Titania

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Tämä artikkeli käsittelee Uranuksen kuuta. Sitä ei tule sekoittaa Saturnuksen kuu Titaniin. Muita merkityksiä sanalle Titania on lueteltu täsmennyssivulla.
Voyagerin kuvaa
Löytäminen
Löytäjät William Herschel
Löytöaika 11. tammikuuta 1787
Kiertoradan ominaisuudet
Planeetta Uranus
Keskietäisyys 436 300[1] km
Eksentrisyys 0,0011[1]
Kiertoaika 8,706 d[1]
Inklinaatio 0,340°[1]
Fyysiset ominaisuudet
Päiväntasaajan halkaisija 1 577,8 km
Pinta-ala 7 820 000 km²
Massa 3,526 × 1021[2] kg
Keskitiheys 1,72[3] g/cm³
Painovoima pinnalla 0,378 m/s²
Pyörähdysaika 8,71 d
Akselin kaltevuus
Albedo 0,27
Pinnan lämpötila alin: 60 K
keski: 70 ± 7 K
ylin: 89 K
Kaasukehän ominaisuudet
Kaasunpaine Ei kaasukehää
Koostumus
Typpi  ?

Titania (tunnetaan myös nimellä Uranus III) on Uranuksen suurin kuu. Se on samalla Aurinkokunnan kuista kahdeksanneksi suurin.[1] Sen koostumuksesta puolet on vesijäätä, 30 % silikaattikiveä ja 20 % metaanin muodostamia orgaanisia yhdisteitä. Titanian löysi William Herschel vuonna 1787.[4]

Titania sisältää lähes yhtä suuret määrät jäätä ja kiveä, ja sillä on luultavasti kivinen ydin ja jäinen vaippa.[5] Myös nestemäistä vettä voi olla ytimen ja vaipan rajalla.[5] Titanian pinta on melko pimeä ja väriltään aavistuksen punertava. Se on muotoutunut meteoriittien törmäyksissä ja endogeenisen prosessin avulla. Titanian pinnalla on lukuisia törmäyskraattereita,[6] joiden koko voi yltää jopa 326 kilometriin, mutta se ei ole niin paljon kraatterien peitossa kuin Uranuksen ulkoisin kuu, Oberon.[7] Suurin osa Titanian pinnanmuodoista syntyi luultavasti kauan sitten tapahtuneessa endogeenisessä tapahtumassa, joka peitti aiemman, kraattereisemman pinnan.[8] Titanian pinnassa on paljon erilaisia kanjoneita ja halkeamia. Kuten kaikki Uranuksen suuret kuut, Titania syntyi luultavasti planeettaa ympäröineestä kiekosta juuri sen muodostumisen jälkeen.[9]

Vuosina 20012005 tehdyt spektroskooppiset infrapunakuvaukset paljastivat Titanian suuren vesijää- ja hiilidioksidimäärän kuun pinnalla. Määrät viittaavat todella heikkoon hiilidioksidi-ilmakehään, joka aiheuttaa painetta noin yhden baarin kymmenesbiljoonasosan verran. Vuonna 2009 ainut Uranuksen kuihin kohdistuva lähitutkimus oli Voyager 2:n ohitus tammikuussa 1986.[2] Se otti joitakin kuvia Titaniasta. Näiden kuvien perusteella on pystytty kartoittamaan noin 40 % kuun pinta-alasta.

Löytäminen ja nimeäminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Titanian löysi William Herschel 11. tammikuuta 1787. Hän löysi samana päivänä myös Uranuksen toiseksi suurimman kuun, Oberonin.[4][10] Hän raportoi myöhemmin löytäneensä neljä muuta kuuta, vaikka myöhemmin varmistettiin, ettei tämä ollut totta.[11] Noin 50 vuotta löydön jälkeen Titaniaa ja Oberonia ei ollut voitu havaita muilla havaintolaitteilla kuin Herschelin omistamilla.[12] Nykyään kuut voi nähdä laadukkaalla harrastelijatason teleskoopilla.[13]

Nimen kuulle antoi Herschelin poika John Herschel William Shakespearen näytelmässä Juhannusyön uni[14] esiintyvän keijukaisten kuningattaren mukaan vuonna 1852.[15] William Lassell oli ehdottanut nimeä löydettyään kaksi muuta Uranuksen kuuta, Arielin ja Umbrielin.[16]

Alun perin Titaniaa sanottiin "Uranuksen ensimmäiseksi kuuksi", ja vuonna 1848 se saikin lisänimen Uranus I.[17] Joskus lisänimessä on käytetty myös Herschelin alkuperäistä numerointia, jossa Titania on Uranus II.[18] Vuonna 1851 William Lassell numeroi kaikki neljä Uranuksen tunnettua kuutta niiden kiertoetäisyyden mukaan roomalaisin numeroin, ja siitä lähtien Titanian lisänimi on ollut Uranus III.[19]

Kiertorata[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Titanian massa on 40 % kaikkien Uranuksen kuiden massoista.

Titania kiertää Uranusta 436 000 kilometrin etäisyydellä, ja se on toiseksi kauimpana planeetasta viidestä suurimmasta kuusta. Titanian kiertoradalla on pieni eksentrisyys ja se on inklisoitunut todella vähän verrattuna Uranuksen ekvaattoriin.[1] Sen kiertoaika on 8,7 päivää, mikä on saman verran kuin sen kiertoaika akselinsa ympäri. Toisin sanoen planeetan pinnalta näkee aina vain Titanian toisen puolen, kuten Kuun näkee Maasta.

Titanian kiertorata on täysin Uranuksen magnetosfäärin sisällä.[20] Tämä on tärkeää, sillä magnetosfäärin sisällä oleviin planeettoihin kohdistuu magnetosfäärin plasmaa, mikä voi kääntää kuun.[21] Tämä pommitus voi johtaa näkymättömissä olevan puoliskon pimentymiseen, mikä on havaittu kaikkien Uranuksen kuiden pinnalla Oberonia lukuun ottamatta.[20]

Koska Uranus kiertää Aurinkoa lähes kallellaan ja sen kuut kiertävät planeettaa ekvaattorin suuntaisesti, ne (mukaan lukien Titania) vaikuttavat planeetan äärimmäisiin vuodenaikoihin. Sekä planeetan pohjois- että etelänapa viettävät 42 vuotta täydessä pimeydessä, ja toiset 42 vuotta jatkuvassa auringonvalossa, jolloin Aurinko paistaa lähestulkoon suoraan taivaalta.[20] Voyager 2:n ohitus 1986 sattui aikaan, jolloin valo osui etelänavalle, jolloin Uranuksen pohjoisosat jäivät kokonaan tutkimatta. Vuosina 20072008 Titanian pinnalla on nähty kaksi Umbrielin aiheuttamaa auringonpimennystä, 15. elokuuta ja 8. joulukuuta 2007.[22]

Rakenne[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Voyager 2:n ottama kuva Titaniasta

Titania on suurin ja suurimassaisin Uranuksen kuu sekä kahdeksanneksi suurimassaisin Aurinkokunnan kuu.[23] Sen tiheys on 1,71 g/cm3,[2] mikä on paljon suurempi tiheys kuin Saturnuksen kuiden keskiarvo. Tämä viittaa huomattaviin vesijään ja tiheiden (ei-jää) -tekijöiden suuriin määriin,[5] joten Titania koostuu luultavasti kivistä ja hiilipitoisista materiaaleista mukaan lukien raskaat orgaaniset yhdisteet.[24] Vesijään esiintymisen teoriaa tukevat spektroskooppiset havainnot vuosilta 2001–2005.[20] Vesijään määrä on hieman suurempi Titanian näkyvällä puoliskolla kuin piilossa olevalla puoliskolla. Tässä suhteessa kuu on Oberonin vastakohta, sillä Oberonissa vesijäätä on enemmän piilossa olevalla puoliskolla. Tämän epäsymmetrian syytä ei tiedetä, mutta se voi liittyä Uranuksen magnetosfäärissä tapahtuneisiin muutoksiin.

Vettä lukuun ottamatta muu Titanian pinnalla infrapunaspektroskopialla havaittu materiaali on hiilidioksidia, jota havaittiin pääasiassa piilossa olevalla puoliskolla.[20] Hiilidioksidin alkuperä ei ole täysin varma. Se voi olla muodostunut paikallisesti hiilestä ja muista materiaaleista Auringon ultraviolettisäteilyn avulla tai tullut Uranuksen magnetosfääristä. Magnetosfääriteoria voisi selittää määrien epätasaisuuden puoliskoilla, sillä piilossa oleva puolisko vastaanottaa enemmän magnetosfäärin vaikutteita kuin näkyvä puolisko. Toinen mahdollinen lähde on Titanian lähes olematon kaasukehä.

Titanian pinnanalaiset osat voidaan jakaa kiviseen ytimeen, jota ympäröi jäinen vaippa.[5] Mikäli teoria on totta, ytimen säde (520 km) on 66 % kuun säteestä, ja sen massa noin 58 % kuun massasta. Paine Titanian ytimessä on noin 0,58 GPa[5] (5,8 kbar). Titanian jäävaipan nykyinen olomuoto on tuntematon. Jos jää sisältää tarpeeksi ammoniakkia jäätymisenestoon, Titania voi tuottaa vaipan ja ytimen väliin nestemäistä vettä. Veden tiheys, jos sitä on olemassa, on noin 50 km ja sen lämpötila noin 190 K.

Pinta ja pinnanmuodot[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Titanian nimettyjä pinnanmuotoja
Titanian nimetyt pinnanmuodot[8]
Pinnanmuoto Tyyppi Pituus (halkaisija, km)
Belmont Chasma Kanjoni 238
Messina Chasma 1 492
Rousillon Rupes Siirros 402
Adriana Kraatteri 50
Bona 51
Calphurnia 100
Elinor 74
Gertrude 326
Imogen 28
Iras 33
Jessica 64
Katherine 75
Lucetta 58
Marina 40
Mopsa 101
Phrynia 35
Ursula 135
Valeria 59

Uranuksen kuista Titanian kirkkaus on keskitasoa tummien Oberonin ja Umbrielin ja kirkkaiden Arielin ja Mirandan välillä.[25] Titanian pinnalla on monia vastakohtia: sen heijastuskyky vaihtelee 35 prosentista kulmassa 0° (geometrinen albedo) 25 prosenttiin 1° kulmassa. Titanialla on suhteellisen alhainen Bondin albedo, joka on noin 17 %.[25] Sen pinta on pääasiassa aavistuksen punertava, mutta vähemmän punainen kuin Oberonin.[26] Kuitenkin, uusimmat törmäyksen kohteeksi joutuneet alueet ovat sinisempiä, mutta tasaiset alueet näkyvällä puoliskolla Ursula-kraatterin lähistöllä ovat hieman punaisempia.[26] Näkyvän ja piilossa olevan puoliskon välillä voi olla eroja;[27] ensiksi mainittu vaikuttaa olevan 8 % punaisempi kuin jälkimmäinen.[26] Kuitenkin tämä liittyy näkyvän puoliskon tasankoihin. Pinnan punertavuus voi johtua avaruustuulen aiheuttamista partikkelien ja mikrometeoriittien pommituksesta koko kuun olemassaolon ajan. Kuitenkin, väriepäsymmetria liittyy varmemmin punertavaan materiaaliin, jota tulee Uranuksen vaikutusalueen uloimmista osista, mahdollisesti näkyvää puoliskoa kohti kääntyneistä epäsäännöllisistä kuista.

Tieteilijät ovat havainneet Titaniassa kolmenlaisia geologisia pinnanmuotoja: kraattereita, kanjoneita ja jyrkänteitä.[8] Titanian pinnalla on vähemmän kraattereita kuin Oberonin ja Umbrielin pinnalla, mikä tarkoittaa sitä, että kuu on paljon nuorempi.[7] Kraattereiden koot vaihtelevat muutamasta kilometristä 326 kilometriin (Titanian suurin tunnettu kraatteri[7], Gertrude).[28] Jotkut kraatterit (kuten Ursula ja Jessica)[24] ovat sädeviirujen ympäröimiä, mikä viittaa jäähän. Kaikilla Titanian suurilla kraattereilla on matala pohja ja keskellä oleva huippu. Ainut poikkeus on Ursula, jonka pohja on kraatterin keskikohdassa.[7] Gertrudesta länteen päin on epäsäännöllinen kohde, joka voi olla jopa 330 kilometriä leveä kraatteri.[7]

Titanian pinnalla on ristiin meneviä valtavia siirroksia ja jyrkänteitä. Paikoittain kaksi siirrosta menevät ristiin, ja ristikohdassa on kanjoneita.[29] Tunnetuin Titanian kanjoneista on lähes 1 500 kilometrin pituinen Messina Chasma, joka lähtee ekvaattorilta ja yltää lähes planeetan etelänavalle asti.[8] Jotkin Titanian alueet lähellä Ursula-kraatteria vaikuttavat tasaisilta Voyagerin resoluutiolla. Ne ovat syntyneet myöhäisen Titanian geologisen historian aikana suurimman osan kraattereista syntymisen jälkeen.

Titanian geologiaan on vaikuttanut kaksi tärkeää voimaa: törmäyskraatterien synty ja endogeeniset muutokset.[29] Ensimmäinen vaikutti koko kuun historian ajan kaikkiin sen alueisiin. Myöhempi on myös yleistä, mutta vaikutti enemmän kuun aikaisessa historiassa ja sen synnyn aikana.[7] Voimien avulla aiempi kraatterintäytteinen pinta korvautui pinnalla, jossa on vain melko vähän törmäyskraattereita, niin kuin nykyäänkin.[24] Lopulta on syntynyt myös tasankoja kraattereiden läheisyyteen.[29] Titanian pinnalla on myös paljon suuria halkeamia, joiden peittämä osa koko kuun pinnasta on noin 0,7 %.[29] Kaikki Titanian pinnanmuodot on nimetty Shakespearen töiden mukaan.[30]

Messina Chasma[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Messina Chasma, suuri kanjoni Titanian pinnalla.

Messina Chasma on Titanian suurin tunnettu kanjoni. Se on nimetty William Shakespearen Paljon melua tyhjästä -näytelmän tapahtumapaikan, Messinan, mukaan.[31] 1 492 km pitkä kanjoni on syntynyt kahden tavallisen siirroksen luode-kaakko -siirtymäkohtaan. Kanjonin lähistöllä on paljon törmäyskraattereita, mikä tarkoittaa sitä, että se on syntynyt kuun historian myöhemmissä vaiheissa.[7] Messina Chasman sisällä on vain muutama kraatteri, mikä tukee väittämää sen nuoresta iästä. Kuten muutkin Titanian pinnanmuodot, Messina Chasman kuvasi ensimmäiseksi Voyager 2.[6]

Ursula[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ursula on Titanian suurin tunnettu kraatteri. Sen läpimitta on 135 km, ja sen leikkaa suuri kanjoni Belmont Chasma.[32] Kuten Messina Chasmakin, sen nimi tulee Shakespearen Paljon melua tyhjästä -näytelmästä, tarkalleen ottaen erään päähenkilön nimestä.[32]

Ursulan keskellä on kuoppa, läpimitaltaan noin 20 km. Ursula on luultavasti yksi Titanian nuorimmista suurista kraattereista. Kraatteria ympäröivät tasangot, ja se on kaikista kuun tunnetuista kraattereista matalin. Kraatterin alkuperä lienee kryovulkanistinen.[7]

Ilmakehä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Hiilidioksidin määrä Titanian pinnalla viittaa siihen, että Titanialla voi olla hatara, kausiluonteinen ilmakehä, joka koostuu pääasiassa hiilidioksidista, kuten Jupiterin kuulla Kallistolla.[3] Muita kaasuja, kuten typpeä ja metaania voi olla ilmakehässä, mutta se on melko epätodennäköistä, sillä kuun hatara vetovoima ei voisi estää kaasuja pakenemasta avaruuteen. Titanian kesäkauden korkeimman lämpötilan aikana hiilidioksidin aiheuttama höyrynpaine oli noin 3 nbar.[3]

8. syyskuuta 2001 Titania pimensi kirkkaan tähden, HIP106829:n magnitudilla 7,2. Tilanne antoi mahdollisuuden tutkia kuun sädettä ja efemeridiä sekä etsiä mahdollista ilmakehää. Ilmakehää ei havaittu, ja paine oli vain 10–20 nanobaaria. Tulosten mukaan on silti mahdollista, että Titanialla on kaasukehä, mutta se olisi paljon hatarampi kuin Tritonilla tai Plutolla.[3]

Uranuksen ja sen kiertolaisten vaikutus saa Uranuksen kuiden vastaanottamaan lisää aurinkoenergiaa navoilleen kuin niiden ekvaattorin alueille.[20] Titanian kesän aikana lämpötila navoilla voi olla niinkin korkea kuin 85–90 K,[3] jolloin hiilidioksidi sublimoituu ja alkaa liikkua kuun toiselle navalle tai sen ekvaattorin alueille. Titanian uskotaankin menettäneen suuren määrän hiilidioksidia sen synnystä 4,6 miljardia vuotta sitten.[20]

Kehitys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Alkuperä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Titanian uskotaan syntyneen kertymäkiekosta tai pienestä kaasusumusta; kaasu- ja pölykiekosta, joka joko kiersi Uranusta jonkin aikaa sen syntymisen jälkeen tai syntyi kun Uranus joutui meteoritörmäyksen kohteeksi.[9] Kaasusumun koostumus on tuntematon – kuitenkin Titanian ja muiden Uranuksen kuiden korkea tiheys verrattuna Saturnuksen kuihin viittaa siihen, ettei sumussa ole ollut paljon vettä.[6] Sumu on voinut sisältää myös huomattavia määriä hiiltä, ja typpeä ammoniakin ja metaanin sijasta.[9] Kuut, jotka syntyivät kaasusumusta, sisältäisivät vähemmän vesijäätä ja enemmän kiveä, mikä selittää niiden suuren tiheyden.

Myöhempi kehitys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Titanian kasvu kesti luultavasti muutamia tuhansia vuosia.[9] Törmäykset aiheuttivat kuun uloimman kerroksen kuumenemista, ja maksimilämpö 60 kilometrin syvyydessä saattoi olla jopa 250 K.[33] Muodostumisen lopussa pinnanalaiset osat jäähtyivät, ja Titanian ydin lämpeni kivissä olevien radioaktiivisten materiaalien takia. Jäähtyvä pinnanalainen osa kutistui, ja ydin alkoi kasvaa. Kuun pintaan alkoi syntyä tämän takia halkeamia. Jotkut Titanian pinnan nykyiset halkeamat ja kanjonit voivat olla tämän 200 miljoonaa vuotta sitten loppuneen[34] prosessin tulosta.

Voyager 2

Varhainen lämpeneminen ja radioaktiivisen materian määrän jatkuva väheneminen saattoivat olla yhdessä tarpeeksi vahvoja sulattamaan jään, jos jonkinlaista jäätymisenestoainetta kuten ammoniakkia tai suolaa oli paikalla.[33] Mikäli tämä tapahtui, jää saattoi erota kivistä, ja kiviytimen ympärille saattoi alkaa muodostua jääkerros. Saattoi syntyä sulaa vettä, joka jäätyi myöhemmin. Veden jäätyminen johti ytimen kasvuun, ja kanjoneita alkoi syntyä. Titanian kehityksestä ei olla yksimielisiä, ja tietoja siitä on melko vähän.

Tutkimus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ainoa Titaniaa lähietäisyydeltä tutkinut luotain on Voyager 2, joka ohitti kuun tammikuussa 1986. Voyagerin ottamissa kuvissa on nähtävissä esimerkiksi valtava kanjoni, joka on samaa kokoluokkaa kuin Valles Marineris Marsissa. Koska lähin etäisyys Voyager 2:n ja Titanian välillä oli vain 365 200 km,[24] parhaissa kuusta otetusta kuvasta havaittavat välimatkat ovat noin 3,4 km (vain Miranda ja Ariel kuvattiin paremmilla resoluutioilla).[7] Kuvien avulla voidaan kartoittaa noin 40 % kuun koko pinta-alasta. Voyager 2:n ohituksen aikaan Titanian eteläinen puolisko (kuten muillakin kuilla) oli kohti Aurinkoa, joten pohjoista (pimeää) puolta ei voitu tutkia.[6] Mikään toinen luotain ei ole koskaan tutkinut Uranusta (ja Titaniaa), eikä tulevia luotaimia ole vielä edes suunniteltu.

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. a b c d e f "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters" Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology.
  2. a b c Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. and Synnott, S.P. (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data" The Astronomical Journal 103 (6): 2068–78.
  3. a b c d e 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: 458–476.
  4. a b Herschel, William, Sr. (1787). "An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet" Philosophical Transactions of the Royal Society of London 77: 125–129.
  5. a b c d e 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: 258–273.
  6. a b c d Smith, B. A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et al. (1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results" Science 233 (4759): 97–102.
  7. a b c d e f g h i Plescia, J.B. (1987). "Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon" Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,918–32.
  8. a b c d "Titania Nomenclature Table Of Contents" Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology.
  9. a b c d Mousis, O. (2004). "Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition" Astronomy & Astrophysics 413: 373–380.
  10. Herschel, William, Sr. (1788). "On George's Planet and its satellites". Philosophical Transactions of the Royal Society of London 78: 364–378.
  11. Herschel, William (1798). "On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus; The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained" Philosophical Transactions of the Royal Society of London 88: 47–79.
  12. Herschel, John (1834). "On the Satellites of Uranus" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 3 (5).
  13. Newton, Bill; Teece, Philip (1995). Amatöörin opas tähtitieteeseen Cambridge University Press. s. 109.
  14. Kuiper, Gerald P. (1949). "The Fifth Satellite of Uranus" Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360): 129.
  15. Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten 34: 325.
  16. Lassell, W. (1851). "On the interior satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17.
  17. Lassell, W. (1848). "Observations of Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 43–44. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1848MNRAS...8...43.&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=45eb6e10af10464.
  18. Lassell, W. (1850). "Bright Satellites of Uranus" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 10 (6): 135.
  19. Lassell, W. (1851). "Letter from William Lassell, Esq., to the Editor". Astronomical Journal 2 (33): 70.
  20. a b c d e f g 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: 543–555.
  21. Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science 233: 85–89.
  22. Miller, C.; Chanover, N. J. (2009). "Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel". Icarus 200 (1): 343–6.
  23. "Planetary Satellite Physical Parameters". Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics).
  24. a b c d Stone, E.C. (1987). "The Voyager 2 Encounter With Uranus" Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–76.
  25. a b Karkoschka, Erich (2001). "Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope" Icarus 151: 51–68.
  26. a b c Bell III, J.F.; McCord, T.B. (1991). "A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images" Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990. Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. pp. 473–489. http://adsabs.harvard.edu/abs/1991LPSC...21..473B.
  27. Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (1991). "Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites" Icarus 90: 1–13.
  28. "Titania: Gertrude" Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. http://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature/2150.
  29. a b c d Croft, S.K. (1989). "New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda" 20. Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. s. 205C.
  30. 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987LPI....18..964S.
  31. "Titania: Messina Chasmata" Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology.
  32. a b "Titania: Ursula" Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology.
  33. a b Squyres, Steven 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
  34. Hillier, J.; Squyres, Steven (1991). "Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus" Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665–74.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Commons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Titania.