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 1986年1月、ボイジャー2号からの画像を使用したミランダのモザイク。大きなコロナがミランダの多様な表面を傷つけ、中央の明るい角張ったコロナはインバネスコロナです。 | |||||||||
| 発見 | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 発見者 | ジェラルド・P・カイパー | ||||||||
| 発見日 | 1948年2月16日 | ||||||||
| 指定 | |||||||||
指定 | 天王星V | ||||||||
| 発音 | / mə ˈ ræ n də / [ 1 ] | ||||||||
| 形容詞 | ミランダン、[2]ミランディアン[3] | ||||||||
| 軌道特性 | |||||||||
| 129 390 キロ | |||||||||
| 偏心 | 0.0013 | ||||||||
| 1.413 479 日 | |||||||||
平均軌道速度 | 6.66 km/s（計算値） | ||||||||
| 傾斜 | 4.232°（天王星の赤道まで） | ||||||||
| 衛星の | 天王星 | ||||||||
| 身体的特徴 | |||||||||
| 寸法 | 480km×468.4km×465.8km | ||||||||
| 235.8 ± 0.7 km (0.036 97 地球) [4] | |||||||||
| 698 100 km 2 | |||||||||
| 音量 | 54 830 000 km 3 | ||||||||
| 質量 | （6.293 ± 0.300）× 10 19 kg [6] | ||||||||
平均密度 | 1.148 g/cm 3 (計算値) | ||||||||
| 0.076メートル/秒2 | |||||||||
| 0.189 km/秒 | |||||||||
| 同期 | |||||||||
| 0° | |||||||||
| アルベド | 0.32 | ||||||||
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| 16.6 [8] | |||||||||
ミランダは天王星の5つの丸い衛星の中で最も小さく、最も内側にある衛星で、天王星Vとも呼ばれる。 1948年2月16日にテキサス州マクドナルド天文台でジェラルド・カイパーによって発見され、ウィリアム・シェイクスピアの戯曲『テンペスト』に登場するミランダにちなんで名付けられた。[9]天王星の他の大きな衛星と同様に、ミランダは惑星の赤道面近くを公転している。天王星は横向きで太陽を公転するため、ミランダの軌道は黄道に対してほぼ垂直で、天王星の極端な季節サイクルを共有している。
直径わずか470 km (290 マイル) のミランダは、太陽系で静水圧平衡(自身の重力により球形)にある可能性のある、接近して観測された物体の中で最小の物体の 1 つであり、その総表面積は米国テキサス州とほぼ等しい。ミランダのクローズアップ画像は、 1986 年 1 月の天王星接近飛行中にミランダを観測したボイジャー 2 号探査機によるもののみである。接近飛行中、ミランダの南半球は太陽に向けられていたため、その部分のみが研究された。
ミランダはおそらく形成直後に惑星を取り囲んでいた降着円盤から形成され、他の大型衛星と同様に分化しており、内核は岩石で、その周囲をマントル状の氷が覆っている。ミランダは太陽系の天体の中でも最も極端で変化に富んだ地形を持つ天体の一つで、その中には太陽系で最も高い崖ともいわれる高さ約20キロメートルの断崖であるヴェローナ・ルペス[10] [11]や、コロナと呼ばれるV字型の地質構造がある。天王星の衛星の中で最も多様なこの地質の起源と進化は未だに完全には解明されておらず、ミランダの進化に関しては複数の仮説が存在する。
発見と名前
ミランダは1948年2月16日、惑星天文学者のジェラルド・カイパーがマクドナルド天文台の82インチ（2,080 mm）オットー・ストルーベ望遠鏡を使用して発見した。[9] [12]天王星の周りを回っていることは1948年3月1日に確認された。 [9]それはほぼ100年ぶりに発見された天王星の衛星だった。カイパーはシェイクスピアの『テンペスト』の登場人物にちなんでこの天体を「ミランダ」と名付けることにした。これは、以前に発見された天王星の4つの衛星、アリエル、ウンブリエル、ティターニア、オベロンが、いずれもシェイクスピアやアレクサンダー・ポープの登場人物にちなんで名付けられていたためである。しかし、以前の衛星は特に妖精にちなんで名付けられていたのに対し、[13]ミランダは人間であった。その後発見された天王星の衛星は、妖精かどうかに関わらず、シェークスピアやポープの登場人物にちなんで名付けられました。この衛星は、Uranus V とも呼ばれています。
軌道
天王星の5つの丸い衛星のうち、ミランダは天王星に最も近い軌道を周回しており、表面から約129,000 km離れている。これは、最も遠い環までの距離の約4分の1である。ミランダは、主要惑星の周りを回る軌道が最小の丸い衛星である。その公転周期は34時間で、月と同様に自転周期と同期しているため、常に天王星に対して同じ面を向いており、この状態を潮汐ロックという。ミランダの軌道傾斜角（4.34°）は、惑星に非常に近い天体としては異常に高く、他の主要な天王星の衛星の約10倍、オベロンの73倍である。[14]この理由はまだ明らかではない。これを説明できるような衛星間の平均運動共鳴は存在しないため、衛星が時折二次共鳴を通過するという仮説が立てられ、過去のある時点でミランダはウンブリエルと3:1の共鳴状態に一時的に閉じ込められたが、二次共鳴によって引き起こされた混沌とした行動によって再び外れた。 [15]天王星系では、惑星の扁平度が低く、衛星の相対的なサイズが大きいため、平均運動共鳴からの脱出は木星や土星の衛星よりもはるかに容易である。[16] [17]
観察と探索
ミランダの見かけの等級は+16.6で、多くのアマチュア望遠鏡では見ることができない。[8]ミランダの地質と地理に関する既知の情報は、1986年1月25日のボイジャー2号による天王星フライバイの際にほぼすべて得られた。 [18]ボイジャー2号のミランダへの最接近は29,000 km (18,000 mi)で、これは天王星の他のすべての衛星との距離よりも大幅に短い。[19]天王星のすべての衛星の中で、ミランダは最もよく見える表面を持っていた。[20]発見チームはミランダがミマスに似ていると予想していたが、画像を報道機関に公開する前の24時間以内にこの衛星のユニークな地理を説明するのに困惑した。[21] 2017年、惑星科学10年計画調査の一環として、NASAは2020年代のある時点で天王星に探査機が再訪する可能性を評価した。[22]惑星の配置が有利で飛行時間が短いため、海王星よりも天王星が目的地として好まれた。[23]
構成と内部構造
ミランダは1.15 g/cm 3で、天王星の球状の衛星の中で最も密度が低い。その密度は、60%以上が水の氷で構成されていることを示唆している。[24]ミランダの表面は主に水の氷である可能性があるが、土星系の対応する衛星よりもはるかに岩が多く、放射性崩壊による熱が内部分化を引き起こし、ケイ酸塩岩と有機化合物が内部に沈殿した可能性があることを示している。[18] [25]ミランダは太陽系の年齢を超えて内部の熱を保持するには小さすぎる。[26]ミランダは天王星の衛星の中で最も球形ではなく、赤道直径が極直径より3%広い。これまでのところミランダの表面では水のみが検出されているが、メタン、アンモニア、一酸化炭素、窒素も3%の濃度で存在する可能性があると推測されている。[25] [20]これらの全体的な特性は土星の衛星ミマスに似ていますが、ミマスはより小さく、密度が低く、より扁平です。[20] 2024年に発表された研究によると、ミランダは過去1億〜5億年の間に表面下に約100kmの厚さの液体の海を持っていた可能性があると示唆されています。 [27]いくつかの研究では、ミランダにはまだ地下の海がある可能性があると主張しています。[28] [29]
ミランダほど小さな天体が、その表面に見られる無数の地質学的特徴を生み出すのに十分な内部エネルギーをどのようにして持つことができたのかは、確実には証明されていないが[26]、現在有力視されている仮説では、過去にウンブリエルと3:1の軌道共鳴状態にあったときに、潮汐加熱によって駆動されたというものである。 [30]この共鳴により、ミランダの軌道離心率は0.1に増加し、天王星からの変化する潮汐力により潮汐摩擦が発生した。[31]ミランダが天王星に近づくと潮汐力が増大し、遠ざかると潮汐力が減少するため、ミランダの内部が20K加熱され、溶融を引き起こすのに十分な変形が引き起こされた。[16] [17] [31]潮汐変形の期間は最大1億年続いた可能性がある。[31]また、天王星の衛星で仮定されているように、ミランダ内にクラスレートが存在していた場合、水よりも伝導率が低いため絶縁体として機能し、ミランダの温度をさらに上昇させた可能性があります。 [31]ミランダはかつてアリエルと5:3の軌道共鳴状態にあった可能性があり、これも内部加熱に寄与した可能性があります。ただし、ウンブリエルとの共鳴に起因する最大加熱はおそらく約3倍でした。[30]
地理
ミランダの表面は独特な特徴を持っている。[32] [33]ミランダを覆う地質構造には、断層、谷、クレーター、尾根、峡谷、窪地、崖、台地などがある。[34] [35]この衛星は、非常に多様なゾーンのモザイクである。一部のエリアは古くて暗い。そのため、小さな不活性天体としては当然のことながら、多数の衝突クレーターが存在する。[32]他の領域は長方形または卵形の帯でできている。それらは、平行な尾根と断層崖の複雑なセットと、明るい物質と暗い物質の多数の露頭を特徴としており、異国的な構成を示唆している。[36]この衛星は、表面が水氷のみで構成されている可能性が高く、ケイ酸塩岩とその他の多かれ少なかれ埋もれた有機化合物で構成されている。[36]
地域
ボイジャー2号探査機が撮影した画像で特定された地域は、「マントヴァ地域」、「エフェソス地域」、「シチリア地域」、「ダンシナーネ地域」と名付けられている。[37]これらはミランダの主要地域を指し、丘陵地帯と平野が連続し、多かれ少なかれ古代の衝突クレーターが占めている。[38]これらの古代地域には正断層も見られる。一部の断崖は地域の形成と同じくらい古いが、他の断崖はもっと新しく、コロナ後に形成されたと思われる。[39]これらの断層には、古代の地殻活動の特徴である地溝が伴う。 [38]これらの地域の表面はほぼ均一に暗い。しかし、特定の衝突クレーターに隣接する崖の深部では、はるかに明るい物質の存在が明らかになっている。[38]
コロナ
ミランダは、太陽系の中で冠（コロナとも呼ばれる）を持つ珍しい天体の一つである。ミランダで観測された3つのコロナは、南極近くのインバネスコロナ、月の公転軌道の頂点にあるアーデンコロナ、そして南北の頂点にあるエルシノアコロナと名付けられている。 [37]ミランダの表面で最も高いアルベドコントラストは、インバネスコロナとアーデンコロナ内で発生する。[40]
インバネス コロナ
インヴァネス・コロナは、南極に近い側にある約200km（120マイル）の台形の地域です。この地域は、明るいV字型をした中央の地質構造、[41] 、比較的高いアルベドの表面、および極に近い地点から北に伸びる一連の峡谷によって特徴付けられます。[42]緯度約-55°では、南北方向の峡谷が東西方向に沿った他の峡谷と交差する傾向があります。[42]インヴァネスの外側の境界、および内部の尾根と対照的なアルベドの帯のパターンは、多数の突出角を形成します。[40]複雑な断層系によって3つの側面（南、東、北）が境界付けられています。西海岸の性質はそれほど明確ではありませんが、地質学的である可能性もあります。冠の内部では、表面の大部分が数キロメートル間隔で平行に並ぶ峡谷で占められている。[43]衝突クレーターの数が少ないことから、インヴァネスはミランダの表面で観測された3つのコロナの中で最も新しいものであることがわかる。[44]
アーデン・コロナ
ミランダの前方半球にあるアーデンコロナは、東から西に約300 km（190マイル）にわたって広がっている。しかし、ボイジャー2号が撮影したときには、地形が境界線（夜半球側）を超えて広がっていたため、もう一方の次元は不明のままである。このコロナの外縁は、少なくとも幅100 km（62マイル）のより明確な長方形の核を緩やかな曲線で囲む平行で暗い帯を形成している。全体的な効果は、線の卵形であると説明されている。[40]アーデンの内部とベルトは非常に異なる形態を示している。内部の地形は規則的で柔らかく見える。また、全体的に暗い表面に散らばった比較的明るい物質の大きな斑点によって生じるまだら模様も特徴とする。明るいマークと暗いマークの地層関係は、ボイジャー2号が提供した画像からは判断できなかった。アーデンの縁辺部は、同心円状のアルベド帯が特徴で、アルベド帯は山頂の西端からクレーター状の地形と交差し（経度約 40 度）、東側では北半球の東側（経度約 110 度）を越えて伸びている。[45]対照的なアルベド帯は、外側の断層崖面から構成されている。[45]この断崖の連続により、土地は徐々にアーデンとクレーター状の地形との境界に沿って深い窪みに押し込まれ、マントヴァ・レージョと呼ばれる。[45]アーデンは、インヴァネスの形成に先立つ地質学的エピソードの間に形成されたが、エルシノアの形成と同時期のものである。[44]
エルシノア・コロナ
エルシノアのコロナは、ミランダの後ろ半球で、境界線に沿って観測された3番目のコロナです。大きさと内部構造はアーデンとほぼ同じです。どちらも約100 km (62 mi) 幅の外帯を持ち、内核を包み込んでいます。[40]エルシノアの核の地形は、この外帯によって切り取られた谷と隆起の複雑な交差点で構成されています。この外帯は、ほぼ同心円状の尾根でマークされています。谷には、起伏のあるクレーター状の地形の小さな部分も含まれています。[40]エルシノアには、「溝」と呼ばれる溝の部分もあり、[37]ガニメデで観測されたものに匹敵します。[40]
ルペス
ミランダには、月を横切ってたどることができる巨大な断崖もあります。断崖の中にはコロナよりも古いものもあれば、新しいものもあります。最も壮観な断層系は、境界線に見える深い谷から始まります。
この断層網はインヴァネスの北西側から始まり、頂上を囲む卵形の外縁に深い峡谷を形成している。[40]この地質学的地形は「アルジェ・ルペス」と名付けられている。[37]
最も印象的な断層は、インヴァネスの中央の「シェブロン」の頂上から境界まで伸びている。[40]境界付近には、ヴェローナ・ルペスと呼ばれる巨大な光り輝く崖[37]があり、複雑な地溝を形成している。断層の幅は約 20 km (12 マイル) で、明るい端の地溝は 10 ～ 15 km (9.3 マイル) の深さである。[40]切り立った崖の高さは 5 ～ 10 km (6.2 マイル) である。[40]ボイジャー 2 号探査機は、ミランダの極夜に沈んだ面を観測できなかったが、この地質構造は境界を越えて北半球まで伸びている可能性がある。[44]
衝突クレーター
1986年1月のボイジャー2号の接近飛行では、ミランダの南半球にあるクレーターだけが観測された。それらの直径は一般に500メートル（1,600フィート）を超えており、これは探査機が飛行中に送信したデジタル画像の解像度の限界を表していた。[44]これらのクレーターは、非常に多様な形態をしている。境界がはっきりしているものもあれば、衝突クレーターに特徴的な噴出物堆積物に囲まれているものもある。他のクレーターは非常に劣化しており、地形が変化しているためほとんど認識できないこともある。 [47]クレーターの年齢は、それが形成した地形の形成日を示すものではない。一方、この日付は、その場所に存在するクレーターの数によって決まり、クレーターの年齢とは無関係である。[48]地形に衝突クレーターが多いほど、その地形は古い。科学者はこれを「惑星クロノメーター」として使用している。彼らは観測されたクレーターの数を数えて、カリストのような大気のない不活性な自然衛星の地形の形成時期を推定している。[49]
ミランダでは多重リングクレーターも、中央に山がある複雑なクレーターも観測されていない。[47]空洞がお椀型の単純クレーターと遷移クレーター（底が平ら）が標準であり、直径は形状とは相関していない。[47]そのため、15 km（9.3 マイル）を超える単純クレーターが観測されている一方で、他の場所では 2.5 km（1.6 マイル）の遷移クレーターが確認されている。[47]噴出物の堆積はまれであり、直径 15 km（9.3 マイル）を超えるクレーターと関連付けられることはない。[47]直径 3 km（1.9 マイル）未満のクレーターを取り囲む噴出物は、周囲の物質よりも系統的に明るく見える。一方、直径3km（1.9マイル）から15km（9.3マイル）のクレーターに関連する噴出物は、一般的に周囲のものよりも暗い（噴出物のアルベドは周囲の物質のアルベドよりも低い）。[47]最後に、あらゆるサイズの直径に関連する噴出物堆積物の中には、その上にある物質のアルベドに匹敵するアルベドを持つものがある。[47]
地域で
いくつかの地域、特に反天王星半球（常に惑星に背を向けている）の可視部分では、クレーターが非常に多く見られます。クレーターは互いにくっついており、間隔がほとんどありません。[47]他の場所では、クレーターはそれほど多くなく、大きくて弱い起伏のある表面で区切られています。[47]多くのクレーターの縁は光る物質で囲まれていますが、クレーターの底を囲む壁には暗い物質の筋が見られます。[47]マトゥナ・レジオでは、トルンチーロ・クレーターとフランセスコ・クレーターの間に、直径170 km（110マイル）の巨大な円形の地質構造があり、これは盆地衝突によって著しく劣化した可能性があります。[47]これらの発見は、これらの地域には浅い深さに光沢のある物質があり、より深いところに暗い物質（または外部環境と接触すると暗くなる物質）の層があることを示唆しています。[45]
コロナで
統計的に見ると、コロナのクレーターの数は反天王星領域のクレーターの数より最大10倍少なく、これはこれらの層がより新しいことを示している。[50]
インヴァネスのさまざまな地域で衝突クレーターの密度を確定することができ、それぞれのクレーターの年代を確定することができました。[51]これらの測定値を考慮すると、地質構造全体が相対的な時間単位で形成されたことがわかります。[52]しかし、他の観察から、この冠の中で最も新しいゾーンは、アルジェール・ルペスから「シェブロン」を隔てるゾーンであることが確定できます。[52]
コアとアーデンベルトの衝突クレーターの密度は統計的に類似している。[51]したがって、この層の 2 つの異なる部分は、共通の地質学的エピソードの一部であったに違いない。[51]それでも、クレーターがアーデンの中心核の帯に重なっていることは、その形成が周囲の断崖の形成よりも先行していたことを示している。[51]衝突クレーターのデータは、次のように解釈できる。アルベド帯のほとんどを含むコロナの内部および周辺領域は、同時期に形成された。[51]それらの形成に続いて、後の地殻変動が起こり、経度 110° 付近のクラウンの縁に沿って見られる高起伏の断層断崖が形成された。[51]
衝突クレーターの密度は、エルシノアの周囲の構造と中心核で同じであるように思われる。[53]頂上の2つのゾーンは同じ地質時代に形成されたと思われるが、他の地質学的要素は、エルシノアの周囲が中心核よりも新しいことを示唆している。[53]
その他の観察
クレーターの数は、軌道運動の頂点にある半球の方が、反天王星の半球よりも多くなっているはずである。[54]しかし、クレーターが最も密集しているのは反天王星の半球である。 [55]この状況は、過去の出来事によってミランダの自転軸が現在知られているものよりも 90° 方向転換したことで説明できる。[55]この場合、月の古頂点半球は現在の反天王星の半球になっているはずである。[55]しかし、衝突クレーターの数は、ボイジャー 2 号探査機の通過中に照らされた南半球のみに限られているため、ミランダはより複雑な方向転換を経験し、その古頂点は、まだ撮影されていない北半球のどこかにある可能性がある。[55]
起源と形成
その形成と地質学的進化を説明するために、いくつかのシナリオが提案されている。[44] [32]その1つは、それが「亜星雲」と呼ばれるガスと塵の円盤の集積によって生じたというものである。 [56]この亜星雲は、天王星の形成後、ある期間天王星の周囲に存在していたか、または天王星の自転軸に対して大きな傾斜角を与える宇宙の衝突の後に形成された。 [56]しかし、この比較的小さな衛星には、地質学的時間スケールと比較すると驚くほど若い領域がある。[57]最も最近の地質学的形成は、わずか数億年前に遡るだけであると思われる。[58]しかし、ミランダの大きさの衛星に適用できる熱モデルは、亜星雲からの集積後に急速な冷却と地質学的進化がないことを予測している。[59]このような長期間にわたる地質活動は、初期の集積から生じる熱によっても、また、形成に関与する放射性物質の核分裂によって発生する熱によっても正当化できない。 [59]
ミランダは天王星系の衛星の中で最も若い表面を持っており、その地理が最も重要な進化を遂げてきたことを示している。[44]この地理は、さまざまな天文現象のまだ知られていない組み合わせを含む複雑な地質学的歴史によって説明されるだろう。[32]これらの現象には、潮汐力、軌道共鳴のメカニズム、偏微分化のプロセス、さらには対流の動きなどがあるだろう。[32]
地質学的パッチワークは、部分的には衝突体との壊滅的な衝突の結果である可能性がある。[32]この衝突により、ミランダは完全に位置がずれた可能性がある。[44]その後、さまざまな破片が再び集まり、徐々に再構成されて、ボイジャー2号探査機が撮影した球形になったと考えられる。[60]科学者の中には、月の衝突と再集積が数回繰り返されたとさえ言う人もいる。[61]この地質学的仮説は、2011年に天王星の潮汐力に関する仮説に取って代わられた。この潮汐力により、インバネスとアーデンの下にある物質が引っ張られ、回転して断層崖が形成されたと考えられる。天王星の重力によって引き起こされた伸張と歪みは、単独でこれらの隆起に必要な熱源を提供できた可能性がある。[62]
ミランダの表面で最も古い地域として知られているのは、シチリア地域やエフェソス地域などのクレーターのある平原である。[58]これらの地形は、月の集積とその後の冷却によって形成された。[58]最も古いクレーターの底は、月の深部からの物質で部分的に覆われており、これは内因性再表面化と呼ばれ、驚くべき観察結果であった。[58]ミランダの地質学的若さは、月の集積によってもたらされた初期の熱が熱源に取って代わられたことを示している。[58]月を動かした熱の起源に関する最も納得のいく説明は、イオの火山活動も説明するものである。つまり、現在ミランダで起こっている軌道共鳴の状況と、天王星によって生成される重要な潮汐力の現象である。[57]
この最初の地質時代の後、ミランダは冷却期を迎え、その結果、核が全体的に拡大し、表面には地溝の形でマントルの破片や亀裂が生じた。[58]ミランダ、アリエル、ウンブリエルは、ミランダ/アリエル、アリエル/ウンブリエル、ミランダ/ウンブリエルのペアを含むいくつかの重要な共鳴に参加した可能性は確かにある。 [63]木星の衛星イオで観測されたものとは異なり、ミランダとアリエルの間のこれらの軌道共鳴現象は、この小さな衛星の安定した捕獲にはつながらなかった。[63]ミランダは捕獲される代わりに、アリエルやウンブリエルとの軌道共鳴により、離心率と軌道傾斜角が増加した可能性がある。[64]ミランダは、いくつかの軌道共鳴を次々に逃れることで、加熱と冷却の段階を交互に繰り返した。[65]したがって、ミランダの既知の地溝のすべてがこの第2の地質学的エピソードの間に形成されたわけではない。[58]
3番目の大きな地質時代は、ミランダの軌道の再配向とエルシノアとアーデンのコロナの形成によって起こります。[58]コロナ形成中に、固体物質の流れからなる特異な火山活動が起こった可能性があります。[66]これら2つのコロナの形成について提案されている別の説明は、月の中心部に形成されたダイアピルの産物です。 [67] [68]このとき、ミランダは少なくとも部分的に分化しました。[67]これらのコロナの大きさと位置を考慮すると、それらの形成が月の慣性モーメントの変化に寄与した可能性があります。 [55]これにより、ミランダが90°再配向された可能性があります。[55]これら2つの形成が同時に存在したかどうかについては疑問が残ります。[55]この時点で、月は非球面性と離心率により一時的にハイペリオンで観測されたような混沌とした自転運動を起こすほど歪んでいた可能性がある。[65]ミランダの軌道の再配向が表面に2つのコロナが形成される前に起こった場合、エルシノアはアーデンよりも古いことになる。[58]ミランダの軌道とウンブリエルの軌道が3:1共鳴に入ったことで発生した混沌とした運動現象は、ミランダの軌道傾斜角が3°以上増加したことに寄与した可能性がある。[64]
最後の地質学的エピソードはインヴァネスの形成であり、これが表面張力を誘発し、ヴェローナ・ルペスやアルジェ・ルペスを含む追加の地溝の形成を引き起こしたと思われる。[58]ミランダのこの新たな冷却に続いて、その総体積は4％増加した可能性がある。[69]これらの異なる地質学的エピソードは、おそらく途切れることなく次々と続いた。[58]
結局のところ、ミランダの地質学的な歴史は30億年以上の期間に及んでいた可能性がある。それは35億年前にクレーターが密集した地域の出現とともに始まり、数億年前にコロナの形成とともに終わったと考えられる。[59]
軌道共鳴現象、主にウンブリエルに関連するもの、また程度は低いがアリエルの現象は、ミランダの軌道離心率に大きな影響を与えただろう。 [30]また、ミランダの内部加熱と地質活動にも寄与しただろう。全体として、ミランダの基質に対流運動を引き起こし、惑星分化の開始を可能にしただろう。[30]同時に、これらの現象は、ミランダよりも質量が大きい他の衛星の軌道をわずかに乱しただけだっただろう。[30]しかし、ミランダの表面は、軌道共鳴現象のみの産物としてはあまりにも歪んでいるように見えるかもしれない。[65]
ミランダがウンブリエルとの共鳴から逃れた後、おそらく現在の異常に高い軌道傾斜角へと月を動かすメカニズムによって、離心率は減少しただろう。[30]その後、潮汐力によって離心率と月の中心温度が消去されただろう。これにより、ヴェローナ・ルペスなどの印象的な地質学的遺物は消えることなく、月は球形を取り戻すことができただろう。[65]この離心率は潮汐力の源であるため、その減少により、ミランダの古代の地質活動の燃料であった熱源が不活性化され、冷たく不活性な月になっただろう。[30]
参照
参考文献
引用
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、ミランダ (月)に関連するメディアがあります。
- NASA の太陽系探査サイトでのミランダのプロフィール
- The Nine Planetsのミランダのページ
- 太陽系の眺めにおける天王星の衛星ミランダ
- ポール・シェンクによるミランダとその他の太陽系外衛星の 3D 画像と上空飛行ビデオ
- USGS 惑星命名法ウェブサイトのミランダ命名法
