Oberón (lúa)

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Oberón
Voyager 2 picture of Oberon.jpg
A mellor imaxe de Oberón obtida pola Voyager 2 o 24 de xaneiro de 1986
Descubrimento
Descuberta por William Herschel
Descuberta o 11 de xaneiro do 1787[1]
Designacións
Designación alternativa Urano IV
Características orbitais
Eixo semi-maior 583.520 km[2]
Excentricidade 0,0014[2]
Período orbital 13,463234 d[2]
Inclinación 0,058° (respecto do ecuador de Urano)[2]
é satélite de Urano
Características físicas
Radio medio 761,4 ± 2,6 km (0,1194 radios terrestres)[3]
Área superficial 7.285.000 km² [nota 1]
Volume 1.849.000.000 km³ [nota 2]
Masa 3,014 ± 0,075 x 1021 kg (5,046 x 10−4 masas da Terra)[4]
Densidade media 1,63 ± 0,05 g/cm³[4]
Gravidade superficial 0,348 m/s2 [nota 3]
Velocidade de escape 0,726 km/s[nota 4]
Período de rotación sincrónica([5]asumida)
Albedo 0,31(xeométrico),
0,14 (bond)[6]
Temperatura superficial 70-80 K[7]
Magnitude 14,1[8]

Oberón, tamén designada coma Urano IV, é a lúa máis externa das cinco grandes lúas do planeta Urano. É tamén a segunda máis grande e máis masiva das lúas de Urano, así coma a novena lúa máis masiva do Sistema Solar. Foi descuberta por William Herschel no ano 1787, Oberón recibiría máis tarde o seu nome, nome dunha das personaxes da obra William Shakespeare, A Midsummer Night's Dream. Parte da súa órbita descansa dentro da magnetosfera de Urano.

Oberón consiste en partes equitativas de rocha e xeos, e posiblemente poida ter un núcleo de rochas e un manto de xeos diferenciados. Tamén cabe a posibilidade de que exista unha capa de auga líquida entre o manto e o núcleo. A superficie de Oberón é escura e tinguida suavemente de vermello, amosase esta chea de cráteres, onde o seu cráter máis grande acada os 210 km de diámetro. Oberón posúe tamén un sistema de canons (escarpas) formados coma consecuencia da expansión do seu interior nas primeiras etapas da evolución da lúa. Coma case tódalas lúas de Urano, Oberón formouse probablemente nun disco de acrección que rodeaba ó planeta xusto despois da formación deste.

Ata o 2008, o sistema de Urano só puido ser estudado de preto pola sonda espacial Voyager 2, a cal fotografou Oberón durante o sobrevoo de Urano en xaneiro do 1986. Tomou bastantes imaxes de Oberón, as cales permitiron facer un mapa do 40% da superficie da lúa.

Descubrimento e nomeamento[editar | editar a fonte]

Oberón foi descuberta por William Herschel o 11 de xaneiro de 1787, o mesmo día que descubriu a lúa máis grande de Urano, Titania.[1][9] Máis tarde informaría do descubrimento doutros catro satélites máis,[10] aínda que hoxe en día pensase que estes catro satélites seguramente foran falsos.[11] Durante os seguintes cincuenta anos, Titania e Oberón non puideron ser vistas por outros instrumentos que non fosen os de William Herschel,[12] aínda que hoxe en día a lúa pode ser vista dende a Terra cun bo telescopio amateur.[8]

Tódalas lúas de Urano teñen nomes das personaxes das obras de William Shakespeare ou Alexander Pope. O nome de Oberón foi tomado do rei das fadas que aparece na obra de William Shakespeare, A Midsummer Night's Dream.[13] Os nomes dos outros catro grandes satélites de Urano foron suxeridos por John Herschel (fillo de William Herschel) en 1852 a petición de Lassell,[14] quen descubrira outras dúas lúas de Urano, Ariel e Umbriel, o ano anterior.[15]

Oberón foi inicialmente considerada coma "o segundo satélite de Urano", e en 1848 recibiu a designación de Urano II por parte de William Lassell,[16] aínda que algunhas veces usaba a numeración de William Herschel (onde Titania e Oberón eran o II e o IV, respectivamente).[17] No ano 1851, Lassell fixo unha numeración con números romanos das lúas baseándose na distancia respecto de Urano, e dende entón Oberón é designada coma Urano IV.[18]

Órbita[editar | editar a fonte]

Oberón orbita Urano unha distancia duns 584.000 km, sendo a lúa máis afastada de Urano entre as cinco grandes lúas do planeta.[nota 5] A órbita de Oberón ten unha excentricidade pequena e a súa inclinación respecto do ecuador de Urano tamén é pequena.[2] O seu período orbital ronda os 13,5 días, o cal coincide co seu período rotacional; noutras palabras, Oberón ten unha órbita sincrónica, cunha das súas cara apuntando permanentemente cara ó planeta.[5]

Unha parte significativa da órbita de Oberón está dentro da magnetosfera de Urano.[19] Coma resultado, durante parte da traxecto da súa órbita, a superficie de Oberón recibe directamente o vento solar.[7] Este feito é importante, xa que os satélites orbitando dentro dunha magnetosfera son golpeados polo plasma magnetosférico, o cal rota solidariamente co planeta.[19] Este bombardeo posiblemente conduza a un escurecemento dos hemisferios alcanzados polo plasma nos satélites que se encontren nesta situación, este fenómeno de escurecemento foi observado en tódalas grandes lúas de Urano excepto Oberón (a órbita da lúa só está parcialmente dentro da magnetosfera de Urano).[7]

Coma Urano orbita ó redor do Sol de lado, e a súas lúas orbitan ó redor do plano ecuatorial do planeta, estas pois están (incluíndo a Oberón) suxeitas a un ciclo estacional extremo. Ámbolos dous hemisferios (tanto sur coma norte) están 42 anos na escuridade e outros 42 anos recibindo a luz do sol.[7] Cada 42 anos, cando Urano está no equinoccio e o seu plano ecuatorial cruza coa Terra, fai nese intre posible a ocultación mutua entre as lúas de Urano. Un destes eventos foi a ocultación de Umbriel por parte Oberón, este evento tivo lugar o 4 de maio do 2007 e durou 6 minutos.[20]

Composición e estrutura interna[editar | editar a fonte]

Oberón é a segunda lúa máis grande e masiva das lúas de Urano, e é a novena lúa máis masiva do Sistema Solar.[nota 6] A súa densidade é de 1,63 g/cm3,[4] a cal é moito máis alta ca densidade típica dos satélites de Saturno, indicando que debería ter proporcións equitativas de xeo de auga e compoñentes rochosos;[22] este segundo grupo, as rochas, poderían incluír, a parte das propias rochas, compostos orgánicos. A presencia de auga esta referendada polas obsevacións do espectro infravermello feitas no 2001-2005, as cales revelan a existencia de xeo de auga cristalino na superficie da lúa.[7] A banda de absorción do xeo de auga é máis forte no hemisferio de retagarda que no hemisferio de "vangarda", en oposición o que foi observado na meirande parte das lúas de Urano, as cales exhiben unhas liñas de absorción do xeo de auga máis fortes no hemisferio de vangarda.[7] A causa desta asimetría é descoñecida, pero seguramente esta relacionada coa creación de solos a partir de impactos, sobre todo de micrometeoritos, o cal no caso de Oberón é moito máis intenso no hemisferio de vangarda.[7]

A parte da auga, non se puido identificar outros compostos na superficie de Oberón, posibles candidatos a constitui-los materiais escuros da superficie serían as rochas, dióxido de carbono, varios tipos de sales e diversos compostos orgánicos.[5][7]

Oberón podería ter un núcleo e un manto diferenciados.[22] Neste caso, o radio do núcleo sería (480 km) do redor do 63% do radio da lúa, e cunha masa que sería o 54% da masa total da lúa —os parámetros están baseados na composición da lúa. A presión no centro de Titania está ó redor de 0,5 GPa (5 kbar).[22] O estado actual do manto de xeo é pouco coñecido. Se o xeo contén suficiente amoníaco ou outros compostos con propiedades anticonxelantes, entón Titania podería ter un océano líquido entre o manto e o núcleo. Este delgado océano, se existise, tería un ancho máximo de 40 km e tería unha temperatura de 190 K.[22] Hai que dicir que a presente estrutura interna da lúa depende en gran medida do seu historial termal, o cal é pouco coñecido.

A súa superficie e os seus accidentes xeolóxicos[editar | editar a fonte]

Imaxe de Oberón baixo unha cor artificial. O gran cráter co chan escuro (no centro cara á dereita) é Hamlet.
Véxase tamén o artigo: Lista dos accidentes xeolóxicos da lúas de Urano.

Oberón é a segunda lúa máis escura de Urano despois de Umbriel.[6] A superficie da lúa amosa un marcado efecto de oposición: a súa refractividade decrece dende o 31% nun ángulo de fase de 0° (albedo xeométrico) ó 22% nun ángulo do redor 1°. Oberón ten un albedo de bond moi baixo, ó redor do 17%.[6] A súa superficie tínguese suavemente cara ó vermello, excepto os depósitos recentes procedentes de impactos, os cales son dunha cor neutral ou lixeiramente azuis.[23] O hemisferio de retagarda e o hemisferios de vangarda son asimétricos: o primeiro é menos vermello có segundo, debido a que o hemisferio de retagarda contén menos materiais escuros.[24] O tinguido de vermello das superficies podería estar debido ó bombardeo por parte de partículas cargadas de enerxía e micrometeoritos o longo de toda a existencia do Sistema Solar.[24]

Os científicos déronlle recoñecemento oficial a dous tipos de accidentes xeolóxicos en Oberón: cráteres, chasmata (canóns).[5] A vella superficie de Oberón e a máis craterizada entre tódalas lúas de Urano, cunha densidade de cráteres que está próxima a saturación —cando a formación de novos cráteres está só un pouco por riba da destrución dos antigos cráteres.[nota 7][25] Os diámetros dos cráteres van dende uns poucos quilómetros ata os 206 km do cráter máis grande,[25] Hamlet.[26] Moitos dos cráteres teñen un sistema de raios, depósitos de xeo relativamente fresco procedentes dos materiais expulsados durante os impactos que formaron os cráteres.[5] O cráteres máis grandes, Hamlet, Othello e Macbeth, teñen os seus chans feitos de materiais moi escuros, depositados estes materiais despois da formación dos citados cráteres.[25] Un pico cunha altura aproximada de 11 km foi atopado nas imaxes da Voyager preto do limbo sur-este de Oberón,[27] o cal pode se-lo pico central dun gran cráter de impacto cun diámetro do redor de 375 km.[27] A superficie de Oberón está cruzada por sistemas de canons, os cales non están tan entendidos coma no caso de Titania.[5] Os canons son probablemente fallas simples ou escarpas,[nota 8] os cales poden ser recentes ou vellos: os recentes atravesan os depósitos brillantes dalgúns dos grandes cráteres, indicando que se formaron con posterioridade.[28] O canon máis destacable de Oberón é Mommur Chasma.[29]

A xeoloxía de Oberón estivo influenciada por dúas forzas en competencia: a formación de cráteres de impacto e a remodelación endóxena da superficie.[28] A craterización percorre toda a historia da lúa e é a principal causa do aspecto actual da lúa[25]; por outro lado os procesos endóxenos son de natureza global e foron principalmente máis activos no período inmediatamente posterior á formación da lúa. Os procesos endóxenos principalmente son de carácter tectónico e seguramente causaron a formación dos canons, o cales son grandes fendas na cortiza de xeo.[28] O rachado da cortiza foi provocado por unha expansión do interior da lúa nun 0,5%[28], a cal ocorreu en dúas fases correspondentes coa formación dos canons vellos e dos máis recentes.

A natureza da zonas escuras, a cales están principalmente no hemisferio de vangarda e dentro dos cráteres, non está moi clara. Algúns científicos teorizan o redor da posibilidade de que sexan causa do criovulcanismo,[25] mentres outros postulan que poderían ser a causa de impactos que escavaron o material escuro existente debaixo da cortiza.[23] Na segunda teoría, Oberón debería coma mínimo ter capas parcialmente diferenciadas, cun cortiza de xeo por riba dun interior posiblemente composto dunha mestura de materiais.[23]

Orixe e evolución[editar | editar a fonte]

Pénsase que Oberón se formou nun disco de acrección ou unha subnebulosa; un disco de po e gas que existía o redor de Urano despois da formación do planeta ou creado por un impacto masivo que lle deu a Urano a súa gran oblicuidade.[30] A composición precisa da subnebulosa é descoñecida; pero a densidade relativamente alta das lúas de Urano en comparación coa densidade das lúas de Saturno indica que esa nebulosa primixenia poderían ser relativamente pobre en auga.[nota 9][5] Poderían estar tamén presentes cantidades significativas de nitróxeno e carbono en forma de monóxido de carbono e N2 no canto de amoníaco e metano.[30] As lúas formadas nesta subnebulosa poderían conter menos xeo de auga (con CO e N2 atrapado coma clatrato) e máis rochas, explicando así a súa maior densidade.[5]

O acrecentamento de Oberón puido durar varios cento de anos.[30] Os impactos que acompañaron a acrección de material causaron o quecemento da superficie da lúa.[31] A temperatura máxima debeu acadar uns 230 K e alcanzar unha profundidade de 60 km.[31] Despois do remate da fase de formación, a capa interior da superficie arrefriouse, mentres co interior de Titania queceu debido á desintegración de elementos radioactivos presentes nas súas rochas.[5] O arrefriamento das capas próximas á superficie provocou á súa contracción mentres co interior expandiuse. Esto causou unha forte tensión mecánica na superficie da lúa, a cal moi posiblemente fixo que esta rachase. Os canons presentes na lúa poderían se-lo resultado deste proceso, o cal puido durar ó redor de 200 millóns de anos,[32] implicando que a actividade endóxena rematou hai xa miles de millóns de anos.[5]

O quecemento inicial durante a acrección de material xunto coa desintegración de elementos radioactivos puido ocasiona-la fusión dos xeos, se estes estaban mesturados con compostos con propiedades anticonxelantes coma o amoníaco.[31] O quecemento dos xeos puido implica-las separación dos xeos e as rochas, facendo así un posible núcleo rodeado dun manto de xeos. Tamén cabe a posibilidade de que se formase unha capa de auga líquida rica en amoníaco entre o núcleo e o manto da lúa.[22] A temperatura eutéctica desta mestura é de 176 K.[22] Se a temperatura caeu por debaixo desta temperatura, implicaría que actualmente estaría conxelado, o cal é o máis probable. A solidificación da auga tería coma consecuencia unha expansión do interior da lúa, fenómeno que sería a causa máis probable da formación da meirande parte dos canons que existen na superficie de Oberón.[25] Débese con todo, subliñar que hoxe en día o coñecemento sobre a evolución desta lúa é pouco preciso e bastante limitado.

Exploración[editar | editar a fonte]

As imaxes tomadas máis de preto de Oberón foron feitas pola sonda espacial Voyager 2, a cal fotografou a lúa durante o sobrevoo de Urano en xaneiro do 1986. A distancia máis curta entre a Voyager 2 e Oberón foi de só 470.600 km,[33] as mellores imaxes da lúa teñen unha resolución do redor de 6 km.[25] As imaxes cobren preto do 40% da superficie, pero só o 25% foi fotografada coa resolución necesaria para facer un mapeo xeolóxico. Durante o sobrevoo, o hemisferio sur de Oberón (coma o do resto das outras lúas) estaba apuntando cara ó Sol, así pois o hemisferio norte non puido ser estudado.[5] Ningunha outra sonda espacial (de momento) foi enviada a Urano (e Oberón), e non existen misións en proxecto para visitar este planeta nun futuro a curto prazo.

Notas[editar | editar a fonte]

  1. A área superficial extraida da fórmula baseada no radio r: 4\pi r^2.
  2. Volume v extraido da fórmula baseada no radio r: 4\pi r^3/3.
  3. A gravidade superficial foi extraida da seguinte formula onde m é a masa, G a constante da gravidade e r o radio: Gm/r^2.
  4. A velocidade de escape foi extraida da seguinte fórmula, onde m é a masa, G a constante da gravidade e r é o radio: \sqrt{2Gm/r}.
  5. As cinco grandes lúas de Urano son Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberón.
  6. As outras oito lúas máis masivas cá Oberón son Ganímedes, Titán, Calisto, Ío, a nosa Lúa, Europa, Tritón e Titania.[21]
  7. O gran número de cráteres presentes na superficie de Oberón indica que esta é a superficie máis vella de tódalas superficies das lúas de Urano.[25]
  8. Algúns canons de Oberón son grabens.[25]
  9. Coma indicación, Tetis, unha lúa de Saturno, ten unha densidade de 0,97 g/cm3, o cal significa que está composta por auga nunha porcentaxe superior ó 90%.[7]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 Herschel,William, Sr. (1787). "An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet". Philosophical Transactions of the Royal Society of London 77: 125–129. DOI:10.1098/rstl.1787.0016. http://www.jstor.org/pss/106717.
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem.
  3. Thomas,P.C. (1988). "Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates". Icarus 73: 427–441. DOI:10.1016/0019-1035(88)90054-1. http://adsabs.harvard.edu/abs/1988Icar...73..427T.
  4. 4,0 4,1 4,2 Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. e Synnott, S.P. (1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data". The Astronomical Journal 103 (6): 2068–78. DOI:10.1086/116211. http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103.2068J.
  5. 5,00 5,01 5,02 5,03 5,04 5,05 5,06 5,07 5,08 5,09 5,10 Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. e o seu equipo. (1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science 233: 97–102. DOI:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...43S.
  6. 6,0 6,1 6,2 Karkoschka, Erich (2001). "Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope". Icarus 151: 51–68. DOI:10.1006/icar.2001.6596. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..151...51K.
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 7,6 7,7 7,8 Grundy, W.M.; Young, L.A.; Spencer, J.R. e o seu equipo. (2006). "Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations". Icarus 184: 543–555. DOI:10.1016/j.icarus.2006.04.016. arxiv:/0704.1525. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..184..543G.
  8. 8,0 8,1 Newton, Bill; Teece, Philip (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. pp. 109. ISBN 9780521444927. http://books.google.ru/books?id=l2TNnHkdDpkC.
  9. Herschel, William, Sr. (1788). "On George's Planet and its satellites". Philosophical Transactions of the Royal Society of London 78: 364–378. DOI:10.1098/rstl.1788.0024. http://adsabs.harvard.edu/abs/1788RSPT...78..364H.
  10. Herschel, William (1798). "On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus; The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained". Philosophical Transactions of the Royal Society of London 88: 47–79. DOI:10.1098/rstl.1798.0005. http://adsabs.harvard.edu/abs/1798RSPT...88...47H.
  11. Struve, O. (1848). "Note on the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 44–47. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1848MNRAS...8...43..
  12. Herschel, John (1834). "On the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 3 (5): 35–36. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1834MNRAS...3Q..35H&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=45eb6e10af10464.
  13. Kuiper, Gerard P. (1949). "The Fifth Satellite of Uranus". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360): 129. DOI:10.1086/126146. http://adsabs.harvard.edu/abs/1949PASP...61..129K.
  14. Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten 34: 325. http://adsabs.harvard.edu/abs/1852AN.....34..325.. Consultado o 18-12-2008.
  15. Lassell, W. (1851). "On the interior satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17. http://adsabs.harvard.edu/abs/1851MNRAS..12...15L.
  16. Lassell, W. (1848). "Observations of Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 43–44. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1848MNRAS...8...43.&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=45eb6e10af10464.
  17. Lassell, W. (1850). "Bright Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 10 (6): 135. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1850MNRAS..10..135L.
  18. Lassell, W. (1851). "Letter from William Lassell, Esq., to the Editor". Astronomical Journal 2 (33): 70. DOI:10.1086/100198. http://adsabs.harvard.edu/abs/1851AJ......2...70L.
  19. 19,0 19,1 Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; e o seu equipo. (1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science 233: 85–89. DOI:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...85N.
  20. Hidas, M.G.; Christou, A.A.; Brown, T.M. (2008). "An observation of a mutual event between two satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 384: L38–L40. DOI:10.1111/j.1745-3933.2007.00418.x. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.384L..38H.
  21. "Planetary Satellite Physical Parameters". Jet Propulsion Laboratory, NASA. http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par. Consultado o 31-01-2009.
  22. 22,0 22,1 22,2 22,3 22,4 22,5 Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus 185: 258–273. DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.005. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..185..258H.
  23. 23,0 23,1 23,2 Helfenstein, P.; Hiller, J.; Weitz, C. e Veverka, J. (1990). "Oberon: color photometry and its geological implications". Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Sciences Institute, Hoston) 21: 489–490. http://adsabs.harvard.edu/abs/1990LPI....21..489H.
  24. 24,0 24,1 Bell III, J.F.; McCord, T.B. (1991). "Search for spectral units on Uranian satellites using color ration images". Proceeding of the Lunar and Planetary Science (Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston) 21: 473–489. http://adsabs.harvard.edu/abs/1991LPSC...21..473B.
  25. 25,0 25,1 25,2 25,3 25,4 25,5 25,6 25,7 25,8 Plescia, J.B. (1987). "Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon". Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14.918–32. DOI:10.1029/JA092iA13p14918. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214918P.
  26. "Oberon: Hamlet". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureNameDetail.jsp?feature=62509. Consultado o 06-01-2009.
  27. 27,0 27,1 Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. e o seu equipo. (2004). "Large impact features on middle-sized icy satellites" (pdf). Icarus 171: 421–43. DOI:10.1016/j.icarus.2004.05.009. http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf.
  28. 28,0 28,1 28,2 28,3 Conferencia: New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda (1989) por Croft, S.K.; editada polo Lunar and Planetary Sciences Institute na obra Proceeding of Lunar and Planetary Sciences, vol.20,páxina 205C.
  29. "Oberon: Mommur". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureNameDetail.jsp?feature=64127. Consultado o 06-03-2009.
  30. 30,0 30,1 30,2 Mousis, O. (2004). "Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition". Astronomy & Astrophysics 413: 373–80. DOI:10.1051/0004-6361:20031515. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...413..373M.
  31. 31,0 31,1 31,2 Squyres, Steven W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). "Accretional heating of satellites of Satutn and Uranus". Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8,779–94. DOI:10.1029/JB093iB08p08779. http://adsabs.harvard.edu/abs/1988JGR....93.8779S.
  32. Hillier, John; Squyres, Steven (1991). "Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus". Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665–74. DOI:10.1029/91JE01401. http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR....9615665H.
  33. Stone, E.C. (1987). "The Voyager 2 Encounter With Uranus". Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14.873–76. DOI:10.1029/JA092iA13p14873. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214873S.

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

As outras grandes lúas de Urano:

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]

Commons
Commons ten máis contidos multimedia sobre: Oberón