Umbriel (měsíc) - Umbriel (moon) - Wikipedia

Deštník
A round spherical body with its left half illuminated. The surface is dark and has a low contrast. There are only a few bright patches. The terminator is slightly to the right from the center and runs from the top to bottom. A large crater with a bright ring on its floor can be seen at the top of the image near the terminator. A pair of large craters with bright central peaks can be seen along the terminator in the upper part of the body. The illuminated surface is covered by a large number of craters.
Deštník, jak ho vidí Voyager 2 v roce 1986. Nahoře je velký kráter Wunda, jehož stěny obklopují prsten ze světlého materiálu.
Objev
ObjevilWilliam Lassell
Datum objevu24. října 1851
Označení
Označení
Uran II
Výslovnost/ˈʌmbriəl/[1]
Přídavná jménaUmbrielian
Orbitální charakteristiky[2]
266000 km
Excentricita0.0039
4.144 d
4,67 km / s (vypočteno)
Sklon0.128° (k Uranovu rovníku)
Satelitní zUran
Fyzikální vlastnosti
Střední poloměr
584.7±2,8 km (0,092 Země)[3]
4296000 km2 (0,008 Země)[A]
Objem837300000 km3 (0,0008 Země)[b]
Hmotnost(1.275±0.028)×1021 kg[4]
Znamenat hustota
1.39±0,16 g / cm3[5]
0.2 slečna2 (~ 0.023 G )[C]
0,52 km / s[d]
předpokládaný synchronní[6]
0[6]
Albedo
  • 0,26 (geometrický)
  • 0,10 (dluhopis)[7]
Povrch tepl.minznamenatmax
slunovrat[8]?≈ 75 K.85 K.
14,5 (pásmo V, opozice)[9]
Atmosféra
Povrch tlak
nula (předpokládá se, že je extrémně nízká)

Deštník /ˈʌmbriəl/ je měsíc Uranu objeveno 24. října 1851 autorem William Lassell. Bylo objeveno ve stejnou dobu jako Ariel a pojmenoval podle postavy v Alexander Pope báseň Znásilnění zámku. Umbriel se skládá hlavně z led s podstatným zlomkem Skála, a lze je rozlišit na skalnaté jádro a ledový plášť. Povrch je nejtemnější mezi uranskými měsíci a zdá se, že byl formován primárně nárazy. Přítomnost kaňonů však naznačuje časné endogenní procesy a Měsíc mohl podstoupit časnou endogenně řízenou resurfacingovou událost, která vyhladila jeho starší povrch.

Pokryté četnými impaktní krátery Umbriel dosahuje průměru 210 km (130 mi) a je druhým nejvíce kráterovaným satelitem Uranu po Oberon. Nejvýznamnějším povrchovým prvkem je prsten ze světlého materiálu na podlaze Wunda kráter. Tento měsíc, stejně jako všechny měsíce Uranu, pravděpodobně vznikl z akreční disk který obklíčil planetu těsně po jejím zformování. Uranský systém byl kosmickou lodí studován zblízka jen jednou Voyager 2 v lednu 1986. Pořídilo několik snímků Umbriel, což umožnilo mapování asi 40% povrchu měsíce.

Objev a jméno

Umbriel spolu s dalším uranským satelitem Ariel, byl objeven uživatelem William Lassell 24. října 1851.[10][11] Ačkoli William Herschel, objevitel Titania a Oberon na konci 18. století tvrdil, že pozoroval další čtyři měsíce Uranu,[12] jeho pozorování nebyla potvrzena a tyto čtyři objekty jsou nyní považovány za falešné.[13]

Všechny měsíce Uranu jsou pojmenovány podle postav vytvořených uživatelem William Shakespeare nebo Alexander Pope. Názvy všech čtyř satelitů Uranu, které byly známy, navrhl John Herschel v roce 1852 na žádost Lassella.[14] Umbriel je „temný melancholický sprite“ ve filmu Alexandra Popea Znásilnění zámku,[15] a název napovídá latinský umbra, význam stín. Měsíc je také označen Uran II.[11]

Obíhat

Umbriel obíhá kolem Uranu ve vzdálenosti asi 266 000 km (165 000 mi) a je třetí nejvzdálenější od planety mezi jeho pět hlavních měsíců.[E] Oběžná dráha Umbriel má malou excentricita a je nakloněný velmi málo ve vztahu k rovník Uranu.[2] Své oběžná doba je kolem 4,1 pozemských dnů, shoduje se s nimi rotační období. Jinými slovy, Umbriel je a synchronní nebo přílivově uzamčeno satelit s jednou tváří vždy směřující k její mateřské planetě.[6] Umbrielova dráha leží úplně uvnitř Uranská magnetosféra.[8] To je důležité, protože koncové hemisféry bezvzduchových satelitů obíhajících uvnitř magnetosféry (jako Umbriel) jsou zasaženy magnetosférou plazma, který se otáčí společně s planetou.[16] Toto bombardování může vést k ztmavnutí koncových hemisfér, které je ve skutečnosti pozorováno u všech uranských měsíců kromě Oberon (viz. níže).[8] Umbriel také slouží jako jímka magnetosférických nabitých částic, což vytváří výrazný pokles počtu energetických částic poblíž oběžné dráhy Měsíce, jak je pozorováno Voyager 2 v roce 1986.[17]

Protože Uran obíhá kolem slunce téměř na své straně a jeho měsíce obíhají v rovníkové rovině planety, podléhají (včetně Umbriela) extrémnímu sezónnímu cyklu. Severní i jižní póly strávit 42 let v úplné tmě a dalších 42 let v nepřetržitém slunečním světle, přičemž Slunce vychází blízko k zenit přes jeden z pólů u každého slunovrat.[8] The Voyager 2 průlet se shodoval s letním slunovratem na jižní polokouli v roce 1986, kdy byla téměř celá severní polokoule neosvětlená. Jednou za 42 let, když má Uran rovnodennost a jeho rovníková rovina protíná Zemi, vzájemně zákryty Uranových měsíců je možné. V letech 2007–2008 byla pozorována řada takových událostí, včetně dvou zákrytů Titanie Umbrielem 15. srpna a 8. prosince 2007 a Arielem Umbrielem 19. srpna 2007.[18][19]

V současné době Umbriel není zapojen do žádného orbitální rezonance s dalšími uranskými satelity. Na začátku své historie však mohl být v rezonanci 1: 3 Mirando. To by zvýšilo Mirandinu orbitální výstřednost, což by přispělo k vnitřnímu vytápění a geologické aktivitě tohoto měsíce, zatímco Umbrielova dráha by byla méně ovlivněna.[20] Kvůli Uranovu nižšímu oblateness a menší velikosti vzhledem k jeho satelitům, jeho měsíce mohou snadněji uniknout z průměrné pohybové rezonance než ty Jupiter nebo Saturn. Poté, co Miranda unikla z této rezonance (prostřednictvím mechanismu, který pravděpodobně vedl k jejímu neobvykle vysokému orbitálnímu sklonu), byla by jeho výstřednost utlumena, čímž by se vypnul zdroj tepla.[21][22]

Složení a vnitřní struktura

Porovnání velikosti Země, Měsíc a Umbriel.

Umbriel je třetí největší a čtvrtý nejhmotnější měsíc Uranu.[F] Hustota měsíce je 1,39 g / cm3,[5] což naznačuje, že se skládá hlavně z vodní led, přičemž hustá ne ledová složka tvoří přibližně 40% její hmotnosti.[24] Ten druhý by mohl být vyroben z Skála a uhlíkatý materiál včetně těžkého organické sloučeniny známý jako tholiny.[6] Přítomnost vodního ledu je podporována infračervený spektroskopické pozorování, která odhalila krystalický vodní led na povrchu měsíce.[8] Vodní led absorpční pásy jsou silnější na přední polokouli Umbriel než na zadní polokouli.[8] Příčina této asymetrie není známa, ale může souviset s bombardováním nabitými částicemi z magnetosféra Uranu, který je silnější na koncové hemisféře (kvůli společné rotaci plazmy).[8] Energetické částice mají tendenci prskat vodní led, rozložit se metan uvězněni v ledu jako klatrát hydrát a ztmavit další organické látky, takže tmavá, bohatá na uhlík zbytek za.[8]

Kromě vody je jedinou další sloučeninou identifikovanou na povrchu Umbrielu infračervenou spektroskopií oxid uhličitý, která je soustředěna hlavně na zadní polokouli.[8] Původ oxidu uhličitého není zcela jasný. Mohlo by se vyrábět místně z uhličitany nebo organické materiály pod vlivem energeticky nabitých částic pocházejících z magnetosféry Uranu nebo Slunce ultrafialový záření. Tato hypotéza by vysvětlovala asymetrii v jeho distribuci, protože koncová hemisféra podléhá intenzivnějšímu magnetosférickému vlivu než přední hemisféra. Dalším možným zdrojem je odplyňování z prvotní CO2 uvězněn vodním ledem v Umbrielově interiéru. Únik CO2 z nitra může být výsledkem minulé geologické činnosti na tomto měsíci.[8]

Deštník lze rozlišit na skalnatý jádro obklopen ledem plášť.[24] Je-li tomu tak, poloměr jádra (317 km) je přibližně 54% poloměru měsíce a jeho hmotnost je přibližně 40% hmotnosti měsíce - parametry jsou dány složením měsíce. Tlak ve středu Umbrielu je asi 0,24GPa (2.4 kbar ).[24] Současný stav ledového pláště je nejasný, i když existence podpovrchového oceánu je považována za nepravděpodobnou.[24]

Vlastnosti povrchu

Umbrielův povrch je nejtemnější z uranských měsíců a odráží méně než o polovinu méně světla než Ariel, sesterský satelit podobné velikosti.[23] Umbriel má velmi nízký Bond albedo pouze asi 10% ve srovnání s 23% pro Ariel.[7] Odrazivost povrchu měsíce klesá z 26% při fázovém úhlu 0 ° (geometrické albedo ) na 19% pod úhlem asi 1 °. Tento jev se nazývá nárůst opozice. Povrch Umbrielu je mírně modrý,[25] zatímco čerstvé světlé nárazy (v Wunda například kráter)[26] jsou ještě modřejší. Mezi přední a zadní hemisférou může existovat asymetrie; první se zdá být červenější než druhý.[27] Zčervenání povrchů pravděpodobně vyplývá z zvětrávání vesmíru z bombardování nabitými částicemi a mikrometeority ve věku nad Sluneční Soustava.[25] Barevná asymetrie Umbrielu je však pravděpodobně způsobena narůstáním načervenalého materiálu pocházejícího z vnějších částí uranského systému, případně z nepravidelné satelity, které by se vyskytovaly převážně na přední polokouli.[27] Povrch Umbrielu je relativně homogenní - nevykazuje silné rozdíly ani v albedu, ani v barvě.[25]

Pojmenované krátery na Umbriel[28][G]
KráterPojmenoval podleSouřadnicePrůměr (km)
AlberichAlberich (Severské )33 ° 36 'j. Š 42 ° 12 'východní délky / 33,6 ° J 42,2 ° V / -33.6; 42.252.0
PloutevPloutev (dánština )37 ° 24 'j. Š 44 ° 18 'východní délky / 37,4 ° jižní šířky 44,3 ° východní délky / -37.4; 44.343.0
GobGob (Pohanský )12 ° 42 'j. Š 27 ° 48 'východní délky / 12,7 ° J 27,8 ° V / -12.7; 27.888.0
KanaloaKanaloa (polynéský )10 ° 48 'j. Š 345 ° 42 'východní délky / 10,8 ° J 345,7 ° V / -10.8; 345.786.0
MalingeeMalingee (Australská domorodá mytologie )22 ° 54 'j. Š 13 ° 54 'východní délky / 22,9 ° J 13,9 ° E / -22.9; 13.9164.0
MinepaMinepa (Makua lidé z Mosambik )42 ° 42 'j. Š 8 ° 12 'východní délky / 42,7 ° J 8,2 ° V / -42.7; 8.258.0
PeriPeri (Peršan )9 ° 12 'j. Š 4 ° 18 'východní délky / 9,2 ° J 4,3 ° E / -9.2; 4.361.0
SetibosSetebos (Patagonian )30 ° 48 'j. Š 346 ° 18 'východní délky / 30,8 ° J 346,3 ° V / -30.8; 346.350.0
SkyndSkynd (dánština )1 ° 48 'j. Š 331 ° 42 'východní délky / 1,8 ° J 331,7 ° E / -1.8; 331.772.0
VuverVuver (Finština )4 ° 42 'j. Š 311 ° 36 'východní délky / 4,7 ° J 311,6 ° V / -4.7; 311.698.0
WokoloWokolo (Bambarové západní Afriky)30 ° 00 ′ jižní šířky 1 ° 48 'východní délky / 30 ° J 1,8 ° V / -30; 1.8208.0
WundaWunda (australská domorodá mytologie)7 ° 54 'j. Š 273 ° 36 'východní délky / 7,9 ° J 273,6 ° V / -7.9; 273.6131.0
ZlydenZlyden (slovanský )23 ° 18 'j. Š 326 ° 12 'východní délky / 23,3 ° J 326,2 ° V / -23.3; 326.244.0

Vědci zatím na Umbrielu rozpoznali pouze jednu třídu geologických prvků -krátery.[28] Povrch Umbrielu má mnohem více a větších kráterů než Ariel a Titania. Vykazuje nejmenší geologickou aktivitu.[26] Ve skutečnosti má mezi uranskými měsíci pouze Oberon více impaktních kráterů než Umbriel. Pozorované průměry kráteru se pohybují od několika kilometrů na dolním konci do 210 kilometrů u největšího známého kráteru Wokolo.[26][28] Všechny uznané krátery na Umbrielu mají centrální vrcholy,[26] ale žádný kráter nemá paprsky.[6]

V blízkosti Umbrielova rovníku leží nejvýznamnější povrchový útvar: kráter Wunda, který má průměr asi 131 km.[30][31] Wunda má na své podlaze velký prsten ze světlého materiálu, který může být nánosem nárazu[26] nebo uložení ledu s oxidem uhličitým.[32] Nedaleko, vidět podél terminátor, jsou krátery Vuver a Skynd, kterým chybí jasné ráfky, ale mají jasné střední vrcholy.[6][31] Studie profilů končetin Umbriel odhalila možný velmi velký nárazový prvek o průměru asi 400 km a hloubce přibližně 5 km.[33]

Stejně jako ostatní měsíce Uranu je povrch Umbrielu proříznut systémem kaňonů směřujících na severovýchod - jihozápad.[34] Nejsou však oficiálně uznáni kvůli špatnému zobrazovacímu rozlišení a obecně nevýraznému vzhledu tohoto měsíce, který brání geologické mapování.[26]

Umbrielův silně kráterovaný povrch je od roku pravděpodobně stabilní Pozdní těžké bombardování.[26] Jedinými známkami prastaré vnitřní aktivity jsou kaňony a tmavé polygony - tmavé skvrny složitých tvarů o průměru desítek až stovek kilometrů.[35] Polygony byly identifikovány přesnou fotometrií Voyager 2 'S obrázky a jsou distribuovány víceméně rovnoměrně na povrchu Umbriel, trendy severovýchod-jihozápad. Některé polygony odpovídají depresím hlubokým několik kilometrů a mohly být vytvořeny během časné epizody tektonické aktivity.[35] V současné době neexistuje žádné vysvětlení, proč je Umbriel tak temný a jednotný. Jeho povrch může být pokryt relativně tenkou vrstvou tmavého materiálu (tzv umbral materiál) vytěžené nárazem nebo vyloučené při explozivní sopečné erupci.[h][27] Alternativně může být Umbrielova kůra zcela složena z tmavého materiálu, který zabraňoval tvorbě jasných rysů, jako jsou kráterové paprsky. Zdá se však, že přítomnost jasného prvku ve Wundě odporuje této hypotéze.[6]

Původ a vývoj

A spherical blueish body with its surface covered by craters and polygons. The lower right part is smooth.
Mapa Umbriel zobrazující mnohoúhelníky

Umbriel je myšlenka k se tvořili od akreční disk nebo subnebula; disk plynu a prachu, který buď existoval kolem Uranu po nějakou dobu po svém vzniku, nebo byl vytvořen obrovským dopadem, který s největší pravděpodobností dal Uranu jeho velký křivolakost.[36] Přesné složení subnebuly není známo; vyšší hustota uranských měsíců však ve srovnání s měsíce Saturnu naznačuje, že to mohlo být relativně chudé na vodu.[i][6] Významné částky dusík a uhlík mohou být přítomny ve formě kysličník uhelnatý (CO) a molekulární dusík (N2) namísto amoniak a metan.[36] Měsíce, které se vytvořily v takové subnebule, by obsahovaly méně vodního ledu (s CO a N2 uvězněni jako klatrát) a více horniny, což vysvětluje vyšší hustotu.[6]

Umbriel narůstání pravděpodobně trvalo několik tisíc let.[36] Nárazy, které doprovázely narůstání, způsobily zahřívání vnější vrstvy měsíce.[37] Maximální teploty kolem 180 K bylo dosaženo v hloubce asi 3 km.[37] Po skončení formování se podpovrchová vrstva ochladila, zatímco vnitřek Umbrielu se zahříval kvůli rozpadu radioaktivní prvky přítomný v jeho skalách.[6] Chladicí povrchová vrstva se smrštila, zatímco interiér se rozšířil. To způsobilo silné protahovací napětí v měsíční kůře, což mohlo vést k prasknutí.[38] Tento proces pravděpodobně trval asi 200 milionů let, z čehož vyplývá, že jakákoli endogenní aktivita skončila před miliardami let.[6]

Počáteční přírůstkové vytápění spolu s pokračujícím rozpadem radioaktivních prvků mohlo vést k tání ledu[37] pokud nemrznoucí směs jako čpavek (ve formě hydrát amoniaku ) nebo byla přítomna nějaká sůl.[24] Tání mohlo vést k oddělení ledu od hornin a tvorbě skalnatého jádra obklopeného ledovým pláštěm.[26] Na hranici jádra – pláště se mohla vytvořit vrstva kapalné vody (oceánu) bohatá na rozpuštěný amoniak. The eutektická teplota této směsi je 176 K. Oceán však pravděpodobně už dávno zamrzl.[24] Z uranských měsíců byl Umbriel nejméně vystaven procesům endogenního resurfacingu,[26] i když se to může líbit ostatním uranským měsícům, které zažily velmi brzy událost zabrousit.[35]

Průzkum

Kosmická loď Voyager 2
Další informace: Průzkum Uranu

Jediné detailní snímky Umbriel byly zatím z Voyager 2 sonda, která fotografovala Měsíc při průletu Uranem v lednu 1986. Od nejbližší vzdálenosti mezi Voyager 2 a Umbriel byl 325 000 km (202 000 mi),[39] nejlepší snímky tohoto měsíce mají prostorové rozlišení asi 5,2 km.[26] Snímky pokrývají asi 40% povrchu, ale pouze 20% bylo vyfotografováno v kvalitě požadované pro geologické mapování.[26] V době průletu byla jižní polokoule Umbriel (stejně jako u ostatních měsíců) namířena na Slunce, takže severní (tmavou) polokouli nebylo možné studovat.[6] Žádná jiná kosmická loď nikdy nenavštívila Uran nebo jeho měsíce.

Viz také

Poznámky

  1. ^ Plocha odvozená od poloměru r : .
  2. ^ Objem proti odvozeno od poloměru r : .
  3. ^ Povrchová gravitace odvozená z hmotnosti m, gravitační konstanta G a poloměr r : .
  4. ^ Úniková rychlost odvozená z hmotnosti m, gravitační konstanta G a poloměr r : .
  5. ^ Pět hlavních měsíců je Mirando, Ariel, Umbriel, Titania a Oberon.
  6. ^ Kvůli proudu pozorovací chyba, zatím není jisté, zda Ariel je masivnější než Umbriel.[23]
  7. ^ Povrchové prvky na Umbriel jsou pojmenovány pro zlé nebo temné duchy převzaté z různých mytologií.[29]
  8. ^ Zatímco další obíhající populace prachových částic je dalším možným zdrojem tmavého materiálu, je to považováno za méně pravděpodobné, protože nebyly ovlivněny jiné satelity.[6]
  9. ^ Například, Tethys, saturnský měsíc, má hustotu 0,97 g / cm3, což naznačuje, že více než 90% jeho složení tvoří voda.[8]

Reference

  1. ^ „Umbriel“. Slovník Merriam-Webster.
  2. ^ A b „Planetární satelitní průměrné orbitální parametry“. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology.
  3. ^ Thomas, P. C. (1988). "Poloměry, tvary a topografie satelitů Uranu ze souřadnic končetin". Icarus. 73 (3): 427–441. Bibcode:1988Icar ... 73..427T. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1.
  4. ^ R. A. Jacobson (2014) „Orbity uranských satelitů a prstenů, gravitační pole uranového systému a orientace pólu Uranu“. Astronomický deník 148:5
  5. ^ A b Jacobson, R. A .; Campbell, J. K .; Taylor, A. H .; Synnott, S. P. (červen 1992). "Masy Uranu a jeho hlavních satelitů ze sledovacích dat Voyageru a pozemských uranských satelitních dat". Astronomický deník. 103 (6): 2068–2078. Bibcode:1992AJ .... 103,2068J. doi:10.1086/116211.
  6. ^ A b C d E F G h i j k l m Smith, B. A .; Soderblom, L. A .; Beebe, A .; Bliss, D .; Boyce, J. M .; Brahic, A .; Briggs, G. A .; Brown, R. H .; Collins, S.A. (4. července 1986). „Voyager 2 v uranském systému: výsledky zobrazovací vědy“. Věda. 233 (4759): 43–64. Bibcode:1986Sci ... 233 ... 43S. doi:10.1126 / science.233.4759.43. PMID  17812889.
  7. ^ A b Karkoschka, Erich (2001). „Komplexní fotometrie prstenů a 16 satelitů Uranu pomocí Hubblova kosmického dalekohledu“. Icarus. 151 (1): 51–68. Bibcode:2001Icar..151 ... 51K. doi:10.1006 / icar.2001.6596.
  8. ^ A b C d E F G h i j k Grundy, W. M .; Young, L. A .; Spencer, J. R .; Johnson, R.E .; Young, E. F .; Buie, M. W. (říjen 2006). "Distribuce H2O a CO2 ledy na Ariel, Umbriel, Titania a Oberon z pozorování IRTF / SpeX “. Icarus. 184 (2): 543–555. arXiv:0704.1525. Bibcode:2006Icar..184..543G. doi:10.1016 / j.icarus.2006.04.016.
  9. ^ "Fyzikální parametry planetového satelitu". NASA / JPL. Citováno 6. června 2010.
  10. ^ Lassell, W. (1851). „Na vnitřních druzích Uranu“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 12: 15–17. Bibcode:1851MNRAS..12 ... 15L. doi:10.1093 / měsíce / 12.1.15.
  11. ^ A b Lassell, William (Prosinec 1851). „Dopis od Williama Lassella, Esq., Redaktorovi“. Astronomický deník. 2 (33): 70. Bibcode:1851AJ ...... 2 ... 70L. doi:10.1086/100198.
  12. ^ Herschel, William starší (1. ledna 1798). „O objevu dalších čtyř satelitů Georgium Sidus. Byl oznámen retrográdní pohyb jeho starých satelitů; a vysvětlena příčina jejich zmizení v určitých vzdálenostech od planety“. Filozofické transakce Královské společnosti v Londýně. 88: 47–79. Bibcode:1798RSPT ... 88 ... 47H. doi:10.1098 / rstl.1798.0005.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
  13. ^ Struve, O. (1848). „Poznámka k satelitům Uranu“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 8 (3): 44–47. Bibcode:1848MNRAS ... 8 ... 43L. doi:10.1093 / mnras / 8.3.43.
  14. ^ Lassell, W. (1852). „Beobachtungen der Uranus-Satelliten“. Astronomische Nachrichten (v němčině). 34: 325. Bibcode:1852AN ..... 34..325.
  15. ^ Kuiper, G. P. (1949). „Pátý satelit Uranu“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 61 (360): 129. Bibcode:1949PASP ... 61..129K. doi:10.1086/126146.
  16. ^ Ness, Norman F .; Acuña, Mario H .; Behannon, Kenneth W .; Burlaga, Leonard F .; Connerney, John E. P .; Lepping, Ronald P .; Neubauer, Fritz M. (červenec 1986). "Magnetická pole na Uranu". Věda. 233 (4759): 85–89. Bibcode:1986Sci ... 233 ... 85N. doi:10.1126 / science.233.4759.85. PMID  17812894.
  17. ^ Krimigis, S. M .; Armstrong, T. P .; Axford, W. I .; Cheng, A. F .; Gloeckler, G .; Hamilton, D. C .; Keath, E. P .; Lanzerotti, L. J .; Mauk, B. H. (4. července 1986). „Magnetosféra Uranu: horké plazmové a radiační prostředí“. Věda. 233 (4759): 97–102. Bibcode:1986Sci ... 233 ... 97K. doi:10.1126 / science.233.4759.97. PMID  17812897.
  18. ^ Miller, C .; Chanover, N. J. (březen 2009). "Řešení dynamických parametrů zákrytů Titania a Ariel ze srpna 2007 od Umbriela". Icarus. 200 (1): 343–346. Bibcode:2009Icar..200..343M. doi:10.1016 / j.icarus.2008.12.010.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
  19. ^ Arlot, J. -E .; Dumas, C .; Sicardy, B. (prosinec 2008). „Pozorování zatmění U-3 Titania U-2 Umbriel 8. prosince 2007 s ESO-VLT“. Astronomie a astrofyzika. 492 (2): 599–602. Bibcode:2008A & A ... 492..599A. doi:10.1051/0004-6361:200810134.
  20. ^ Tittemore, William C .; Moudrost, Jack (červen 1990). „Přílivový vývoj uranských satelitů: III. Evoluce prostřednictvím Miranda-Umbriel 3: 1, Miranda-Ariel 5: 3 a Ariel-Umbriel 2: 1 srovnatelnosti středního pohybu“. Icarus. 85 (2): 394–443. Bibcode:1990Icar ... 85..394T. doi:10.1016 / 0019-1035 (90) 90125-S. hdl:1721.1/57632.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
  21. ^ Tittemore, William C .; Moudrost, Jack (březen 1989). „Přílivový vývoj uranských satelitů: II. Vysvětlení anomálně vysokého orbitálního sklonu Mirandy“. Icarus. 78 (1): 63–89. Bibcode:1989Icar ... 78 ... 63T. doi:10.1016/0019-1035(89)90070-5. hdl:1721.1/57632.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
  22. ^ Malhotra, Renu; Dermott, Stanley F. (červen 1990). „Role sekundárních rezonancí v orbitální historii Mirandy“. Icarus. 85 (2): 444–480. Bibcode:1990Icar ... 85..444M. doi:10.1016 / 0019-1035 (90) 90126-T. ISSN  0019-1035.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
  23. ^ A b "Fyzikální parametry planetového satelitu". Laboratoř tryskového pohonu (dynamika sluneční soustavy). Citováno 28. května 2009.
  24. ^ A b C d E F Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (listopad 2006). „Podpovrchové oceány a hluboké interiéry středních vnějších planetových satelitů a velkých transneptunických objektů“. Icarus. 185 (1): 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016 / j.icarus.2006.06.005.
  25. ^ A b C Bell, J. F., III; McCord, T. B. (1991). Hledání spektrálních jednotek na uranských druzích pomocí obrázků s barevným poměrem. Konference o lunární a planetární vědě, 21. 12. - 16. března 1990 (Sborník konferencí). Houston, TX, USA: Lunar and Planetary Sciences Institute. 473–489. Bibcode:1991LPSC ... 21..473B.
  26. ^ A b C d E F G h i j k Plescia, J. B. (30. prosince 1987). „Kráterová historie uranských satelitů: Umbriel, Titania a Oberon“. Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 14, 918–14, 932. Bibcode:1987JGR .... 9214918P. doi:10.1029 / JA092iA13p14918. ISSN  0148-0227.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
  27. ^ A b C Buratti, Bonnie J .; Mosher, Joel A. (březen 1991). "Srovnávací globální albedo a barevné mapy uranských satelitů". Icarus. 90 (1): 1–13. Bibcode:1991Icar ... 90 .... 1B. doi:10.1016 / 0019-1035 (91) 90064-Z. ISSN  0019-1035.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
  28. ^ A b C „Obsah názvosloví deštníku“. Místopisný člen planetární nomenklatury. United States Geological Survey, Astrogeology. Citováno 26. září 2009.
  29. ^ Strobell, M. E.; Masursky, H. (březen 1987). "Nové funkce pojmenované na Měsíci a uranských satelitech". Abstrakty konference o lunární a planetární vědě. 18: 964–965. Bibcode:1987LPI .... 18..964S.
  30. ^ „Umbriel: Wunda“. Místopisný člen planetární nomenklatury. United States Geological Survey, Astrogeology. Citováno 8. srpna 2009.
  31. ^ A b Hunt, Garry E .; Patrick Moore (1989). Atlas Uranu. Cambridge University Press. p.82. ISBN  978-0-521-34323-7. Umbrielský kráter Skynd.
  32. ^ Sori, Michael M .; Bapst, Jonathan; Bramson, Ali M .; Byrne, Shane; Landis, Margaret E. (2017). „Svět plný Wunda? Vklady oxidu uhličitého na Umbriel a další měsíce Uranu“. Icarus. 290: 1–13. Bibcode:2017Icar..290 .... 1S. doi:10.1016 / j.icarus.2017.02.029.
  33. ^ Moore, Jeffrey M .; Schenk, Paul M .; Bruesch, Lindsey S .; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (říjen 2004). „Funkce velkého dopadu na ledové satelity střední velikosti“ (PDF). Icarus. 171 (2): 421–443. Bibcode:2004Icar..171..421M. doi:10.1016 / j.icarus.2004.05.009.
  34. ^ Croft, S. K. (1989). Nové geologické mapy uranských satelitů Titania, Oberon, Umbriel a Miranda. Sborník lunárních a planetárních věd. 20. Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. p. 205C. Bibcode:1989LPI .... 20..205C.
  35. ^ A b C Helfenstein, P .; Thomas, P. C .; Veverka, J. (březen 1989). "Důkazy z fotometrie Voyageru II pro předčasné vynoření Umbrielu". Příroda. 338 (6213): 324–326. Bibcode:1989 Natur.338..324H. doi:10.1038 / 338324a0. ISSN  0028-0836.
  36. ^ A b C Mousis, O. (2004). „Modelování termodynamických podmínek v uranské subnebule - důsledky pro pravidelné složení satelitu“. Astronomie a astrofyzika. 413: 373–380. Bibcode:2004 A & A ... 413..373M. doi:10.1051/0004-6361:20031515.
  37. ^ A b C Squyres, S. W .; Reynolds, Ray T .; Summers, Audrey L .; Shung, Felix (1988). "Akreditační ohřev satelitů Saturn a Uran". Journal of Geophysical Research. 93 (B8): 8779–8794. Bibcode:1988JGR .... 93,8779S. doi:10.1029 / JB093iB08p08779. hdl:2060/19870013922.
  38. ^ Hillier, John; Squyres, Steven W. (srpen 1991). "Tektonika tepelného stresu na satelitech Saturn a Uran". Journal of Geophysical Research. 96 (E1): 15, 665–15, 674. Bibcode:1991JGR .... 9615665H. doi:10.1029 / 91JE01401.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
  39. ^ Stone, E. C. (30. prosince 1987). „Voyager 2 Setkání s Uranem“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 14, 873–14, 876. Bibcode:1987JGR .... 9214873S. doi:10.1029 / JA092iA13p14873. ISSN  0148-0227.CS1 maint: ref = harv (odkaz)

externí odkazy