6 . — P. 135 . - doi : 10.1093/mnras/10.6.135 . - Cod .
15. ↑ Lassell W. Scrisoare de la William Lassell, Esq., către editor  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1851. - Vol. 2 , nr. 33 . — P. 70 . - doi : 10.1086/100198 . - .
16. ↑ Kuiper GP Al cincilea satelit al lui Uranus  // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific  . - 1949. - Vol. 61 , nr. 360 . - P. 129 . - doi : 10.1086/126146 . - Cod biblic .
17. ↑ Lassell W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (engleză)  // Astronomische Nachrichten . - Wiley-VCH , 1852. - Vol. 34 . — P. 325 . — Cod biblic .
18. ↑ Lassell W. On the interior satellites of Uranus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Vol. 12 . - P. 15-17 . - .
19. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Grundy WM; Young L.A.; Spencer JR; et al. Distribuții de gheață H2O și CO2 pe Ariel, Umbriel , Titania și Oberon din observațiile IRTF/  SpeX  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Vol. 184 , nr. 2 . - P. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - Cod . - arXiv : 0704.1525 .
20. ↑ Ness NF; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Câmpuri magnetice la Uranus  (engleză)  // Știință . - 1986. - Vol. 233 , nr. 4759 . - P. 85-89 . - doi : 10.1126/science.233.4759.85 . — Cod biblic . — PMID 17812894 .
21. ↑ Miller C.; Chanover NJ Rezolvarea parametrilor dinamici ai ocultărilor Titania și Ariel din august 2007 de către  Umbriel  // Icarus . — Elsevier , 2009. — Vol. 200 , nr. 1 . - P. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - Cod .
22. ↑ Arlot J.-E.; Dumas C.; Sicardy B. Observarea unei eclipse a U-3 Titania de către U-2 Umbriel la 8 decembrie 2007 cu ESO-VLT  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2008. - Vol. 492 , nr. 2 . - P. 599-602 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810134 . - .
23. ↑ 1 2 3 4 5 Hussmann H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Oceane subterane și interioare adânci ale sateliților planetei exterioare de dimensiuni medii și obiectelor mari trans-neptuniene   // Icarus . - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , nr. 1 . - P. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - Cod . Arhivat din original pe 11 octombrie 2007.
24. ↑ 1 2 3 4 Bell III JF; McCord TB O căutare de unități spectrale pe sateliții uranieni folosind imagini cu raportul de culoare  //  Conferința de știință lunară și planetară, 21 martie. 12-16, 1990. - Houston, TX, Statele Unite: Institutul de Științe Lunare și Planetare, 1991. - P. 473-489 . Arhivat 3 mai 2019.
25. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Plescia JB Istoria craterării sateliților uranieni: Umbriel, Titania și Oberon  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Vol. 92 , nr. A13 . - P. 14918-14932 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14918 . - Cod biblic .
26. ↑ 1 2 Buratti BJ; Mosher, Joel A. Albedo global comparativ și hărți de culoare ale sateliților uranieni   // Icarus . - Elsevier , 1991. - Vol. 90 . - P. 1-13 . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - Cod biblic .
27. ↑ 1 2 3 4 Țintă : Titania  . Gazetteer al Nomenclaturii Planetare . Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru Nomenclatura Sistemelor Planetare (WGPSN). Preluat la 6 martie 2013. Arhivat din original la 21 octombrie 2022.
28. ↑ Gertrude . Gazetteer al Nomenclaturii Planetare . Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru Nomenclatura Sistemelor Planetare (WGPSN). Preluat la 3 iunie 2009. Arhivat din original la 20 septembrie 2022. (nedefinit)
29. ↑ 1 2 3 4 5 Croft SK Noi hărți geologice ale sateliților uranieni Titania, Oberon, Umbriel și Miranda  //  Proceeding of Lunar and Planetary Sciences. - Houston: Institutul de Științe Lunare și Planetare, 1989. - Vol. 20 . — P. 205C . Arhivat din original pe 31 august 2017.
30. ↑ Titania : cratere  . Gazetteer al Nomenclaturii Planetare . Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru Nomenclatura Sistemelor Planetare (WGPSN). Preluat la 25 octombrie 2022. Arhivat din original la 8 septembrie 2022.
31. ↑ Strobell ME; Masursky H. Caracteristici noi numite pe Lună și satelitii uranieni  //  Rezumate ale științei lunare și planetare. - 1987. - Vol. 18 . - P. 964-965 . - Cod biblic .
32. ↑ 1 2 3 Mousis O. Modelarea condițiilor termodinamice în subnebuloasa uraniană - Implicații pentru compoziția regulată a sateliților  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2004. - Vol. 413 . - P. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
33. ↑ 1 2 3 Squyres SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix. Încălzirea acrețională a sateliților lui Saturn și Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1988. - Vol. 93 , nr. B8 . - P. 8779-8794 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - Cod biblic .
34. ↑ Hillier J.; Squires, Steven. Tectonica stresului termic pe sateliții lui Saturn și Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1991. - Vol. 96 , nr. E1 . - P. 15665-15674 . - doi : 10.1029/91JE01401 . — Cod biblic .
35. ↑ Stone EC The Voyager 2 Encounter With Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Vol. 92 , nr. A13 . - P. 14873-14876 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - Cod biblic .
36. ↑ Clark, Stephen. Uranus, Neptun în vizorul NASA pentru o nouă  misiune robotică . Zborul spațial acum (25 august 2015). Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original pe 7 noiembrie 2019.

Link -uri

• Informații despre Titania pe site-ul NASA . Arhivat 15 noiembrie 2021. (nedefinit)
• Informații despre Titania la Vederi ale sistemului solar . Arhivat din original pe 12 februarie 2022. (nedefinit)
• Informații despre Titania pe site-ul Nineplanets . Arhivat din original pe 14 noiembrie 2021. (nedefinit)

Dicționare și enciclopedii	Mare catalană Mare norvegian Britannica (online)

Uranus
Lunii lui Uranus	Ariel Belinda bianca Desdemona Julieta Caliban Cordelia Cressida Cupidon Mab margarita Miranda Oberon Ofelia Ambalaj Perdita O porțiune Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinand francisco
Caracteristici	Inelele lui Uranus
Deschidere	William Herschel William Lassell
Cercetare	Programul Voyager Voyager 2
Troienii lui Uranus	2011 QF99
Alte	15 Orion Uranus în cultură

sistem solar
Steaua centrală și planetele	Soare Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn Uranus Neptun
planete pitice	Ceres Pluton Haumea Makemake Eris Candidați Sedna Orc Quaoar Pistolă-pistol 2002 MS 4
Sateliți mari	Ganimede Titan Callisto Și despre Luna Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapet Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereidă
Sateliți / inele	Pământ / ∅ Marte Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Candidați Orca quwara
Primii asteroizi descoperiți	(1) Ceres (2) Palas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Igiea (11) Parthenope
Corpuri mici	meteoroizi asteroizi / sateliții lor aproape de Pământ centura principală troian centauri transneptunian Centura Kuiper plutino cubewano disc împrăștiat damocloide comete nor Oort
obiecte artificiale	sateliți artificiali de pământ nave spațiale interplanetare
Obiecte ipotetice	Vulcan și vulcanoizi satelitul lui Mercur sateliții lui Venus alți sateliți ai pământului contra-pământ Planeta Nouă , Tyche , Planeta X și alte planete trans-neptuniene Nemesis Foste planete: Theia , Phaeton sau Planeta V Al cincilea gigant gazos
Lista obiectelor din Sistemul Solar Obiecte astronomice