تيتانيا (قمر)

تيتانيا Titania
A round spherical body is almost fully illuminated by the Sun. The surface has a mottled appearance with bright patches among relatively dark terrain. The terminator is located near the right edge. A large crater can be seen at the terminator in the upper half of the image. Another bright crater can be seen at the bottom. A large canyon runs from the darkness at the lower-right side to visible center of the body.
The high resolution Voyager 2 image of Titania taken on January 24, 1986
الاكتشاف
اكتشفهوليام هرشل
تاريخ الاكتشاف11 يناير 1787[1]
التسميات
Uranus III
الصفاتTitanian
السمات المدارية
435 910 كم[2]
Eccentricity0.0011[2]
8.706 234 ي[2]
Inclination0.340° (على خط إستواء اورانوس)[2]
Satellite ofUranus
السمات الطبيعية
نصف القطر المتوسط
788.4 ± 0.6 km (0.1235 Earths)[3]
Mean radius
788.4 ± 0.6 km (0.1235 Earths)[3]
7 820 000 km²[note 1]
Volume2 065 000 000 km³[note 2]
Mass3.527 ± 0.09 × 1021 كگ (5.908 × 10−4 Earths)[4]
Mean density
1.711 ± 0.005 گ/سم³[3]
0.38 m/s2[note 3]
0.773 km/s[note 4]
presumed synchronous[5]
Albedo0.35 (geometrical),
0.17 (bond)[6]
Surface temp. min mean max
solstice[3] ? 70 ± 7 K 89 K
13.9[7]

تيتانيا Titania (moon) تابع طبيعي أحد أقمار الكوكب أورانوس وترتيبه الثامن في الكبر من بين أقمار المجموعة الشمسية. اكتشفه العالم وليام هرشل سنة 1787. اسمه مأخوذ من ملكة فايريس في مسرحية حلم ليلة صيف لويليام شكسبير يقع مداره ضمن الغلاف المغناطيسي لأورانوس.

يحتوي تيتانيا علة كمية متساوية تقريبا من الصخور والجليد. ومن المرجح أن يكون الاختلاف في التوزيع بين نواة صخرية ودثار جليدي. ويحتمل وجود طبقة من الماء السائل متوضعة بين النواة والدثار. سطح تيتانيا مظلم نسبيا ولونه يميل إلى الأحمر قليلا. ويبدو أنه اشكل نتيجة الاصطدمات ونشاطات داخلية المنشأ ‏(en)‏, وهو مغطى بعدد هائل من الفوهات الصدمية يصل قطرها إلى 326 كم, لكنها أقل مما هي على سطح أورانوس وكذلك على أوبيرون القمر الأبعد من اقمار أورانوس الرئيسية. من المرجح تعرض تيتانيا إلى عمليات داخلية المنشأ في مرحلة مبكرة من حياته أعادت تشكيل سطحه بحيث طمست المعالم القديمة المتضمنة فوهات صدمية كثيرة. يقطع هذا القمر نظام هائل من التلع والصدوع الانحدارية ‏(en)‏ نتيجة التوسع في داخله في مرحلة لاحقة من حياته. تشكل أورانوس مثل جميع أقمار أورانوس الرئيسية من القرص المزود الذي كان محيط بالكوكب بعد تشكله

كشفت مطيافية الأشعة تحت الحمراء ما بين 2001 و 2005 على وجود جليد الماء وثاني أكسيد الكربون أيضا مما طرح فرضية وجود غلاف جوي رقيق محيط بالقمر مؤلف من أكسيد الكربون بضغط عند سطح القمر يصل إلى 10 جزء من الترليون بار. والقياسات المأخوذة أثناء كسوف تيتانيا أظهرت أن أعظم حد لضغط الغلاف الجوي المحتمل يصل بين 10-20 نانو بار.

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

الاكتشاف والتسمية

اكتشف تيتاتنيا بواسطة ويليام هيرشل في 11 كانون الثاني من سنة 1787 وفي نفس اليوم إكتشف قمر ثاني لأورانوس هو أوبيرون.[1] كما أنه سجل فيما أنه اكتشف أربع أقمار أخرى لأورانوس, لكن ثبت لاحقا أن ملاحظته هذه كانت خاطئة.[8] لم يتم رصد تيتانيا وأوبيرون مرة أخرى بعد رصده من قبل هيرشل إلا بعد خمسين عام،[9] على الرغم من إمكانية مشاهدته من الأرض بتلسكوبات الهواة.[7]

سميت جميع أقمار أورانوس على أسماء شخصيات من مسرحيات ويليام شكسبير وألكسندر بوب. واسم تيتانيا مشتق من مسرحية حلم ليلة صيف لوليام شكسبير. وقد تم اقتراح الأسماء الأربعة لأقمار أورانوس المكتشفة من قبل جون هيرشل ابن ويليام هيرشل سنة 1852, بناءا على طلب ويليام لاسيل،[10] الذي اكتشف قمرين أخرين من الأقمار الرئيسية وهما أرييل وأومبريل.[11]

كان يشار إلى تيتانيا في البداية بالقمر الأول لأورانوس. وفي سنة 1848 أعطي الاسم أورانوس الأول باقتراح من ويليام لاسيل،[12] على الرغم من استخدامه أحيانا تسمية ويليام هيرشل (الذي دعى تيتانيا بأورانوس الثاني وأوبيرون بأورانوس الثالث). وقام لاسيل سنة 1851 بترقيم أقمار أورانوس بارقام لاتينية حسب بعدها عن أورانوس ليصبح أورانوس الثالث.[13]


الخصائص الفيزيائية

A black and white image of the right half of a round spherical body illuminated by the Sun. The terminator runs along the right edge. A large crater with a central pit can be seen at the terminator in the upper half of the image. A large canyon runs from the darkness at the lower-right side to visible center of the body.
Messina Chasma

هو قمر كبير أكبر أقمار الكوكب أورانوس يبلغ قطره نحو 1578كيلو مترا ومعدل مسافته عن كوكبه الأم نحو 435,900 كيلو متر .

المدار

A black and white image of a round spherical body with its left half illuminated by the Sun. The surface has a mottled appearance with bright patches among relatively dark terrain. The terminator is slightly to the right from the center and runs from the top to bottom. A large crater with a central pit can be seen at the terminator in the upper half of the image. Another bright crater can be seen at the bottom intersected by a canyon. The second large canyon runs from the darkness at the lower-right side to visible center of the body.
هذه الصورة التي التقطتها ڤويدجر 2 لتيتانيا تظهر فوالق هائلة.

يدور في مدار دائرى تقريبا على مستوى خط استواء أورانوس الذى يدور مقلوبا.

يدور تيتانيا حول أورانوس على بعد 436,000 كم عن أورانوس وهو ثاني أبعد الأقمار الرئيسية الخمسة لأورانوس الشذوذ المداري لأورانوس قليل, كما أن الميلان المداري قليل جدا بالنسبة لخط استواء أورانوس. تستغرق فترة المدار الفلكية 8.7 يوم, وهي متوافق مع فترة الدوران الذاتي للقمر.[2] بالتالي تيتانيا لديه مدار متزامن أو مقيد مدياً بحيث يواجه وجه واحد للقمر أورانوس[5]

يقع مدار أورانوس بشكل كامل ضمن غلاف أورانوس المغناطيسي.[14] وهذا هام لأنه كلا قطبي القمر يقع بشكل كامل ضمن الغلاف المغناطيسي والذي يؤدي إلى حدوث صدمات مع بلازما الغلاف المغناطيسي. مما يؤدي إلى مشاهدة السواد في الجانب المعزول مغناطيسياً (بسسبب وقوع هذا الجانب خارج الغلاف المغناطيسي لأورانوس).[15] وهذا أمر ملخوظ في جميع أقمار أورانوس باستثناء أوبيرون.[14]

و بما أن أورانوس يدور حول الشمس تقريبا على جنبه, وأقمار أورانوس تدور حوله في مستوي خط استوائه, فإنها تخضع لدورات موسمية كبيرة. فكلا القطبين الجنوبي والشمالي يمكث مدة 42 سنة في الظلام, و 42 سنة أخرى يمكث تحت ضوء الشمس الدائم. مرة واحدة كل 42 سنة يصبح الاحتجاب المشترك مع أقمار أورانوس ممكن عندما يتعادل الليل والنهار على أورانوس ويتقاطع المستوي الاستوائي مع الأرض.[14] لوحظت في الفترة ما بين 2007 و 2008 العديد من مثل هذه الأحداث عندما رصد احتجاب لتيتانيا في 15 أغسطس وأومبريال في 8 ديسمبر 2007.

المكونات والتركيب الداخلي

صور ملتقطة لتيتانيا تظهر صدوع ضخمة.

يعتبر تيتانيا من أضخم وأكبر الأقمار كتلة, ويأتي ترتيبه الثامن من حيث الكتلة في أقمار المجموعة الشمسية. تبلغ كثافته 1.71 غرام في السنتيمتر مكعب.[4] وهي كثافة أكبر من الكثافة التقليدية لأقمار أورانوس, وهذا يشير إلى احتوائة على نسبة متساوية تقريبا من جليد الماء ومكونات غير جليد الماء [16] والتي يمكن أن تتكون من الصخور ومواد غنية بالكربون متضمنة مواد عضوية.[5] تم التأكد من وجود جليد الماء بواسطة الرصد من خلال أجهزة مطيافية الأشعة تحت الحمراء في السنوات ما بين 2001 و2005 والتي كشفت عن بلورات جليد الماء على سطح هذا القمر.[14] الحزم الامتصاصية لجليد الماء أقل قوة على سطح تيتانيا في نصف المعزول مغناطيسياً لأورانوس من النصف المكشوف, وهو عكس ما تم ملاحظته على سطح أوبيرون. وسبب هذا التوزيع والاختلاف غير معروف, لكنه مرتبط بقصف الجزيئات المشحونة في بلازما الغلاف المغناطيسي لأورانوس والذي هو أكثر حدة في النصف المكشوف.[14] تميل الجزيئات النشطة إلى تفل جليد الماء، ليتحلل الميتان المحصور في الجليد إلى هيدرات الغاز.[14]

أما العنصر الآخر الذي تم تحديد وجوده على سطح تيتانيا مع الماء باستخدان الأشعة تحت الحمراء هو ثاني أكسيد الكربون والذي يتركز وجوده في الجانب المكشوف مغناطيسياً من أورانوس.[14] إن أساس وجود ثاني أكسيد الكربون غير واضح تماماً، والذي يجب أن ينتج من تحلل الكربونات أو مواد عضوية تحت أشعة الشمس الفوق بنفسجية أو من طاقة الجزيئات المشحونة القادمة من الغلاف المغناطيسي لأورانوس. وهذا قد يفسر وجود الكربون في الجانب المكشوف مغناطيسياً منه من الجانب المعزول، لأن الجانب المكشوف هو عرضة أكثر لتأثير شديد من الغلاف المغناطيسي لأورانوس من الجانب المعزول. كما أن هناك سبب آخر ممكن هو خروج الغازات للعنصر الأساسي لثاني اكسيد الكربون المحجوز في الماء. وقد يكون النشاط الجيولوجي القديم هو السبب في تسرب ثاني أكسيد الكربون من الماء.[14]

من المحتمل أن تكون نواة تيتانيا نواة صخرية محاطة بدثار جليدي.[16] فإذا كان هذا التوقع صحيح فإن نصف قطر النواة سيبلغ حوالي (520 كم) وهو ما يعادل 66% من نصف قطر القمر وكتلته حوالي 58% من كتلة هذا القمر. أما الضغط في مركز القمر يصل إلى (5.8 كيلو بار).[16] الوضع الحالي للدثار الجليدي غير معروف فيما إذا كان يحوي على كمية كافية من الأمونيا أو مضادات التجمد الأخرى، وبذلك قد يملك تيتانيا طبقة من المحيط السائل تحيط بالنواة. وسيكون سماكة هذا المحيط في حالة وجوده أكثر من 50 كم ودرجة الحرارة بحوالي 190 كلفن.[16] على أي حال فإن معرفة التركيب الداخلي لتيتانيا يعتمد على التاريخ الحراري لهذا الكوكب والمعرفة الحالية حول هذا التاريخ فقيرة حالياً.

التضاريس

تنتشر على سطح تيتانيا تكوينات متنوعة فهناك صدوع وشقوق وأودية عميقة وفوهات نيزكية كبيرة قيعانها مغطاه بالجليد وبمواد قاتمة اللون لم تعرف بعد وهناك فوهة أوسولا ويبلغ قطرها نحو 200 كيلو متر يقطعها واد متصدع أحدث منها سنا على مدى عرض مائة كيلو متر ويظهر أن القمر كان موضع نشاط جيولوجي سابق.

أهم المعالم السطحية على تيتانيا

يعتبر تيتانيا ذو سطوع متوسط من بين أقمار أورانوس الرئيسية فهو أكثر سطوعا من أومبريل وأبيرون واقل من أرييل وميراندا.[6] فيظهر سطحه معارضة تأثير قوية. وتتناقص الانعكاسية من 35% عندما يكون في زاوية طور 0 درجة إلى 25% عندما يكون في زاوية طور 1 درجة. سطحه مائل إلى الحمرة قليلاً لكنه أقل من حمرة أوبيرون.[6] تظهر الفوهات بلون أزرق. تقع السهول في الجانب المعزول بالقرب من فوهة اورسولا.[17][18] من الممكن وجود تباين فيما بين الجانب المعزول والمكشوف،[19] فيعتقد أن الجانب المعزول أكثر حمرة من الجانب المكشوف بحوالي 8%. وقد يكون هذا الاختلاف ناتج عن السهول أو ظهور عرضي.[17] يعتقد أن التجوية على سطحه نشأت بسبب التجوية الفضائية بسبب القصف بجزيئات مشحونة ونيازك ميكروية خلال عمر المجموعة الشمسية.[17] على أي حال فإن اللون الأحمر لتيتانيا قد ازداد بسبب تعاظم وفود المواد الحمراء من القسم الخارجي لنظام أورانوس من الأقمار غير نظامية والتي من شأنها أن تتموضع في الجانب المعزول من القمر.[19]

ميز العلماء ثلاث مناطق جيولوجية على سطح تيتانيا: الفوهات الصدمية والتلاع والجروف.[20] يتميز سطح تيتانيا بقلة وجود الفوهات الصدمية مقارنة بأوبيرون وامبريال، مما يعني أنه أحدث نشأة منهما.[18] وتتراوح أقطار الفوهات من بضع كيلومترات إلى أن تصل غلى أكبر فوهة بقطر 326 كيلومتر [18] والتي تعرف باسم جيرترودا.[21] تحاط بعض الفوهات مثل أورسولا وجيسكا بأثر ساطع من الحمم الجليدية والتي تتألف من جليد حديث.[5] جميع الفوهات على تيتانيا ذات أرضية مسطحة ولها نقطة مركزية. والاستثناء الوحيد هي فوهة أورسولا التي تحوي على حفرة في المركز.[18] يوجد إلى الغرب من جيرترودا منطقة ذات نضاريس غير منتظمة والتي يمكن أن تكون حوض صدمي بقطر 330 كم.[18]

يقطع سطح تيتانيا نظام هائل من فوالق أو الجروف في بعض المناطق.[5] يوجد جرفين متوازيين على القشرة الخارجية للقمر شكلا صدوع أخدودية.[22] واشهر هذه الصدوع الأخدودية هي تلعة مسيانا والتي تمتد من خط الاستواء بمسافة 1500 كم باتجاه القطب الجنوبي له.[5] يبلغ عرض الصدوع في تيتانيا من 20-50 كم ولها رمية من 2-5 كم.[20] تدعى المنحدرات التي لا ترتبط بالصدوع باسم روبس مثل روزلين روبس بجانب فوهة أورسولا.[20] وتظهر المنطقة بجانب بعض المنحدرات بالقرب من فوهة أورسولا بشكل ناعم وفق صور فوياجر. ويعتقد أن هذه المنطقة قد شكلت لاحقاً بعد تشكل هذه الفوهات في التاريخ الجيولوجي لهذا القمر. وقد يكون هذا بسبب نشاط داخلي للقمر مثل ثوران السوائل والمعادن من داخل القمر.[18] تعتبر الصدوع أحدث النشاطات الجيولوجية على سطح تيتاتيا فهي تقطع جميع الفوهات.[22]

تأثرت تضاريس تيتانيا الأصلية بعاملين أثنين وهما الفوهات التصادمية والعوامل داخلية المنشأ.[22] والتي أثرت عبر تاريخ هذا القمر وأثرت بالسطح الكلي له. الأحداث التالية كانت ذات تاثير على القمر لكنها اعقبت المرحلة الأساسية لتشكل القمر.[18] فقد تكون حدثت أحداث خرى بعذ تشكله وأدت غلى ظهور السهول الناعمة.[5] كما يمكن أن تكون نشوء هذه السهول ناتج من عمليات طرح بطانة الفوهات التصادمية إلى جوار الفوهة.[22] وربما تكون أهم العمليات الحديثة تأثيراً هي التكتونيات والتي نسببت في نشوء الصدوع. والتي هي في الواقع شق عملاق في القشرة الجليدية.[22] والتي تسببت بسبب التوسع العالمي لتيتانيا بحوالي 0.7%.[22]

تضاريس مسماة على تيتانيا[20]
السمة مسماة على النوع الطول (قطر)، كم خط العرض,° خط الطول,°
صدع بلمونت بلمونت، (تاجر البندقية) صدع 238 −8.5 32.6
صدع مسينا مسينا، إيطاليا (جعجعة ولا طحن) صدع 1,492 −33.3 335
جرف روسيون روسيون، (الأمور بخواتمها) جرف 402 −14.7 23.5
أدريانا أدريانا (كوميديا الأخطاء) فوهة 50 −20.1 3.9
بونا بونا (هنري السادس، الفصل الثالث) 51 −55.8 351.2
كالفورنيا كالپورنيا پيسونيس (يوليوس_قيصر_(مسرحية)) 100 −42.4 391.4
إلينور إليانور من أكيتان (حياة ووفاة الملك جون) 74 −44.8 333.6
گرترود گرترود (هاملت) 326 −15.8 287.1
إيموجن إيموجن (سيمبلين) 28 −23.8 321.2
آيراس آيراس (أنطونيو وكليوپاترا) 33 −19.2 338.8
جسيكا جسيكا (تاجر البندقية) 64 −55.3 285.9
كاثرين كاثرين (ابنة هنري الثامن) 75 −51.2 331.9
لوسـِتـّا لوسـِتـّا (السيدان من ڤـِرونا) 58 −14.7 277.1
مارينا مارينا (پريكليس، أمير صور) 40 −15.5 316
موپسا موپسا (حكاية الشتاء) 101 −11.9 302.2
فرينيا فرينيا (تيمون من أثينا) 35 −24.3 309.2
اورسولا اورسولا (جعجعة ولا طحن) 135 −12.4 45.2
ڤالريا ڤالريا (كوريولانوس) 59 −34.5 4.2


الغلاف الجوي

يشير وجود غاز ثاني أكسيد الكربون على سطح تيتانيا إلى إمكانية وجود غلاف جوي ضعيف موسمي من CO2، وهو مشابه إلى حد كبير بكاليستو.[4] ومن غير المحتمل وجود غازات الأخرى مثل النيتروجين أو الميثان، لأن جاذبية القمر الضعيفة لن تستطيع منعهم من الافلات من مجال هذا القمر. ع أقصى درجة حرارة يمكن أن يصل تيتانيا لها خلال الصيف (89 كلفن)، وضغط بخار يصل لحوالي غاز ثاني أكسيد الكربون حوالي 3 نانو بار.[4]

حجب تيتانيا في 8 سبتمبر 2001 نجمة لامعة هي (HIP106829) والتي تملك قدراً ظاهرياً يبلغ 7.2، وكانت الفرصة مواتية لتحسين المعلومات عن قطر والتقويم الفلكي للقمر، وتحديد وجود غلاف جوي حوله. وكشفت الدراسات عن عدم وجود غلاف جوي حيث يصل الضغط على السطح من 10إلى 20 نانو بار. وفي حالة وجوده فإنه سيكون أرق مما مهو لبلوتو وترايتون.[4]

تؤدي الخصائص الهندسية المميزة لنظام أورانوس إلى تلقي قطبي أقمار أورانوس طاقة شمسية أكثر مما تتلقاه المنطقة الاستوائية لهذه الأقمار.[14] وبما أن ضغط التبخر لغاز ثاني أكسيد الكربون هو تابع حاد لدرجة الحرارة،[3] فإن هذا سيؤدي إلى تراكم ثاني أكسيد الكربون في المناطق ذات خطوط العرض المنخفضة لتيتانيا. ويمكن أن يتواجد في المناطق ذات البياض العالي أو المناطق الظليلة على شكل جليد على سطح القمر في الوقت الذي تصل فيه حرارة القطب ما بين 85-90 درجة كلفن.[14][3] عندها يهاجر الكربون المتصعد إلى القطب الآخر أو المنطقة الاستوائية، مما يؤدي إلى نوع من دورة الكربون. يتم إزالة جليد الكربون المتراكم بفعل جسيمات الغلاف المغناطيسي. ويعتقد أن تيتانيا فقد كميات كبيرة من جليد الكربون منذ نشوءه قبل 4.5 مليون سنة ماضية.[14]


. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

المنشأ والتطور

يعتقد أن تيتانيا تشكل من قرص مزود أو سديم ثانوي. ويعتقد أن قرص الغاز والغبار الذي كان موجود حول أورانوس لبعض الوقت بعد تشكله، أو وجد هذا القرص نتيجة اصطدام ضخم مع أورانوس وهو ما أدى أيضاً إلى الميل المحوري الكبير لأورانوس.[23] التركيب الدقيق للسديم الثانوي غير معروف تماماً، لكن بمقارنة الكثافة العالية لأقمار أورانوس مقارنة مع أقمار زحل فإنه يعتقد أنه كان فقير بالماء[5][14] ومن الممكن أن كميات كبيرة من النتروجين والكربون كانت موجودة على شكل أول أكسيد الكربون وغاز النتروجين بدلا عن الأمونيا والميثان[23] وبالتالي فإن القمر المتشكل من مثل هكذا سديم ثانوي سيحوي كميات أقل من جليد الماء وصخور أكثر وهذا مايمكن أن يفسر الكثافة العالية له.[5]

استمر تراكم القمر لمدة آلاف السنين.[23] ونتج عن التصادم الذي أدى إلى هذا التشكل بارتفاع درجة حرارة الطبقات الخارجية لهذا القمر.[24] ووصلت درجة الحرارة العظمى إلى 250 كلفن وامتدت حتى عمق 60 كم من السطح.[24] وبعد نهاية التشكل بردت الطبقات السطحية في حين أن الكبقات العميقة سخنت بسبب إضمحلال نشاط إشعاعي الموجودة ضمن الصخور.[5] وبالتالي تقلصت الطبقات القريبة من السطح في حين تمددت الطبقات الداخلية تسبب هذا في اجهادات شد في القشرة مسببة التشققات، بعض الأخاديد الموجودة حاليا نتجت بسبب هذه الإجهادات والتي استمرت حوالي 200 مليون سنة،[25] مما يعني أن النشاطات الباطنية للقمر توقفت منذ بلايين السنين الماضية.[5]

ممكن أن يكون التنامي الحراري مع استمرار إضمحلال العناصر المشعة كافياً بما فيه من قوة لإذابة الجليد إذا وجدت بعض مضادات التجمد مثل الأمونيا (في شكل هيدرات الأمونيا) أو ملح.[24] ومن الممكن أن الصهر الإضافي أدى إلى فصل الجليد عن الصخور لتتشكل نواة صخرية محاطة بدثار جليدي. من الممكن وجود طبقة من الماء(محيط) منحل فيه الأمونيا متواجدة في الطبقة الحدية بين النواة والدثار.[16] درجة انصهار هذا المزيج تساوي 176 كلفن.[16] فإذا هبطت درجة الحرارة دون هذه القيمة سيتجمد المحيط في الحال. وسيقود هذا التجمد إلى تمدد القسم الداخلي والذي كان مسؤولا عن الأخاديد الرئيسية على سطح القمر.[18] مع ذلك فإن المعرفة الحالية حول تشكل هذا القمر محدودة.

الاستكشاف

تم التقاط الصور الوحيدة الملتقطة عن قرب لتيتانيا حتى الآن بواسطة المسبار فوياجر 2، والتي صورت القمر أثناء تحليقه فوق أورانوس في يناير\ كانون الثاني من عام 1986. كانت أقرب مسافة بين فوياجر 2 وتيتانيا 365200 كم فقط، أفضل صورهذا القمر كانت بدقة مكانية تصل لحوالي 3.4 كيلومتر فقط. (الدقة المكانية لصور ميراندا وأرييل كانت أفضل قرار) وتغطي الصور حوالي 40 ٪ من السطح، ولكن تم تصويره فقط 24 ٪ بالدقة المطلوبة لرسم الخرائط الجيولوجية. في ذلك الوقت من التحليق، وكان نصف الكرة الجنوبي من تيتانيا (مثل تلك التي للأقمار أخرى) في وقت التحليق متجها نحو الشمس، وبالتالي فإن النصف الشمالي كان مظلم لا يمكن دراسته. لا يوجد غير فوياجر من المركبات الفضائية في أي وقت مضى قد زار اورانوس، ومن المخطط بعثة إلى اورانوس وأقماره في المستقبل المنظور.

انظر أيضا

المراجع

  1. ^ أ ب Herschel, William, Sr. (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.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  2. ^ أ ب ت ث ج خطأ استشهاد: وسم <ref> غير صحيح؛ لا نص تم توفيره للمراجع المسماة orbit
  3. ^ أ ب ت ث ج Widemann, T. (2008). "Titania's radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation" (PDF). Icarus. 199: 458–476. doi:10.1016/j.icarus.2008.09.011. {{cite journal}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  4. ^ أ ب ت ث ج DOI:10.1086/116211
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  5. ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز DOI:10.1126/science.233.4759.43
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  6. ^ أ ب ت DOI:10.1006/icar.2001.6596
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  7. ^ أ ب Newton, Bill (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. p. 109. ISBN 9780521444927. {{cite book}}: Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  8. ^ Struve, O. (1848). "Note on the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3): 44–47.
  9. ^ Herschel, John (1834). "On the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 3 (5): 35–36.
  10. ^ Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten. 34: 325. Retrieved 2008-12-18.
  11. ^ Lassell, W. (1851). "On the interior satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 12: 15–17.
  12. ^ Lassell, W. (1848). "Observations of Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3): 43–44.
  13. ^ Lassell, W. (1850). "Bright Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 10 (6): 135.
  14. ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز س DOI:10.1016/j.icarus.2006.04.016
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  15. ^ DOI:10.1126/science.233.4759.85
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  16. ^ أ ب ت ث ج ح DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.005
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  17. ^ أ ب ت Bell III, J.F.; McCord, T.B. (1991). "A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images" (Conference Proceedings) in Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990.: 473–489, Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. 
  18. ^ أ ب ت ث ج ح خ د DOI:10.1029/JA092iA13p14918
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  19. ^ أ ب DOI:10.1016/0019-1035(91)90064-Z
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  20. ^ أ ب ت ث "Titania Nomenclature Table Of Contents". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Retrieved 2009-06-03.
  21. ^ "Titania: Gertrude". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Retrieved 2009-06-03.
  22. ^ أ ب ت ث ج ح Croft, S.K. (1989). "New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda". 20, Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. 
  23. ^ أ ب ت DOI:10.1051/0004-6361:20031515
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  24. ^ أ ب ت DOI:10.1029/JB093iB08p08779
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  25. ^ DOI:10.1029/91JE01401
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand

المصادر

قالب:Source list قالب:Source list قالب:Source list قالب:Source list

وصلات خارجية


خطأ استشهاد: وسوم <ref> موجودة لمجموعة اسمها "note"، ولكن لم يتم العثور على وسم <references group="note"/>

تمّ الاسترجاع من "https://www.marefa.org/w/index.php?title=تيتانيا_(قمر)&oldid=1744198"