Миранда (спутник)

У этого термина существуют и другие значения, см. Миранда.

Миранда
Снимок с космического аппарата «Вояджер-2»
Другие названия	Уран V
Открытие[1]
Первооткрыватель	Дж. Койпер
Место открытия	обсерватория Макдональд, Техас
Дата открытия	16 февраля 1948
Орбитальные характеристики[2]
Большая полуось (a)	129 900 км
Средний радиус орбиты (r)	129 900 км
Эксцентриситет орбиты (e)	0,0013
Сидерический период обращения	1,413 суток
Орбитальная скорость (v)	24 067,7 км/ч
Наклонение (i)	4,338
Чей спутник	Урана
Физические характеристики[2]
Средний радиус	235,8 ± 0,7 км (240,4 × 234,2 × 232,9)
Площадь поверхности (S)	698 710,82 км²
Объём (V)	54 918 670 км³
Масса (m)	6,59±0,75·1019 кг
Средняя плотность (ρ)	1,214 г/см³
Ускорение свободного падения на экваторе (g)	0,079 м/с²
Вторая космическая скорость (v2)	695 км/ч
Период вращения (T)	синхронизирован (обращена к Урану одной стороной)
Альбедо	0,32 ± 0,03[3]
Видимая звёздная величина	15,79 ± 0,04[3]
Температура
	мин. сред. макс.
Температура на поверхности[4]	~60 К (−213,15 °C) 84 ± 1 К (−189,15 °C)

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 км. 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.

Открытие и наименование

Джерард Койпер в 1963 году

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^[1].

В соответствии с предложением сына первооткрывателя спутников Урана Джона Гершеля, все спутники Урана названы в честь персонажей произведений Уильяма Шекспира и Александра Поупа. Спутник назван в честь Миранды — персонажа пьесы У. Шекспира «Буря» (дочери Просперо)^[1].

Аналогично названию спутника, все наименования значительных геологических областей названы в честь мест, где происходят действия произведений Уильяма Шекспира^[5].

Орбита

Миранда, Уран и другие его спутники на снимке Паранальской обсерватории

Миранда — самый близкий к Урану крупный спутник. Его орбита проходит примерно в 129 900 км от Урана, при этом она обладает наклоном и значительной эксцентричностью к плоскости экватора планеты^[6][7]. Эксцентриситет орбиты 0,0013^[6]. Миранда обращается 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^[8]. 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^[8]. 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)^[9][10].

Орбитальный период составляет 1,41347925 земных суток и совпадает с периодом ротации^[11]. Орбита Миранды полностью находится в магнитосфере Урана^[12], 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^[13]. Такая бомбардировка может привести к потемнению поверхности полусферы, что и наблюдается на всех спутниках Урана, за исключением, разве что, Оберона^[12]. При приближении к спутнику «Вояджера-2» им было зарегистрировано явное уменьшение плотности ионов магнитосферы Урана^[14].

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^[12]. Пролёт «Вояджера-2» в январе 1986 года совпал с летним солнцестоянием в южном полушарии Миранды, тогда как почти всё северное полушарие находилось в полной темноте.

Каждые 42 года в системе Урана наступает равноденствие и становятся возможными наблюдаемые с Земли взаимные покрытия его спутников. Несколько таких событий наблюдалось в 2006—2007 годах, в том числе покрытие Ариэля Мирандой 15 июля 2006 года в 00:08 UT и покрытие Умбриэля Мирандой 6 июля 2007 года в 01:43 UT^[15][16].

Состав и внутреннее строение

Феномен конвекции тепла постоянной вязкости

Среди спутников есть чёткое разделение по форме. Исходя из их размера, можно предположить сферические они или нет. Спутники диаметром более 400 км имеют сферическую форму^[5]. При среднем радиусе 235 км, Миранда находится на границе между малыми и крупными спутниками^[17]. Она обладает наименьшей плотностью среди основных спутников Урана. Её плотность 1,15 ± 0,15 г·см⁻³, что довольно близко к плотности льда^[18]. Наблюдения поверхности в диапазоне инфракрасного излучения позволили обнаружить на ней наличие водяного льда, смешанного с соединением силикатов и карбонатов^[18]. При помощи таких же наблюдений поверхности можно определить присутствие аммиака (NH₃) в пропорции 3 %^[18]. На основании данных, полученных «Вояджером-2», был сделан вывод, что пропорция пород составляет между 20 и 40 % от общей массы спутника^[18].

Миранда, вероятно, частично дифференцирована на силикатное ядро, обёрнутое мантией, состоящей из водяного льда^[19]. В этом случае толщина мантии составила бы 135 км, а радиус ядра был бы равен около 100 км^[19]. При таком строении нагревание внутренней поверхности спутника будет осуществляться путём теплопроводности^[19]. 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^[20]. 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^[21]. Данные клатраты могут удерживать тепловую энергию, которая образуется при распаде радиоактивных элементов в недрах спутника и при таком строении понадобилось бы около 100 млн лет для нагревания льда до 100 °C^[21]. Тепловая энергия также распространялась внутрь спутника, что могло привести к расширению ядра примерно на 1 % и к образованию трещин на поверхности^[20][21]. Кроме того, тепловая энергия, передающаяся из недр спутника на его поверхность вследствие теплопроводности, также объясняла бы частичное дифференцирование поверхности^[22].

Поверхность

Миранда обладает интересной поверхностью^[5], на которой можно заметить большое разнообразие геологических структур, которые включают в себя трещины, разломы, долины, кратеры, хребты, овраги, лощины, обрывы и пустоши^[17][23]. 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^[5]. 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^[11]. Спутник, скорее всего, состоит из водяного льда, силикатных пород и других органических соединений, более или менее глубоко расположенных в недрах Миранды^[11].

Карта Миранды

Наименование поверхностных ландшафтов на изученной стороне Миранды^[24]
(наименования ландшафтов взяты из произведений Уильяма Шекспира)

Наименование	Тип	Длина (диаметр), км	Широта (°)	Долгота (°)	Названо в честь
Регион Мантуя	Регион	399	−39,6	180,2	Регион Италии, упоминается в произведении «Два Веронца»
Регион Эфес		225	−15	250	Дом близнецов в Турции из произведения «Комедия ошибок»
Регион Сицилия		174	−30	317,2	Регион в Италии из произведения «Зимняя сказка»
Регион Дунсинан		244	−31,5	11,9	Холм, упоминаемый в пьесе «Макбет»
Корона Арден	Корона (ореол)	318	−29,1	73,7	Леса Великобритании, где разворачиваются события в произведении «Как вам это понравится»
Корона Эльсинор		323	−24,8	257,1	Хельсингёр, место действия пьесы «Гамлет»
Корона Инвернесс		234	−66,9	325,7	Замок из произведения «Макбет»
Алжир Рупес	Рупес	141	−43,2	322,8	Регион Франции, в котором происходят действия пьесы «Буря»
Верона Рупес		116	−18,3	347,8	Регион Италии, где разворачивается сюжет произведения «Ромео и Джульетта»
Борозда Неаполь	Борозда	260	32	260	Город, в котором происходят действия пьесы «Буря»
Борозда Сиракузы		40	15	293	Регион Италии, где разворачивается сюжет произведения «Комедия ошибок»
Алонсо	Кратер	25	−44	352,6	Король Неаполя из произведения «Буря»
Фердинанд		17	−34,8	202,1	Сын короля Неаполя из произведения «Буря»
Франциско		14	−73,2	236	Придворный из произведения «Буря»
Гонзало		11	−11,4	77	Советник короля Неаполя из произведения «Буря»
Просперо		21	−32,9	329,9	Законный герцог Миланский из произведения «Буря»
Стефано		16	−41,1	234,1	Дворецкий из произведения «Буря»
Тринкуло		11	−63,7	163,4	Шут из произведения «Буря»

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.

Миранда в натуральном цвете

Регионы

Регионам, присутствующим на снимках «Вояджера-2», дали названия: Регион Мантуя, Регион Эфес, Регион Сицилия и Регион Дунсинан^[24]. Они представляют собой области на Миранде — последовательности холмистой местности и равнин с более или менее ярко выраженными древними ударными кратерами^[11]. 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^[11]. Эти разломы сопровождаются грабенами, что характеризует наличие в прошлом тектонической активности^[11]. Поверхность регионов практически однородно тёмная, но отвесные скалы вдоль кратеров показывают наличие более светлых частиц поверхности^[11].

Короны

Корона Инвернесс характеризуется белой материей, расположенной в её центре. Кратер Алонсо расположен в правом верхнем углу, а Алжир Рупес — в верхнем левом углу

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^[11].

Корона Инвернесс

Корона Инвернесс представлена трапециевидной областью площадью около 200 км² и расположенной вблизи южного полюса. Внешняя граница короны, так же как и внутренняя структура гребней и полос с контрастным альбедо, образует многоугольник^[11]. 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^[25]. Небольшое количество ударных кратеров позволяют судить о Инвернесс как о самой молодой из трёх наблюдаемых на поверхности Миранды корон^[25].

Разломы, возвышенности и другие особенности короны Арден

Корона Арден

Геологически Корона Арден находится на полушарии Миранды, направленном в сторону движения спутника по орбите, и распространяется на 300 км с востока на запад. Измерения Ардена с севера на юг отсутствуют потому, что при фотографировании его «Вояджером-2» северное полушарие находилось за терминатором (было погружено во тьму). Внешняя часть этой короны образована тёмными параллельными полосами, которые опоясывают гладкий покосившийся более светлый прямоугольник (как минимум 100 км в ширину), расположенный в центре короны. В целом получаются своеобразные «яйцеобразные» линии^[11]. Внутренняя часть пояса Ардена демонстрирует различные формы. Внутренняя топография выглядит равномерно и умеренно и характеризуется напоминающим мрамор основанием, который возникает в результате больших участков светлых частиц, рассыпанных по тёмной, как правило, поверхности. Стратиграфические отношения между тёмной и светлой поверхностью не могут быть определены из-за малого разрешения снимков «Вояджера-2». Область за пределами короны Арден характеризуется полосами с концентрированным альбедо, которые простираются от западной части короны, где они пересекаются с кратерированной поверхностью (около 40° долготы), до восточной стороны, где они выходят за рамки исследованной поверхности в северном полушарии (около 110° долготы)^[25]. Полосы с концентрированным альбедо состоят из внешних сдвигов обрывов^[25]. Эта последовательность скал постепенно углубляет местность вдоль границы между Короной Арден и кратерированной областью Регион Мантуя^[25]. Арден сформировалась в течение геологической эпохи до формирования Короны Инвернесс и во время образования Короны Эльсинор^[25].

Корона Эльсинор крупным планом справа, правее от неё находится Регион Эфес

Корона Эльсинор

Корона Эльсинор — третья корона, наблюдаемая в полушарии Миранды, направленном в сторону, противоположную движению спутника по орбите, и расположенная вдоль терминатора. Она во многом схожа с короной Арден с точки зрения её размеров и внутренней структуры. У обеих корон имеется внешний пояс около 100 км в ширину, который опоясывает центр^[11]. Топография внутренней части Эльсинор состоит из сложных наборов пересечений котловин и возвышенностей, которые обрываются на внешнем поясе, характеризуемом почти концентрическими линейными хребтами. Котлованы также включают в себя небольшие сегменты холмистой местности и кратеров^[11]. На короне Эльсинор также присутствуют сегменты ленточных образований, названных «бороздами»^[24], сравнимых с теми, что присутствуют на Ганимеде, спутнике Юпитера^[11].

Рупесы

Участок поверхности Миранды, на котором хорошо видно Верона Рупес. Высота скалы справа внизу — 20 км. Фотография сделана с аппарата «Вояджер-2» 24 января 1986 года. Автор: NASA/JPL

На поверхности Миранды также имеются уступы. Возраст некоторых из них старше возраста корон, другие же, наоборот, моложе их. Самый красочный уступ (Верона Рупес) наблюдается в глубокой долине, уходящей за терминатор.

Деформация поверхности начинается с северо-западной стороны короны Инвернесс^[11]. Там на внешнем овальном поясе короны расположен обрыв^[11], который носит название Алжир Рупес^[24].

Наиболее впечатляющий сдвиг затем распространяется до терминатора, расширяясь в верхней части над короной Инвернесс^[11]. Рядом с терминатором виден огромный светлый обрыв, названный Верона Рупес^[24], образовывающий сложные грабены. Ширина сдвига — около 20 км, глубина грабена вдоль светлого откоса составляет от 10 до 15 км^[11]. Высота отвесной скалы составляет от 5 до 10 км^[11]. Это намного больше стен Большого Каньона на Земле, и высота этой скалы представляется особенно необычной, если учесть небольшие размеры Миранды. Все эти выводы составлены на основе снимков с «Вояджера-2». Вполне вероятно, что геологическая структура Верона Рупес выходит за рамки терминатора в северном полушарии^[25].

Ударные кратеры

Возраст поверхности твёрдых небесных тел соответствует количеству расположенных на ней ударных кратеров — чем больше на ней кратеров, тем она старее^[25]. Учёные используют эти «всемирные часы» — определяют количество наблюдаемых кратеров, чтобы датировать возраст поверхности инертных спутников, лишённых атмосферы, например, таких как Каллисто^[5].

Во время пролёта космической станции «Вояджер-2» были изучены только кратеры на южной стороне спутника. Их диаметры варьируют от 500 м до 50 км^[25]. Кратеры весьма разнообразны по формам. У некоторых очень хорошо видны края, и зачастую они опоясаны складками, определяющими характер ударов. У других топография настолько плоха, что их с трудом можно определить на поверхности^[25]. Таким образом, возраст кратера на Миранде не может определённо обозначить возраст той поверхности, на которой он расположен.

На Миранде не найдено сложных кратеров с центральными горками или кратеров, опоясанных множеством колец. Обнаруженные кратеры — простые (их впадины представляют собой полости в форме шара) или переходные с плоским дном, и не наблюдается зависимости между размерами и формой кратеров^[25]. Известны простые кратеры диаметром более 15 км, и в то же время переходные кратеры диаметром всего 2,5 км^[25]. Выбросы из недр спутника редки, и на Миранде они не наблюдались в кратерах, диаметр которых более 15 км^[25]. Выбросы, иногда окружающие кратеры диаметром менее 3 км, кажутся светлее, чем материал, который их окружает. С другой стороны, выбросы кратеров, диаметры которых колеблются от 3 до 15 км, кажутся темнее, чем окружающий их материал (альбедо выбросов ниже, чем альбедо окружающего кратеры материала). И, наконец, альбедо выбросов для некоторых кратеров (независимо от их диаметра) равно альбедо материала, окружающего эти кратеры^[25].

Происхождение и эволюция

Основная статья: Происхождение и эволюция Миранды

На примере данного спутника Урана можно наблюдать интересные геологические явления^[25]. Для объяснения его формирования и геологической эволюции научным сообществом предложены несколько теорий^[5]. Одним из вариантов является то, что Миранда сформировалась из газопылевой туманности или аккреционного диска вокруг Урана. Этот диск либо существовал со времён формирования планеты, либо образовался при огромном столкновении, которое, скорее всего, и дало Урану большой наклон оси вращения^[26]. Между тем на этом относительно небольшом спутнике есть детали, возраст которых удивительно мал по сравнению с возрастом самой Миранды^[27]. По-видимому, возраст самых молодых геологических образований Миранды составляет всего лишь несколько сотен миллионов лет^[25]. Моделирование термической истории небольших спутников (размера Миранды) предсказывает скорое охлаждение и полное отсутствие геологической эволюции после аккреции спутника из туманности^[25]. Геологическая активность в течение столь долгого времени не может быть объяснена ни энергией от начальной аккреции, ни энергией деления радиоактивных элементов^[25].

Миранда по сравнению с остальными спутниками Урана имеет самую молодую поверхность. Это указывает на то, что поверхность Миранды недавно претерпела значительные изменения^[25]. Нынешнее её состояние объясняется её сложной геологической историей, в которой имели место редкие сочетания различных астрономических явлений^[5]. Среди этих явлений могут быть и приливные силы, и явления орбитальных резонансов, и процессы частичной дифференциации или конвекции^[5].

Удивительная геологическая структура поверхности, состоящей из резко отличающихся областей, может быть результатом того, что Миранда была разбита на части при катастрофическом столкновении с другим небесным телом^[5][25], а затем заново собралась из кусков под действием силы гравитации^[28]. Некоторые учёные предполагают даже несколько этапов столкновений и повторной аккреции спутника^[29]. Данная гипотеза стала менее привлекательной в 2011 году из-за появления данных 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 сила притяжения Урана^[30].

В конечном счёте, формирование поверхности Миранды могло длиться более 3 млрд лет. Оно началось примерно 3,5 млрд лет назад с появления сильно кратерированных районов и закончилось около ста миллионов лет назад образованием корон^[25].

Явления орбитальных резонансов, в большей степени орбитальный резонанс с Умбриэлем, чем с Ариэлем, оказали значительное влияние на эксцентриситет орбиты Миранды^[8]. Данные явления также внесли свой вклад во внутренней разогрев и геологическую активность спутника^[8]. Их совокупность способствовала конвекции внутри Миранды и положила начало дифференциации её вещества^[8]. В то же время эти явления слабо изменили бы орбиты других, более массивных, спутников^[8]. Но, вероятно, поверхность Миранды искорёжена слишком сильно, чтобы это можно было объяснить только орбитальным резонансом^[27].

После того, как Миранда ушла от резонанса с Умбриэлем, наклон её орбиты стал аномально высоким, а эксцентриситет уменьшился^[8]. Затем приливные силы изменили эксцентриситет и температуру в ядре Миранды, благодаря чему её форма вернулась к сферической, но при этом она сохранила впечатляющие геологические образования, такие как Верона Рупес^[27]. Эксцентриситет был источником приливных сил, и его уменьшение привело к затуханию источника энергии для геологической активности Миранды. Это привело к тому, что Миранда стала холодным инертным спутником^[8].

Исследования

Снимок, полученный «Вояджером-2» с расстояния 1,38 млн км

Миранда стала единственным спутником Урана, снимки которого с высоким разрешением были получены благодаря изучению «Вояджером-2» системы Урана в январе 1986 года. «Вояджер-2» подошёл к этому спутнику на расстояние в 31 000 км, что значительно меньше того расстояния, с которого были сняты другие спутники Урана^[31]. Наилучшие снимки Миранды сняты с разрешением 500 м и охватывают около 40 % поверхности, но только 35 % из них были сняты с качеством, пригодным для создания геологического картографирования и подсчёта кратеров^[25]. При пролёте «Вояджера» над Мирандой только южный её полюс был освещён Солнцем, а северный находился в темноте, и из-за этого не представилось возможности его изучить^[11]. Никакой другой космический корабль никогда не посещал Уран (и Миранду в частности). В 2020-х годах, возможно, будет запущена исследовательская программа НАСА — Uranus orbiter and probe. В состав программы будет входить орбитальный аппарат и атмосферный зонд. Кроме того, группа из 168 учёных представила Европейскому космическому агентству программу-миссию Uranus Pathfinder, где описывается путешествие к внешней части Солнечной системы, в котором конечной целью является планета Уран^[32]. Целью вышеназванных программ является уточнение знаний о Уране и его спутниках (в том числе и о Миранде).

В культуре

Дэвид Нордли (англ.) посвятил Миранде фантастический рассказ «В пещерах Миранды», где рассказывается о путешествии по спутнику.

Примечания

1. ↑ ^{1 2 3} Kuiper, G. P. (1949). «The Fifth Satellite of Uranus». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360): 129. DOI:10.1086/126146. Bibcode: 1949PASP...61..129K.
2. ↑ ^{1 2} Miranda: Facts & Figures. NASA (1998). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011.
3. ↑ ^{1 2} Planetary Satellite Physical Parameters. JPL (Solar System Dynamics). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 10 августа 2009.
4. ↑ Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F. M.; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. (1986). «Infrared Observations of the Uranian System». Science 233 (4759): 70. DOI:10.1126/science.233.4759.70. PMID 17812891. Bibcode: 1986Sci...233...70H.
5. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9} Brahic A. De feux et de glace : ardentes géantes. — 2010. — ISBN 9782738123305
6. ↑ ^{1 2} Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Satellites of Uranus. NASA/JPL, California Institute of Technology. Архивировано из первоисточника 22 августа 2011.
7. ↑ Catherine Delprat (редактор) и др. Larousse du Ciel : Comprendre l'astronomie du 21e siècle. — Larousse, coll. «Regards sur la science», 2005. — P. 395. — ISBN 2035604346
8. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8} 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.
9. ↑ Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (1989). «Tidal Evolution of the Uranian Satellites II. An Explanation of the Anomalously High Orbital Inclination of Miranda». Icarus 7 (1): 63—89. DOI:10.1016/0019-1035(89)90070-5. Bibcode: 1989Icar...78...63T.
10. ↑ Malhotra, R., Dermott, S. F. (1990). «The Role of Secondary Resonances in the Orbital History of Miranda». Icarus 8 (2): 444—480. DOI:10.1016/0019-1035(90)90126-T. Bibcode: 1990Icar...85..444M.
11. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19} Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science 233 (4759): 97—102. DOI:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. Bibcode: 1986Sci...233...43S.
12. ↑ ^{1 2 3} Grundy, W. M.; Young, L. A.; Spencer, J. R.; et al. (2006). «Distributions of H₂O and CO₂ ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations». Icarus 184 (2): 543—555. DOI:10.1016/j.icarus.2006.04.016. Bibcode: 2006Icar..184..543G.
13. ↑ Ness, N. F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). «Magnetic Fields at Uranus». Science 233 (4759): 85—89. DOI:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. Bibcode: 1986Sci...233...85N.
14. ↑ Krimigis, S. M.; Armstrong, T. P.; Axford, W. I.; et al. (1986). «The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment». Science 233 (4759): 97—102. DOI:10.1126/science.233.4759.97. PMID 17812897. Bibcode: 1986Sci...233...97K.
15. ↑ 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.
16. ↑ 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: 599. DOI:10.1051/0004-6361:200810134. Bibcode: 2008A&A...492..599A.
17. ↑ ^{1 2} Thomas, P. C. (1988). «Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates». Icarus 73 (3): 427—441. DOI:10.1016/0019-1035(88)90054-1.
18. ↑ ^{1 2 3 4} Bauer, James M. (2002). «The Near Infrared Septrum of Miranda». Icarus 158: 178—190.
19. ↑ ^{1 2 3} Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). «Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects». Icarus 185 (1): 258—273. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.005. Bibcode: 2006Icar..185..258H.
20. ↑ ^{1 2} Croft, S. K. (1989). "New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda". 20: 205C, Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. 
21. ↑ ^{1 2 3} Почему растрескалась Миранда. Scientific-Journal.Ru (28/01/2011). Архивировано из первоисточника 24 января 2012.(недоступная ссылка — история) Проверено 25 сентября 2011.
22. ↑ Pappalardo, R.; Greeley, R. (1993). "Structural evidence for reorientation of Miranda about a paleo-pole".: 1111—1112, Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. 
23. ↑ Thérèse Encrenaz Les planètes, les nôtres et les autres. — EDP Sciences, 2010. — ISBN 9782759804443
24. ↑ ^{1 2 3 4 5} Miranda Nomenclature Table Of Contents. Gazetteer of Planetary Nomenclature. United States Geological Survey, Astrogeology. Архивировано из первоисточника 22 августа 2011.
25. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22} 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.
26. ↑ 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.
27. ↑ ^{1 2 3} Peale, S. J. (1988). «Speculative Histories of the Uranian Satellite System». Icarus 74: 153—171.
28. ↑ Waldrop, M. Mitchell (Feb. 28, 1986). «Voyage to a Blue Planet» (en). American Association for the Advancement of Science (Science News) 231 (4741): 916—918.
29. ↑ Jay T. Bergstralh Uranus. — Éditeur University of Arizona Press. Space science series, 1991. — P. 1076. — ISBN 0816512086, 9780816512089
30. ↑ Cowen, R. (Nov. 6, 1993). «Miranda: Shattering an old image». Society for Science & the Public. Science News 144 (19): 300.
31. ↑ 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.
32. ↑ Uranus Pathfinder Exploring the Origins and Evolution of Ice Giant Planets. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.

Литература

• Силкин Б. И. В мире множества лун / Под ред. Е. Л. Рускол. — Москва: «Наука». Главная редакция физико-математической литературы, 1982. — 208 с. — 150 000 экз.
• Frederic P. Miller, Agnes F. Vandome, John McBrewster. Уран (планета). — Alphascript Publishing, 2010. — 128 с. — ISBN 978-613-2-51000-6
• Gerard P. Kuiper. The Fifth Satellite of Uranus (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1949. — Vol. 61. — № 360. — P. 129. — DOI:10.1086/126146 — Bibcode: 1949PASP...61..129K

Ссылки

	Миранда (спутник) на Викискладе?

• Miranda: Overview  (англ.). NASA. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 сентября 2011.
• Miranda, A Moon of Uranus  (англ.). Views of the Solar System. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 сентября 2011.
• Miranda  (англ.). The Nine Planets Solar System Tour (15.12.2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 сентября 2011.
• Миранда. Астронет. Архивировано из первоисточника 23 марта 2012.

Эта статья входит в число хороших статей русскоязычного раздела Википедии.