Міранда (Уран V) - найближчий і найменший з п'яти великих супутників Урана. Відкрито в 1948 році Джерардом Койпером і названа в честь Міранди з п'єси У. Шекспіра «Буря».
Вісь обертання Міранди, як і інших великих супутників Урана, лежить майже в площині орбіти планети, і це призводить до дуже своєрідним сезонним циклам. Сформувалася Міранда, швидше за все, з аккреционного диска (або туманності), який небудь існував навколо Урана протягом якогось часу після формування планети, або утворився при потужному зіткненні, яке, ймовірно, і дало Урану великий нахил осі обертання (97,86 °). Тим часом у Міранди найбільше серед великих супутників Урана нахил орбіти до екватору планети: 4,338 °. Поверхня супутника, ймовірно, складається з водяного льоду, змішаного з силікатами, карбонатами і аміаком. Дивно, що цей маленький супутник володіє великою різноманітністю форм рельєфу. Там є просторі горбисті рівнини, всіяні кратерами і пересічені мережею розломів, каньйонів і крутих уступів. На поверхні видно три незвичайні області розміром більше 200 км (так звані вінці). Ці геологічні утворення, як і дивно велика нахил орбіти, вказують на складну геологічну історію Міранди. На неї могли впливати орбітальні резонанси, приливні сили, конвекція в надрах, часткова гравітаційна диференціація і розширення їх речовини, а також епізоди кріовулканізма.
Міранда - найближча до Урану з його великих супутників. Орбіта Міранди практично кругова, причому її площину (як і площину екватора Урана) майже перпендикулярна площині орбіти планети. Велике нахил орбіти до екватору Урана, можливо, пов'язано з тим, що Міранда могла бути в орбітальному резонансі з іншими супутниками - наприклад, в резонансі 3: 1 з Умбріель і, ймовірно, в резонансі 5: 3 з Аріелем. Орбітальний резонанс з Умбріель міг збільшити ексцентриситет орбіти Міранди, слабо змінивши орбіту Умбріель. Великий ексцентриситет орбіти призводить до регулярного зміни величини приливних сил і, як наслідок, до тертя в надрах супутника і їх нагрівання. Це могло бути джерелом енергії для геологічної активності. Через низьку сплющене і малого розміру Урана його супутникам набагато легше піти з орбітального резонансу, ніж супутників Сатурну або Юпітера. Приклад тому - Міранда, яка пішла з резонансу (за допомогою механізму, який, ймовірно, і надав її орбіті аномально велику нахил).
Діаметр Міранди - близько 470 км і, таким чином, вона знаходиться на кордоні між малими та великими супутниками. Її щільність найменша серед основних супутників Урана: 1,15 ± 0,15 г / см3, що досить близько до щільності льоду. Спостереження поверхні в інфрачервоному діапазоні дозволили виявити водяний лід, змішаний з силікатами і карбонатами, а також аміак (NH3) в кількості 3%. На підставі даних, отриманих "Вояджером-2», був зроблений висновок, що камені складають 20-40% маси супутника.
Склад і внутрішня будова
Міранда, можливо, частково диференційована на силікатне ядро, покрите крижаний мантією. Якщо це так, товщина мантії складає близько 135 км, а радіус ядра - близько 100 км. У цьому разі відведення тепла з надр відбувається шляхом теплопровідності. Однак наявність на супутнику вінців може свідчити про конвекції. За однією з гіпотез, лід на Міранді утворює клатрат з метаном. Крім метану, водні клатрати можуть захоплювати окис вуглецю та інші молекули, утворюючи речовину з хорошими теплоізоляційними властивостями - теплопровідність клатратов складе лише від 2 до 10% теплопровідності звичайного льоду. Таким чином, вони можуть перешкоджати відтоку з надр супутника тепла, яке виділяється там при розпаді радіоактивних елементів. В такому випадку знадобилося б близько 100 млн років для нагрівання льоду до 100 ° C. Теплове розширення ядра могло досягти 1%, що привело б до розтріскування поверхні. Її неоднорідність, можливо, пояснюється неоднорідністю потоку теплової енергії з надр.
поверхня Міранди
Міранда володіє унікальною в своєму роді поверхнею з великою різноманітністю форм рельєфу. Це тріщини, розломи, долини, кратери, хребти, поглиблення, скелі і тераси. Поверхня цього супутника розміром з Енцелад - дивовижна мозаїка з досить різноманітних зон. Деякі регіони старі і невиразні. Вони поцятковані численними ударними кратерами, що і слід було очікувати від невеликого інертного тіла. Інші регіони пересічені складними переплетеннями хребтів і уступів і покриті прямокутними або яйцевидними системами світлих і темних смуг, що вказує на незвичайний склад Міранди. Швидше за все, поверхня супутника складається з водяного льоду, а більш глибокі шари - з силікатних порід і органічних сполук. Це призвело до припущення, що поверхня цього супутника протягом його історії перебудовувалася до 5 разів. На зображеннях Міранди видно структура у вигляді латинської літери «V», поруч знаходяться гірські хребти і долини, старі кратерірованние і молоді гладкі області, затінені каньйони глибиною до 20 км. Трохи нижче центру знаходиться великий кратер Алонсо глибиною 24 км.
Для пояснення сильної неоднорідності поверхні Міранди висунуто кілька гіпотез. За однією з них, Міранда була розколота в результаті зіткнення з великим небесним тілом, але потім шматки знову возз'єдналися. Однак залишається незрозумілим, чому збереглися ударні кратери на інших частинах поверхні супутника. Інша гіпотеза припускає, що мав місце нерівномірний розігрів надр Міранди.
Міранда - один з небагатьох супутників в Сонячній системі, що володіють вінцями - своєрідними кільцевими або овальними деталями поверхні. Моделювання показало, що вони могли виникнути через конвекції в надрах. Передбачається, що в минулому Міранда мала більш витягнуту орбіту і на кожному обороті піддавалася деформації через зміну величини приливних сил від Урана. Це викликало нагрів її надр, і теплий пластичний лід декількома потоками піднімався до поверхні. Взаємодіючи з нею, ці потоки і утворили вінці. На поверхні Міранди є і уступи. Деякі з них старше вінців, а інші молодше.
За кількістю ударних кратерів можна визначити вік поверхні твердого небесного тіла, позбавленого атмосфери, - чим більше кратерів, тим старіше поверхню. Кратери Міранди дуже різноманітні за формою. У деяких дуже добре видно краю, і часто вони оточені речовиною, викинутим при ударі. Інші настільки зруйновані, що їх видно з працею. На Міранді, не знайдено складних кратерів з центральними гірками або кратерів, оперезаних безліччю кілець. Виявлені кратери - прості (з чашоподібним дном) або перехідні (з плоским дном), причому залежно форми кратерів від їх розміру не спостерігається. Кратери Міранди рідко оточені викидами, а у кратерів діаметром більше 15 км викиди зовсім невідомі. При діаметрі кратера менше 3 км його викиди зазвичай світліше навколишньої поверхні, а при діаметрі від 3 до 15 км - темніше. Але серед кратерів будь-якого розміру є і такі, у яких викиди мають те ж саме альбедо, що і навколишня поверхня.
Міранда в астрономії