Титания (спутник)

Тита́ния — крупнейший спутник Урана и восьмой по размеру спутник в Солнечной системе. Открыт Уильямом Гершелем 11 января 1787 года (через шесть лет после открытия им Урана). Назван в честь королевы фей из произведения Уильяма Шекспира «Сон в летнюю ночь». Четвёртый по отдалённости от Урана среди пяти его крупных спутников[комм. 4]. Орбита Титании полностью находится внутри магнитосферы Урана[⇨].

Как и все крупнейшие спутники Урана, Титания, вероятно, образовалась из аккреционного диска, окружавшего планету во времена её формирования. Титания состоит из примерно равного количества камня и льда и, вероятно, дифференцирована на каменное ядро и ледяную мантию. На их границе, возможно, есть слой жидкой воды[⇨].

Поверхность Титании относительно тёмная с красноватым оттенком. Её рельеф был сформирован как ударами астероидов и комет, так и эндогенными процессами. Спутник покрыт многочисленными кратерами, достигающими 326 километров в диаметре. Вероятно, на Титании произошло раннее эндогенное восстановление поверхности, которое стёрло её старую, сильно испещрённую кратерами, поверхность. Поверхность Титании прорезана системой огромных каньонов и обрывов, образовавшихся при растяжении коры в результате расширения недр на раннем этапе её истории[⇨].

Инфракрасная спектроскопия, проведённая в 2001-2005 годах, показала наличие на поверхности Титании водяного льда и замёрзшего углекислого газа. Это указывает на то, что спутник может обладать незначительной сезонной атмосферой, состоящей из углекислого газа с атмосферным давлением около 10−13 бар[⇨].

Титанию, как и всю систему Урана, изучал с близкого расстояния только один космический аппарат — «Вояджер-2»[⇨].

Титания была открыта Уильямом Гершелем 11 января 1787 года, в один день со вторым по величине спутником Урана — Обероном[1][9]. Позднее Гершель сообщил об открытии ещё четырёх спутников[10], но эти наблюдения оказались ошибочными[11]. В течение 50 лет после открытия Титанию и Оберон не наблюдал никто, кроме Гершеля[12], из-за слабой проницающей силы телескопов того времени. Сейчас эти спутники можно наблюдать с Земли с помощью любительских телескопов высокого класса[7].

Первоначально Титанию называли «Первым спутником Урана», а в 1848 году Уильям Лассел дал ей имя «Уран I»[13], хотя он иногда и использовал нумерацию Уильяма Гершеля, где Титания и Оберон именовались как Уран II и Уран IV соответственно[14]. Наконец, в 1851 году Лассел переименовал четыре известные на тот момент спутника римскими цифрами в порядке их удалённости от планеты, и с тех пор Титания носит имя Уран III[15].

Впоследствии все спутники Урана были названы в честь персонажей произведений Вильяма Шекспира и Александра Поупа. Титания получила своё название в честь Титании — королевы фей из пьесы «Сон в летнюю ночь»[16]. Наименования для всех четырёх известных на тот момент спутников Урана были предложены сыном Гершеля Джоном в 1852 году по просьбе Уильяма Лассела[17], который годом ранее обнаружил два других спутника — Ариэль и Умбриэль[18].

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

Титания находится на расстоянии около 436 000 км от Урана. Это второй по удалённости среди пяти его крупных спутников[комм. 4]. Её орбита почти круговая и слабо наклонена к экватору Урана[2]. Орбитальный период составляет примерно 8,7 дней и совпадает с периодом вращения. Другими словами, Титания — синхронный спутник (всегда повёрнутый к Урану одной и той же стороной)[5].

Орбита Титании полностью находится внутри магнитосферы Урана[19], и потому с её полушарием постоянно сталкиваются частицы магнитосферной плазмы, которая движется по орбите намного быстрее Титании (с периодом, равным периоду осевого вращения Урана)[20]. Возможно, бомбардировка этими частицами и приводит к потемнению этого полушария, наблюдаемому у всех спутников Урана, кроме Оберона[19].

Так как Уран вращается вокруг Солнца «на боку», а с плоскостью его экватора примерно совпадает плоскость экватора (и орбиты) его крупных спутников, смена сезонов на них очень своеобразна. Северный и южный полюса Титании 42 года находятся в полной темноте и 42 года непрерывно освещены, причём на каждом из полюсов при летнем солнцестоянии Солнце почти достигает зенита[19]. Раз в 42 года, во время равноденствия на Уране, Солнце (и вместе с ним Земля) проходит через его экваториальную плоскость, и тогда можно наблюдать взаимные покрытия его спутников. Несколько таких явлений наблюдалось в 2007—2008 годах (в том числе покрытия Титании Умбриэлем 15 августа и 8 декабря 2007 года)[21][22].

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

Титания — самый большой и массивный спутник Урана и восьмой по массе спутник в Солнечной системе[комм. 5]. Её плотность (1,71 г/см3[4]) намного выше типичной плотности спутников Сатурна, из чего можно сделать вывод, что спутник состоит примерно наполовину из водяного льда и наполовину из тяжёлых неледяных составляющих[23], которые могут включать камень и органику[5]. С помощью инфракрасной спектроскопии, сделанной в 2001—2005 годах, наличие водяного льда на поверхности спутника было подтверждено[19]. Его полосы поглощения сильнее выражены на ведущем полушарии (направленном в сторону движения по орбите), чем на ведомом. Эта ситуация обратна наблюдаемой на Обероне[19]. Причины этой асимметрии неизвестны; предполагается, что они связаны с бомбардировкой поверхности заряженными частицами из магнитосферы Урана, которая воздействует именно на ведомое полушарие спутника[19]. Ионы могут распылять водяной лёд, разлагать метан, образующий со льдом газовый гидрат (клатрат), и другие органические вещества, образовывая тёмную, богатую углеродом, смесь веществ[19].

Кроме водяного льда, при помощи инфракрасной спектроскопии на Титании был обнаружен замёрзший углекислый газ. Он находится главным образом на ведомом полушарии[19]. Его происхождение не совсем понятно. Он мог образоваться на поверхности из карбонатов или органических веществ под влиянием солнечного ультрафиолетового излучения или ионов, прибывающих из магнитосферы Урана. Последнее может объяснить асимметрию в распределении диоксида углерода по поверхности спутника, потому что эти ионы бомбардируют именно ведомое полушарие. Другой возможный источник — дегазация водяного льда на поверхности Титании. В таком случае высвобождение CO2 могло бы быть связано с прошлой геологической активностью Титании[19].

Возможно, Титания дифференцирована на каменное ядро и ледяную мантию[23]. Если это так, то с учётом состава этого спутника можно рассчитать, что масса ядра составляет 58 % массы Титании, а его радиус — 66 % радиуса спутника (около 520 км). Давление в центре Титании — около 0,58 ГПа (5,8 кбар)[23]. Состояние ледяной мантии остаётся неясным. Если лёд содержит достаточное количество аммиака или другого антифриза, то на границе ядра и мантии может быть жидкий океан. Если он действительно существует, то его толщина может достигать 50 километров, с температурой около 190 К[23]. Однако модели внутренней структуры Титании сильно зависят от истории температурного режима спутника, которая плохо известна.

Среди крупных спутников Урана Титания по яркости находится посередине, между тёмными Обероном и Умбриэлем и светлыми Ариэлем и Мирандой[6]. Поверхность Титании демонстрирует сильный оппозиционный эффект: при увеличении фазового угла с 0° до 1° отражательная способность уменьшается с 35 % до 25 %. У Титании относительно низкое альбедо Бонда — около 17 %[6]. Она имеет красный оттенок, но менее сильный, чем у Оберона[24]. Однако свежие следы ударов на поверхности более синие, а гладкие равнины, расположенные на ведущем полушарии вблизи кратера Урсула[en] и вдоль некоторых грабенов, немного краснее[24][25]. Ведущее полушарие в целом краснее ведомого примерно на 8 %[26]. Это различие может быть связано с гладкими равнинами и быть случайным[24]. Вообще говоря, покраснение поверхности может быть следствием космической эрозии, вызванной бомбардировкой заряженными частицами и микрометеоритами на протяжении миллиардов лет[24]. Но в случае Титании покраснение ведущего полушария, скорее всего, связано с оседанием на нём пыли, поступающей, возможно, с внешних спутников Урана[26].

На Титании три основных типа деталей рельефа: кратеры, каньоны и уступы[27]. Она слабее испещрена кратерами, чем Оберон или Умбриэль, что говорит об относительной молодости её поверхности[25]. Диаметр кратеров достигает приблизительно 330 км. Такой размер имеют кратер Гертруда (самый большой наименованный кратер на спутниках Урана)[28] и один безымянный гипотетический кратер плохой сохранности (см. ниже)[25]. Некоторые кратеры (например, Урсула или Джессика) окружены яркими лучами выбросов водяного льда[5]. Все большие кратеры на Титании имеют плоское дно и центральную горку. Единственное исключение — кратер Урсула, в центре которого находится яма (возможно, меньший кратер)[25]. К западу от кратера Гертруда расположена область со сложным неправильным рельефом, именуемая «безымянным бассейном», которая может быть сильно разрушенным кратером с диаметром около 330 км[25].

Изученная часть поверхности спутника изрезана системой разломов и обрывов, являющихся результатом относительно недавней геологической активности. На ней много каньонов[29], представляющих собой грабены — опущенные участки поверхности между двумя параллельными разломами коры[5]. Грабены на Титании в среднем имеют ширину 20—50 км, глубину 2—5 км[5] и, вероятно, являются самыми молодыми деталями рельефа — они пересекают и кратеры, и гладкие равнины[29]. Самый большой из них — каньон Мессина[en] (лат. Messina Chasma), достигающий без малого 1500 км в длину и тянущийся от экватора почти до южного полюса[27]. 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 уступами (лат. Rupes), как, например, уступ Руссильон[en], находящийся возле кратера Урсула[27].

На снимках, сделанных космическим аппаратом «Вояджер-2», области вдоль некоторых обрывов и возле Урсулы на снимках с таким разрешением выглядят гладкими. Эти области, вероятно, появились гораздо позже большинства кратеров. Сглаживание ландшафта могло быть либо эндогенным (связанным с извержением жидкости — криовулканизмом), либо обусловлено выбросами из близлежащих кратеров[25].

Рельеф Титании определяется двумя противодействующими процессами: образованием ударных кратеров и эндогенным сглаживанием поверхности[29]. Первый процесс действовал на всей поверхности спутника в течение всей его истории. Второй процесс, тоже глобального характера, действовал не с самого начала[25]. Он стёр изначальный сильно кратерированный ландшафт, чем объясняется сегодняшняя редкость ударных кратеров на этом спутнике[5]. Позже, возможно, происходили дополнительные изменения поверхности, которые сформировали гладкие равнины[5]. Возможно, эти равнины — участки, покрытые выбросами из близлежащих кратеров[29]. Самые недавние эндогенные процессы были в основном тектоническими; они стали причиной появления каньонов — фактически гигантских трещин в ледяной коре. Растрескивание коры было вызвано глобальным расширением Титании примерно на 0,7 %[29].

Инфракрасная спектроскопия, проведённая в 2001-2005 годах, показала наличие на поверхности Титании водяного льда и диоксида углерода. Это указывает на то, что спутник может обладать незначительной сезонной атмосферой, состоящей из углекислого газа с атмосферным давлением около 10−13 бар, такой же как у спутника Юпитера Каллисто[3]. Такие газы, как азот или метан, вряд ли могут присутствовать, потому что слабая гравитация Титании не может предотвратить их утечку в космическое пространство. При максимальной температуре в 89 К, достижимой во время летнего солнцестояния на Титании, давление насыщенных паров диоксида углерода составляет около 3 нбар[3].

8 сентября 2001 произошло покрытие Титанией яркой звезды (HIP 106829) с видимой величиной 7,2. Это событие позволило уточнить диаметр спутника и установить верхний предел плотности его атмосферы. Он оказался равным 10—20 нанобар. Таким образом, если атмосфера у Титании существует, то она намного разрежённее, чем у Тритона или Плутона. Однако эти измерения фактически не дали ничего нового, поскольку данный предел в несколько раз больше, чем максимально возможное давление углекислого газа у поверхности Титании[3].

Из-за специфической геометрии системы Урана полюса Титании получают больше солнечной энергии, чем её экватор[19]. Так как летучесть CO2 растёт с температурой[3], он может скапливаться в тропическом поясе Титании, где сможет стабильно существовать в виде льда на участках с высоким альбедо и в затенённых областях. Когда в одном полушарии лето, температура на полюсе достигает 85—90 К[19][3], диоксид углерода сублимируется и мигрирует на ночную сторону. Накопленный углекислый лёд может быть высвобожден частицами магнитосферной плазмы, которые распыляют его с поверхности. Считается, что Титания со времён своего формирования, произошедшего примерно 4,6 миллиардов лет назад, потеряла существенное количество диоксида углерода[19].

Как и все крупные спутники Урана, Титания, вероятно, сформировалась из аккреционного диска газа и пыли, который либо существовал вокруг Урана в течение какого-то времени после формирования планеты, либо появился при огромном столкновении, которое, скорее всего, и дало Урану очень большой наклон оси вращения[32]. Точный состав диска неизвестен, однако относительно высокая плотность спутников Урана по сравнению со спутниками Сатурна указывает на то, что он содержал меньше воды[комм. 6][5]. Значительные количества углерода и азота могут находиться в виде CO и N2, а не в виде метана и аммиака[32]. Спутник, сформировавшийся из такого диска, должен содержать меньше водяного льда (с клатратами CO и N2) и больше каменистых пород, что объясняло бы его высокую плотность[5].

Образование Титании, вероятно, продолжалось несколько тысяч лет[32]. Её внешние слои разогревались под воздействием аккреции[33]. Максимальная температура (около 250 K) была на глубине около 60 километров[33]. После завершения формирования внешний слой остыл, а внутренний стал нагреваться из-за распада радиоактивных элементов в недрах[5]. Поверхностный слой за счёт охлаждения сжимался, в то время как нагревающийся внутренний — расширялся. Это вызвало в коре Титании сильное механическое напряжение, которое могло привести к образованию разломов. Возможно, именно так появилась существующая сейчас система каньонов. Этот процесс длился около 200 миллионов лет[34] и, следовательно, прекратился несколько миллиардов лет назад[5].

Тепла от изначальной аккреции и продолжавшегося далее распада радиоактивных элементов могло хватить для плавления льда в недрах, если в нём присутствовали какие-либо антифризы — аммиак или соль[33]. Таяние могло привести к отделению льда от камня и формированию каменного ядра, окружённого ледяной мантией. На их границе мог появиться слой жидкой воды, содержащей аммиак. Эвтектическая температура их смеси — 176 К[23]. Если температура океана опускалась ниже этого значения, то сейчас он замёрзший. Замерзание привело бы к его расширению, и это могло внести вклад в растрескивание коры и образование каньонов[25]. Однако про геологическую историю Титании известно довольно мало.

Единственные имеющиеся изображения Титании крупным планом были получены «Вояджером-2» во время исследований системы Урана в январе 1986 года. Он сближался с Титанией на 365 200 км[35] и отснял её с разрешением около 3,4 километра (с лучшим были сняты только Миранда и Ариэль)[25]. Изображения покрывают 40 % поверхности, но только 24 % её сняты с точностью, требуемой для геологического картирования. Во время полёта Солнце освещало южное полушарие Титании (как и других спутников Урана). Таким образом, северное полушарие было в тени и не могло быть изучено[5].

Никакой другой космический аппарат никогда не посещал Уран или Титанию. Концептуальные проекты для подобных миссий в настоящее время анализируются[36].