Миранда

Снимок с космического аппарата «Вояджер-2»

Ось вращения Миранды, как и других крупных спутников Урана, лежит почти в плоскости орбиты планеты, и это приводит к очень своеобразным сезонным циклам. Сформировалась Миранда, скорее всего, из аккреционного диска (или туманности), который либо существовал вокруг Урана в течение какого-то времени после формирования планеты, либо образовался при мощном столкновении, которое, вероятно, и дало Урану большой наклон оси вращения (97,86°). Между тем у Миранды самое большое среди крупных спутников Урана наклонение орбиты к экватору планеты: 4,338°. Поверхность спутника, вероятно, состоит из водяного льда, смешанного с силикатами, карбонатами и аммиаком. Удивительно, что этот маленький спутник обладает большим разнообразием форм рельефа (обычно у тел такого размера поверхность более однородна из-за отсутствия эндогенной активности). Там есть просторные холмистые равнины, усеянные кратерами и пересечённые сетью разломов, каньонов и крутых уступов. На поверхности видны три необычные области размером более 200 км (так называемые венцы). Эти геологические образования, как и удивительно большое наклонение орбиты, указывают на сложную геологическую историю Миранды. На неё могли влиять орбитальные резонансы, приливные силы, конвекция в недрах, частичная гравитационная дифференциация и расширение их вещества, а также эпизоды криовулканизма.

Открытие и наименование

Миранда была открыта 16 февраля 1948 года голландским (с 1933 года проживающим в США) астрономом Дж. Койпером в обсерватории Макдональд в Техасе через 97 лет после открытия Титании и Оберона. Целью Койпера было измерение относительных звёздных величин четырёх известных на тот момент спутников Урана: Ариэля, Умбриэля, Титании и Оберона.

В соответствии с предложением Джона Гершеля — сына первооткрывателя Титании и Оберона — все спутники Урана называют именами персонажей произведений Уильяма Шекспира и Александра Поупа. Миранда получила имя персонажа пьесы У. Шекспира «Буря» (дочери Просперо). Все детали рельефа этого спутника названы в честь мест, где происходят действия произведений Уильяма Шекспира.

Орбита

Миранда — самый близкий к Урану из его крупных спутников: она находится на расстоянии около 129 900 км от планеты. Эксцентриситет у её орбиты невелик (0,0013), а наклонение к плоскости экватора Урана намного больше, чем у орбит всех остальных его регулярных спутников: 4,232°. Другими словами, орбита Миранды практически круговая, причём её плоскость (как и плоскость экватора Урана) почти перпендикулярна плоскости орбиты планеты. Большое наклонение орбиты к экватору Урана, возможно, связано с тем, что Миранда могла быть в орбитальном резонансе с другими спутниками — например, в резонансе 3:1 с Умбриэлем и, вероятно, в резонансе 5:3 с Ариэлем. Орбитальный резонанс с Умбриэлем мог увеличить эксцентриситет орбиты Миранды, слабо изменив орбиту Умбриэля. Большой эксцентриситет орбиты приводит к регулярному изменению величины приливных сил и, как следствие, к трению в недрах спутника и их нагреву. Это могло быть источником энергии для геологической активности. Из-за низкой сплющенности и малого размера Урана его спутникам намного легче уйти из орбитального резонанса, чем спутникам Сатурна или Юпитера. Пример тому — Миранда, которая ушла из резонанса (посредством механизма, который, вероятно, и придал её орбите аномально большое наклонение).

Уран со спутниками. Снимок в ближней инфракрасной области (Паранальская обсерватория, 2002)

Поскольку Уран вращается вокруг Солнца «на боку», а его плоскость экватора примерно совпадает с плоскостью экватора (и орбиты) его крупных спутников, смена сезонов на них очень своеобразна. Каждый полюс Миранды 42 года находится в полной темноте и 42 года непрерывно освещён, причём во время летнего солнцестояния Солнце на полюсе почти достигает зенита. Пролёт «Вояджера-2» в январе 1986 года совпал с летним солнцестоянием в южном полушарии, тогда как почти всё северное находилось в полной темноте.

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 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.

Состав и внутреннее строение

Термическая конвекция при постоянной вязкости. Цвет соответствует температуре

Миранда, возможно, частично дифференцирована на силикатное ядро, покрытое ледяной мантией. Если это так, толщина мантии составляет около 135 км, а радиус ядра — около 100 км. В этом случае отвод тепла из недр происходит путём теплопроводности. Однако наличие на спутнике венцов может свидетельствовать о конвекции. По одной из гипотез, лёд на Миранде образует клатрат с метаном. Помимо метана, водные клатраты могут захватывать окись углерода и другие молекулы, образуя вещество с хорошими теплоизоляционными свойствами — теплопроводность клатратов составит лишь от 2 до 10 % теплопроводности обычного льда. Таким образом, они могут препятствовать оттоку из недр спутника тепла, которое выделяется там при распаде радиоактивных элементов. В таком случае понадобилось бы около 100 млн лет для нагревания льда до 100 °C. Тепловое расширение ядра могло достигнуть 1 %, что привело бы к растрескиванию поверхности. Её неоднородность, возможно, объясняется неоднородностью потока тепловой энергии из недр.

Поверхность

Миранда обладает уникальной в своём роде поверхностью с большим разнообразием форм рельефа. Это трещины, разломы, долины, кратеры, хребты, углубления, скалы и террасы. Поверхность этого спутника размером с Энцелад — удивительная мозаика из весьма разнообразных зон. Некоторые регионы стары и невыразительны. Они испещрены многочисленными ударными кратерами, что и следовало ожидать от небольшого инертного тела. Другие регионы пересечены сложными переплетениями хребтов и уступов и покрыты прямоугольными или яйцевидными системами светлых и тёмных полос, что указывает на необычный состав Миранды. Скорее всего, поверхность спутника состоит из водяного льда, а более глубокие слои — из силикатных пород и органических соединений.

Карта Миранды

Это привело к предположению, что поверхность этого спутника на протяжении его истории перестраивалась до 5 раз. 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 сильной неоднородности поверхности 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.

Области

Миранда в натуральном цвете

Венцы

Миранда — один из немногих спутников в Солнечной системе, обладающих венцами (лат. corona, мн. ч. coronae), представляющими собой кольцевые или овальные образования на поверхности спутника. Они возникли в результате давления мантии на кору, вследствие которого на поверхности спутника образовались куполообразные возвышения. Со временем они стали разрушаться в центре, что привело к вытеканию магмы из возникшего отверстия, которая растеклась по поверхности возвышения и застыла, что и привело к образованию венца. По мнению ученых данный процесс запустили действующие на спутник приливные силы от Урана, которые вызвали нагревание недр спутника, конвекцию в ледяной мантии, поднятие плавучего льда к поверхности луны и растяжение её коры.

Венец Инвернесс со своеобразной белой структурой в центре. Справа вверху видно кратер Алонсо, слева внизу — уступ Алжир

Венец Инвернесс

Венец Инвернесс — это трапециевидная область площадью около 200 км², расположенная вблизи южного полюса. Его внешняя граница, как и внутренние гребни и полосы, образует многоугольник. Он ограничен с трёх сторон (юга, востока и севера) сложной системой разломов. Природа западного края менее ясна, но он тоже может быть результатом тектонической активности. Бо́льшую часть площади венца занимают параллельные канавки, разделённые промежутками в несколько километров. Малое количество ударных кратеров указывает на меньший, чем у двух других венцов, возраст венца Инвернесс.

Венец Арден

Разломы, возвышенности и другие особенности венца Арден

Венец Эльсинор

Венец Эльсинор крупным планом справа, левее от него находится область Эфес

Уступы

Участок поверхности Миранды, на котором хорошо виден уступ Верона (обрыв высотой 20 км справа внизу). Фотография сделана с аппарата «Вояджер-2» 24 января 1986 года

Эта впадина начинается с северо-западной стороны венца Инвернесс, где расположен уступ Алжир, и тянется к месту схождения полос этого венца, после чего направляется к терминатору. Там она имеет ширину около 20 км, а её край образует огромный светлый обрыв — уступ Верона. Высота этого уступа составляет 10—15 км, что намного выше стен Большого Каньона на Земле. Высота этой скалы особенно удивительна по сравнению с небольшим размером Миранды: 2—3 % диаметра спутника. Все эти выводы сделаны по снимкам с «Вояджера-2», где уступ Верона уходит за терминатор. Вполне вероятно, что этот уступ продолжается на ночную сторону, и его полная длина ещё больше.

Ударные кратеры

По количеству ударных кратеров можно определить возраст поверхности твёрдого небесного тела, лишённого атмосферы, — чем больше кратеров, тем старее поверхность.

Во время пролёта космической станции «Вояджер-2» были изучены только кратеры на южной стороне спутника. Их диаметры варьируют от 500 м до 50 км. Кратеры весьма разнообразны по формам. У некоторых очень хорошо видны края, и зачастую они окружены веществом, выброшенным при ударе. Другие настолько разрушены, что их видно с трудом.

На Миранде не найдено сложных кратеров с центральными горками или кратеров, опоясанных множеством колец. Обнаруженные кратеры — простые (с чашеобразным дном) или переходные (с плоским дном), причём не наблюдается зависимости формы кратеров от их размера. Известны и простые кратеры диаметром более 15 км, и переходные кратеры диаметром всего 2,5 км. Кратеры Миранды редко окружены выбросами, а у кратеров диаметром более 15 км выбросы вовсе неизвестны. При диаметре кратера менее 3 км его выбросы обычно светлее окружающей поверхности, а при диаметре от 3 до 15 км — темнее. Но среди кратеров любого размера есть и такие, у которых выбросы имеют то же самое альбедо, что и окружающая поверхность.

Происхождение и эволюция

На примере этого спутника можно наблюдать интересные геологические явления. Для объяснения его формирования и геологической эволюции научным сообществом предложены несколько теорий. Одна из них состоит в том, 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. Между тем на этом относительно небольшом спутнике есть детали, возраст которых удивительно мал по сравнению с возрастом самой Миранды. По-видимому, возраст самых молодых геологических образований Миранды составляет всего лишь несколько сотен миллионов лет. Моделирование термической истории небольших спутников (размера Миранды) предсказывает скорое охлаждение и полное отсутствие геологической эволюции после аккреции спутника из туманности. Геологическая активность в течение столь долгого времени не может быть объяснена ни энергией от начальной аккреции, ни энергией деления радиоактивных элементов.

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

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, а затем заново собралась из кусков под действием силы гравитации. Некоторые учёные предполагают даже несколько этапов столкновений и повторной аккреции спутника. Эта версия стала менее привлекательной в 2011 году из-за появления данных в пользу гипотезы, объясняющей особенности рельефа Миранды действием приливных сил Урана. Видимо, эти силы могли создать крутые разломы, наблюдаемые в венцах Инвернесс и Арден. Источником энергии для таких преобразований могла быть только сила притяжения Урана.

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 венцов.

Явления орбитальных резонансов (в большей степени с Умбриэлем, чем с Ариэлем) оказали значительное влияние на эксцентриситет орбиты Миранды, что могло привести к разогреву недр и геологической активности спутника. Нагрев способствовал конвекции внутри Миранды, которая положила начало дифференциации её вещества. В то же время орбитальный резонанс слабо изменил бы орбиты других, более массивных, спутников. Но, вероятно, поверхность Миранды искорёжена слишком сильно, чтобы это можно было объяснить только этим механизмом.

Миранда ушла от резонанса с Умбриэлем в ходе процесса, который придал её орбите аномально большое наклонение к экватору Урана. Большой ранее эксцентриситет уменьшился из-за действия приливных сил: изменения их величины на каждом витке орбиты приводят к подвижкам и трению в недрах. Это стало причиной нагрева спутника и позволило ему вернуть шарообразную форму, но при этом Миранда сохранила впечатляющие геологические образования, такие как уступ Верона. Поскольку первопричиной геологической активности был эксцентриситет орбиты, его уменьшение привело к затуханию этой активности. В результате Миранда стала холодным инертным спутником.

Исследования

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