Титания

Титания — крупнейший спутник Урана и восьмой по величине естественный спутник в Солнечной системе — мир, состоящий примерно поровну из камня и водяного льда, диаметром около 1578 км, обращающийся вокруг опрокинутого набок ледяного гиганта каждые 8,7 суток. Это холодное, тусклое место, освещаемое Солнцем, находящимся примерно в девятнадцать раз дальше, чем от Земли, и всё же его растрескавшаяся, разломанная поверхность хранит летопись бурного геологического прошлого, когда его недра замерзали, расширялись и раскалывали собственную кору.

Названная не в честь греческого божества, а в честь королевы фей из «Сна в летнюю ночь» Шекспира, Титания принадлежит семейству уранианских спутников, полностью нарушающих классическую традицию наименований. Её видели вблизи лишь однажды, во время одного мимолётного пролёта, и даже тогда лишь половина спутника оказалась освещена солнцем.

Открыта тем же, кто открыл Уран

Уильям Гершель обнаружил Титанию 11 января 1787 года вместе с Обероном — вторым по величине спутником Урана — в ту же самую ночь, спустя шесть лет после своего открытия самого Урана в 1781 году. Десятилетиями эта пара оставалась единственными известными спутниками планеты, и лишь позднее подтвердилось, что Титания — крупнейший из уранианских спутников.

Имя спутника происходит из традиции, уникальной для Урана. В то время как большинство тел Солнечной системы носят имена из греческой и римской мифологии, спутники Урана названы в честь персонажей пьес Шекспира и поэзии Александра Поупа. Титания, Оберон, Миранда, Ариэль и Умбриэль — все следуют этой литературной схеме, и детали рельефа самой Титании продолжают её: её каньоны и кратеры носят имена вроде Урсула, Гертруда, Бельмонт и Мессина, взятые из шекспировской драматургии.

Камень, лёд и возможный скрытый океан

Титания имеет радиус 788,4 км и массу около 3,5 × 10²¹ кг, что даёт плотность около 1,68 г/см³ — значение, указывающее на тело, построенное примерно из равных долей камня и водяного льда. Планетологи моделируют её недра как дифференцированные: плотное каменное ядро, окутанное ледяной мантией, разделившиеся в результате того, что тепло спутника увлекало более тяжёлое вещество внутрь.

Если когда-то в этих недрах хватало внутреннего тепла — от радиоактивного распада в породе, возможно, при содействии аммиака, действующего как антифриз, — на границе ядра и мантии мог сохраняться слой жидкой воды. Сохранился ли какой-либо подобный подповерхностный океан до наших дней, неизвестно: Титания мала и стара, и её никогда не изучали достаточно детально, чтобы дать ответ.

Разорванная кора: хазма Мессина

Определяющая форма рельефа Титании — хазма Мессина, огромная каньонная система, протянувшаяся примерно на 1490 км через южное полушарие спутника — почти на всю длину видимого диска. Это не эрозионные каньоны, подобные прорезанным водой на Земле; это грабены, блоки коры, просевшие между параллельными разломами по мере того, как поверхность растягивалась.

Считается, что это растяжное растрескивание запечатлело собственное замерзание спутника. По мере того как водяной лёд в недрах Титании затвердевал, он расширялся, растягивая внешнюю оболочку, пока та не треснула длинными желобами с прямыми стенками. «Вояджер-2» сфотографировал яркие отложения — вероятно, иней, — цепляющиеся за освещённые солнцем стены этих долин, а то, что кратеры пересекаются хазмами, показывает, что разломы возникли относительно поздно в истории спутника, намекая на геологическую активность спустя долгое время после его формирования.

Кратеры и уступы

Наряду с каньонами Титания несёт на себе ударные шрамы миллиардов лет. Её крупнейший кратер, Гертруда, достигает около 326 км, а Урсула диаметром примерно 135 км расположена на участке более гладких равнин, рассечённых грабеном Бельмонт Хазма, — ясная демонстрация того, что кратерирование произошло первым, а тектонический разлом — позже. Длинные обрывы, или rupes, такие как 402-километровый уступ Руссильон Рупес, отмечают другие линии сдвига коры. В целом Титания выглядит менее густо кратерированной, чем её сосед Оберон, что предполагает частичное обновление или переработку её поверхности после эпохи наиболее интенсивной бомбардировки.

След углекислого газа

Поверхность Титании представляет собой смесь водяного льда и более тёмного каменистого вещества, с температурой, колеблющейся примерно от 60 до 89 K (примерно от −213 до −184 °C). Инфракрасные наблюдения с Земли в начале 2000-х годов также обнаружили замёрзший углекислый газ, сосредоточенный на ведомом полушарии спутника — стороне, обращённой назад вдоль его орбиты.

Этот лёд CO₂ может слегка сублимироваться на солнце, придавая Титании чрезвычайно тонкую, сезонную атмосферу. Измерения методом звёздного покрытия дают лишь верхний предел для возможного поверхностного давления — не более примерно одного-двух миллипаскалей, или десяти-двадцати нанобар, что в десятки миллионов раз слабее земного воздуха. Это едва ли можно назвать атмосферой вообще, но даже такой намёк на газ необычен среди уранианских спутников.

Увидена лишь однажды, и только наполовину

Все имеющиеся у нас снимки Титании получены от одного-единственного космического аппарата. «Вояджер-2» NASA пронёсся сквозь систему Урана в январе 1986 года, совершив своё самое близкое сближение с Титанией на расстоянии около 365 200 км. Поскольку Уран был опрокинут почти набок, Солнце светило почти отвесно на южные полушария спутников, так что «Вояджер-2» смог сфотографировать лишь около 40 процентов поверхности Титании — северная половина оставалась в десятилетиями длящейся полярной тьме.

С тех пор ни одна миссия туда не возвращалась. Титания остаётся картированной лишь наполовину, и многое из того, что нам больше всего хотелось бы узнать — дальнее полушарие, истинное состояние её недр, сохраняется ли под поверхностью жидкая вода, — ожидает будущего орбитального аппарата к Урану: миссии, неоднократно признававшейся одним из высших приоритетов исследования внешних планет, но пока так и не отправленной в полёт.