Umbriel (satélite)

umbriel
luna de urano

Umbriel (Foto por AMS Voyager 2 )
Descubridor Guillermo Lassell
fecha de apertura 24 de octubre de 1851
Características orbitales
eje mayor 266.000 kilometros
Excentricidad 0.0039
Período de circulación 4.144 días
Inclinación orbital 0,128° (hasta el ecuador de Urano )
características físicas
Diámetro 1169,4 ± 2,8 kilómetros
Radio medio 584,7 kilometros
Área de superficie 4.296 millones de km²
Peso 1,172 ± 0,35⋅10 21 kg
Densidad 1,39 ± 0,16 g/cm³
Aceleración de la gravedad 0,23 m/s²
Período de rotación alrededor de un eje sincronizado (girado hacia Urano por un lado)
Albedo 0.26
Magnitud aparente 14,5±0,1
Temperatura de la superficie 75 K (−198 °C)
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Umbriel [1]  es un satélite del planeta Urano , descubierto por William Lassell el 24 de octubre de 1851 . El nombre del enano del poema de Alexander Pope "La violación de la cerradura".

Umbriel es principalmente hielo con una cantidad significativa de roca. Puede tener un núcleo de piedra cubierto por un manto de hielo. Umbriel es la tercera luna más grande de Urano y tiene la superficie más oscura, reflejando solo el 16% de la luz incidente.

Umbriel, cubierto de numerosos cráteres de impacto que alcanzan los 210 kilómetros de diámetro, ocupa el segundo lugar entre los satélites de Urano en cuanto al número de cráteres (después de Oberón ).

Umbriel, como todas las lunas de Urano, supuestamente se formó en un disco de acreción que rodeó al planeta inmediatamente después de su formación.

El sistema de Urano fue estudiado de cerca por una sola nave espacial  , la Voyager 2 . El vuelo tuvo lugar en enero de 1986. Varias imágenes de Umbriel permitieron estudiar y mapear alrededor del 40% de su superficie.

Descubrimiento y denominación

Umbriel fue descubierta por William Lassell el 24 de octubre de 1851, junto con otra luna de Urano, Ariel [2] [3] . Aunque William Herschel , el descubridor de Titania y Oberón , afirmó a fines del siglo XVIII haber observado cuatro lunas más de Urano [4] , sus observaciones no han sido confirmadas y el derecho de Herschel a ser considerado el descubridor de las lunas restantes de Urano se disputa [5] .

Todas las lunas de Urano llevan el nombre de personajes de las obras de William Shakespeare y Alexander Pope . Los nombres de los cuatro satélites de Urano entonces conocidos fueron propuestos por el hijo de William Herschel, John  , en 1852 a pedido de William Lassell [6] . Umbriel lleva el nombre del enano melancólico de The Stolen Lock [7] de Alexander Pope . La palabra latina " umbra " significa sombra. La luna también se conoce como Urano II [3] .

Órbita

La órbita de Umbriel se encuentra a 266.000 kilómetros de Urano , es el tercero más distante de los cinco satélites principales de Urano. La inclinación de la órbita al ecuador del planeta es muy pequeña [8] . El período orbital de Umbriel es igual a 4,1 días terrestres y coincide con el período de su rotación . En otras palabras, Umbriel es un satélite sincrónico de Urano y siempre gira hacia él del mismo lado [9] . La órbita de Umbriel pasa completamente dentro de la magnetosfera de Urano [10] , y este satélite no tiene atmósfera. Por lo tanto, su hemisferio posterior (en el curso del movimiento orbital) es constantemente bombardeado por partículas de plasma magnetosférico , que se mueven en órbita mucho más rápido que Umbriel (con un período igual al período de rotación axial de Urano) [11] . Quizás esto conduzca al oscurecimiento del hemisferio posterior, que se observa en todos los satélites de Urano, excepto en Oberón [10] . El sobrevuelo de la estación interplanetaria automática "Voyager-2" permitió detectar una clara disminución en la concentración de iones en la magnetosfera de Urano cerca de Umbriel [12] .

Dado que Urano gira alrededor del Sol "de costado", y su plano ecuatorial coincide aproximadamente con el plano del ecuador (y la órbita) de sus grandes satélites, el cambio de estaciones en ellos es muy peculiar. Cada polo de Umbriel está en completa oscuridad durante 42 años e iluminado continuamente durante 42 años, y durante el solsticio de verano el Sol en el polo alcanza casi su cenit [10] . El sobrevuelo de la Voyager 2 en enero de 1986 coincidió con el solsticio de verano sobre el polo sur, con casi todo el hemisferio norte en completa oscuridad. Una vez cada 42 años, durante el equinoccio de Urano, el Sol (y la Tierra con él) pasa por su plano ecuatorial, y luego se pueden observar eclipses mutuos de sus satélites. Varios eventos de este tipo se observaron en 2007-2008, incluidas dos ocultaciones de Umbriel de Titania el 15 de agosto y el 8 de diciembre de 2007, y una ocultación de Umbriel de Ariel el 19 de agosto de 2007 [13] .

Umbriel actualmente no tiene una resonancia orbital con ninguna de las lunas de Urano. Sin embargo, probablemente tuvo una resonancia de 1:3 con Miranda al comienzo de su existencia . Esto puede haber aumentado la excentricidad de la órbita de Miranda, contribuyendo al calentamiento interno y la actividad geológica de este satélite, mientras que la órbita de Umbriel no se vio afectada en gran medida [14] . Es más fácil que las lunas de Urano salgan de la resonancia orbital que las lunas de Saturno o Júpiter , porque el achatamiento y el tamaño de Urano son más pequeños que los de los planetas gigantes más grandes . Un ejemplo de esto es Miranda, que salió de resonancia (que es probablemente la razón de la inclinación anómalamente grande de su órbita) [15] [16] .

Composición y estructura interna

Umbriel es la tercera y cuarta luna más grande de Urano. Su densidad es de 1,39 g/cm3 [ 17] . De esto se deduce que el satélite está compuesto en gran parte de hielo de agua , y los componentes más densos constituyen aproximadamente el 40% de su masa [18] . Estos componentes pueden ser piedras, así como compuestos orgánicos de alto peso molecular conocidos como tolinas [9] . Con la ayuda de la espectroscopia infrarroja , se encontró hielo de agua en la superficie [10] . Sus bandas de absorción en el hemisferio anterior son más pronunciadas que en el posterior. Se desconocen las razones de esta asimetría, pero se supone que puede deberse al bombardeo de la superficie por partículas cargadas de la magnetosfera de Urano, que actúa precisamente sobre el hemisferio posterior (debido a la rotación conjunta del planeta y el plasma). ) [10] . Estas partículas pulverizan el hielo, descomponiendo el metano contenido (que forma clatratos ) y atacando otras materias orgánicas, dejando un residuo oscuro rico en carbono [10] .

Con la ayuda de la espectroscopia infrarroja en la superficie de Umbriel, además de agua, se detectó dióxido de carbono , que se concentra principalmente en el hemisferio posterior del satélite [10] . El origen del dióxido de carbono no está del todo claro. Podría haberse formado en la superficie a partir de carbonatos o materia orgánica bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar o partículas cargadas provenientes de la magnetosfera de Urano. Esto último puede explicar la asimetría en la distribución del dióxido de carbono sobre la superficie del satélite, porque estas partículas bombardean el hemisferio posterior. Otra posible fuente de CO 2  es la desgasificación del hielo de agua en el interior de Umbriel, que puede ser consecuencia de la actividad geológica pasada del satélite [10] .

Umbriel se puede diferenciar en un núcleo rocoso y un manto helado [18] . Si es así, entonces el radio del núcleo (alrededor de 317 km) es aproximadamente el 54 % del radio del satélite, y la masa del núcleo es aproximadamente el 40 % de la masa del satélite (los parámetros se calculan en función de la composición de Umbriel). En este modelo, la presión en el centro de Umbriel es de aproximadamente 0,24  GPa (2,4  kbar ) [18] . El estado actual del manto helado no está claro, aunque la existencia de un océano bajo la superficie se considera improbable [18] .

Superficie

La superficie de Umbriel es más oscura que las superficies de todas las demás lunas de Urano y refleja menos de la mitad de la luz que refleja Ariel, aunque estas lunas tienen un tamaño similar [19] . Umbriel tiene un albedo de Bond muy bajo  : solo alrededor del 10% (en comparación, Ariel tiene un 23%) [20] . La superficie de Umbriel presenta un efecto de oposición : a medida que el ángulo de fase aumenta de 0° a 1°, la reflectividad disminuye del 26 % al 19 %. A diferencia de otro satélite oscuro de Urano, Oberón, la superficie de Umbriel es ligeramente azul [21] . Los cráteres de impacto jóvenes (p. ej., el cráter Vanda) [22] son ​​aún más azules. Además, el hemisferio anterior es ligeramente más rojo que el posterior [23] . Es probable que este enrojecimiento sea causado por la meteorización cósmica debido al bombardeo de partículas cargadas y micrometeoritos desde la formación del sistema solar [21] . Sin embargo, la asimetría de color de Umbriel también podría deberse a la acumulación de material rojizo procedente de la parte exterior del sistema de Urano (probablemente de satélites irregulares ). Esta sustancia debe asentarse principalmente en el hemisferio delantero [23] . Excepto por esta diferencia hemisférica, la superficie de Umbriel es relativamente uniforme en albedo y color [21] .

Nombre de los cráteres en Umbriel [24]
( Los detalles del relieve de Umbriel llevan el nombre de espíritus malignos u oscuros de varias mitologías ). [25]
Cráter Origen del nombre Coordenadas Diámetro (km)
Alberich Alberich , enano del " Nibelungenlied " 33°36′S sh. 42°12′ E  / 33.6 ° S sh. 42.2° E d. / -33,6; 42.2 52
Aleta Fin, un troll del folclore danés 37°24′S sh. 44°18′ pulg.  / 37.4 ° S sh. 44.3° E d. / -37,4; 44.3 43
trozo Gob, rey de los enanos 12°42′ S sh. 27°48′ E  / 12.7 ° S sh. 27.8° E d. / -12,7; 27,8 88
Canaloa Kanaloa, el principal espíritu maligno de la mitología polinesia 10°48′S sh. 345°42′ E  / 10.8 ° S sh. 345.7° E d. / -10.8; 345.7 86
Malingi Malingee (Mutinga),
una vieja bruja en la mitología aborigen australiana		 22°54′S sh. 13°54′ E  / 22.9 ° S sh. 13.9° E d. / -22,9; 13.9 164
Minepa Minepa, un espíritu maligno del pueblo Makua de Mozambique 42°42′S sh. 8°12′ E  / 42.7 ° S sh. 8.2° E d. / -42,7; 8.2 58
Peri Peri , espíritus malignos de la mitología persa 9°12′S sh. 4°18′ pulg.  / 9.2 ° S sh. 4,3° pulg. d. / -9.2; 4.3 61
Setibos Setibos, príncipe de las tinieblas en la Patagonia 30°48′S sh. 346°18′ E  / 30.8 ° S sh. 346.3° E d. / -30,8; 346.3 cincuenta
piel Date prisa, troll en el folclore danés 1°48′S sh. 331°42′ E  / 1.8 ° S sh. 331.7° E d. / -1.8; 331.7 72
Woover Woover de la mitología finlandesa 4°42′S sh. 311°36′ E  / 4.7 ° S sh. 311.6° E d. / -4.7; 311.6 98
Vókolo Wokolo, un espíritu maligno de las creencias del pueblo Bambara que vive en África Occidental 30°00′ S sh. 1°48′ E  /30 sh. 1,8° pulg. d. / -30; 1.8 208
wanda Wanda en la mitología aborigen australiana 7°54′S sh. 273°36′ E  / 7.9 ° S sh. 273.6° E d. / -7.9; 273.6 131
Siniestro Siniestro , un espíritu maligno en la mitología eslava 23°18′S sh. 326°12′ E  / 23.3 ° S sh. 326.2° E d. / -23,3; 326.2 44

La superficie del satélite está llena de cráteres, pero no hay cráteres con rayos de luz claramente visibles, a diferencia de otros satélites de Urano. Una de las explicaciones propuestas para esto es que el calor generado en las entrañas de Umbriel durante la era de su formación, por alguna razón, no fue suficiente para derretir la corteza y la diferenciación gravitacional . Por lo tanto, la composición de Umbriel depende débilmente de la profundidad, y las eyecciones de rocas profundas alrededor de los cráteres de impacto son indistinguibles de la superficie principal. Sin embargo, la presencia de cañones muestra que alguna vez tuvieron lugar procesos endógenos en el satélite; probablemente provocaron una renovación de la superficie y la destrucción de formas de relieve antiguas.

Ahora, en Umbriel, los nombres tienen solo un tipo de detalle de relieve: cráteres [24] . Hay muchos más en este satélite que en Ariel y Titania , lo que indica su menor actividad endógena [22] . De todas las lunas de Urano, solo Oberon supera a Umbriel en el número de cráteres. Los diámetros de los cráteres conocidos van desde unos pocos kilómetros hasta 210 kilómetros (para el cráter Vokolo) [22] [24] . Todos los cráteres de Umbriel estudiados tienen un pico central [22] , pero ninguno tiene rayos [9] .

Una de las principales características distintivas de Umbriel es el cráter Wanda con un inusual círculo brillante en su parte inferior. Es la estructura geológica más prominente, con un diámetro de unos 131 kilómetros [26] [27] . El anillo brillante en el fondo del cráter puede consistir en rocas arrancadas de las profundidades de Umbriel por impacto [22] . Los cráteres vecinos como Woover y Skind no tienen tales anillos, pero tienen picos centrales brillantes [9] [27] . La exploración del limbo de Umbriel reveló una estructura que puede ser un cráter muy grande (unos 400 kilómetros de diámetro y unos 5 kilómetros de profundidad [28] ).

La superficie de Umbriel, como otros grandes satélites de Urano, está salpicada de un sistema de cañones dirigidos desde el noreste hacia el suroeste [29] . Sin embargo, no se les han asignado nombres, ya que la resolución de las imágenes no es suficiente para un mapeo geológico de alta calidad [22] .

La superficie de Umbriel no ha cambiado desde el intenso bombardeo tardío , por lo que tiene muchos cráteres [22] . Los únicos signos de actividad endógena son cañones y polígonos oscuros (áreas de forma compleja con un diámetro de decenas a cientos de kilómetros) [30] . Estos polígonos se descubrieron usando fotometría precisa de las imágenes de la Voyager 2. Se distribuyen más o menos uniformemente por toda la superficie de Umbriel con una orientación predominante de noreste a suroeste. Algunas de estas áreas corresponden a tierras bajas de hasta varios kilómetros de profundidad y pueden ser el resultado de la actividad tectónica temprana de Umbriel [30] . En la actualidad, no hay explicación de por qué la superficie de la luna es tan oscura y uniforme. Tal vez esté cubierto con una fina capa de material oscuro traído a la superficie por impactos de meteoritos o expulsado por volcanes [23] . Según otra versión, la corteza de Umbriel puede estar compuesta en su totalidad por materia oscura, lo que imposibilita las emisiones brillantes alrededor de los cráteres. Sin embargo, esto puede ser contradicho por la presencia de un anillo brillante en el cráter Vanda [9] .

Origen y evolución

Como todas las lunas grandes de Urano, Umbriel probablemente se formó a partir de un disco de acreción de gas y polvo que existió alrededor de Urano durante algún tiempo después de la formación del planeta, o apareció en una poderosa colisión, que muy probablemente le dio a Urano una gran inclinación del eje. [31] . No se conoce la composición exacta de la nebulosa, pero la mayor densidad de las lunas de Urano en comparación con las de Saturno indica que esta nebulosa probablemente contenía menos agua [9] . Cantidades significativas de carbono y nitrógeno pueden haber estado en forma de monóxido de carbono (CO) y nitrógeno molecular (N 2 ) en lugar de amoníaco y metano [31] . Un satélite formado en una nebulosa de este tipo debería contener una menor cantidad de hielo de agua (con clatratos de CO y N 2 ) y una mayor cantidad de rocas pétreas, y por lo tanto tener una mayor densidad [9] .

La formación de Umbriel por acreción probablemente duró varios miles de años [31] . Las colisiones que acompañaron a la acumulación causaron el calentamiento de las capas exteriores del satélite [32] . La temperatura máxima (alrededor de 180 K) se alcanzó a una profundidad de unos 3 kilómetros [32] . Después de la finalización de la formación, la capa exterior se enfrió, mientras que la interior comenzó a calentarse debido a la descomposición de los elementos radiactivos contenidos en sus rocas [9] . La capa superficial se contrajo debido al enfriamiento, mientras que la capa interna de calentamiento se expandió. Esto provocó una fuerte tensión mecánica en la corteza de Umbriel , lo que podría conducir a la formación de fallas [33] . Este proceso debe haber durado unos 200 millones de años. Por lo tanto, la actividad endógena en Umbriel debe haber cesado hace varios miles de millones de años [9] .

El calor de la acumulación inicial y la subsiguiente descomposición de los elementos radiactivos podría ser suficiente para derretir el hielo [32] si contiene algún anticongelante (por ejemplo, amoníaco en forma de hidrato de amonio y sal [18] ). El derretimiento podría haber provocado la separación del hielo de la roca y la formación de un núcleo rocoso rodeado por un manto de hielo [22] . Se podría formar una capa de agua líquida (un océano) saturada con amoníaco disuelto en el límite entre el núcleo y el manto. La temperatura eutéctica de esta mezcla es de 176 K. Si la temperatura del océano estuviera por debajo de este valor, entonces debería haberse congelado hace mucho tiempo [18] . De todas las lunas de Urano, Umbriel fue la menos afectada por los procesos endógenos de transformación de la superficie [22] , aunque estos procesos podrían haber tenido un impacto en Umbriel (así como en otros satélites) al comienzo de su existencia [30] . Desafortunadamente, la información sobre Umbriel aún es muy escasa y se limita en gran medida a la investigación realizada por la Voyager 2.

Investigación

Las únicas imágenes de primer plano de Umbriel hasta la fecha fueron tomadas por la Voyager 2, que fotografió la luna mientras exploraba Urano en enero de 1986. La distancia más cercana al satélite fue de 325 000 kilómetros (202 000 millas) [34] y las imágenes más detalladas tienen una resolución de 5,2 kilómetros [22] . Las imágenes cubren solo el 40% de la superficie, y solo el 20% se capturan con una calidad suficiente para el mapeo geológico [22] . Durante el sobrevuelo, el hemisferio sur de Umbriel (así como otros satélites) estaba frente al Sol, por lo que el hemisferio norte no estaba iluminado y no podía ser estudiado [9] . Ni Urano ni Umbriel han sido visitados por otras sondas interplanetarias y no hay planes de visitarlo en un futuro previsible.

Notas

  1. ↑ Gran Enciclopedia Soviética (UM). — 3ra edición. - Enciclopedia soviética.
  2. ↑ Lassell, W. Sobre los satélites interiores de Urano  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  . - Prensa de la Universidad de Oxford , 1851. - Vol. 12 _ - P. 15-17 . - .
  3. ↑ 1 2 Lassell, W. Carta de William Lassell, Esq., al editor  //  The Astronomical Journal . - Ediciones IOP , 1851. - Vol. 2 , núm. 33 . — Pág. 70 . -doi : 10.1086/ 100198 . - .
  4. ↑ Herschel, William. Sobre el descubrimiento de cuatro satélites adicionales del Georgium Sidus; Se anuncia el movimiento retrógrado de sus antiguos satélites; Y se explica la causa de su desaparición a ciertas distancias del planeta  //  Philosophical Transactions of the Royal Society of London: revista. - 1798. - Vol. 88 , núm. 0 _ - Pág. 47-79 . -doi : 10.1098 / rstl.1798.0005 . - .
  5. ↑ Struve, O. Nota sobre los satélites de Urano  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  . - Prensa de la Universidad de Oxford , 1848. - Vol. 8 , núm. 3 . - Pág. 44-47 . — .
  6. ↑ Lassell, W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (alemán)  // Astronomische Nachrichten. - Wiley-VCH , 1852. - Bd. 34 . — art. 325 . — .
  7. ↑ Kuiper, GP  El Quinto Satélite de Urano  // Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . - 1949. - vol. 61 , núm. 360 . - Pág. 129 . -doi : 10.1086/ 126146 . - .
  8. ↑ Parámetros orbitales medios de los satélites planetarios . Laboratorio de Propulsión a Chorro, Instituto de Tecnología de California. Fecha de acceso: 17 de febrero de 2010. Archivado desde el original el 22 de agosto de 2011.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Smith, BA; LA; soderblom; Beebe, A.; dicha, D.; Boyce, JM; Brahic, A.; Briggs, GA; marrón, derecho; Collins, SA Voyager 2 en el sistema de Urano: resultados científicos de imágenes  (inglés)  // Ciencia: revista. - 1986. - vol. 233 , núm. 4759 . - P. 97-102 . -doi : 10.1126 / ciencia.233.4759.43 . - . —PMID 17812889 .
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Grundy, WM; Young, LA; Spencer, JR; et al. Distribuciones de hielos de H 2 O y CO 2 en Ariel, Umbriel, Titania y Oberon a partir de observaciones IRTF  / SpeX  // Icarus  : diario. - Elsevier , 2006. - Vol. 184 , núm. 2 . - Pág. 543-555 . -doi : 10.1016 / j.icarus.2006.04.016 . - . -arXiv : 0704.1525 . _
  11. ↑ Ness, NF; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Campos magnéticos en Urano   // Ciencia . - 1986. - vol. 233 , núm. 4759 . - P. 85-89 . -doi : 10.1126 / ciencia.233.4759.85 . — . —PMID 17812894 .
  12. ↑ Krimigis, SM; Armstrong, TP; Axford, WI; et al. La magnetosfera de Urano: plasma caliente y radiación Medio ambiente  (inglés)  // Ciencia: revista. - 1986. - vol. 233 , núm. 4759 . - P. 97-102 . -doi : 10.1126 / ciencia.233.4759.97 . - . —PMID 17812897 .
  13. ↑ * Molinero, C.; Chanover, NJ Resolución de parámetros dinámicos de las ocultaciones de Titania y Ariel de agosto de 2007 por Umbriel  (inglés)  // Icarus  : revista. — Elsevier , 2009. — Vol. 200 , núm. 1 . - P. 343-346 . -doi : 10.1016 / j.icarus.2008.12.010 . - .
    • Arlot, J.-E.; Dumas, C.; Sicardy, B. Observación de un eclipse de U-3 Titania por U-2 Umbriel el 8 de diciembre de 2007 con ESO-VLT  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Ciencias , 2008. - Vol. 492 . — Pág. 599 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 200810134 . - .
  14. ↑ Tittemore, WC; Wisdom, J. Evolución de las mareas de los satélites de Urano III. Evolución a través de las conmensurabilidades de movimiento medio de Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3 y Ariel-Umbriel 2:1  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1990. - Vol. 85 , núm. 2 . - Pág. 394-443 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90125-S . - .
  15. ↑ Tittemore, WC; Sabiduría, J. Evolución de las mareas de los satélites de Urano II. Una explicación de la inclinación orbital anómalamente alta de Miranda  (inglés)  // Icarus  : diario. - Elsevier , 1989. - Vol. 7 , núm. 1 . - Pág. 63-89 . - doi : 10.1016/0019-1035(89)90070-5 . - .
  16. ↑ Malhotra, R., Dermott, SF El papel de las resonancias secundarias en la historia orbital de Miranda  // Icarus  :  diario. - Elsevier , 1990. - Vol. 8 , núm. 2 . - Pág. 444-480 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90126-T . - .
  17. ↑ Jacobson, RA; Campbell, JK; Taylor, AH y Synnott, SP Las masas de Urano y sus principales satélites a partir de datos de seguimiento de Voyager y datos de satélites de Urano basados ​​en la Tierra  //  The Astronomical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 1992. - Vol. 103 , núm. 6 _ - P. 2068-2078 . -doi : 10.1086/ 116211 . - .
  18. ↑ 1 2 3 4 5 6 Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Océanos subterráneos e interiores profundos de satélites de planetas exteriores de tamaño mediano y grandes objetos transneptunianos  (inglés)  // Icarus  : revista. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , núm. 1 . - pág. 258-273 . -doi : 10.1016 / j.icarus.2006.06.005 . - . Archivado desde el original el 11 de octubre de 2007.
  19. ↑ Parámetros físicos del satélite planetario . Laboratorio de Propulsión a Chorro (Dinámica del Sistema Solar). Consultado el 16 de agosto de 2011. Archivado desde el original el 18 de enero de 2010.
  20. ↑ Karkoschka, E. Fotometría completa de los anillos y 16 satélites de Urano con el telescopio espacial Hubble  // Icarus  :  revista. - Elsevier , 2001. - Vol. 151 . - Pág. 51-68 . -doi : 10.1006 / icar.2001.6596 . — .
  21. ↑ 1 2 3 Bell III, JF; McCord, TB (1991). Una búsqueda de unidades espectrales en los satélites de Urano utilizando imágenes de relación de color (Actas de la conferencia) . Conferencia de Ciencias Lunares y Planetarias, 21 de marzo. 12-16, 1990. Houston, TX, Estados Unidos: Instituto de Ciencias Lunar y Planetaria. páginas. 473-489. Archivado desde el original el 2019-05-03 . Consultado el 12 de julio de 2011 . Parámetro obsoleto utilizado |deadlink=( ayuda )
  22. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Plescia, JB; Plescia, JB Historia de los cráteres de los satélites de Urano: Umbriel, Titania y Oberon  //  Revista de investigación geofísica : diario. - 1987. - vol. 92 , núm. A13 . - Pág. 14918-14932 . -doi : 10.1029/ JA092iA13p14918 . - .
  23. ↑ 1 2 3 Buratti, BJ; Mosher, Joel A. Albedo global comparativo y mapas de color de los satélites de Urano  (inglés)  // Icarus  : revista. - Elsevier , 1991. - Vol. 90 . - P. 1-13 . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - .
  24. ↑ 1 2 3 Tabla de contenido de la nomenclatura de Umbriel . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Servicio Geológico de los Estados Unidos, Astrogeología. Consultado el 16 de agosto de 2011. Archivado desde el original el 24 de enero de 2012.
  25. ↑ Strobell, ME; Masursky, H. Nuevas características nombradas en la Luna y los satélites de Urano  //  Resúmenes de la Conferencia de Ciencias Lunar y Planetaria: revista. - 1987. - vol. 18 _ - Pág. 964-965 . - . Archivado desde el original el 30 de agosto de 2017.
  26. ↑ Umbriel:Wunda . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Servicio Geológico de los Estados Unidos, Astrogeología. Consultado el 16 de agosto de 2011. Archivado desde el original el 24 de enero de 2012.
  27. ↑ 1 2 Caza, Garry E.; Patricio Moore. Atlas de Urano . - Cambridge University Press., 1989. - ISBN 9780521343237 .
  28. ↑ Moore, JM; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et.al. . Características de gran impacto en satélites helados de tamaño medio  (inglés)  // Icarus  : revista. — Elsevier , 2004. — Vol. 171 , núm. 2 . - P. 421-443 . -doi : 10.1016 / j.icarus.2004.05.009 . - . Archivado desde el original el 2 de octubre de 2018.
  29. ↑ Croft, SK (1989). Nuevos mapas geológicos de los satélites de Urano Titania, Oberon, Umbriel y Miranda . Acta de Ciencias Lunares y Planetarias . 20 _ Instituto de Ciencias Lunares y Planetarias, Houston. pags. 205C. Archivado desde el original el 28 de agosto de 2017 . Consultado el 13 de julio de 2011 . Parámetro obsoleto utilizado |deadlink=( ayuda )
  30. ↑ 1 2 3 Helfenstein, P.; Tomás, PC; Veverka, J. Evidencia de la fotometría de la Voyager II para la repavimentación temprana de Umbriel  //  Nature: journal. - 1989. - vol. 338 , núm. 6213 . - P. 324-326 . -doi : 10.1038/ 338324a0 . - .
  31. ↑ 1 2 3 Mousis, O. Modelado de las condiciones termodinámicas en la subnebulosa de Urano: implicaciones para la composición de satélites regulares  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - EDP Ciencias , 2004. - Vol. 413 . - Pág. 373-380 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20031515 . - .
  32. ↑ 1 2 3 Squyres, SO; Reynolds, Ray T.; Veranos, Audrey L.; Shung, Félix. Calentamiento por acreción de los satélites de Saturno y Urano  //  Revista de Investigación Geofísica : diario. - 1988. - vol. 93 , núm. B8 . - Pág. 8.779-94 . -doi : 10.1029/ JB093iB08p08779 . - .
  33. ↑ Hillier, J.; Escuderos, Steven. Tectónica de estrés térmico en los satélites de Saturno y Urano  //  Revista de Investigación Geofísica : diario. - 1991. - vol. 96 , núm. E1 . — Pág. 15,665-74 . -doi : 10.1029/ 91JE01401 . — .
  34. ↑ Piedra, EC; Stone, EC El encuentro de la Voyager 2 con Urano  //  Revista de investigación geofísica. - 1987. - vol. 92 , núm. A13 . - Pág. 14.873-76 . -doi : 10.1029/ JA092iA13p14873 . - .

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