Miranda (ay) - Miranda (moon)
 | |||||||||
| keşif | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Tarafından keşfedildi | Gerard P. Kuiper | ||||||||
| keşif tarihi | 16 Şubat 1948 | ||||||||
| Tanımlamalar | |||||||||
atama |
Uranüs V | ||||||||
| Telaffuz | / M ə r ± n d ə / | ||||||||
| sıfatlar | Mirandan, Mirandian | ||||||||
| yörünge özellikleri | |||||||||
| 129.390 km | |||||||||
| eksantriklik | 0.0013 | ||||||||
| 1.413479 gün | |||||||||
Ortalama yörünge hızı
|
6,66 km/s (hesaplanmıştır) | ||||||||
| Eğim | 4.232° (Uranüs'ün ekvatoruna) | ||||||||
| uydusu | Uranüs | ||||||||
| Fiziksel özellikler | |||||||||
| Boyutlar | 480 × 468.4 × 465.8 km | ||||||||
ortalama yarıçap |
235.8 ± 0.7 km (0.03697 Dünya ) | ||||||||
| 700.000 km 2 | |||||||||
| Ses | 54835000 km 3 | ||||||||
| Yığın | (6,4 ± 0,3) × 10 19 kg | ||||||||
ortalama yoğunluk
|
1.20 ± 0.15 g / cm ' 3 | ||||||||
| 0.077 m/sn 2 | |||||||||
| 0.19 km/s | |||||||||
| senkron | |||||||||
| 0° | |||||||||
| albedo | 0.32 | ||||||||
| |||||||||
| 15.8 | |||||||||
Uranüs V olarak da adlandırılan Miranda , Uranüs'ün beş yuvarlak uydusunun en küçüğü ve en içtekisidir . Bu tarafından keşfedildi Gerard Kuiper 16 Şubat 1948 tarihinde McDonald Gözlemevi de Texas ve adını Miranda gelen William Shakespeare 'in oyun Tempest . Uranüs'ün diğer büyük uyduları gibi , Miranda da gezegeninin ekvator düzlemine yakın bir yörüngede dönüyor. Uranüs Güneş'in etrafında kendi tarafında döndüğü için, Miranda'nın yörüngesi ekliptik'e diktir ve Uranüs'ün aşırı mevsimsel döngüsünü paylaşır.
Sadece 470 km çapındaki Miranda, Güneş Sistemi'nde hidrostatik dengede olabilecek (kendi yerçekimi altında küresel) olabilecek en küçük yakından gözlemlenen nesnelerden biridir . Miranda'nın tek yakın çekim görüntüleri, Ocak 1986'da Uranüs geçişi sırasında Miranda'yı gözlemleyen Voyager 2 sondasından alınmıştır. Uçuş sırasında, Miranda'nın güney yarım küresi Güneş'i işaret etti , bu yüzden sadece o kısım çalışıldı.
Miranda muhtemelen oluşumundan kısa bir süre sonra gezegeni çevreleyen bir yığılma diskinden oluşmuştur ve diğer büyük uydular gibi, bir buz mantosu ile çevrili bir kaya iç çekirdeği ile muhtemelen farklılaşmıştır . Miranda, Güneş Sistemindeki en yüksek uçurum olan 20 kilometrelik bir uçurum olan Verona Rupes ve korona adı verilen zikzak şeklindeki tektonik özellikler de dahil olmak üzere, Güneş Sistemindeki herhangi bir nesnenin en uç ve çeşitli topografyalarından birine sahiptir . Herhangi bir Uranian uydusunun çoğu olan bu çeşitli jeolojinin kökeni ve evrimi hala tam olarak anlaşılmamıştır ve Miranda'nın evrimi ile ilgili birçok hipotez mevcuttur.
Keşif ve isim
Miranda, 16 Şubat 1948'de gezegen astronomu Gerard Kuiper tarafından McDonald Gözlemevi'nin 82 inçlik (2.080 mm) Otto Struve Teleskopu kullanılarak keşfedildi . Uranüs etrafındaki hareketi 1 Mart 1948'de doğrulandı. Yaklaşık 100 yıl sonra Uranüs'ün keşfedilen ilk uydusuydu. Kuiper sonra nesne "Miranda" isim seçildi karakteri de Shakespeare 'in Tempest Uranüs, dört önceden keşfedilmiş uyduları çünkü Ariel , Umbriel , Titania ve Oberon , tüm Shakespeare ya da karakterden sonra seçildi vardı Alexander Pope . Bununla birlikte, önceki aylara özellikle perilerin adı verilmişti, oysa Miranda bir insandı. Daha sonra, Uranüs'ün keşfedilen uydularına, periler olsun ya da olmasın Shakespeare ve Pope karakterlerinin isimleri verildi. Ay ayrıca Uranüs V olarak da adlandırılır .
yörünge
Uranüs'ün beş yuvarlak uydusundan Miranda, yüzeye en yakın yörüngede, yüzeyden yaklaşık 129.000 km uzaklıkta; Yine bildiğim kadarıyla onun en uzak olarak yaklaşık dörtte halka . Bu yörünge dönemi olduğu gibi, 34 saat, ve Ay , onun ile uyumlu olan dönme süre her zaman Uranüs olarak bilinen bir durum aynı yüzünü göstermektedir araçları, gel-git kilitleme . Miranda'nın yörünge eğimi (4.34°), gezegenine bu kadar yakın bir cisim için alışılmadık derecede yüksektir - diğer büyük Uranüs uydularının kabaca on katı ve Oberon'unkinin 73 katı. Bunun nedeni hala belirsizdir; Aylar arasında bunu açıklayabilecek hiçbir ortalama hareket rezonansı yoktur , bu da ayların ara sıra ikincil rezonanslardan geçtiği hipotezine yol açar, bu da geçmişte bir noktada Miranda'nın bir süre için 3:1 rezonansa kilitlenmesine neden olmuştur. Umbriel, ikincil rezonansların neden olduğu kaotik davranıştan önce onu tekrar dışarı çıkardı. Uranian sisteminde, gezegenin daha az yassılık derecesi ve uydularının göreli daha büyük boyutu nedeniyle, bir ortalama hareket rezonansından kaçış, Jüpiter veya Satürn'ün uydularından çok daha kolaydır .
Kompozisyon ve iç yapı
.jpg)
1.2 g / cm 3 , Miranda Uranüs yuvarlak uyduların az yoğundur. Bu yoğunluk, %60'tan fazla su buzu içeren bir bileşime işaret ediyor. Miranda'nın yüzeyi çoğunlukla su buzu olabilir, ancak Satürn sistemindeki karşılık gelen uydularından çok daha kayalıktır, bu da radyoaktif bozunmadan kaynaklanan ısının iç farklılaşmaya yol açarak silikat kaya ve organik bileşiklerin iç kısmına yerleşmesine izin vermiş olabileceğini gösterir . Miranda, Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca herhangi bir iç ısının tutulması için çok küçüktür. Miranda, kutup çapından %3 daha geniş bir ekvator çapı ile Uranüs'ün uyduları arasında en küçük küresel olanıdır. Miranda'nın yüzeyinde şimdiye kadar sadece su tespit edildi, ancak metan, amonyak, karbon monoksit veya azotun da %3 konsantrasyonlarda bulunabileceği tahmin ediliyor. Bu toplu özellikler Satürn'ün uydusu Mimas'a benzer , ancak Mimas daha küçük, daha az yoğun ve daha basıktır.
Miranda kadar küçük bir cismin, yüzeyinde görülen sayısız jeolojik özelliği üretmek için yeterli iç enerjiye nasıl sahip olabileceği kesin olarak belirlenmemiştir, ancak şu anda tercih edilen hipotez, geçmiş bir zamanda gelgit ısıtması tarafından yönlendirildiği yönündedir . Umbriel ile 3:1 yörünge rezonansı. Rezonans, Miranda'nın yörünge eksantrikliğini 0,1'e yükseltecek ve Uranüs'ten gelen değişken gelgit kuvvetleri nedeniyle gelgit sürtünmesi oluşturacaktı . Miranda Uranüs'e yaklaştıkça gelgit kuvveti arttı; geri çekilirken gelgit kuvveti azaldı ve Miranda'nın içini 20 K kadar ısıtacak, erimeyi tetikleyecek kadar esnemeye neden oldu. Gelgit esneme dönemi 100 milyon yıla kadar sürebilirdi. Ayrıca, Uranüs'ün uyduları için varsayıldığı gibi Miranda'da klatrat varsa , sudan daha düşük bir iletkenliğe sahip olduğundan ve Miranda'nın sıcaklığını daha da artırdığından, bir yalıtkan görevi görmüş olabilir. Miranda ayrıca bir zamanlar Ariel ile 5:3 yörünge rezonansında bulunmuş olabilir, bu da onun iç ısınmasına katkıda bulunurdu. Bununla birlikte, Umbriel ile rezonansa atfedilebilecek maksimum ısınma muhtemelen yaklaşık üç kat daha fazlaydı.
Yüzey özellikleri
Uranüs'ün yanlara yakın yönelimi nedeniyle, Voyager 2 geldiğinde sadece Miranda'nın güney yarım küresi görülebiliyordu . Gözlenen yüzey, Miranda'nın geçmişindeki yoğun jeolojik aktiviteyi gösteren kırık arazi parçalarına sahiptir ve genişleme tektoniğinin sonucu olduğuna inanılan devasa kanyonlarla çaprazlanmıştır ; sıvı su yüzeyin altında donarken, genişleyerek yüzey buzunun bölünmesine ve graben oluşmasına neden oldu . Kanyonlar yüzlerce kilometre uzunluğunda ve onlarca kilometre genişliğinde. Miranda ayrıca 20 km (12 mil) yüksekliğe sahip Güneş Sistemi'ndeki bilinen en büyük uçurum olan Verona Rupes'e sahiptir. Miranda'nın arazisinin bir kısmı, krater sayılarına göre muhtemelen 100 milyon yıldan daha eskiyken, büyük bölgeler antik araziyi gösteren krater sayılarına sahiptir.
İken krater sayımları Miranda'nın yüzeyinin çoğunluğunun diğer Uranyen uydulara benzer jeolojik geçmişi olan eski bir uygulama olduğunu göstermiştir bu kraterler birkaç çoğu onun uzak geçmişte büyük cilt soyma olaydan sonra oluşmuş olması gerektiğini belirten özellikle büyüktür. Miranda'daki kraterler de, ejekta veya kriyovolkanizmanın sonucu olabilecek yumuşatılmış kenarlara sahip görünüyor . Miranda'nın güney kutbundaki sıcaklık kabaca 85 K'dir , bu sıcaklıkta saf su buzunun kaya özelliklerini benimsediği bir sıcaklıktır. Ayrıca, yüzey kaplamasından sorumlu olan kriyovolkanik malzeme, saf sıvı su olamayacak kadar viskoz, katı su olamayacak kadar akışkandır. Bunun yerine, 176 K'de (−97 °C) veya belki de etanolde donan , viskoz, lav benzeri bir su ve amonyak karışımı olduğuna inanılmaktadır .
Miranda'nın gözlemlenen yarım küresi , her biri en az 200 km (120 mil) genişliğinde ve en fazla 20 km (12 mil) derinliğinde, Shakespeare'in oyunlarındaki konumlardan sonra Arden, Elsinore ve Inverness adlı korona adı verilen üç dev "yarış pisti" benzeri yivli yapı içerir . Inverness, çevreleyen araziden rakımda daha düşüktür (kubbeler ve sırtlar karşılaştırılabilir yükseklikte olmasına rağmen), Elsinore daha yüksektir, Yüzeylerindeki kraterlerin göreceli seyrekliği, daha önceki kraterli araziyi kapladıkları anlamına gelir. Miranda'ya özgü olan korona, başlangıçta kolay açıklamaya meydan okudu; İlk hipotezlerden biri, Miranda'nın uzak geçmişinde bir zamanda (mevcut kraterlerin herhangi birinden önce), belki de büyük bir darbeyle tamamen parçalara ayrıldığı ve sonra rastgele bir karışıklık içinde yeniden bir araya getirildiğiydi. Daha ağır olan çekirdek malzemesi kabuğun içinden düştü ve su yeniden donarken korona oluştu.
Bununla birlikte, mevcut tercih edilen hipotez, bunların diapirlerin tepesindeki genişleme süreçleri veya Miranda'nın kendisinden gelen ılık buzun yukarı doğru yükselmesi yoluyla oluştukları yönündedir . Koronalar, benzer düşük krater sayısına sahip eşmerkezli fay halkalarıyla çevrilidir, bu da onların oluşumunda rol oynadıklarını düşündürür. Korona, yıkıcı bir bozulmadan aşağı doğru inerek oluşmuşsa, o zaman eşmerkezli faylar sıkıştırılmış olarak mevcut olacaktır . Eğer diyapirizm gibi yukarı doğru yükselme yoluyla oluşmuşlarsa, o zaman genişlemeli eğim blokları olacaklar ve mevcut kanıtların önerdiği gibi genişlemeli özellikler sunacaklardı. Buz ısı kaynağından uzaklaştıkça eşmerkezli halkalar oluşmuş olurdu. Diyapirler Miranda içindeki yoğunluk dağılımını değiştirmiş olabilir, bu da Miranda'nın kendisini yeniden yönlendirmesine neden olmuş olabilir, tıpkı Satürn'ün jeolojik olarak aktif ayı Enceladus'ta meydana geldiğine inanılan bir sürece benzer . Kanıtlar, yeniden yönlendirmenin Uran altı noktasından 60 derece kadar aşırı olacağını gösteriyor. Tüm koronaların konumları, Miranda'nın katı olması ve bir iç sıvı okyanustan yoksun olmasıyla tutarlı bir gelgit ısıtma modeli gerektirir. Bilgisayar modellemesi yoluyla, Miranda'nın görüntülenmemiş yarımkürede ek bir korona olabileceğine inanılıyor.
Gözlem ve keşif
Miranda'nın görünen büyüklüğü +16.6'dır, bu da onu birçok amatör teleskop için görünmez kılar. Hemen hemen tüm esnasında elde edilmiştir onun jeoloji ve coğrafya ile ilgili bilgi Bilinen uçuşu yaptığı Uranüs'ün Voyager 2 Ocak 1986 25, en yakın yaklaşım Voyager 2 Miranda diğer tüm Uranüslünün için -significantly az mesafelerde daha 29.000 km (18.000 mil) idi Aylar. Tüm Uranüs uyduları arasında Miranda en görünür yüzeye sahipti. Keşif ekibi Miranda'nın Mimas'a benzemesini beklemişti ve görüntüleri basına vermeden önce 24 saatlik pencerede ayın eşsiz coğrafyasını açıklamakta kendilerini kaybetmiş buldular. 2017 yılında onun bir parçası olarak Gezegen Bilimi decadal Anketi , NASA 2020'lerde Uranüs için biraz zaman dönmek için bir uzay aracının olasılığını değerlendirdi. Uranüs, daha kısa uçuş süreleri anlamına gelen elverişli gezegen dizilimleri nedeniyle Neptün'e tercih edilen yerdi.
Ayrıca bakınız
Referanslar
Dış bağlantılar
- Miranda Profili de NASA'nın Güneş Sistemi Keşif sitede
- Miranda sayfa en Dokuz Gezegenler
- Miranda, Uranüs'ün bir Ay at Güneş Sistemi'nin Görünümler
- Paul Schenk'in Miranda ve diğer dış güneş sistemi uydularının 3D görüntüleri ve üst geçit videoları
- Miranda İsimlendirme gelen USGS Planetary Nomenklatürü internet sitesinde
