天卫三

天卫三(Titania / tɪˈtɑːniə /)，也称为天王星III，是天王星最大的卫星和太阳系第八大卫星。 直径为1,耐谈志积门然者据易578 千米(98来自1英里)。1787年被威廉·赫歇尔发现，天卫三以莎士比亚《仲夏夜之梦》仙女皇后命名。它的轨道在天王星磁层内。

天卫三由大约等量的冰和岩构成，并可能分化为两附引货际践清认角岩石核心和冰质地幔，核心-地幔边界可能会有一层液态水海洋存在。 天卫三的表面相对较暗，略带红色，看起来由撞击和内源性构造过程所塑造。它覆盖着无数撞击坑，直径可达326千米(203英里)，但撞击坑不如天王星五个大卫星中最外层的天卫四严重。天卫三可能经历了早期的内源性表面重生事至件，覆盖了其较老的坑坑洼洼的表面。巨大的峡谷和悬崖系统切割了茶天卫三的表面，360百科这是其内部在后期发展中扩张的结果。像天王星的所有主要卫星督示乱么一样，天卫三可能是由天王星形成之后的吸积盘积聚的。

曾构制判换2001年至2005年进行的红外线光谱研究，揭示极觉费送该评了天卫三表面上存在水冰和任算资项推益袁二氧化碳干冰，可能含有微弱的二氧化碳大气层，表面压力约载罗值批战样费然为10纳帕(10−13 bar)。天卫三掩星期复胡旧啊温间的测量值星在1–2 mPa(10–20 nbar)下，将任何可能的大气的表面压力设置为上限。

仅有旅行者2号于1986年1月对天王星系统进行了近距离的研究，它拍摄了多张天卫三的图像，绘制了约40%的表面。

• 中文名称 天卫三
• 外文名称 Titania
• 别名 泰坦妮亚
• 分类 卫星
• 发现者 威廉·赫歇尔

发现

　　1787年1月11日，威廉·赫歇尔(William Herschel)发现了天卫三，同一天他还发现天王星第二大卫星天卫四。 他在副本座什另便苗镇会不久之后宣称又发现了四颗天王星卫星， 但是后来天文学家发现该声明是错误的。 虽然人们使用现代业余望远镜就能在地球上观测到天卫四和天卫三，但是在威廉·赫歇尔宣称发现这两颗卫星之后的五十年间，地球上的任何天文观测仪器都没能再观测到它们。

命名

　　天王星所有卫星的英文名均以威廉·莎士比亚(William Shakespeare)或亚历山大·波普来自(Alexander Po红曲灯被pe)创作的人物命名引刚宣激。天卫三的英文名T360百科itania取自《仲夏夜之梦》 中的妖精女王。天王星所有四颗卫星的名字，都由威廉·赫歇尔的儿子约翰·赫歇尔的儿子应威廉·拉塞尔的请求在1852年提出， 威廉·拉塞尔在之前一年发现了天王星的另外两个卫星，夜含切天卫一(Ariel)和天卫色影二(Umbriel)。

　　天卫三最初被称为"天王星的第一颗卫星"，并于1848年被万卫一场威廉·拉塞尔命名为"Uranus I"。 不过他卷货响句吃间待观学课鱼有时仍然使用威廉·赫歇尔所命名的名称(他分别称天卫三和天卫四为"Uranus II"及"UranVus I")月温活帝便找胜钱。 1851 年，拉塞尔按照各卫星距离天王星远近，采真助娘维另游资河至用罗马数字为当时已知的所有天王星卫星来命名，从此天卫三被称为"Uranus III"。 莎士比亚角色的名字发音为/tɪˈteɪnjə/，但天卫三通常发音为/taɪˈteɪniə/，类似于熟悉的化学元素钛。 形容词形式与土住振卫六同音。Titania的名字起源于古希腊，意为泰坦的女儿。

轨道

　　天卫三环绕天王星的轨道约436,000千米(271,000英里)，是天王来自星五颗大卫星中距离天王星第二远的一颗。天卫四轨道的离心率和轨道倾角(相对于天王星赤道)比较小。 天卫三轨道公转周期是大约8.7天，威标接毛非青恰好与其自转周期相同。换句话说，天卫三是同步自转卫星或潮汐锁定卫星，一面始终朝向天王星。

360百科　　天卫三的轨道完全位于天王星磁层内部。 这很重要，因为在磁层内部运行的卫星背同轨道半球受到与行星共同旋转的磁层等离子体的轰击。 这种轰击可能导致背面半球暗化，实际上已经在除天卫四以外的所有天王星卫星上均已观测到。

　　由于天王星几乎第快货伤轻言飞次躺着绕太阳公转，并且其卫星在行星的赤道平面内公转，因此它们(包括天卫三)要经历一个极端的季节性周期。北极和南极会在完全的黑暗中度过42年，在持续的阳光下度过42年，每个冬至日，太阳都在接近极点的地方升起。 旅行者2号飞掠时正好与坏渐次请到维晶鸡南半球的1986年夏至相吻合，几乎照亮了整个南半球。天王星每隔42年出现一次春分，那时其赤道平面与地球相交，天王星的卫星可能出现相互掩食。在2007–2008年，许多食策根封高当球含妈早此类事件被观察到，包括天卫二在2007年8月15映走游世口机日和12月8日两次掩加号还还束露食了天卫三。

物质构成和内部结构

　　天卫三是天王星体积和质量最大的卫星，也是太阳系中质量第八大的卫星。天卫三的密度为1.71g /cm³， 远高于土星卫星的典型密度，表明它由大致相等的比例的水冰和致密的非冰成分组成; 后兰还家者可以是岩石和包括较重有机化合所围义程物的碳基物质。 2001年至2005年红外光谱的观察表明有结晶的水冰在其卫课扬益往星表面存在。 天卫三同轨道半球的镇息如水冰吸收带比逆轨道半球稍强。这与在天卫四观察到的结果相反，其逆轨道半球表现出更强的水冰特征。 这种不对称性的原因尚不清楚，但可能与来自天王星的磁层中带电粒子的轰击有关，在逆轨道半球更强(由于等离子体的同向旋转)。 高能粒子倾向于升华水冰，分解被困在冰中形成水合物的甲烷并使其他有机物变暗，留下深色的富碳残渣表面。

　　除水外，通过红外光谱法在天卫三表面鉴定出的其他化合物是二氧化碳，主要集中在逆轨道半球。[21]二氧化碳的起源尚氢在云对督掌获假不完全清楚。它可能是从本地碳酸盐产生的，也可能是有机物质受到太阳紫外线辐射或来自天王星磁层的高能带电粒子的影响。后一个过程可以解释其分布的不对称性，因为逆轨道半球比同轨道半球受到的磁层影响更大。另一个可约她能的来源是早期天卫三内部水冰释放出以前困住的CO2，这可能过去这颗卫星上的地质活动有关。

　　天卫三距同粉演待矿告必似内部可能会分化为被冰质地幔包裹的岩必宣称营较石核心。 如果是这种情肉况，核心半径则有520千米(320英里)，约占卫星半径的66%，苗怕在否万哥其质量约为卫星质量的5云8%，比例由卫星质量组成决定。天卫三中心的压力约为0.58GPa(5.8 千巴)， 尚不清楚冰地幔的状态。如果冰中含有足够的氨或其他抗冻剂，天卫三可能在核心-地幔边界存在一个地下海洋，厚度可达50千米(31英里)，温度约为190K。 天卫三现今的内部结构很大程度上取决于其热力学历史，这一点我们知道的很少。

表面特征

　　在天王星的卫星中，天卫三的亮度介于黑暗的天卫四和天卫二以总铁逐序课击及明亮的天卫一和天卫五之间。 其表面显示出稳固的反相激增，在0°的相位角下，反射率从35%降低(几何反照率)至25%(约1°的角度)。天卫三的含量相对较低光谱反照率约17%。 其表面通常为浅红色，但比天卫四淡一些。 但是，新的冲击沉积物会变蓝，而位于厄休拉(Ursula)撞击坑附近同轨道半球的平滑平原和沿一些地堑有些偏红。 同轨道半球和逆轨道半球之间可能存在不对称性; 前者比后者更红8%，但是这种差异与平滑平原有关，并且可能是偶然的。 随着太阳系年龄的增长，表面变红可能是由于带电粒子轰击和微陨石带来的空间风化。 但是，天卫三的颜色不对称很可能与红色物质的增加有关。来自天王星系统的外层，可能来自不规则卫星，这将主要沉积在同轨道半球。

　　科学家已经发现天卫三的三类地质特征:撞击坑、峡谷、悬崖。 天卫三的表面没有天卫四或天卫二的表面那么多撞击坑，因此表面更年轻。 最大的已知撞击坑Gertrude (也可能有一个大小大致相同的退化盆地)直径达到326千米， 有些撞击坑(例如，Ursula和Jessica)被明亮的撞击喷射物(辐射线)--相对较新的水冰包围。天卫三上的所有大型撞击坑都有平坦的平原和中央峰。例外是厄休拉(Ursula)撞击坑，其中心有一个凹坑。 在格特鲁德(Gertrude)的西面有一个地形不规则的区域，即所谓的"未命名盆地"，它可能是另一个直径严重降低的撞击盆地。约330千米(210英里)。

　　天卫三的表面被巨大的断层和悬崖系统所贯穿。在某些地方，两条平行的陡坡标志着卫星地壳的凹陷， 形成地堑，有时也叫作峡谷。 天卫三峡谷中最突出的是墨西拿(MessinaChasma)，绵延约1500千米(930英里)，从赤道一直延伸到南极。 天卫三上的地堑宽20-50千米(12-31英里)，深度约2-5千米。 与峡谷无关的峭壁被称为rupes，例如Ursula撞击坑附近的Rousillon Rupes。 在旅行者号的图像分辨率下，Ursula附近的一些陡峭区域显得很光滑。在大多数撞击坑形成之后，这些光滑的平原可能天卫三地质历史的后期得以重铺表面。表面重铺可能是内生性的，包括从内部喷出的流体物质(低温狂热)，或者可能是附近的大型撞击坑被撞击溅射物质所覆盖。 地堑可能是天卫三上最年轻的地质特征-它们分割了所有撞击坑，甚至是光滑的平原。

　　泰坦尼亚的地质受到两种竞争力量的影响:撞击坑 前者作用于卫星的整个历史，影响了所有表面。后面的过程本质上也是全球性的，但是主要在卫星形成 时消除了原本坑坑洼洼的地形，这可以解释现今卫星表面上撞击坑的数量相对较少。 以后可能还会发生其他重铺表面现象，并导致形成光滑的平原。 另外，较光滑的平原可能是被附近撞击坑的喷射物所覆盖。 内源性作用主要表现为地质构造活动，最终形成了峡谷地形，也就是冰质地壳中的大裂缝。 这种地壳裂缝是在天卫四的星体膨胀过程中形成的，该星体膨胀率达到了0.7%。

大气层

　　表面上存在二氧化碳表明，天卫三可能具有淡淡的CO2季节性大气层，很像木卫四 其他气体，例如氮或甲烷，之所以不太可能出现，是因为Titania的弱引力无法阻止它们逃逸到太空。天卫三夏至可达最高温度 (89 K)，二氧化碳的蒸汽压含量约为300μPa(3 nbar)。

　　2001年9月8日，天卫三掩食了一颗视星等7.2的明亮恒星(HD 106829)，这是一次精确天卫三直径和星历的好机会，并检测任何现存的大气层。数据显示没有压力达到1–2 mPa(10–20 nbar)大气层存在。如果存在，它也比海卫一和冥王星更薄 此上限仍比二氧化碳的最大可能表面压力高出几倍，这意味着测量对大气参数本质上没有任何限制。

　　天王星系统的特殊几何结构导致卫星的两极接受更多太阳能 由于CO2的蒸气压是随温度陡然升高，因此 可能导致天卫三在低纬度地区的凝聚，在那里它可以稳定存在于高反照率补丁和冰的形式的阴影区域。在夏季，当极地温度高达85–90K时， 二氧化碳升华并迁移到相反的极点和赤道区域，

　　引起一种碳循环。磁层粒子造成的冷阱可以将凝聚的二氧化碳干冰从中清除，从而将其从表面溅出。自46亿年前形成以来，天卫三被认为已经损失了大量的二氧化碳。

起源和演化

　　天卫三被认为是由吸积盘或次星云，天王星形成后一段时间内存在的气体或尘埃盘，或可能是由造成倾斜天王星的巨大撞击产生的。 天文学家尚不清楚次星云的确切物质成分;但是相较于土星的卫星，天卫三和其他天王星卫星的密度较高，表明该次星云中所含的水冰可能比较少。 形成卫星的次星云中，氮和碳元素可能更多的以一氧化碳和氮气而非氨和甲烷的形式存在，可能包含较少的水冰(其中的CO和N2被捕获为包合物)和更多的岩石，这说明它们的密度更高。

　　天卫四的形成过程可能持续了几千年。 伴随积聚的影响导致卫星外层发热。 当时在约60千米(37英里)的深度处达到了约250 K(−23°C)的最高温度。 天卫三形成后，地下岩层逐渐冷却，而内部岩层温度则因蕴藏于岩石中的放射性元素衰变产生的热能而上升。 冷却的外部岩层出现收缩现象，而内部岩层则向外膨胀，星体地壳产生了强大的应力，导致裂缝形成。这种过程持续了大约2亿年， 形成了今天所看到的峡谷的。这意味着数十亿年前，任何内源性构造活动就停止了。

　　早期的积聚加热如果某些抗冻剂(例如氨)的形式，再加上放射性元素的持续衰变，其强度可能足以融化冰。水合氨或盐 进一步的融化可能导致了冰与岩石的分离，并形成了冰质地幔包围的岩心。在岩心-地幔边界可能形成了一层富含溶解氨的液态水海洋。 这层氨水混合物的低共熔点为176 K(-97°C)。 如果温度低于该数值，那么现在这层海洋可能又会重新结冻。海洋结冻将导致内部结构膨胀，这可能是大多数峡谷地形形成的原因。 但是，目前对天卫三地质演化的认识仍然十分有限。

探测

　　只有旅行者2号曾在1986年1月飞掠天卫四时拍摄了该卫星的特写照片。由于旅行者2号和天卫三之间的最近距离只有365,200千米(226,900英里)， 该卫星的最佳图像的空间分辨率约为3.4千米(仅对天卫五和天卫一进行了较高分辨率的成像)。 图像覆盖了大约40%的表面，但只有24%的照片具有所需的精确度地质测绘。在飞越时，天卫三的南半球(像其他卫星一样)指向太阳，因此无法研究北(暗)半球。

　　天王星系统和天卫三没有被其他航天器访问过，并且以后没有执行任何探测任务计划。已放弃的一种可能是派卡西尼号从土星前往天王星执行扩展任务。提出的另一个任务概念是"天王星轨道器和探测器计划"，在2010年左右进行了评估。天王星也作为先锋星际探测器概念"创新星际探索者计划"航线的一部分进行了研究。天王星轨道器 被列为"NASA行星科学十年调查项目"的第三优先级旗舰任务，目前正在分析该任务的概念设计。