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No confundir con Titán (luna) .
Este artículo trata sobre la luna de Urano. Para el personaje de la obra de William Shakespeare, A Midsummer Night's Dream, vea Titania .
Titania
Un cuerpo esférico redondo está casi completamente iluminado. La superficie tiene un aspecto moteado con manchas brillantes entre un terreno relativamente oscuro. El terminador se encuentra cerca del borde derecho. Se puede ver un gran cráter en el terminador en la mitad superior de la imagen. Otro cráter brillante se puede ver en el fondo. Un gran cañón va desde la oscuridad en el lado inferior derecho hasta el centro visible del cuerpo.
Imagen de la Voyager 2 del hemisferio sur de Titania [título 1]
Descubrimiento
Descubierto porWilliam Herschel
Fecha de descubrimiento11 de enero de 1787 [1]
Designaciones
DesignacionUrano III
Pronunciación/ T ɪ t ɑː n i ə / [2]
AdjetivosTitanian / t ɪ t ɑː n i ə n / [3] [a]
Características orbitales
Semieje mayor435 910  kilometros [4]
Excentricidad0,0011 [4]
Periodo orbital8.706 234  d [4]
Velocidad orbital media3,64 km / s [b]
Inclinación0.340 ° (al ecuador de Urano) [4]
Satélite deUrano
Características físicas
Radio medio788,4 ± 0,6 kilometros (0.1235 Tierras ) [5]
Área de superficie7 820 000  kilometros 2 [c]
Volumen2 065 000 000  kilometro 3 [d]
Masa(3.400 ± 0.061) × 10 21  kg [6]
Densidad media1,711 ± 0,005 g / cm³ [5]
Gravedad superficial0,379 m / s² [e]
Velocidad de escape0,773 km / s [f]
Período de rotaciónpresunto sincrónico [7]
Albedo
  • 0,35 (geométrico)
  • 0,17 (enlace) [8]
Temp. De superficieminsignificarmax
solsticio [5]60 K70 ± 7  K89 K
Magnitud aparente13,9 [9]
Atmósfera
Presión superficial<1–2  mPa (10–20  nbar )
Composición por volumen

Titania ( / t ɪ t ɑː n i ə / ), también designado Urano III , es la mayor de las lunas de Urano y la octava luna más grande en el sistema solar en un diámetro de 1.578 kilómetros (981 mi). Titania, descubierta por William Herschel en 1787, lleva el nombre de la reina de las hadas en El sueño de una noche de verano de Shakespeare . Su órbita se encuentra dentro de la magnetosfera de Urano .

Titania consta de cantidades aproximadamente iguales de hielo y roca , y probablemente se diferencia en un núcleo rocoso y un manto helado . Puede haber una capa de agua líquida en el límite entre el núcleo y el manto . La superficie de Titania, que es relativamente oscura y de color ligeramente rojo, parece haber sido moldeada tanto por impactos como por procesos endógenos . Está cubierto de numerosos cráteres de impacto que alcanzan hasta 326 kilómetros (203 millas) de diámetro, pero tiene menos cráteres que Oberon., la más externa de las cinco grandes lunas de Urano. Titania probablemente experimentó un evento de rejuvenecimiento endógeno temprano que borró su superficie más vieja y llena de cráteres. La superficie de Titania está cortada por un sistema de enormes cañones y escarpes , resultado de la expansión de su interior durante las últimas etapas de su evolución. Como todas las lunas principales de Urano, Titania probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta justo después de su formación.

La espectroscopía infrarroja realizada entre 2001 y 2005 reveló la presencia de hielo de agua y dióxido de carbono congelado en la superficie de Titania, lo que a su vez sugirió que la luna puede tener una atmósfera tenue de dióxido de carbono con una presión superficial de aproximadamente 10 nanopascales (10 - 13  bares). Las mediciones durante la ocultación de una estrella por parte de Titania pusieron un límite superior en la presión superficial de cualquier atmósfera posible de 1 a 2 mPa (10 a 20 nbar).

El sistema de Urano ha sido estudiado de cerca sólo una vez, por la nave espacial Voyager 2 en enero de 1986. Tomó varias imágenes de Titania, lo que permitió mapear alrededor del 40% de su superficie.

Historia [ editar ]

Titania fue descubierta por William Herschel el 11 de enero de 1787, el mismo día en que descubrió la segunda luna más grande de Urano, Oberón . [1] [10] Más tarde informó sobre los descubrimientos de cuatro satélites más, [11] aunque posteriormente se revelaron como falsos. [12] Durante casi cincuenta años después de su descubrimiento, Titania y Oberon no serían observados por ningún otro instrumento que no fuera el de William Herschel, [13] aunque la luna puede verse desde la Tierra con un telescopio amateur de alta gama actual. [9]

Comparación de tamaño de la Tierra , la Luna y Titania.

Todas las lunas de Urano llevan el nombre de personajes creados por William Shakespeare o Alexander Pope . El nombre Titania fue tomado de la Reina de las Hadas en Sueño de una noche de verano . [14] Los nombres de los cuatro satélites de Urano entonces conocidos fueron sugeridos por el hijo de Herschel, John, en 1852, a pedido de William Lassell , [15] que había descubierto las otras dos lunas, Ariel y Umbriel , el año anterior. [dieciséis]

Titania fue inicialmente referida como "el primer satélite de Urano", y en 1848 William Lassell le dio la designación Urano I , [17] aunque a veces usó la numeración de William Herschel (donde Titania y Oberon son II y IV). [18] En 1851 Lassell eventualmente numeró los cuatro satélites conocidos en orden de su distancia al planeta por números romanos , y desde entonces Titania ha sido designada Urano III . [19]

El nombre del personaje de Shakespeare es pronunciado / t ɪ t eɪ n j ə / , pero la luna es a menudo pronunciado / t aɪ t eɪ n i ə / , por analogía con el familiar elemento químico de titanio . [20] La forma de adjetivo, Titanian , es homónima con la de Titán, la luna de Saturno . El nombre Titania es de origen griego antiguo, que significa "Hija de los titanes".

Órbita [ editar ]

Titania orbita a Urano a una distancia de unos 436.000 kilómetros (271.000 millas), siendo la segunda más lejana del planeta entre sus cinco lunas principales. [g] La órbita de Titania tiene una pequeña excentricidad y está muy poco inclinada con respecto al ecuador de Urano. [4] Su período orbital es de alrededor de 8,7 días, coincidiendo con su período de rotación . En otras palabras, Titania es un satélite sincrónico o bloqueado por mareas , con una cara siempre apuntando hacia el planeta. [7]

La órbita de Titania se encuentra completamente dentro de la magnetosfera de Urano . [21] Esto es importante, porque los hemisferios posteriores de los satélites que orbitan dentro de una magnetosfera son golpeados por plasma magnetosférico, que co-rota con el planeta. [22] Este bombardeo puede llevar al oscurecimiento de los hemisferios posteriores, lo que en realidad se observa en todas las lunas de Urano excepto en Oberón (ver más abajo). [21]

Debido a que Urano orbita al Sol casi de lado y sus lunas orbitan en el plano ecuatorial del planeta, ellas (incluida Titania) están sujetas a un ciclo estacional extremo. Los polos norte y sur pasan 42 años en completa oscuridad, y otros 42 años en luz solar continua, con el sol saliendo cerca del cenit sobre uno de los polos en cada solsticio . [21] El sobrevuelo de la Voyager 2 coincidió con el solsticio de verano del hemisferio sur de 1986, cuando casi todo el hemisferio sur estaba iluminado. Una vez cada 42 años, cuando Urano tiene un equinoccio y su plano ecuatorial se cruza con la Tierra, las ocultaciones mutuasde las lunas de Urano se vuelven posibles. En 2007–2008 se observaron varios de estos eventos, incluidas dos ocultaciones de Titania por Umbriel el 15 de agosto y el 8 de diciembre de 2007. [23] [24]

Composición y estructura interna [ editar ]

Voyager 2 ' s de imagen de mayor resolución de espectáculos Titania moderadamente cráteres, llanuras enormes grietas y largos escarpes . Cerca del fondo, una región de llanuras más suaves, incluido el cráter Ursula, está dividida por el graben Belmont Chasma.

Titania es la luna de Urano más grande y masiva, y la octava luna más masiva del Sistema Solar. [h] Su densidad de 1,71 g / cm³, [26] que es mucho más alta que la densidad típica de los satélites de Saturno, indica que consta de proporciones aproximadamente iguales de hielo de agua y componentes densos que no son hielo; [27] este último podría estar hecho de roca y material carbonoso , incluidos compuestos orgánicos pesados . [7] La presencia de hielo de agua está respaldada por observaciones espectroscópicas infrarrojas realizadas en 2001-2005, que revelaron hielo de agua cristalina en la superficie de la luna. [21]Las bandas de absorción de hielo de agua son ligeramente más fuertes en el hemisferio anterior de Titania que en el hemisferio posterior. Esto es lo contrario de lo que se observa en Oberon, donde el hemisferio posterior exhibe firmas de hielo de agua más fuertes. [21] Se desconoce la causa de esta asimetría, pero puede estar relacionada con el bombardeo de partículas cargadas de la magnetosfera de Urano , que es más fuerte en el hemisferio posterior (debido a la co-rotación del plasma). [21] Las partículas energéticas tienden a escupir agua helada, descomponer el metano atrapado en el hielo como clatrato hidratado y oscurecer otras sustancias orgánicas, dejando un residuo oscuro rico en carbono .[21]

A excepción del agua, el único otro compuesto identificado en la superficie de Titania por espectroscopía infrarroja es el dióxido de carbono , que se concentra principalmente en el hemisferio posterior. [21] El origen del dióxido de carbono no está completamente claro. Podría producirse localmente a partir de carbonatos o materiales orgánicos bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar o partículas cargadas de energía provenientes de la magnetosfera de Urano. Este último proceso explicaría la asimetría en su distribución, porque el hemisferio posterior está sujeto a una influencia magnetosférica más intensa que el hemisferio anterior. Otra posible fuente es la desgasificación del CO primordial.2 atrapados por agua helada en el interior de Titania. El escape de CO 2 del interior puede estar relacionado con la actividad geológica pasada en esta luna. [21]

Titania puede diferenciarse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado . [27] Si este es el caso, el radio del núcleo de 520 kilómetros (320 millas) es aproximadamente el 66% del radio de la luna, y su masa es alrededor del 58% de la masa de la luna; las proporciones las dicta la composición de la luna. . La presión en el centro de Titania es de aproximadamente 0,58  GPa (5,8  kbar ). [27] El estado actual del manto helado no está claro. Si el hielo contiene suficiente amoníaco u otro anticongelante , Titania puede tener un océano subterráneo en el límite entre el núcleo y el manto. El espesor de este océano, si existe, es de hasta 50 kilómetros (31 millas) y su temperatura es de alrededor de 190 K . [27] Sin embargo, la actual estructura interna de Titania depende en gran medida de su historia térmica, que es poco conocida.

Características de la superficie [ editar ]

Titania con características de la superficie etiquetadas. El polo sur está situado cerca del cráter brillante no identificado debajo ya la izquierda del cráter Jessica.

Entre las lunas de Urano, Titania tiene un brillo intermedio entre el oscuro Oberon y Umbriel y el brillante Ariel y Miranda . [8] Su superficie muestra una fuerte oleada de oposición : su reflectividad disminuye del 35% en un ángulo de fase de 0 ° ( albedo geométrico ) al 25% en un ángulo de aproximadamente 1 °. Titania tiene un albedo de Bond relativamente bajo de alrededor del 17%. [8] Su superficie es generalmente de color ligeramente rojo, pero menos roja que la de Oberon . [28] Sin embargo, los depósitos de impacto frescos son más azules, mientras que las llanuras lisas situadas en el hemisferio delantero cerca del cráter Ursula ya lo largo de algunos grabens son algo más rojas.[28] [29] Puede haber una asimetría entre los hemisferios anterior y posterior; [30] el primero parece ser más rojo que el segundo en un 8%. [i] Sin embargo, esta diferencia está relacionada con las llanuras suaves y puede ser accidental. [28] El enrojecimiento de las superficies probablemente se deba a la meteorización espacial causada por el bombardeo de partículas cargadas y micrometeoritos durante la era del Sistema Solar . [28] Sin embargo, la asimetría de color de Titania está más probablemente relacionada con la acumulación de un material rojizo proveniente de las partes externas del sistema uraniano, posiblemente, de satélites irregulares., que se depositaría predominantemente en el hemisferio anterior. [30]

Los científicos han reconocido tres clases de características geológicas en Titania: cráteres , chasmata ( cañones ) y rupes ( escarpas ). [31] La superficie de Titania tiene menos cráteres que las superficies de Oberon o Umbriel, lo que significa que la superficie es mucho más joven. [29] Los diámetros del cráter alcanzan los 326 kilómetros para el cráter más grande conocido, Gertrude [32] (también puede haber una cuenca degradada de aproximadamente el mismo tamaño). [29] Algunos cráteres (por ejemplo, Ursula y Jessica ) están rodeados de eyecciones de impacto brillantes ( rayos) que consiste en hielo relativamente fresco. [7] Todos los cráteres grandes de Titania tienen pisos planos y picos centrales. La única excepción es Úrsula, que tiene un hoyo en el centro. [29] Al oeste de Gertrudis hay un área con topografía irregular, la llamada "cuenca sin nombre", que puede ser otra cuenca de impacto altamente degradada con un diámetro de aproximadamente 330 kilómetros (210 millas). [29]

La superficie de Titania está atravesada por un sistema de enormes fallas o escarpes. En algunos lugares, dos escarpes paralelos marcan depresiones en la corteza del satélite, [7] formando grabens , que a veces se denominan cañones. [33] El más prominente entre los cañones de Titania es Messina Chasma , que se extiende a lo largo de unos 1.500 kilómetros (930 millas) desde el ecuador casi hasta el polo sur. [31] Los sepulcros de Titania tienen de 20 a 50 kilómetros ( 12 a 31 millas) de ancho y tienen un relieve de aproximadamente 2 a 5 km. [7] Las escarpas que no están relacionadas con los cañones se llaman rupes, como Rousillon Rupes cerca del cráter Ursula. [31]Las regiones a lo largo de algunas escarpas y cerca de Úrsula parecen suaves con la resolución de imagen de la Voyager . Estas llanuras suaves probablemente resurgieron más tarde en la historia geológica de Titania, después de que se formaran la mayoría de los cráteres. El rejuvenecimiento puede haber sido de naturaleza endógena, lo que implica la erupción de material fluido del interior ( criovolcanismo ) o, alternativamente, puede deberse a un cegamiento por la eyección del impacto de los grandes cráteres cercanos. [29] Los grabens son probablemente las características geológicas más jóvenes de Titania: cortan todos los cráteres e incluso llanuras lisas. [33]

La geología de Titania fue influenciada por dos fuerzas en competencia: la formación de cráteres de impacto y el resurgimiento endógeno. [33] El primero actuó durante toda la historia de la luna e influyó en todas las superficies. Estos últimos procesos también fueron de naturaleza global, pero activos principalmente durante un período posterior a la formación de la luna. [29] Ellos borraron el terreno original lleno de cráteres, lo que explica el número relativamente bajo de cráteres de impacto en la superficie actual de la luna. [7] Es posible que más tarde se hayan producido episodios adicionales de rejuvenecimiento que hayan dado lugar a la formación de llanuras suaves. [7] Alternativamente, las llanuras lisas pueden ser mantas de eyección de los cráteres de impacto cercanos. [33]Los procesos endógenos más recientes fueron principalmente de naturaleza tectónica y provocaron la formación de cañones, que en realidad son grietas gigantes en la corteza de hielo. [33] El agrietamiento de la corteza fue causado por la expansión global de Titania en aproximadamente un 0,7%. [33]

Messina Chasma: un gran cañón en Titania
Características de la superficie con nombre en Titania [31]
RasgoLleva el nombre deTipoLongitud (diámetro), kmCoordenadas
Belmont ChasmaBelmont , Italia ( El mercader de Venecia )Chasma2388 ° 30′S 32 ° 36′E / 8.5 ° S 32.6 ° E / -8,5; 32,6
Messina ChasmataMessina , Italia ( Mucho ruido y pocas nueces )1,49233°18′S 335°00′E / 33,3 ° S 335 ° E / -33.3; 335
Rupias del RosellónRosellón , Francia ( Todo está bien, acaba bien )Rupias40214°42′S 23°30′E / 14,7 ° S 23,5 ° E / -14.7; 23.5
AdrianaAdriana ( La comedia de los errores )Cráter5020°06′S 3°54′E / 20,1 ° S 3,9 ° E / -20.1; 3.9
BonaBona ( Enrique VI, Parte 3 )5155°48′S 351°12′E / 55,8 ° S 351,2 ° E / -55.8; 351.2
CalphurniaCalpurnia Pisonis ( Julio César )10042°24′S 291°24′E / 42,4 ° S 291,4 ° E / -42.4; 291.4 (Calphurnia crater)
ElinorLeonor de Aquitania ( Vida y muerte del rey Juan )7444°48′S 333°36′E / 44,8 ° S 333,6 ° E / -44.8; 333.6
GertrudisGertrudis ( aldea )32615°48′S 287°06′E / 15,8 ° S 287,1 ° E / -15.8; 287.1
ImogenImogen ( Cymbeline )2823°48′S 321°12′E / 23,8 ° S 321,2 ° E / -23.8; 321.2
IrasIras ( Antonio y Cleopatra )3319°12′S 338°48′E / 19,2 ° S 338,8 ° E / -19.2; 338.8
JessicaJessica ( El mercader de Venecia )6455°18′S 285°54′E / 55,3 ° S 285,9 ° E / -55.3; 285.9
CatalinaCatalina ( Enrique VIII )7551°12′S 331°54′E / 51,2 ° S 331,9 ° E / -51.2; 331.9
LucettaLucetta ( Los dos caballeros de Verona )5814°42′S 277°06′E / 14,7 ° S 277,1 ° E / -14.7; 277.1
Puerto pequeñoMarina ( Pericles, príncipe de Tiro )4015°30′S 316°00′E / 15,5 ° S 316 ° E / -15.5; 316
MopsaMopsa ( El cuento de invierno )10111°54′S 302°12′E / 11,9 ° S 302,2 ° E / -11.9; 302.2
FriniaPhrynia ( Timón de Atenas )3524°18′S 309°12′E / 24,3 ° S 309,2 ° E / -24.3; 309.2
ÚrsulaUrsula ( Mucho ruido y pocas nueces )13512°24′S 45°12′E / 12,4 ° S 45,2 ° E / -12.4; 45.2
ValeriaValeria ( Coriolano )5934°30′S 4°12′E / 34,5 ° S 4,2 ° E / -34.5; 4.2
Las características de la superficie de Titania llevan el nombre de personajes femeninos de las obras de Shakespeare. [34]

Atmósfera [ editar ]

La presencia de dióxido de carbono en la superficie sugiere que Titania puede tener una tenue atmósfera estacional de CO 2 , muy parecida a la de Calisto, la luna joviana . [j] [5] Es poco probable que estén presentes otros gases, como nitrógeno o metano , porque la débil gravedad de Titania no podría evitar que escapen al espacio. A la temperatura máxima alcanzable durante el solsticio de verano de Titania (89 K), la presión de vapor del dióxido de carbono es de aproximadamente 300 μPa (3 nbar). [5]

El 8 de septiembre de 2001, Titania ocultó una estrella brillante ( HIP 106829 ) con una magnitud visible de 7,2; esta fue una oportunidad tanto para refinar el diámetro y las efemérides de Titania , como para detectar cualquier atmósfera existente. Los datos no revelaron atmósfera a una presión superficial de 1 a 2 mPa (10 a 20 nbar); si existe, tendría que ser mucho más delgado que el de Tritón o Plutón . [5] Este límite superior sigue siendo varias veces superior a la presión superficial máxima posible del dióxido de carbono, lo que significa que las mediciones no imponen esencialmente restricciones a los parámetros de la atmósfera. [5]

La peculiar geometría del sistema de Urano hace que los polos de las lunas reciban más energía solar que sus regiones ecuatoriales. [21] Debido a que la presión de vapor de CO 2 es una función pronunciada de la temperatura, [5] esto puede conducir a la acumulación de dióxido de carbono en las regiones de baja latitud de Titania, donde puede existir de manera estable en parches de alto albedo y regiones sombreadas. de la superficie en forma de hielo. Durante el verano, cuando las temperaturas polares alcanzan los 85-90 K, [5] [21] el dióxido de carbono se sublima y migra al polo opuesto y a las regiones ecuatoriales, dando lugar a un tipo de ciclo del carbono.. El hielo de dióxido de carbono acumulado puede eliminarse de las trampas frías mediante partículas magnetosféricas, que lo arrojan desde la superficie. Se cree que Titania ha perdido una cantidad significativa de dióxido de carbono desde su formación hace 4.600 millones de años. [21]

Origen y evolución [ editar ]

Se cree que Titania se formó a partir de un disco o subnebulosa de acreción ; un disco de gas y polvo que existió alrededor de Urano durante algún tiempo después de su formación o fue creado por el impacto gigante que probablemente le dio a Urano su gran oblicuidad . [35] Se desconoce la composición precisa de la subnebulosa; sin embargo, la densidad relativamente alta de Titania y otras lunas de Urano en comparación con las lunas de Saturno indica que pudo haber sido relativamente pobre en agua. [k] [7] Es posible que hayan estado presentes cantidades significativas de nitrógeno y carbono en forma de monóxido de carbono y N 2 en lugar deamoniaco y metano. [35] Las lunas que se formaron en tal subnebulosa contendrían menos hielo de agua (con CO y N 2 atrapados como un clatrato) y más roca, lo que explica su mayor densidad. [7]

La acumulación de Titania probablemente duró varios miles de años. [35] Los impactos que acompañaron a la acreción provocaron el calentamiento de la capa exterior de la luna. [36] La temperatura máxima de alrededor de 250 K (-23 ° C) se alcanzó a una profundidad de unos 60 kilómetros (37 millas). [36] Después del final de la formación, la capa del subsuelo se enfrió, mientras que el interior de Titania se calentó debido a la desintegración de los elementos radiactivos presentes en sus rocas. [7] La capa de enfriamiento cercana a la superficie se contrajo, mientras que el interior se expandió. Esto provocó fuertes tensiones extensionales en la corteza lunar que provocaron el agrietamiento. Algunos de los cañones actuales pueden ser el resultado de esto. El proceso duró unos 200 millones de años, [37]lo que implica que cualquier actividad endógena cesó hace miles de millones de años. [7]

El calentamiento de acumulación inicial junto con la desintegración continua de los elementos radiactivos fue probablemente lo suficientemente fuerte como para derretir el hielo si estaba presente algún anticongelante como amoníaco (en forma de hidrato de amoníaco ) o sal . [36] Un mayor derretimiento puede haber llevado a la separación del hielo de las rocas y la formación de un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. Es posible que se haya formado una capa de agua líquida (océano) rica en amoníaco disuelto en el límite entre el núcleo y el manto. [27] La temperatura eutéctica de esta mezcla es 176 K (-97 ° C). [27]Si la temperatura descendiera por debajo de este valor, el océano se habría congelado posteriormente. La congelación del agua habría provocado la expansión del interior, lo que pudo haber sido responsable de la formación de la mayoría de los cañones. [29] Sin embargo, el conocimiento actual de la evolución geológica de Titania es bastante limitado.

Exploración [ editar ]

Artículo principal: Exploración de Urano

Hasta ahora, las únicas imágenes de primer plano de Titania han sido de la sonda Voyager 2 , que fotografió la luna durante su sobrevuelo de Urano en enero de 1986. Dado que la distancia más cercana entre la Voyager 2 y Titania era de solo 365.200 km (226.900 mi), [ 38] las mejores imágenes de esta luna tienen una resolución espacial de aproximadamente 3.4 km (solo Miranda y Ariel fueron fotografiadas con una mejor resolución). [29] Las imágenes cubren alrededor del 40% de la superficie, pero solo el 24% fue fotografiado con la precisión requerida para el mapeo geológico . En el momento del sobrevuelo, el hemisferio sur de Titania (como los de las otras lunas) apuntaba hacia el Sol , por lo que no se pudo estudiar el hemisferio norte (oscuro).[7]

Ninguna otra nave espacial ha visitado el sistema de Urano o Titania, y actualmente no se planea ninguna misión. Una posibilidad , ahora descartada, era enviar a Cassini desde Saturno a Urano en una misión extendida. Otro concepto de misión propuesto fue el concepto de sonda y orbitador Urano , evaluado alrededor de 2010. Urano también fue examinado como parte de una trayectoria para un concepto de sonda interestelar precursora, el Explorador interestelar innovador .

Un orbitador Urano [39] fue catalogado como la tercera prioridad para una misión insignia de la NASA por el Estudio Decadal de Ciencias Planetarias de la NASA , y los diseños conceptuales para tal misión se están analizando actualmente. [40]

Ver también [ editar ]

  • Titania en la ficción
  • Lista de satélites naturales

Notas [ editar ]

  1. ↑ A lo largo del terminador son visibles el mayor cráter de impacto conocido de la luna, Gertrude , en la parte superior derecha y varios grabens enormes en forma de cañón( Messina Chasmata arriba, Belmont Chasma cerca de la parte inferior) en la parte inferior derecha.
  1. ^ Se escribe igual que la forma adjetiva de Titán ,la luna de Saturno , pero se pronuncia de manera diferente.
  2. ^ Calculado sobre la base de otros parámetros.
  3. ^ Superficie derivada del radio r  : 4π r ².
  4. ^ Volumen v derivado del radio r  : 4π r ³ / 3.
  5. ^ Gravedad superficial derivada de la masa m , la constante gravitacional G y el radio r  : Gm / r ².
  6. ^ Velocidad de escape derivada de la masa m , la constante gravitacional G y el radio r  : √ 2Gm / r .
  7. ↑ Las cinco lunas principales son Miranda , Ariel , Umbriel , Titania y Oberon.
  8. ↑ Las siete lunas más masivas que Titania son Ganímedes , Titán , Calisto , Ío , la Luna de la Tierra, Europa y Tritón . [25]
  9. ^ El color está determinado por la proporción de albedos vistos a través de los filtros Voyager verde (0,52–0,59 µm) y violeta (0,38–0,45 µm). [28] [30]
  10. ^ La presión parcial de CO 2 en la superficie de Calisto es de aproximadamente 10 nPa (10 pbar).
  11. ↑ Por ejemplo, Tetis , una luna de Saturno, tiene una densidad de 0,97 g / cm³, lo que implica que contiene más del 90% de agua. [21]

Referencias [ editar ]

  1. ↑ a b Herschel, WS (1787). "Un relato del descubrimiento de dos satélites que giran alrededor del planeta georgiano" . Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres . 77 : 125-129. doi : 10.1098 / rstl.1787.0016 . JSTOR 106717 . 
  2. ^ "Titania" . Diccionario Lexico UK . Prensa de la Universidad de Oxford .Léxico / OED. En Sueño de una noche de verano solo se utiliza la primera pronunciación , por ejemplo, Sociedad de grabación de Shakespeare (1995) La tempestad (CD de audio)
  3. ^ Lewis (2002) Anthony Burgess: Una biografía , p. 387
  4. ^ a b c d e "Parámetros orbitales medios del satélite planetario" . Laboratorio de propulsión a chorro, Instituto de Tecnología de California . Consultado el 6 de octubre de 2009 .
  5. ^ a b c d e f g h i Widemann, T .; Sicardy, B .; Dusser, R .; Martínez, C .; Beisker, W .; Bredner, E .; Dunham, D .; Maley, P .; Lellouch, E .; Arlot, J. -E .; Berthier, J .; Colas, F .; Hubbard, WB; Hill, R .; Lecacheux, J .; Lecampion, J. -F .; Pau, S .; Rapaport, M .; Roques, F .; Thuillot, W .; Hills, CR; Elliott, AJ; Miles, R .; Platt, T .; Cremaschini, C .; Dubreuil, P .; Cavadore, C .; Demeautis, C .; Henriquet, P .; et al. (Febrero de 2009). "Radio de Titania y un límite superior en su atmósfera desde la ocultación estelar del 8 de septiembre de 2001" (PDF) . Ícaro . 199 (2): 458–476. Bibcode : 2009Icar..199..458W . doi : 10.1016 / j.icarus.2008.09.011 .
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Enlaces externos [ editar ]

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  • Archivo de la NASA de imágenes de Titania publicadas
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  • Página de Titania (incluidos mapas etiquetados de Titania) en Vistas del sistema solar
  • Nomenclatura de Titania del sitio web de Nomenclatura planetaria de USGS