Перегляд вихідного коду сторінки Міранда (супутник)

У Вас нема дозволу на редагування цієї сторінки з такої причини:

Ваша IP-адреса знаходиться в діапазоні, який заблоковано у всіх вікі Фонду Вікімедіа.

Блокування зроблено ‪EPIC‬. Причиною вказано Open proxy/Webhost: See the help page if you are affected.

Початок блокування: 08:48, 2 липня 2024
Закінчення блокування: 08:48, 2 липня 2025

Ваша поточна IP-адреса: 206.189.44.186. Заблокований діапазон — 206.189.32.0/20.

Будь ласка, додайте всі вказані подробиці до будь-яких запитів, які Ви будете робити. Якщо ви вважаєте, що вас заблокували помилково, ви можете знайти додаткову інформацію та інструкції в глобальній політиці Без відкритих проксі.

В іншому випадку, щоб обговорити блокування, будь ласка, опублікуйте запит на розгляд на Мета-вікі. Ви також можете надіслати електронний лист до VRT-черги стюардів за адресою stewards@wikimedia.org, вказавши усю вищезазначену інформацію.

Ви можете переглянути та скопіювати вихідний текст цієї сторінки:

{{Otheruses|Міранда}}
{{Супутник
 | назва              = Міранда
 | зображення         = PIA18185 Miranda's Icy Face.jpg
 | підпис             = Знімок з космічного апарата «[[Вояджер-2]]»
 | Колір              =
 | історичні дані     =
 | дата               = [[16 лютого]] [[1948]]
 | відкривач          = [[Джерард Койпер]]
 | місце відкриття    = [[Обсерваторія Макдональд]], [[Техас]]
 | планета            = [[Уран (планета)|Уран]]
 | номер              = Уран V
 | орбітальні дані     = 
 | велика піввісь        = 129&nbsp;900
 | середній радіус орбіти = 129&nbsp;900
 | ексцентриситет        = 0,0013
 | орбітальний період  = 1,413 479
 | перицентр          = 
 | апоцентр          = 
 | нахил орбіти      = 
 | діаметр           = 480 × 468.4 × 465.8
 | радіус            = 235,8 ± 0,7 (240,4&nbsp;+&nbsp;234,2&nbsp;+&nbsp;232,9)
 | площа поверхні    = 698&nbsp;710,82
 | маса              = 6,59±0,75{{e|19}}
 | густина           = 1,214&nbsp;г/см³
 | об'єм             = 54&nbsp;918&nbsp;670
 | прискорення       =
 | швидкість         = 0,19
 | період обертання  = [[Синхронний супутник|дорівнює орбітальному]] (супутник повернений до Урана одним боком) 
 | нахил осі         = 
 | альбедо           = 0,32 ± 0,03<ref name=jplssd/>
 | температура       = ~60&nbsp;К (-213,15&nbsp;°C)
 | тиск              =
 | атмосфера         = нема
 | позначення        =
 | видима зоряна величина = 15.8
<!-- необов'язкові параметри для посилань
 | фізичні дані      =
 | ref-orbit         =
 | ref-axis          =
 | ref-period        =
 | ref-incl          =
 | ref-diameter      =
 | ref-mass          =
 | ref-volume        =
 | ref-area          =
 | ref-rotation      =
 | ref-apsis         =
 | ref-density       =
 | ref-tilt          =
-->
 |}}

'''Міра́нда''' ({{lang-en|Miranda}}), також '''Уран&nbsp;V'''&nbsp;— найближчий і найменший серед п'яти великих [[супутник]]ів [[Уран (планета)|Урана]]. Відкрита 1948 року [[Джерард Петер Койпер|Джерардом Койпером]] і названа на честь [[Міранда ("Буря")|Міранди]] з п'єси [[Вільям Шекспір|Шекспіра]] «[[Буря (п'єса)|Буря]]». Супутник сфотографовано з близької відстані лише одного разу, під час прольоту космічного апарату «[[Вояджер-2]]» через систему Урана в січні 1986 року. З усіх [[Супутники Урана|супутників Урана]] Міранду було найкраще вивчено завдяки тому, що вона опинилася найближче до траєкторії «Вояджера-2». Однак дослідити вдалося лише південну півкулю, бо північна перебувала в тіні.

Поверхня супутника, ймовірно, складається з водяного [[лід|льоду]], змішаного з [[Силікати|силікатами]] та [[Карбонати|карбонатами]], а також [[аміак]]у. Як й інші супутники Урана, Міранда має [[Пори року|сезонні цикли]], які пов'язані з її обертанням навколо Урана. Швидше за все, Міранда сформувалася з [[Туманність|туманності]] або [[акреційний диск|акреційного диска]] навколо Урана, який або існував з часів формування планети, або утворився внаслідок катастрофічного [[Зіткнення з космічним тілом|зіткнення]], яке, ймовірно, й надало Урану дуже великий [[нахил осі обертання]]. Нахил орбіти супутника до екватора Урана невеликий: 4,338°. На поверхні супутника можна спостерігати просторі горбисті рівнини, всіяні [[Ударний кратер|кратерами]] й посічені мережею борозен та [[каньйон]]ів. На поверхні видно три своєрідні ділянки розміром понад 200&nbsp;км&nbsp;— так звані [[Вінець (планетарна геологія)|вінці]]. Ці утворення, так само як і незвичайний нахил орбіти Міранди, можуть бути результатом складної геологічної історії. На Міранді могли діяти [[припливні сили]], механізми [[Орбітальний резонанс|орбітальних резонансів]], процес [[Гравітаційна диференціація|гравітаційної диференціації]], [[Конвекція|конвекційні рухи]], розширення речовини надр і непостійний [[кріовулканізм]].

== Відкриття та найменування ==
[[Файл:GerardKuiper.jpg|thumb|upright|left|Джерард Койпер у 1963 році]]
Міранда була відкрита [[16 лютого]] [[1948]] року нідерландським та американським (з 1933 року) астрономом [[Джерард Петер Койпер|Джерардом Койпером]] в [[Обсерваторія Макдональд|обсерваторії Макдональд]] у [[Техас]]і через 97 років після відкриття [[Титанія (супутник)|Титанії]] та [[Оберон (супутник)|Оберона]]. Метою Койпера було отримання точних даних про відносні величини чотирьох відомих до того часу супутників Урана: [[Аріель (супутник)|Аріеля]], [[Умбріель (супутник)|Умбріеля]], Титанії та Оберона<ref name="Kuiper1949">{{cite journal
|pages=129
|issue=360
|doi=10.1086/126146
|bibcode=1949PASP...61..129K
|volume=61
|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
|year=1949
|title=The Fifth Satellite of Uranus
|last=Kuiper | first=G. P.
}}</ref>.

За пропозицією сина першовідкривача супутників Урана [[Джон Гершель|Джона Гершеля]] всі супутники Урана називають на честь персонажів творів [[Вільям Шекспір|Вільяма Шекспіра]] та [[Олександр Поуп|Олександра Поупа]]. Міранда отримала назву на честь персонажа п'єси Вільяма Шекспіра «[[Буря (п'єса)|Буря]]»&nbsp;— [[Міранда ("Буря")|Міранди]], дочки [[Просперо (персонаж)|Просперо]]<ref name="Kuiper1949"/>. Відповідно, деталі поверхні супутника [[планетна номенклатура|називають]] на честь персонажів творів Шекспіра або згаданих там географічних об'єктів<ref name="Brahic2010">{{cite book
|first=Brahic A.
|coauthors=Odile Jacob (ed.)
|year=2010
|title=De feux et de glace : ardentes géantes
|publisher=
|isbn=9782738123305
}}</ref>.

== Орбіта ==
[[Файл:ESO-Uranus-Moons.jpg|thumb|left|Уран, Міранда та інші його супутники на інфрачервоному знімку [[Паранальська обсерваторія|обсерваторії Паранал]]]]

Міранда&nbsp;— найближчий до Урана [[Великі супутники Урана|великий супутник]]. Її орбіта лежить на відстані близько 129&nbsp;900&nbsp;км від Урана і нахилена до площини його екватора на 4,2° (що набагато більше, ніж у решти великих супутників Урана)<ref name="orbitMiranda">
{{cite web
 |url         = http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem#uranus
 |title       = Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Satellites of Uranus
 |author      = 
 |work        = 
 |publisher   = NASA/JPL, California Institute of Technology
 |accessdate  = 
 |language    = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/617VryYmR?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem#uranus
 |archivedate = 2011-08-22
 |deadurl     = no
}}
</ref><ref name="Delprat2005">
{{cite book
|first= Catherine Delprat (редактор) и др. |last=
|pages=395
|coauthors=
|year=2005
|title=Larousse du Ciel : Comprendre l'astronomie du 21e siècle
|publisher=Larousse, coll. «Regards sur la science»
|isbn=2035604346
}}</ref>. Як і екватор планети, вона лежить не в площині орбіти Урана, а майже перпендикулярно до неї. [[Ексцентриситет]] орбіти становить 0,0013<ref name="orbitMiranda" />, тобто орбіта Міранди практично [[коло]]ва. Такі параметри орбіти, ймовірно, пов'язані з тим, що в Міранди могли бути [[Орбітальний резонанс|орбітальні резонанси]] з іншими супутниками. Наприклад, орбітальний резонанс 3:1 з [[Умбріель (супутник)|Умбріелем]] і, ймовірно, орбітальний резонанс 5:3 з [[Аріель (супутник)|Аріелем]]<ref name="Tittemore1990">{{cite journal
|last=Tittemore|first=W. C.
|coauthors=Wisdom, J.
|title=Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities
|journal=Icarus
|volume=85
|issue=2
|pages=394—443
| year=1990
|bibcode=1990Icar...85..394T|doi=10.1016/0019-1035(90)90125-S}}</ref>. Можливо, саме через орбітальний резонанс з Умбріелем збільшився ексцентриситет орбіти Міранди, сприяючи внутрішньому розігріванню й геологічній активності цього супутника. У той же час орбіта Умбріеля змінилась менше<ref name="Tittemore1990" />. Через невелике сплющення і малий розмір Урана його супутники можуть легко вийти зі слабкого (порівняно з [[Сатурн (планета)|Сатурном]] або [[Юпітер (планета)|Юпітером]]) резонансу руху. Прикладом тому слугує Міранда, яка ухилилася від резонансу (імовірно через механізм, який і привів її орбіту до аномально високого нахилу)<ref>{{cite journal
 |title=Tidal Evolution of the Uranian Satellites II. An Explanation of the Anomalously High Orbital Inclination of Miranda
 |first=W. C. |last=Tittemore |coauthors=Wisdom, J.
 |journal=Icarus |volume=7 |issue=1 |pages=63—89 |year=1989
 |doi=10.1016/0019-1035(89)90070-5|bibcode = 1989Icar...78...63T }}</ref><ref>{{cite journal
 |title=The Role of Secondary Resonances in the Orbital History of Miranda
 |author=Malhotra, R., Dermott, S. F.
 |journal=Icarus |volume=8 |issue=2 |pages=444—480
 |year=1990 |doi=10.1016/0019-1035(90)90126-T |bibcode = 1990Icar...85..444M }}</ref>.

[[Сидеричний період|Орбітальний період]] становить 1,41347925 земних діб, збігається з [[Період обертання|періодом обертання навколо власної осі]], і супутник завжди повернутий до Урана одним боком<ref name="Smith1986">{{cite journal
|author=Smith, B. A.;
Soderblom, L. A.;
Beebe, A.;
Bliss, D.;
Boyce, J. M.;
Brahic, A.;
Briggs, G. A.;
Brown, R. H.;
Collins, S. A.
|title=Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results
|journal=Science
|volume=233
|issue=4759
|pages=97—102
|year=1986
|ref=Smith1986
|doi=10.1126/science.233.4759.43
|pmid=17812889
|bibcode=1986Sci...233...43S
|display-authors= 2}}</ref>. Орбіта Міранди повністю лежить у магнітосфері Урана<ref name="Grundy2006">{{cite journal
|pages=543—555
|year=2006
|doi=10.1016/j.icarus.2006.04.016
|bibcode=2006Icar..184..543G
|last=Grundy | first=W. M.
|volume=184
|journal=Icarus
|coauthors=Young, L. A.; Spencer, J. R.; ''et al.''
|title=Distributions of H<sub>2</sub>O and CO<sub>2</sub> ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations
|issue=2
|arxiv=0704.1525
}}</ref>. Завдяки цьому вся півкуля безповітряного супутника, що розташована з боку, спрямованого проти руху супутника по орбіті, постійного бомбардується магнітосферною [[плазма (агрегатний стан)|плазмою]], що обертається разом із планетою<ref name="Ness1986">{{cite journal
|last=Ness | first=N. F.
|coauthors=Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al.
|title=Magnetic Fields at Uranus
|journal=Science
|volume=233
|issue=4759
|pages=85—89
|year=1986
|doi=10.1126/science.233.4759.85
|pmid=17812894
|bibcode=1986Sci...233...85N
}}</ref>. Таке бомбардування може призвести до потемніння поверхні півкулі, що й спостерігається на всіх супутниках Урана, крім Оберона<ref name="Grundy2006"/>. «[[Вояджер-2]]» при наближенні до супутника зареєстрував помітне зменшення концентрації іонів магнітосфери Урана<ref name="Krimigis1986">{{cite journal
|last=Krimigis|first=S. M.
|coauthors=Armstrong, T. P.; Axford, W. I.; et al.
|title=The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment
|journal=Science
|volume=233
|pages=97—102
|year=1986
|bibcode=1986Sci...233...97K|doi=10.1126/science.233.4759.97|pmid=17812897|issue=4759}}</ref>.

Оскільки Уран обертається навколо [[Сонце|Сонця]] майже на боці, він і його супутники, що розташовані в екваторіальній площині планети, мають сезонні цикли. Полюс Міранди (північний або південний) протягом 42 років поступово переходить із повної темряви до безперервного дня під час [[сонцестояння]], коли [[Сонце]] протягом кількох років перебуває майже в [[зеніт]]і. Протягом наступних 42 років полюси міняються місцями<ref name="Grundy2006"/>. Проліт «Вояджера-2» у січні 1986 року збігся з літнім сонцестоянням у південній півкулі Міранди, тоді як у північній півкулі була суцільна ніч.

Кожні 42 роки у системі Урана настає [[рівнодення]] і з Землі можна спостерігати взаємні [[Покриття (астрономія)|покриття]] його супутників. Кілька таких подій спостерігалося в 2006—2007 роках, зокрема покриття Аріеля Мірандою [[15 липня]] [[2006]] року о 00:08 UT та покриття Умбріеля Мірандою [[6 липня]] [[2007]] о 1:43 UT<ref>
{{cite journal|title=Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel|last=Miller|first=C.|coauthors=Chanover, N. J.|journal=Icarus|volume=200|issue=1|pages=343—6|doi=10.1016/j.icarus.2008.12.010|bibcode=2009Icar..200..343M|year=2009}}
</ref><ref>{{cite journal
| author = Arlot, J.-E.;
Dumas, C.;
Sicardy, B.
| title = Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT
| journal = Astronomy and Astrophysics
| volume = 492
| pages = 599
| year = 2008
| doi = 10.1051/0004-6361:200810134
| bibcode=2008A&A...492..599A
}}</ref>.

== Склад та внутрішня структура ==
[[Файл:Convection thermique à viscosité constante.png|thumb|upright=1.4|[[Конвекція|Конвекційні]] рухи в середовищі з постійною в'язкостю|alt= Діаграма показує явище теплової конвекції у вигляді грибоподібних стовпчиків, позначених червоним кольором, які підіймаються з дна. Згори опускаються холодні потоки, позначені синім кольором]]
Форма небесних тіл залежить від їхнього розміру: великі тіла є кулястими, а малі мають неправильну форму. Межа між ними проходить поблизу значення діаметра 400 км<ref name="Brahic2010"/>. Міранда, маючи розмір близько 470&nbsp;км, перебуває на межі між малими й великими супутниками<ref name="Thomas1988">{{cite journal
|last=Thomas | first=P. C.
|title=Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates
|journal=Icarus
|volume=73 (3)
|pages=427—441
|year=1988
|doi=10.1016/0019-1035(88)90054-1
|bibcode=
}}</ref>, і її форма суттєво відрізняється від [[Сфера|кулястої]]. Вона має найменшу густину серед великих супутників Урана: {{s|1,15 ± 0,15 г/см<sup>3</sup>}}. Це близько до густини водяного льоду<ref name="Bauer2002">{{cite journal
|last=Bauer | first=James M.
|title=The Near Infrared Septrum of Miranda
|journal=Icarus
|volume=158
|pages=178—190
|year=2002
|doi=
|bibcode=
}}</ref>. Спостереження поверхні в [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному діапазоні]] дозволили виявити на ній [[Лід|водяний лід]], змішаний із [[Силікати|силікатами]] й [[Карбонати|карбонатами]]<ref name="Bauer2002"/>. За допомогою таких спостережень поверхні було виявлено [[аміак]] (NH<sub>3</sub>) у кількості 3&nbsp;%<ref name="Bauer2002"/>. На основі отриманих «Вояджером-2» даних вважають, що частка силікатних порід лежить у межах від 20&nbsp;% до 40&nbsp;% маси супутника<ref name="Bauer2002"/>.

За однією з гіпотез Міранда поділяється на силікатне ядро та мантію, яка складається з водяного льоду<ref name="Hussmann2006">{{cite journal
|last=Hussmann
|first=H.
|coauthors=Sohl, Frank; Spohn, Tilman
|title=Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects
|journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]
|volume=185
|issue=1
|pages=258—273
|year=2006
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..258H
|doi=10.1016/j.icarus.2006.06.005
|bibcode=2006Icar..185..258H
|accessdate=23 березня 2012
|archive-date=11 жовтня 2007
|archive-url=https://web.archive.org/web/20071011123945/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..258H
}}</ref>. Товщина мантії становить 135&nbsp;км, а ядро має радіус близько 100&nbsp;км<ref name="Hussmann2006"/>. За такої будови відведення внутрішнього тепла супутника відбувається шляхом [[Теплопровідність|теплопроводності]]<ref name="Hussmann2006"/>. Проте вінці на поверхні супутника можуть свідчити про [[Конвекція|конвекційні]] рухи на поверхні. За однією з гіпотез, лід на Міранді є [[клатрати|клатратом]] з пористої замороженої суміші [[метан]]у й водного льоду<ref name="Croft1989">{{cite conference
|last=Croft
|first=S. K.
|title=New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda
|year=1989
|publisher=Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston
|work=Proceeding of Lunar and Planetary Sciences
|volume=20
|pages=205C
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989LPI....20..205C
|accessdate=23 березня 2012
|archive-date=28 серпня 2017
|archive-url=https://web.archive.org/web/20170828101710/http://adsabs.harvard.edu/abs/1989LPI....20..205C
}}</ref>. Окрім метану, водні клатрати можуть захоплювати [[Оксид вуглецю(II)|оксид вуглецю]] й інші молекули, згодом утворюючи речовину з добрими [[Теплоізоляційні матеріали|теплоізоляційними]] властивостями, внаслідок чого теплопровідність клатратів становитиме лише від 2 до 10&nbsp;% теплопроводності звичайного льоду<ref name="scientific-journal">{{cite web|url=http://scientific-journal.ru/miranda.html|title=Чому розстріскалась Міранда|date=28/01/2011|publisher=Scientific-Journal.Ru|accessdate=2011-09-25|archiveurl=https://www.webcitation.org/64vJtsU6o?url=http://scientific-journal.ru/miranda.html|archivedate=2012-01-24|deadurl=yes}}</ref>. Ці клатрати можуть утримувати теплову енергію, яка вивільняється під час розпаду радіоактивних елементів у надрах супутника і за такої будови потрібно було б близько 100&nbsp;млн років для нагрівання льоду до 100&nbsp;°C<ref name="scientific-journal" />. Теплова енергія також поширювалася усередину супутника, що могло призвести до розширення ядра на 1&nbsp;% і до утворення тріщин на поверхні<ref name="Croft1989" /><ref name="scientific-journal" />. Крім того, [[теплова енергія]], що передається з надр супутника на його поверхню унаслідок теплопровідності, також пояснювала б часткове диференціювання поверхні<ref name="Pappalardo1993">{{cite conference
|last=Pappalardo
|first=R.
|coauthors=Greeley, R.
|title=Structural evidence for reorientation of Miranda about a paleo-pole
|year=1993
|publisher=Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston
|work=Twenty-Fourth Lunar and Planetary Science Conference
|volume=
|pages=1111—1112
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993LPI....24.1111P
|accessdate=23 березня 2012
|archive-date=29 жовтня 2019
|archive-url=https://web.archive.org/web/20191029134130/http://adsabs.harvard.edu/abs/1993LPI....24.1111P
}}</ref>.

== Поверхня ==
Поверхня Міранди примітна неочікуваною для такого маленького небесного тіла різноманітністю геологічних структур. Вони включають [[розлом]]и, [[Долина|долини]], [[Ударний кратер|кратери]], [[Гірський хребет|хребти]], лощини й [[урвище|урвища]]<ref name="Thomas1988" /><ref name="Encrenaz2010_130">{{cite book
|first=Encrenaz |last=Thérèse
|coauthors=
|year=2010
|title=Les planètes, les nôtres et les autres
|publisher=EDP Sciences
|isbn=9782759804443
}}</ref>.

Цей супутник за розмірами подібний до [[Енцелад (супутник)|Енцелада]]. Деякі ділянки старі й невиразні; на них видно численні ударні кратери. Це пояснюється невеликим розміром і, як наслідок, геологічною інертністю тіла<ref name="Brahic2010" />. Інші регіони вкрито прямокутними або яйцеподібними смугами; вони містять складні переплетення хребтів і уступів та безліч паралельних променів, утворених світлою й темною речовиною<ref name="Smith1986" />. Супутник, швидше за все, складається з водяного льоду, [[Силікати|силікатних]] порід і, можливо, деякої кількості [[Органічні сполуки|органічних сполук]], більш-менш глибоко розташованих в надрах<ref name="Smith1986" />. 

В 2024 році вчені з [[Університет Джонса Гопкінса|Лабораторії прикладної фізики ім. Джона Гопкінса]] (APL) виявили, що Міранда може приховувати підповерхневий океан, що в свою чергу, створює потенційну можливість для існування [[Позаземне життя|позаземних форм життя]]. Для дослідження використовувалися комп’ютерні моделі для аналізу геологічних структур Міранди. Модель, яка найкраще відповідала поверхні супутника, свідчить про те, що Міранда від 100 до 500&nbsp;млн років тому могла мати величезний океан під своєю поверхнею. Це також вказує на те, що крижані шари на поверхні Міранди, ймовірно, становлять 30&nbsp;км завтовшки, а океан може сягати глибини — до 100&nbsp;км<ref>[https://noworries.news/astronomy-vidkryly-ranishe-nevidomyj-suputnyk-uranu-na-yakomu-mozhe-isnuvaty-zhyttya/# Астрономи відкрили раніше невідомий супутник Урану, на якому може існувати життя. 01.11.2024, 6:48 pm]</ref>.

[[Файл:Geographic Sketch Map Of Miranda.png|center|thumb|600px|Карта Міранди]]
{| class="wikitable"
|+ Назва деталей поверхні на дослідженому боці Міранди<ref name="usgs">{{cite web|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=MIRANDA|title=Miranda Nomenclature Table Of Contents|publisher=United States Geological Survey, Astrogeology|work=Gazetteer of Planetary Nomenclature|archiveurl=https://www.webcitation.org/618OijXZJ?url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=MIRANDA|archivedate=2011-08-22|accessdate=2012-03-26|deadurl=no}}</ref><br/>(взяті з творів [[Вільям Шекспір|Вільяма Шекспіра]])
! Назва !! Тип !! Довжина (діаметр), км !! Широта (°) !! Довгота (°) !! Походження назви
|-
| Регіон Мантуя
| rowspan="4"|[[Регіон]] (область)|| <center> 399 ||<center> −39,6 ||<center> 180,2 ||Регіон [[Італія|Італії]], який згадано у творі «[[Два веронці]]»
|-
| Регіон Ефес || <center> 225 ||<center> −15 ||<center> 250 ||Місто, де жили близнята з твору «[[Комедія помилок]]» (сучасна [[Туреччина]])
|-
| Регіон Сицилія || <center> 174 ||<center> −30 ||<center> 317,2 ||Регіон в [[Італія|Італії]] з твору «[[Зимова казка]]»
|-
| Регіон Дунсінан || <center> 244 ||<center> −31,5 ||<center> 11,9 ||Пагорб, згаданий у п'єсі «[[Макбет (п'єса)|Макбет]]»
|-
| Вінець Арден
| rowspan="3"|[[Вінець (планетарна геологія)|Вінець]]||<center> 318 ||<center> −29,1 ||<center> 73,7 || Арденський ліс<ref>Дія п'єси Шекспіра розгортається у Франції, і, можливо, він мав на увазі Арденнський ліс, але, можливо, це Арденський ліс у [[Ворикшир]]і.</ref>, де розгортаються події у творі «[[Як вам це сподобається]]»
|-
| Вінець Ельсінор ||<center> 323 ||<center> −24,8 ||<center> 257,1 ||[[Гельсінгер]], місце дії п'єси «[[Гамлет]]»
|-
| Вінець Інвернесс ||<center> 234 ||<center> −66,9 ||<center> 325,7 ||Замок із твору «[[Макбет (п'єса)|Макбет]]»
|-
| Уступ Алжир
| rowspan="2"|[[Уступ (астрономія)|Уступ]]|| <center> 141 ||<center> −43,2 ||<center> 322,8 ||Регіон [[Франція|Франції]], у якому відбувається дії п'єси «[[Буря (п'єса)|Буря]]»
|-
| [[Верона (уступ)|Уступ Верона]] || <center> 116 ||<center> −18,3 ||<center> 347,8 ||[[Верона|Регіон Італії]], де розгортаються сюжет твору «[[Ромео і Джульєтта]]»
|-
| Борозна Неаполь
| rowspan="2"|[[Борозна (планетна номенклатура)|Борозна]]||<center> 260 ||<center> 32 ||<center> 260 ||[[Неаполь|Місто]], у якому відбувається дії п'єси «[[Буря (п'єса)|Буря]]»
|-
| Борозна Сіракузи || <center> 40 ||<center> 15 ||<center> 293 || [[Сіракузи|Регіон Італії]], де розгортається сюжет твору «[[Комедія помилок]]»
|-
| Алонсо
| rowspan="7"|[[Ударний кратер|Кратер]]|| <center> 25 ||<center> −44 ||<center> 352,6 ||Король [[Неаполь|Неаполя]] з твору «[[Буря (п'єса)|Буря]]»
|-
| Фердинанд || <center> 17 || <center>−34,8 ||<center> 202,1 ||Син короля Неаполя з твору «[[Буря (п'єса)|Буря]]»
|-
| Франциско || <center> 14 ||<center> −73,2 ||<center> 236 ||Придворний з твору «[[Буря (п'єса)|Буря]]»
|-
| Гонзало ||<center> 11 ||<center> −11,4 ||<center> 77 ||Радник короля Неаполя з твору «[[Буря (п'єса)|Буря]]»
|-
| Просперо ||<center> 21 ||<center> −32,9 ||<center> 329,9 ||Законий герцог Міланський з твору «[[Буря (п'єса)|Буря]]»
|-
| Стефано ||<center> 16 ||<center> −41,1 ||<center> 234,1 ||Дворецький з твору «[[Буря (п'єса)|Буря]]»
|-
| Тринкуло ||<center> 11 ||<center> −63,7 ||<center> 163,4 ||Блазень із твору «[[Буря (п'єса)|Буря]]»
|}

Різнорідність поверхні супутника призвела до припущення, що вона впродовж своєї історії перебудовувалася до 5&nbsp;разів. На зображеннях Міранди видно структуру у вигляді латинської букви «V», поруч розташовуються гірські хребти і долини, старі кратеровані та молоді гладкі області, каньйони в тіні завглибшки до 20&nbsp;км. Трохи нижче центру лежить великий [[Ударний кратер|кратер]] Алонсо завглибшки 24&nbsp;км.

Для пояснення незвичайного вигляду Міранди висунуто декілька гіпотез. За однією з них супутник був розколотий у результаті зіткнення з великим небесним тілом, але потім шматки знову з'єдналися. Проте залишається незрозумілим, чому збереглися ударні кратери на інших частинах поверхні. Інша гіпотеза припускає, що мало місце нерівномірне розігрівання надр Міранди.

[[Файл:Miranda3.jpg|thumb|ring|Міранда у натуральному кольорі]]

=== Регіони ===
Регіонам, сфотографованим «Вояджером-2», дали назви: ''Регіон Мантуя'', ''Регіон Ефес'', ''Регіон Сицилія'' і ''Регіон Дунсінан''<ref name="usgs" />. Вони є [[Фізико-географічна область|областями]], які характеризуються чергуванням горбистої поверхні та рівнин з більш-менш вираженими давніми ударними кратерами<ref name="Smith1986"/>. Для давніх регіонів також характерні [[розломи]]. Більшість схилів розломів сформувались тоді ж, коли й ці старі регіони. Але припускають, що деякі сформувались зовсім недавно. Ймовірно, вони були утворені від вінців<ref name="Smith1986"/>. Поряд із розломами спостерігаються [[грабен]]и, що свідчить про наявність у минулому [[Тектоніка|тектонічної активності]]<ref name="Smith1986"/>. Поверхня регіонів практично однорідно темна, окрім схилів кратерів, де вона світліша<ref name="Smith1986"/>.

=== Вінці ===
[[Файл:InvernessCorona.png|left|thumb|Вінець Інвернесс характеризується білою плямою, розташованою в її центрі. Кратер Алонсо розташований у правому верхньому куті, а уступ&nbsp;Алжир&nbsp;— у&nbsp;верхньому лівому]]

Міранда є одним з небагатьох супутників [[Сонячна система|Сонячної системи]], що має вінці. Наразі за допомогою «Вояджера-2» було виявлено три вінці: ''вінець Арден'' (розташована у півкулі, оберненій у напрямку руху супутника орбітою), ''вінець Ельсінор'' (розташована у півкулі, що спрямована у протилежний бік до напрямку руху супутника орбітою) і ''вінець Інвернесс'' (розташована на південному полюсі). Найпомітніші перепади альбедо мають вінець Арден та вінець Івернесс<ref name="Smith1986"/>.

==== Вінець Інвернесс ====
Вінець Інвернесс&nbsp;— це трапецієподібна ділянка площею близько 200 км². Вона розташована поблизу південного полюса. Зовнішня межа вінця, так само як і внутрішня структура гребенів і смуг із контрастним [[альбедо]], утворює багатокутник<ref name="Smith1986"/>. З трьох боків (півдня, сходу і півночі) вінець обмежений складною системою розломів. Межа західної частини менш мітка, але теж може бути результатом тектонічної активності. Усередині вінця більшу частину поверхні вкривають паралельні борозни, розділені відстанню декілька кілометрів. Мала кількість [[Ударний кратер|ударних кратерів]] дозволяє вважати Інвернесс наймолодшою з трьох вінців, виявлених на Міранді<ref name=Plescia_1988/>.

==== Вінець Арден ====
[[Файл:Miranda banded scarps.jpg|thumb|Розломи, височини і інші особливості вінця Арден]]
Внець Арден розташований у тій півкулі Міранди, що спрямована у бік руху супутника орбітою, і тягнеться на 300&nbsp;км зі сходу на захід. Розміри Ардена з півночі на південь невідома тому, що під час фотографування її «Вояджером-2» північна півкуля перебувала за [[Термінатор (астрономія)|термінатором]] (була занурена у темряву). Зовнішня частина цього вінця утворена темними паралельними смугами, які облямовують світліший гладенький скошений прямокутник (щонайменше 100&nbsp;км завширшки), розташований у ��ентрі вінця. У цілому виходять своєрідні «яйцеподібні» лінії<ref name="Smith1986"/>.

У внутрішній частині пояса Арден зустрічаються різні форми. [[Топографія]] внутрішньої ділянки рівномірна. Поверхню утворено світлими розсипами на здебільшого темному тлі. [[Стратиграфія|Стратиграфічні]] співвідношення темної та світлої поверхонь неможливо визначити через малу роздільну здатність фото «Вояджера-2». Область за межами вінця Арден характеризується концентричними світлими та темними смугами, які простягаються від західної частини вінця, де вони перетинаються з кратерованою поверхнею (близько 40° довготи), до східної сторони, де вони виходять за рамки відзнятої поверхні у північній півкулі (близько 110° довготи)<ref name=Plescia_1988/>. Вінець Арден сформувалася до вінця Інвернесс та приблизно одночасно з вінцем Ельсінор<ref name=Plescia_1988/>.

[[Файл:Miranda2.JPG|thumb|left|Вінець Ельсінор зблизька праворуч, правіше від неї розташований регіон Ефес]]

==== Вінець Ельсінор ====
Вінець Ельсінор&nbsp;— третій вінець, якого можна побачити на Міранді. Розташована на півкулі, що спрямована у протилежний бік до руху супутника [[Орбіта|орбітою]], і на детальних знімках «Вояджера» лежить уздовж [[Термінатор (астрономія)|термінатора]]. За розмірами й внутрішньою структурою вона схожа на вінець Арден. В обох вінцях є зовнішній пояс близько 100&nbsp;км завширшки, який розташовується навколо центра<ref name="Smith1986"/>. [[Топографія]] внутрішньої частини Ельсінору складається зі складних наборів улоговин та підвищень, які обриваються на зовнішньому поясі, що характеризується майже концентричними лінійними хребтами. Улоговини містять невеликі сегменти горбистої місцевості й кратерів<ref name="Smith1986"/>. На вінці Ельсінор також наявні сегменти стрічкових утворень, названих «борознами» (''Sulcus'')<ref name="usgs" />. Вони майже такі як на [[Ганімед (супутник)|Ганімеді]], супутнику [[Юпітер (планета)|Юпітера]]<ref name="Smith1986"/>.

=== Уступи ===
[[Файл:Miranda5.jpg|thumb|ring|Ділянка поверхні Міранди, на якій видно [[Верона (уступ)|уступ Верону]] (справа знизу). Фотографію зроблено з апарату «Вояджер-2» 24 січня 1986 року.]]

На поверхні Міранди виявлено [[уступ (астрономія)|уступи]]. Серед них є як старші за вінці, так і молодші за них.

Найбільшим уступом супутника є [[Верона (уступ)|уступ Верона]]. Це край широкого каньйону (складного [[грабен]]у), який на знімках «Вояджера» тягнеться від вінця Інвернесс за термінатор і горизонт<ref name="Smith1986"/> Уступ Верона являє собою світлу кручу висотою, за різними оцінками, від 5 до 20&nbsp;км. Це надзвичайно багато, якщо враховувати розміри Міранди. Цілком ймовірно, що уступ продовжується в північну півкулю за термінатор<ref name=Plescia_1988/>. Інший найменований уступ Міранди&nbsp;— уступ Алжир, що тягнеться вздовж північно-західного краю вінця Інвернесс.

=== Ударні кратери ===
Вік поверхні твердих небесних тіл можна [[підрахунок кратерів|визначити]] за кількістю [[ударний кратер|ударних кратерів]]&nbsp;— чим більше на ній накопичилося кратерів, тим вона старіша. Втім, це стосується лише тіл без атмосфери і ділянок, не змінених геологічною активністю та не настільки старих, щоб зазнати насичення кратерами<ref name="Brahic2010"/>.

Під час прольоту космічної станції «Вояджер-2» було вивчено лише кратери на південній півкулі супутника. Їх діаметри варіюються від 500&nbsp;м до 50&nbsp;км. Вигляд кратерів, як і на інших небесних тілах, дуже різноманітний. Деякі мають чіткі краї та ореоли викидів, а інші збережені настільки погано, що ледь помітні<ref name=Plescia_1988/>.

На Міранді не знайдено складних кратерів із центральними гірками або [[імпактний басейн|басейнів]]. Виявлені кратери&nbsp;— прості (їх западини мають форму півсфери) або перехідні з плоским дном. Залежності між розмірами і формою кратерів не спостерігається. Відомі прості кратери діаметром близько 15&nbsp;км, і в той же час&nbsp;— перехідні кратери діаметром усього 2,5&nbsp;км<ref name=Plescia_1988/>.

Викиди від ударів, що створили кратери, на Міранді спостерігалися лише навколо кратерів діаметром до 15&nbsp;км. Викиди, що інколи оточують кратери діаметром менше 3&nbsp;км, світліші за навколишній матеріал, а у кратерів діаметром від 3 до 15&nbsp;км&nbsp;— зазвичай темніші. Також зустрічаються кратери різного діаметра, альбедо викидів яких таке саме, як у навколишньої поверхні<ref name=Plescia_1988/>.

== Походження та еволюція ==
Для пояснення формування й еволюції Міранди запропоновано декілька теорій<ref name="Brahic2010"/>. Згідно з одним із варіантів, вона сформувалася з газопилової [[Туманність|туманності]] або [[Акреційний диск|акреційного диску]] довкола Урана. Цей диск або існував з часів формування планети, або утворився під час її [[зіткнення з космічним тілом|зіткнення]] з іншим небесним тілом (можливо, це зіткнення й надало Урану дуже великий [[нахил осі обертання]])<ref name="Mousis2004">{{cite journal
|year=2004
|doi=10.1051/0004-6361:20031515
|bibcode=2004A&A...413..373M
|pages=373—380
|volume=413
|title=Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula — Implications for regular satellite composition
|journal=Astronomy & Astrophysics
|last=Mousis | first=O.
}}</ref>.

На цьому порівняно невеликому супутнику є деталі, вік яких напрочуд малий (у порівнянні з віком самої Міранди)<ref name="Peale1988">{{cite journal
|last=Peale | first=S. J.
|title=Speculative Histories of the Uranian Satellite System
|journal=Icarus
|volume=74
|pages=153—171
|year=1988
|doi=10.1016/0019-1035(88)90037-1
|bibcode=
}}</ref>. Імовірно, вік наймолодших геологічних утворень Міранди складає всього лише декілька сотень мільйонів років<ref name=Plescia_1988/>. Моделювання термічної історії невеликих супутників (розміру Міранди) показує швидке охолодження й повну відсутність геологічної еволюції після акреції супутника з туманності<ref name=Plescia_1988/>. Геологічна активність протягом настільки довгого часу неможлива тільки за рахунок енергії від початкової акреції та енергії ділення [[Радіоактивні елементи|радіоактівних елементів]]<ref name=Plescia_1988/>.

У Міранди порівняно молода (серед основних супутників Урана) поверхня. Це вказує на те, що вона недавно зазнала значних змін<ref name=Plescia_1988/>. Сучасний стан поверхні пояснюють складною геологічною історією, у якій були рідкісні поєднання різних астрономічних явищ<ref name="Brahic2010"/>. Серед цих явищ можуть бути [[припливні сили]], явища [[Орбітальний резонанс|орбітальних резонансів]], процеси часткової диференціації або [[Конвекція|конвекції]]<ref name="Brahic2010"/>.

Незвичайна геологічна структура поверхні, яка складається з областей, що різко відрізняються одна від одної, може бути результатом катастрофічного зіткнення Міранди з іншим [[Астрономічний об'єкт|небесним тілом]]. При цьому вона була розбита на частини<ref name="Brahic2010"/><ref name="Smith1986" />, а потім наново зібралася зі шматків під дією [[Гравітація|гравітації]]<ref name="Waldrop1986">{{cite journal
|language=en
|last=Waldrop
|first=M. Mitchell
|title=Voyage to a Blue Planet
|url=http://www.jstor.org/stable/1696951
|publisher=Science News
|journal=American Association for the Advancement of Science
|volume=231 (4741)
|pages=916—918
|year=Feb. 28, 1986
|accessdate=30 березня 2012
|archive-date=5 березня 2016
|archive-url=https://web.archive.org/web/20160305213253/http://www.jstor.org/stable/1696951
}}</ref>. Деякі дослідники припускають кілька етапів зіткнень і повторної акреції спутника<ref name="Bergstralh1991">{{cite book
|first=Bergstralh |last=Jay T.
|coauthors=Ellis D. Miner
|year=1991
|title=Uranus
|publisher=Éditeur University of Arizona Press. Space science series
|isbn=0816512086<!--, 9780816512089-->
|pages=1076
}}
</ref>. Ця гіпотеза стала менш імовірною 2011 року через появу даних на користь гіпотези, пов'язаної з дією припливних сил Урана. Ці сили могли витягнути і зняти поверхневу матерію на вінцях Інвернесс і Арден, створюючи круті розломи. Джерелом енергії для таких змін могла служити лише сила тяжіння Урана<ref name="Cowen1993">{{cite journal
|last=Cowen
|first=R.
|coauthors=
|title=Miranda: Shattering an old image
|journal=Society for Science & the Public. Science News
|volume=144
|issue=19
|pages=300
|year=Nov. 6, 1993
|url=http://www.jstor.org/stable/3977582
|bibcode=
|accessdate=30 березня 2012
|archive-date=5 березня 2016
|archive-url=https://web.archive.org/web/20160305112413/http://www.jstor.org/stable/3977582
}}</ref>.

Зрештою, формування поверхні Міранди могло тривати більше 3&nbsp;млрд років. Воно почалося приблизно 3,5&nbsp;млрд років тому з появи сильно кратерованих районів і закінчилося близько ста мільйонів років тому утворенням вінців<ref name=Plescia_1988/>.

Явища орбітальних резонансів, більшою мірою з [[Умбріель (супутник)|Умбріелем]], ніж з [[Аріель (супутник)|Аріелем]], значною мірою вплинули на ексцентриситет орбіти Міранди<ref name="Tittemore1990"/>. Ці явища також причетні до внутрішнього розігріву й геологічної активності супутника<ref name="Tittemore1990"/>. Їх спільний вплив спричинив конвекцію всередині Міранди й поклав початок диференціації її речовини<ref name="Tittemore1990" />. У той же час ці явища слабо змінили орбіти інших, масивніших, супутників<ref name="Tittemore1990"/>. Поміж тим, перетворення поверхні Міранди видаються занадто значними, щоб бути результатом лише орбітального резонансу<ref name="Peale1988" />.

Після того, як Міранда вийшла з резонансу з Умбріелем, нахил її орбіти став аномально високим, а ексцентриситет зменшився<ref name="Tittemore1990"/>. Згодом [[припливні сили]] змінили ексцентриситет і температуру в ядрі Міранди, завдяки чому її форма повернулася до сферичної, але при цьому вона зберегла незвичайні геологічні утворення, такі як [[Верона (уступ)|уступ Верона]]<ref name="Peale1988" />. Ексцентриситет був джерелом [[Припливні сили|припливних сил]], і його зменшення призвело до загасання джерела енергії для геологічної активності Міранди. Без цієї енергії Міранда стала холодним інертним супутником<ref name="Tittemore1990"/>.

== Дослідження ==
[[Файл:Miranda Far.jpg|thumb|right|Знімок, отриманий «Вояджером-2» з відстані 1,38&nbsp;млн&nbsp;км. На ньому можна розгледіти вінець Інвернесс]]
[[Файл:Вояджер-2 біля Урана.png|left|thumb|250px|Дослідження Урана та його супутників космічним апаратом [[Вояджер-2]]]]
Міранда стала єдиним супутником Урана, знімки якого було отримано «Вояджером-2» у січні 1986 року з високою роздільною здатністю. «[[Вояджер-2]]» підійшов до цього супутника на відстань у 31&nbsp;000&nbsp;км. Це значно ближче, ніж для інших супутників Урана<ref name="Stone1987">{{cite journal
|year=1987
|doi=10.1029/JA092iA13p14873
|ref=Stone1987
|bibcode=1987JGR....9214873S
|pages=14,873—76
|issue=A13
|journal=Journal of Geophysical Research
|title=The Voyager 2 Encounter With Uranus
|volume=92
|last=Stone | first=E. C.
}}</ref>. Найкращі знімки Міранди мають роздільну здатність 300&nbsp;м і охоплюють близько 40&nbsp;% поверхні, проте лише 35&nbsp;% знімків було зроблено з точністю, потрібною для [[Геологічна карта|геологічного картування]] й [[підрахунок кратерів|підрахунку кратерів]]{{джерело}}.

Під час польоту «Вояджера» південна півкуля Міранди була обернена до [[Сонце|Сонця]], а північна півкуля на той час була неосвітленою, тож не могла бути вивчена<ref name="Smith1986" />. Жоден інший космічний корабель ніколи не відвідував систему Урана (і Міранду зокрема).

У 2020-х роках, можливо, буде запущена дослідницька програма [[НАСА]]&nbsp;— [[Uranus orbiter and probe]]. До складу програми входитиме орбітальний апарат і атмосферний зонд. Крім того, група зі 168 учених представила [[Європейське космічне агентство|Європейському космічному агентству]] програму-місію {{iw|Uranus Pathfinder}}. У програмі описано подорож до зовнішньої частини Сонячної системи, кінцевою метою якої є планета Уран<ref>
{{cite web
 | url         = http://www.mssl.ucl.ac.uk/planetary/missions/uranus/
 | title         = Uranus Pathfinder Exploring the Origins and Evolution of Ice Giant Planets
 | archiveurl         = https://www.webcitation.org/60qXmWOgp?url=http://www.mssl.ucl.ac.uk/planetary/missions/uranus/
 | archivedate         = 2011-08-11
 | accessdate         = 2012-03-29
 | deadurl         = no
 }}
</ref>. Метою перелічених вище програм є уточнення знань про Уран і його супутники (зокрема, і про Міранду).

Американський науковець Карл Саган, що був учнем Койпера так відгукувався про дослідження Міранди:

{{цитата|Для мене є щось моторошне в зображенні темної Міранди, бо я можу пригадати, коли вона була лише тьмяною цяткою, яка маже губилася поряд з яснішим Ураном, який теж було відкрито важко, старанням й терпінням астронома. Усього-на-всього півжиття минуло — і невідомий об'єкт став і місцем, чиї давні й унікальні таємниці бодай частково, але розкриті.<ref name="Sagan_UA">Саган Карл. Блакитна цятка. Космічне майбутнє людства. — Харків: КСД, 2023 рік — 320 с. — ISBN 978-617-12-9893-4.</ref>||[[Карл Саган]]|Блакитна цятка. Космічне майбутнє людства.}}

== У культурі ==
{{не перекладено|Девід Нордлі|Девід Нордлі|en|David Nordley}} присвятив Міранді фантастичне оповідання «У печерах Міранди», де розповідається про подорож супутником.

== Примітки ==
{{примітки|2|refs=
<ref name=jplssd>
{{cite web
 |title       = Planetary Satellite Physical Parameters
 |publisher   = [[JPL]] (Solar System Dynamics)
 |url         = http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par
 |date        = 2009-04-03
 |accessdate  = 2009-08-10
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vJtPBpN?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>
<ref name=Plescia_1988>{{cite journal
 |title  =Cratering history of Miranda: Implications for geologic processes
 |author =Plescia J. B.
 |date   =1988
 |journal=Icarus
 |volume =73
 |issue  =3
 |pages  =442–461
 |doi    =10.1016/0019-1035(88)90055-3
 |bibcode=1988Icar...73..442P
}}</ref>
}}

== Література ==
* {{А-Е-С|Міранда|296–297|m}}
* {{книга|автор=Відьмаченко А. П., Мороженко О. В. |частина=Супутники Урана |посилання частина= |заголовок=Порівняльна планетологія. Навчальний посібник |оригінал= |посилання=https://www.mao.kiev.ua/index.php/ua/pdf-opener?2013_Planetology_KB |відповідальний= |видання= |місце=Київ |видавництво=Національна академія наук України, Головна астрономічна обсерваторія, ТОВ ДІА |рік=2013 |том= |сторінки=428-436 |сторінок=552 |серія= |isbn=978-966-02-6521-9 |тираж= |ref=Відьмаченко, Мороженко }}
* {{книга|автор=Міранда |частина=Супутники Урана |посилання частина= |заголовок=Енциклопедія космосу |оригінал= |посилання= |відповідальний=Голубов О., Солодовнікова Н. (наук. ред.) |видання= |місце=Харків |видавництво=Пегас |рік=2019 |том= |сторінки=127 |сторінок=256 |серія= |isbn=978-966-947-499-5 |тираж=4500 |ref= }}
* {{книга|автор=[[Карл Саган]] |частина= |посилання частина= |заголовок=Блакитна цятка: космічне майбутнє людства |оригінал= |посилання= |відповідальний= |видання= |місце=Харків |видавництво=Книжковий клуб «Клуб Сімейного Дозвілля» |рік=2023 |том= |сторінки= |сторінок=320 |серія= |isbn=978-617-12-9893-4 |тираж=3000 |ref= }}
* {{статья
 |автор         = [[Джерард Койпер|Gerard P. Kuiper]].
 |заглавие      = The Fifth Satellite of Uranus
 |ссылка        = http://adsabs.harvard.edu//full/seri/PASP./0061//0000129.000.html
 |язык          = en
 |издание       = Publications of the Astronomical Society of the Pacific
 |год           = 1949
 |volume        = 61
 |номер         = 360
 |pages         = 129
 |doi           = 10.1086/126146
 |bibcode       = 1949PASP...61..129K
}}

== Посилання ==
{{commonscat|Miranda (moon)}}
* {{cite web
 |url         = http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Miranda
 |title       = Miranda: Overview
 |publisher   = NASA
 |accessdate  = 2011-09-15
 |language    = англійською
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vJuZLxW?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Miranda
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
* {{cite web
 |url         = http://www.solarviews.com/eng/miranda.htm
 |title       = Miranda, A Moon of Uranus
 |author      = 
 |work        = Views of the Solar System
 |publisher   = 
 |accessdate  = 2011-09-15
 |language    = англійською
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vJvcHbk?url=http://www.solarviews.com/eng/miranda.htm
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
* {{cite web
 |url         = http://www.nineplanets.org/miranda.html
 |title       = Miranda
 |author      = 
 |date        = 15.12.2004
 |work        = The Nine Planets Solar System Tour
 |publisher   = 
 |accessdate  = 2011-09-15
 |language    = англійською
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vJwA0wx?url=http://nineplanets.org/miranda.html
 |archivedate = 24.01.2012
 |deadurl     = no
}}
* [https://web.archive.org/web/20141116085601/http://planetarynames.wr.usgs.gov/images/miranda_I-1920_300dpi.pdf Карта з позначенням найменованих деталей поверхні]

{{Супутники Урана}}
{{Уран}}
{{бібліоінформація}}
[[Категорія:Супутники Урана]]
[[Категорія:Астрономічні об'єкти, відкриті 1948]]
[[Категорія:Астрономічні об'єкти, відкриті Джерардом Койпером]]

Шаблони, використані на цій сторінці:

Шаблон:-. (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Bibcode (редагувати)
Шаблон:Cite book (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Cite conference (редагувати)
Шаблон:Cite journal (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Cite web (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Column-count (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Commons (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Commonscat (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:DOI (переглянути вихідний код) (частково захищено)
Шаблон:Dablink (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Delink (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:E (редагувати)
Шаблон:Hatnote (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Hide in print (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Hlist/styles.css (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Iw (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Lang-en (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Lg (переглянути вихідний код) (частково захищено)
Шаблон:Main other (перегляну��и вихідний код) (захищено)
Шаблон:Masklink (переглянути вихідний код) (частково захищено)
Шаблон:Masklink/style.css (переглянути вихідний код) (частково захищено)
Шаблон:Mpl (переглянути вихідний код) (частково захищено)
Шаблон:Navbox (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Navbox subgroup (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Nobr (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Only in print (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Otheruses (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Plainlist/styles.css (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Red (переглянути вихідний код) (частково захищено)
Шаблон:Reflist (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Reflist/styles.css (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:S (переглянути вихідний код) (частково захищено)
Шаблон:Side box (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Sister (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Str endswith (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Str len (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:¦ (переглянути вихідний код) (частково захищено)
Шаблон:±. (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:· (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:А-Е-С (редагувати)
Шаблон:Бібліоінформація (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Джерело (переглянути вихідний код) (частково захищено)
Шаблон:Книга (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Не перекладено (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Примітки (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Публікація (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Публікація/! (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Публікація/місце (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Публікація/серія (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Публікація/стандартні номери (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Публікація/сторінки (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Публікація/том (переглянути вихідний код) (захищено)
Шаблон:Статья (переглянути вихідний код) (частково захищено)
Шаблон:Супутник (переглянути вихідний код) (частково захищено)
Шаблон:Супутники Урана (редагувати)
Шаблон:Уран (редагувати)
Шаблон:Цитата (переглянути вихідний код) (частково захищено)
Модуль:Arguments (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Check for unknown parameters (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Citation/CS1 (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Citation/CS1/COinS (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Citation/CS1/Configuration (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Citation/CS1/Identifiers (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Citation/CS1/Utilities (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Citation/CS1/Whitelist (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Citation/CS1/styles.css (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Delink (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:External links (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Lang (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Lang/ISO 639 synonyms (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Lang/data (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Lang/data/iana languages (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Lang/data/iana regions (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Lang/data/iana scripts (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Lang/data/iana suppressed scripts (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Lang/data/iana variants (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Lang/data/languages abbr. (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Languages (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Languages/data (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Navbar (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Navbar/configuration (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Navbar/styles.css (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Navbox (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Navbox/configuration (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Navbox/styles.css (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Side box (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Side box/styles.css (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:String (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:TableTools (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Unicode data (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Unicode data/scripts (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Yesno (переглянути вихідний код) (захищено)
Модуль:Не перекладено (переглянути вихідний код) (захищено)

Повернення до сторінки «Міранда (супутник)».

Отримано з https://uk.wikipedia.org/wiki/Міранда_(супутник)