Происхождение и эволюция Миранды

Миранда в натуральном цвете

Происхождение и эволюция Миранды, одного из спутников Урана, полны интересными геологическими событиями^[1]. Научным сообществом предложены несколько версий её формирования и геологической эволюции^[2]. Одна из версий заключается в том, что Миранда образовалась из газопылевой туманности или аккреционного диска вокруг Урана. Этот диск либо существовал со времён формирования планеты, либо образовался при огромном импактном воздействии, которое, скорее всего, и дало Урану очень большой наклон оси вращения^[3].

Между тем на этом относительно небольшом спутнике есть детали, возраст которых удивительно мал по сравнению с возрастом самой Миранды^[4]. По-видимому, возраст самых молодых геологических образований Миранды составляет всего лишь несколько сотен миллионов лет^[1]. Моделирование термической истории небольших спутников (размера Миранды) предсказывает скорое охлаждение и полное отсутствие геологической эволюции после аккреции спутника из туманности^[1]. Геологическая активность в течение столь длинного времени не может быть объяснена ни энергией от начальной аккреции, ни энергией деления радиоактивных элементов^[1].

Миранда по сравнению с остальными спутниками Урана имеет самую молодую поверхность. Это указывает на то, что поверхность Миранды недавно претерпела значительные изменения^[1]. Нынешнее её состояние объясняется её сложной геологической историей, в которой имели место редкие сочетания различных астрономических явлений^[2]. Среди этих явлений могут быть и приливные силы, и явления орбитальных резонансов, и процессы частичной дифференциации или конвекции^[2].

Необходимо проверить качество перевода и привести статью в соответствие со стилистическими правилами Википедии. Вы можете помочь улучшить эту статью, исправив в ней ошибки. Оригинал на французском языке — Miranda_(lune)#Origine et formation. Эта отметка стоит на статье с 13 октября 2012.

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^[1][2], а затем заново собралась из кусков под действием силы гравитации^[5]. Некоторые ученые строят предположения даже о нескольких этапах столкновений (повторной аккреции) спутника^[6]. Данная гипотеза была отброшена в 2011 году в пользу гипотезы, связанной с приливными силами Урана. Эти силы могли вытянуть и снять поверхностную материю на коронах Инвернесс и Арден, создавая крутые разломы. Источником энергии для таких изменений могла служить только гравитация Урана^[7].

Наиболее старые из известных областей Миранды — кратерированные равнины регионов Сицилия и Эфес^[1]. Формирование этих областей произошло после аккреции, а затем охлаждения спутника^[1]. В наиболее древних кратерах поверхность частично покрыта материалом из недр спутника, что в литературе носит название «эндогенного выравнивания»^[1]. Тот факт, что на этом маленьком спутнике окажутся очевидные следы эндогенной реструктуризации после его образования, стал полной неожиданностью^[4]. Геологические новообразования Миранды показывают воздействие одного источника энергии, изначально обильно берущего эту энергию поэтапно с аккреции светила^[1]. Наиболее приемлемое объяснение источника энергии для спутника является то, которое объяснило несколькими годами ранее вулканизм на Ио: орбитальный резонанс Миранды является следствием приливных сил, создаваемых Ураном^[4].

После первого периода, связанного с геологическим формированием спутника, Миранда пережила период охлаждения, который привел к общему расширению ядра и, как следствие, к образованию поверхностных трещин, которые раздробили мантию на грабены^[1]. Вполне возможно, что построение таких спутников, как Миранда, Ариэль и Умбриэль образовали несколько пар, вступающих в орбитальный резонанс: Миранда—Ариэль, Ариэль—Умбриэль, Умбриэль—Миранда^[4]. Однако, в отличие от наблюдаемого спутника Юпитера Ио, явление орбитального резонанса между Мирандой и Ариэлем не смогло привести к стабильному захвату малого спутника^[4]. Вместо захвата, орбитальный резонанс Миранды с Ариэлем и Умбриэлем привел к увеличению её эксцентриситета и наклону орбиты^[4]. Постепенно уходя от орбитального резонанса на Миранде чередовались фазы нагревания и охлаждения^[4]. Таким образом все известные грабены не были образованы в течение этого второго периода^[1].

Разломы, возвышенности и другие особенности короны Арден.

Третий основной геологический период происходит вследствие сдвига орбиты Миранды, после чего образовываются короны Эльсинор и Арден^[1]. Во вновь образовавшихся коронах мог присутствовать своеобразный вулканизм, состоящий из расплавленной массы поверхностного твердого материала^[8]. По одной из версий формирования данные короны могут являться продуктом диапира, который был сформирован в ядре^[9]. В этом периоде наблюдается частичное дифференцирование Миранды^[9]. Учитывая размер и положение корон Эльсинор и Арден можно предположить, что их возникновение способствовало изменению момента инерции спутника и могло спровоцировать сдвиг Миранды на 90°^[1]. Сомнение вызывает одновременное формирование этих двух образований^[1]. Вполне вероятно, что спутник был сильно искорёжен до такой степени, что её асферический эксцентриситет временно втягивался в хаотическое вращение, как это, например, наблюдается у Гипериона^[4]. Если бы орбитальная переориентация Миранды произошла раньше формирования этих двух корон на поверхности, то корона Эльсинор была бы более старше короны Арден^[1]. Явления хаотического движения, порожденные резонансом между орбитами Миранды и Умбриэля 3:1 могли способствовать росту орбитального наклона выше 3°^[4].

Корона Инвернесс — самая «молодая» корона на изученной поверхности Миранды.

В последнем периоде геологического формирования Миранды образовалась корона Инвернесс, которая, вероятно, создана поверхностным натяжением, приведшим к образованию грабенов, таких как Верона и Алжир^[1]. После нового охлаждения Миранды, объём её поверхности мог увеличится на 4 %^[10]. Вполне вероятно, что эти периоды геологического формирования поверхности Миранды происходили беспрерывно^[1].

В конечном счете, формирование поверхности Миранды могло длиться более 3 миллионов лет. Оно началось примерно 3,5 миллиардов лет с появления сильнократерированных районов и закончилось около сотни миллионов лет назад образованием корон^[1].

Спутник Урана — Умбриэль, который мог значительно повлиять на формирование Миранды.

Явления орбитальных резонансов, в большей степени орбитальный резонанс с Умбриэлем, чем с Ариэлем оказали значительное влияние на эксцентриситет орбиты Миранды^[11]. Данные явления также внесли свой вклад во внутренней разогрев и геологическую активность спутника^[11]. Их совокупность побудила к конвекции в единый субстрат и положила начало планетарной дифференциации^[11]. В то же время эти явления слабо бы изменили орбиты других, более массивных, по сравнению с Мирандой, спутников^[11]. Между тем, поверхность Миранды может показаться сильно искорёженной, чтобы являться единственным, сильно затронутым орбитальным резонансом, продуктом^[4].

После того, как Миранда ушла от резонанса с Умбриэлем, её орбита приобрела аномально-высокий наклон, а эксцентриситет был уменьшен^[11]. 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^[4]. 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^[11].

Примечания

1. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19} Plescia, J. B. (1987). «Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14918–14932. DOI:10.1029/JA092iA13p14918. Bibcode: 1987JGR....9214918P.
2. ↑ ^{1 2 3 4} Brahic A. De feux et de glaces, ardentes géantes. — 2010. — ISBN 9782738123305
3. ↑ Mousis, O. (2004). «Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula - Implications for regular satellite composition». Astronomy & Astrophysics 413: 373–380. DOI:10.1051/0004-6361:20031515. Bibcode: 2004A&A...413..373M.
4. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11} Peale (1988). «Speculative Histories of the Uranian Satellite System». Icarus 74: 153 - 171. DOI:10.1016/0019-1035(88)90037-1.
5. ↑ Waldrop, M. Mitchell (28 февраля 1986). «Voyage to a Blue Planet» (en). American Association for the Advancement of Science (Science News) 231 (4741): 916-918.
6. ↑ Jay T. Bergstralh Uranus. — Éditeur University of Arizona Press. Space science series., 1991. — P. 1076. — ISBN 0816512086, 9780816512089
7. ↑ Cowen, R. (6 ноября 1993). «Miranda: Shattering an old image». Society for Science & the Public. Science News 144 (19): 300.
8. ↑ Jankowski, David G.; Steven W. Squyres (9 сентября 1988). «Solid-State Ice Volcanism on the Satellites of Uranus». American Association for the Advancement of Science. Science News 241 (4871): 1322-1325.
9. ↑ ^{1 2} Pappalardo, R.; Greeley R. (1993). "Structural evidence for reorientation of Miranda about a paleo-pole"., Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. 
10. ↑ Croft, Steven K. (6 июля 1992). "Proteus: Geology, Shape, and Catastrophic Destruction". (99), Lunar and Planetary Sciences Institute, Icarus. DOI:10.1016/0019-1035(92)90156-2. 
11. ↑ ^{1 2 3 4 5 6} Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (1990). «Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities». Icarus 85 (2): 394–443. DOI:10.1016/0019-1035(90)90125-S. Bibcode: 1990Icar...85..394T.