Титания (спутник)

Титания
спутник Урана

Снимок «Вояджера-2»
Дата открытия	11 января 1787
Орбитальные характеристики
Большая полуось	435 910 км (радиус)
Эксцентриситет	0,0011 (близка к круговой)
Период обращения	8,71 дня
Наклонение орбиты	0,34° (к экватору Урана)
Физические характеристики
Диаметр	1576,8 км (0,45 диаметра Луны)
Площадь поверхности	7,82 млн км²
Плотность	1,711 г/см³
Ускорение свободного падения	0,38 м/с² (в 26 раз меньше земного)
Период вращения вокруг своей оси	синхронизирован (обращён к Урану одной стороной)
Наклон осевого вращения	~ 0
Альбедо	0,21
Температура поверхности	70 К (−203 °C)
Атмосфера	отсутствует

Тита́ния — крупнейший спутник Урана и восьмой по массивности спутник в Солнечной системе. Титания была открыта Уильямом Гершелем 11 января 1787 (через шесть лет после открытия им Урана). Орбита спутника полностью находится внутри магнитосферы Урана.

Название

Наименование одного из спутников Урана — Титании — было предложено сыном У. Гершеля Джоном Гершелем в 1852 г. вместе с наименованиями других, известных на тот момент, четырёх спутников Урана. Идея дать наименования спутникам Урана возникла после открытия Ариэля и Умбриэля^[1] Уильямом Ласселлом, который и обратился с этим вопросом к Джону Гершелю^[2].

Все спутники Урана носят имена героев произведений Уильяма Шекспира и Александра Поупа. Титания названа в честь царицы фей из пьесы «Сон в летнюю ночь»^[3]. Спутник также известен под обозначением «Uranus III».

Титанию не следует путать со спутником Сатурна Титаном и одноимённым астероидом (593) Титания.

Орбита

Спутник Титания расположен на орбите Урана на расстоянии около 436 000 км., и является вторым по отдаленности среди пяти основных спутников Урана. Орбита Титании имеет небольшой наклон относительно экватора Урана^[4]. Орбитальный период составляет примерно 8,7 дней и совпадает с периодом вращения. Другими словами, Титания — синхронный спутник Урана, всегда повернутый к нему одной и той же стороной^[5].

Орбита Титании полностью находится внутри магнитосферы Урана^[6] и потому полушарие, находящееся в стороне, обратной движению спутника по орбите, деформируется магнитосферной плазмой, которая также вращается вокруг планеты^[7]. Данная бомбардировка приводит к затемнению данного полушария, что наблюдается практически у всех спутников Урана за исключением разве что Оберона^[6].

Так как Уран вращается вокруг Солнца на боку, а орбиты его спутников находятся в экваториальной плоскости планеты, то все спутники, включая и Титанию, подвержены смене сезонов. Северный и южный полюса Титании 42 года находятся в полной темноте и 42 года — в непрерывном солнечном свете, причем на каждом из полюсов солнце восходит близко к зениту при каждом солнцестоянии^[6]. Пролет «Вояджера-2» над Титанией в 1986 году совпал с летним солнцестоянием над южным полюсом, тогда как северный полюс был практически в полной темноте. Взаимные затемнения, связанные с Титанией можно наблюдать раз в 42 года при равноденствии Урана, когда он входит в экваториальную плоскость Земли. В 2007-2008 годах с Земли наблюдалось несколько зетемнений Титании, в том числе два затемнения Умбриэлем 15 августа и 8 декабря 2007 года^[8].

Состав и внутреннее строение

Изображение Титании, полученное с помощью космической станции Вояджер-2, на котором видны огромные трещины.

Титания — самый большой и массивный спутник Урана и занимает 8 место по массе в Солнечной системе. Его плотность 1,71 г/см^3[9], которая намного выше типичной плотности спутников Урана, из чего можно сделать вывод, что спутник состоит предположительно, на 50 % из водного льда^[10], на 30 % из горных пород и на 20 % из соединений метана^[5]. С помощью инфракрасной спектроскопии, сделанной в 2001-2005 годах было подтверждено наличие водного льда на поверхности спутника^[6]. Абсорбции водного льда сильнее выражены на ведущем полушарии (направленном в сторону движения спутника по орбите), чем на обратном полушарии. На Обероне, наоборот, полушарие, направленное в противоположную движению спутника по орбите сторону, содержит большее количество водного льда^[6]. Причины данной асимметрии неизвестны и предполагается, что они связаны с бомбардировкой поверхности ионами из магнитосферы Урана, которая более сильно воздействует именно на полушарие спутника, направленное в противоположную от его движения по орбите сторону^[6]. Ионы могут распылять водный лед, разлагая метан, находящийся внутри льда в качестве газового гидрата (клатрата), и заменяя его другими органическими веществами, оставляя за собой участки, богатые углеродом^[6].

Помимо воды, другое вещество, идентифицированное при помощи инфракрасной спектроскопии — это углекислый газ, который расположен, главным образом, на полушарии Титании, направленном в сторону, противоположную его движению по орбите^[6]. Происхождение углекислого газа для научного мира остается абсолютно не ясным. Он мог быть произведен непосредственно на Титании из карбонатов или органических веществ под влиянием солнечного ультрафиолетового излучения или ионов, прибывающих из магнитосферы Урана. Последнее объясняло бы асимметрию в распределении углекислого газа по поверхности спутника, потому что полушарие, направленное противоположно движению орбиты, подвергается более сильному магнитосферному воздействию, чем другое полушарие. Другим возможным источником может являться дегазация исконного CO₂, находящегося внутри водного льда на поверхности Титании. В таком случае, высвобождение CO₂ могло бы быть связано с прошлой геологической активностью Титании^[6].

Титания может быть преобразована в каменное ядро, окруженное ледяной мантией^[10]. Если это утверждение верно, то изучив состав спутника Урана, можно высчитать, что радиус ядра (520 км.) составляет приблизительно 66% от его общего радиуса, а его масса ядра приблизительно равна 58% от массы Титании. Давление в центре Титании составляет примерно 0,58 ГПа (5,8 кбар)^[10]. Текущее состояние ледяной мантии остается неясным. Если лёд содержит достаточное количество аммиака или любого другого антифриза, то у Титании может иметься слой жидкого океана на границе мантии с ядром. Толщина данного океана, если он существует, может доходить до 50 километров, а его температура составит около 190 К^[10]. Однако, существующая внутренняя структура Титании во многом зависит от термальной истории спутника.

Поверхность

Поверхность Титании с обозначениями местности

Среди всех крупных спутников Урана, Титания по яркости находится посередине между темными Обероном и Умбриэлем и светлыми Ариэлем и Мирандой^[11]. Поверхность Титании обладает высокой отражательной способностью: отражение уменьшается на 35 % при угле сдвига фаз в 0° (геометрическое альбедо) и на 25 % под углом приблизительно в 1°. У Титании относительно низкое альбедо Бонда, которое приблизительно равно 17 %^[11]. Поверхность у Титании относительно темная с красным оттенком (менее красная, чем поверхность Оберона)^[12], и, кажется, была сформирована благодаря внутренним воздействиям и эндогенным процессам. Однако, свежие следы ударов на поверхности более синие, а гладкие равнины, расположенные на полушарии, повернутом в сторону вращения спутника по орбите, вблизи от кратера Урсула и вдоль некоторых грабенов — немного краснее^[12][13]. Может существовать асимметрия между полушарием, направленным в сторону движения орбиты и полушарием, направленным против движения^[14] — первое кажется краснее последнего на 8 %. Однако, эти различия в красном оттенке полушарий могут быть связаны с гладкими равнинами и быть случайными^[12]. Покраснение поверхности, вероятно является следствием космической эррозии, вызванной бомбардировкой заряженными частицами и микрометеоритами возрастом с солнечную систему^[12]. Однако, более вероятное предположение асимметричного цвета Титании, скорее всего, связано с увеличением красноватого вещества, поступающего из внешней части системы Урана, вероятно от нерегулярных спутников, которое расположилось бы преимущественно на полушарии, повернутом в сторону движения орбиты^[14].

Научное сообщество выявило три вида геологических структур Титании: кратеры, рифты (каньоны) и рупесы (обрывы)^[15]. Поверхность Титании слабее испещрена кратерами, чем поверхности Оберона или Умбриэля, что говорит о её молодости по сравнению ними^[13]. Диаметр кратеров колеблется от нескольких километров на низменностях и до 326 километров для крупнейшего из известных кратеров^[13] и самого крупного среди спутников Урана — Гертруды^[16]. Некоторые кратеры (например, Урсула или Джессика) окружены заметным, выброшенным (по лучевой системе), веществом, состоящим из водного льда^[5]. У всех больших кратеров на Титании имеется плоское дно и остроконечные пики в центре. Единственное исключение — кратер Урсула, у которого в центре расположена яма^[13]. К западу от кратера Гертруда расположена область с нерегулярной топографией, именуемая «неназванным бассейном», которая может являться другим сильно деградирующим бассейном с диаметром около 330 км^[13].

Наиболее многочисленны мелкие ударные кратеры, образовавшиеся в более поздние геологические эпохи. Это говорит о том, что Титания когда-то обладала высокой геологической активностью и, вероятно, подверглась раннему эндогенному воздействию, стёршему большую часть древних кратеров.

Изученная часть поверхности спутника изрезана системой разломов и обрывов, являющихся результатом изменений в более поздние периоды. В некоторых местах два параллельных обрыва обозначают угловое склонение коры спутника^[5], формируя грабены, которые иногда называют каньонами^[17]. Самым большим каньоном Титании является Мессинский каньон (Messina Chasma), достигающая почти в 1500 км в длину, тянущаяся с экватора практически до южного полюса^[15]. Этот каньон гораздо больше земного «Большого каньона» и сравним с «Долиной Маринер» на Марсе. Некоторые каньоны окружены светлыми лучевыми системами. По данным поляриметрических измерений, поверхность вокруг каньонов покрыта слоем пористого вещества. По одной из гипотез, это водный иней, конденсировавшийся на поверхности после излияний жидкости из трещин. Обрывы, не связанные с каньонами, называют рупесами, как, например, Руссильона Рупес, находящийся возле кратера Урсула^[15].

В январе 1986 Титания была исследована космическим аппаратом «Вояджер-2» который пролетал в 365,200 км от нее. Удалось изучить только южную, освещённую на тот момент Солнцем, часть спутника (северная часть была погружена в полярную ночь длительностью 42 года). С помощью нескольких снимков «Вояджера-2» удалось получить изображения около 40 % поверхности спутника. Области вдоль некоторых обрывов и возле Урсулы кажутся гладкими со снимков с разрешением камеры «Вояджера-2». Эти области в геологической истории Титании вероятно появились гораздо позже формирования большинства кратеров. Реструктуризация ландшафта могла быть либо эндогенного характера, связанного с извержением жидкости изнутри спутника (криовулканизм), либо могла быть обусловлена гашением под воздействием выброса из близлежащих кратеров^[13]. Грабены на Титании 20-50 км в ширину, занимают области в 2-5 км^[5] и, вероятно, являются самыми молодыми геологическими образованиями — они урезают кратеры и уравновешивают гладкие равнины^[17].

Геология Титании находится под влиянием двух конкурирующих процессов: формированием ударных кратеров и эндогенным восстановлением поверхности^[17]. Первый процесс действовал на всей поверхности спутника в течение его истории. Последний процесс также приобретает глобальный характер, но активизировался он уже после формирования Титании^[13]. Данные процессы стёрли изначальный в основном кратерный ландшафт, чем объясняется редкость ударных кратеров на поверхности спутника, которую можно наблюдать сегодня^[5]. Доолнительные этапы изменения поверхности, возможно произошли позже и привели к формированию гладких равнин^[5]. Гладкие равнины могли так же образоваться вследствие выброса поверхностного слоя из близлежащих кратеров^[17]. Последние эндогенные процессы, большей частью изменившие архитектуру естественного развития, стали причиной образования каньонов, которые фактически являются гигантскими трещинами в ледяной корке. Растрескивание коры было вызвано глобальным расширением Титании примерно на 0,7 %^[17].

Мессинский каньон — огромный каньон на Титании

Наименования поверхностных ландшафтов на Титании^[15][18] (Ландшафты поверхности Титании названы в честь персонажей из произведений Шекспира)^[19]

Наименование	Названо в честь	Тип	Длина (диаметр), км	Координаты
Каньон Бельмонт	Бальмонт, Италия (Венецианский купец)	Каньон	238	-8.5, 32.68°30′00″ ю. ш. 32°36′00″ в. д. / -8.5, 32.6 (G) (O)
Каньон Мессина	Мессина, Италия (Много шума из ничего)		1,492	-33.3, 33533°17′59.99″ ю. ш. 335°00′00″ в. д. / -33.3, 335 (G) (O)
Рупес Руссильон	Руссильон, Франция (Все хорошо, что хорошо кончается)	Рупес	402	-14.7, 23.514°42′00″ ю. ш. 23°30′00″ в. д. / -14.7, 23.5 (G) (O)
Адриана	Адриана (Комедия ошибок)	Кратер	50	-20.1, 3.920°06′00″ ю. ш. 3°54′00″ в. д. / -20.1, 3.9 (G) (O)
Бона	Бона (Генри VI, Часть 3)		51	-55.8, 351.255°48′00″ ю. ш. 351°12′00″ в. д. / -55.8, 351.2 (G) (O)
Кальпурния	Кальпурния Пизонис (Юлий Цезарь)		100	-42.4, 291.4 (Calphurnia crater)42°24′00″ ю. ш. 291°24′59.99″ в. д. / -42.4, 291.4 (G) (O)
Элеонора	Элеонора Аквитанская (Король Иоанн)		74	-44.8, 333.644°48′59.99″ ю. ш. 333°36′00″ в. д. / -44.8, 333.6 (G) (O)
Гертруда	Гертруда (Гамлет)		326	-15.8, 287.115°48′00″ ю. ш. 287°06′00″ в. д. / -15.8, 287.1 (G) (O)
Имогена	Имогена (Цимбелин)		28	-23.8, 321.223°48′00″ ю. ш. 321°12′00″ в. д. / -23.8, 321.2 (G) (O)
Ира	Ира (Антоний и Клеопатра)		33	-19.2, 338.819°12′00″ ю. ш. 338°48′00″ в. д. / -19.2, 338.8 (G) (O)
Джессика	Джессика (Венецианский купец)		64	-55.3, 285.955°18′00″ ю. ш. 285°54′59.99″ в. д. / -55.3, 285.9 (G) (O)
Екатерина	Екатерина (Генри VIII)		75	-51.2, 331.951°12′00″ ю. ш. 331°54′59.99″ в. д. / -51.2, 331.9 (G) (O)
Лючетта	Лючетта (Два джентельмена из Вероны)		58	-14.7, 277.114°42′00″ ю. ш. 277°06′00″ в. д. / -14.7, 277.1 (G) (O)
Марина	Марина (Перикл)		40	-15.5, 31615°30′00″ ю. ш. 316°00′00″ в. д. / -15.5, 316 (G) (O)
Мопса	Мопса (Зимняя сказка)		101	-11.9, 302.211°54′00″ ю. ш. 302°12′00″ в. д. / -11.9, 302.2 (G) (O)
Фрина	Фрина (Тимон Афинский)		35	-24.3, 309.224°18′00″ ю. ш. 309°12′00″ в. д. / -24.3, 309.2 (G) (O)
Урсула	Урсула (Много шума из ничего)		135	-12.4, 45.212°24′00″ ю. ш. 45°12′00″ в. д. / -12.4, 45.2 (G) (O)
Валерия	Валерия (Кориолан)		59	-34.5, 4.234°30′00″ ю. ш. 4°12′00″ в. д. / -34.5, 4.2 (G) (O)

Атмосфера

Инфракрасная спектроскопия, проводимая с 2001 до 2005, показала наличие водного льда, а также углекислого газа на поверхности Титании, из-за чего возникло предположение, что спутник может обладать незначительной сезонной атмосферой, состоящей из углекислого газа с атмосферным давлением около одной 10-триллионной бара, такой же как у спутника Юпитера Каллисто^[20]. Другие газы, такие как, например, азот или метан вряд ли смогут присутствовать ввиду того, что слабая гравитация Титании не может предотвратить их утечку в космическое пространство. При максимальной температуре в 89 К, достижимой во время летнего солнцестояния Титании, давление насыщенных паров двуокиси углерода составляет около 3 нбар^[20].

8 сентября 2001 произошло покрытие Титанией яркой звезды (HIP106829) с видимой величиной 7,2; это событие позволило уточнить диаметр и выявить сохранившуюся атмосферу у спутника. Измерения, проводимые во время затемнения звезды Титанией, обозначили верхний предел атмосферного давления при любой возможной атмосфере в 10–20 нанобар, и, если атмосфера существует, то ее слой гораздо тоньше слоя атмосферы Тритона или Плутона. Верхний предел атмосферного давления выше максимально возможного поверхностного давления углекислого газа, а это означает, что место измерения существенно не влияет на параметры атмосферы^[20].

При специфической геометрии системы Урана полюса получают больше солнечной энергии, чем экватор^[6]. Так как давление CO₂ зависимо от температуры^[20], то это может привести к скоплению углекислого газа в тропическом поясе Титании, где он сможет существовать на участках с высоким альбедо и затененных областях в форме льда. Летом, когда температура на одном полюсе достигает 85-90 К^[6][20], двуокись углерода сублимируется и мигрирует к противоположному полюсу и на экваториальные регионы, давая начало геохимическому циклу углерода. Накопленный во льду углекислый газ может быть высвобожден магнитосферными частицами, которые распыляют его с поверхности. Ученые считают, что Титания с начала своего формирования, произошедшего примерно 4,6 миллиардов лет назад, потеряла существенное количество углекислого газа^[6].

Происхождение и эволюция

Спектрозональный снимок Титании.

Как и все главные спутники Урана, Титания, вероятно, сформировалась из аккреционного диска или подтуманности. 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^[21]. Точный состав туманности неизвестен, однако относительно высокая плотность Титании и других спутников Урана, по сравнению со спутниками Сатурна, дает право предположить, что она содержала в себе мало воды^[5]. Значительные количества азота и углерода могут находиться в виде окиси углерода и азота, а не в виде аммиака и метана^[21]. Спутники, образующиеся в таких туманностях, будут содержать меньше воды, льда (с CO и N₂, удерживающимися как клатраты) и большее количество каменных пород, что объясняло бы высокую плотность^[5].

Образование Титании, вероятно, происходило в течение нескольких тысяч лет^[21]. Сжатие частиц, сопровождавшее образование, вызывало нагревание наружного слоя спутника^[22]. Максимальная температура (около 250 Кельвинов) была достигнута на глубине приблизительно в 60 километров^[22]. После завершения формирования внешний слой остыл в то время как внутренний стал нагреваться из-за распада радиоактивных элементов, существующих в его недрах^[5]. Поверхностный слой за счет охлаждения сокращался в то время как нагревающийся внутренний расширялся. Это вызвало обширные пространственные изменения коры Титании, сопровождавшиеся многочисленными разломами. Длившийся около 200 миллионов лет процесс, вероятнее всего, привел к созданию некоторых существующих каньонов^[23], с учетом того, что эндегенная деятельность на Титании прекратилась несколько миллиардов лет назад^[5].

Изначальная аккреция частиц, нагревающая спутник, и продолжающийся далее распад радиоактивных элементов обладали, вероятно, достаточной силой, чтобы расплавить лед, если некоторые антифризы, такие как аммиак (в форме гидрата аммиака) и соль присутствовали^[22]. Дальнейшее таяние вероятно привело к выведению льда из недр и формированию каменного ядра, окруженного ледяной мантией. Слой воды в жидком состоянии (океана), насыщенного растворенным аммиаком, возможно был сформирован на границе ядра с мантией. Эвтектическая температура этой жидкости — 176 К^[10]. Если температура океана была бы ниже этого значения, то он был бы заморожен к настоящему времени. Замораживание воды привело бы к расширению внутреннего слоя, который мог бы изменить формирование большинства каньонов^[13]. Тем не менее, данные о Титании до сих пор очень скудны и ограничиваются лишь исследованием «Вояджера-2» в январе 1986 года.

Исследования

Спутник Урана, Титания, снятый космическим аппаратом Вояджер-2 24 января 1986 года на расстоянии 500 000 километров.

До сих пор единственные изображения Титании крупным планом было получены «Вояджером-2», который сфотографировал спутник во время исследований Урана в январе 1986 года. Так как самое близкое расстояние между ними было 365 200 километра^[24], то снимки спутника имеют пространственное разрешение приблизительно 3,4 километра (только Миранда и Ариэль были сняты с лучшим разрешением)^[13]. Изображения покрывают только 40 % поверхности, но только 24 % снимков были сфотографированы с точностью, требуемой для геологической картографии. Во время полета южное полушарие Титании (как и других спутников) было направлено к Солнцу, таким образом северное полушарие, которое в тот момент было темным, не могло быть изучено^[5].

Никакой другой космический аппарат никогда не посещал Уран или Титанию, не планируются посещения и в обозримом будущем. Одна из возможностей исследования рассматривается при втором продлении миссии Кассини-Гюйгенса и отправлении его к Урану, другая идея была — в создании орбитального зонда Урана в 2010 году. Уран так же был рассмотрен в рамках одной из траекторий в концепции создания Инновационного межзвездного исследователя (Innovative Interstellar Explorer).

См. также

• Уран
• Спутники Урана

Примечания

1. ↑ Lassell, W. (1851). «On the interior satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17. Bibcode: 1851MNRAS..12...15L.
2. ↑ Lassell, W. (1852). «Beobachtungen der Uranus-Satelliten». Astronomische Nachrichten 34. Bibcode: 1852AN.....34..325.
3. ↑ Kuiper, G. P. (1949). «Пятый спутник Урана». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360). DOI:10.1086/126146. Bibcode: 1949PASP...61..129K.
4. ↑ Средние параметры орбиты спутников планет. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 6 октября 2009.
5. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12} Smith, B. A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et al. (1986). «Вояджер-2 в системе Урана: Результаты научных изображений». Science 233 (4759): 97–102. DOI:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. Bibcode: 1986Sci...233...43S.
6. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12} Grundy, W. M.; Young, L.A.; Spencer, J.R.; et al. (2006). «Распределение льдов с H₂O и CO₂ на Ариэле, Умбриэле, Титании и Обероне, полученное от обсерватории IRTF/SpeX». Icarus 184 (2): 543–555. DOI:10.1016/j.icarus.2006.04.016. Bibcode: 2006Icar..184..543G.
7. ↑ Ness, N. F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). «Магнитные поля на Уране». Science 233 (4759): 85–89. DOI:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. Bibcode: 1986Sci...233...85N.
8. ↑
   • Miller, C.; Chanover, N. J. (2009). «Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel». Icarus 200 (1): 343–6. DOI:10.1016/j.icarus.2008.12.010. Bibcode: 2009Icar..200..343M.
   • Arlot, J.-E.; Dumas, C.; Sicardy, B. (2008). «Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT». Astronomy and Astrophysics 492 (2): 599–602. DOI:10.1051/0004-6361:200810134. Bibcode: 2008A&A...492..599A.
9. ↑ Jacobson, R. A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. and Synnott, S.P. (1992). «Массы Урана и его основных спутников, полученные на Земле с помощью данных космической станции Вояджер». The Astronomical Journal 103 (6): 2068–78. DOI:10.1086/116211. Bibcode: 1992AJ....103.2068J.
10. ↑ ^{1 2 3 4 5} (2006) «Подземные океаны и крупные неровности средних внешних спутников планет и больших транснептуновых объектов». Icarus 185 (1): 258–273. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.005. Bibcode: 2006Icar..185..258H.
11. ↑ ^{1 2} Karkoschka, E. (2001). «Всесторонняя фотометрия колец и 16 спутников Урана, снятая при помощи космического телескопа Хаббл». Icarus 151: 51–68. DOI:10.1006/icar.2001.6596. Bibcode: 2001Icar..151...51K.
12. ↑ ^{1 2 3 4} Bell III, J.F.; McCord, T.B. (1991). "Поиск спектральных единиц на спутниках Урана, с использованием отношений цветовых изображений" (Conference Proceedings) in Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990.: 473–489, Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. 
13. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9} Plescia, J. B. (1987). «История кратеров спутников Урана: Умбриэля, Титании и Оберона». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14918–14932. DOI:10.1029/JA092iA13p14918. Bibcode: 1987JGR....9214918P.
14. ↑ ^{1 2} Buratti, B. J.; Mosher, Joel A. (1991). «Сравнение глобального альбедо и цветные карты спутников Урана». Icarus 90: 1–13. DOI:10.1016/0019-1035(91)90064-Z. Bibcode: 1991Icar...90....1B.
15. ↑ ^{1 2 3 4} Содержание номенклатурной таблицы Титании. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Архивировано из первоисточника 26 августа 2011. Проверено 3 июня 2009.
16. ↑ Титания: Гертруда. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Архивировано из первоисточника 26 августа 2011. Проверено 3 июня 2009.
17. ↑ ^{1 2 3 4 5} Croft, S.K. (1989). "Новые геологические карты спутников Урана: Титании, Оберона, Умбриэля и Миранды.". 20, Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. 
18. ↑ Gazetteer of Planetary Nomenclature
19. ↑ Strobell, M.E.; Masursky, H. (1987). «New Features Named on the Moon and Uranian Satellites». Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference 18: 964–65. Bibcode: 1987LPI....18..964S.
20. ↑ ^{1 2 3 4 5} Widemann, T.; Sicardy, B.; Dusser, R. et al. (2008). «Titania’s radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation» (PDF). Icarus 199 (2): 458–476. DOI:10.1016/j.icarus.2008.09.011. Bibcode: 2009Icar..199..458W.
21. ↑ ^{1 2 3} Mousis, O. (2004). «Моделирование тармодинамических условий в туманности урана — последствия для регулярного композиционного спутника». Astronomy & Astrophysics 413: 373–380. DOI:10.1051/0004-6361:20031515. Bibcode: 2004A&A...413..373M.
22. ↑ ^{1 2 3} Squyres, S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). «Accretional heating of satellites of Saturn and Uranus». Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8,779–94. DOI:10.1029/JB093iB08p08779. Bibcode: 1988JGR....93.8779S.
23. ↑ Hillier, J.; Squyres, Steven (1991). «Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus». Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665–74. DOI:10.1029/91JE01401. Bibcode: 1991JGR....9615665H.
24. ↑ Stone, E. C. (1987). «The Voyager 2 Encounter With Uranus». Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–76. DOI:10.1029/JA092iA13p14873. Bibcode: 1987JGR....9214873S.

Ссылки

	Category:Titania (moon) на Викискладе?

• Информация о Титании на сайте NASA
• http://www.solarviews.com/eng/titania.htm
• http://www.nineplanets.org/titania.html