Umbriel (lúa)

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Umbriel
Umbriel (moon).jpg
Descubrimento
Descuberta por William Lassell
Descuberta o 24 de outubro de 1851
Designacións
Designación alternativa Urano II
Características orbitais
Eixo semi-maior 266.000 km[1]
Excentricidade 0,?[1]
Período orbital 4,144 d[1]
Velocidade orbital media 7,623 km/s
Inclinación 0,205° (respecto do ecuador de Urano)[1]
é satélite de Urano
Características físicas
Raio medio 584,7 ± 2,8 km (0,092 radios terrestres)[2]
Área superficial 4.296.000 km² (0,008 superficies da Terra)[nota 1]
Volume 837.300.000 km³ (0,0008 volumes da Terra)[nota 2]
Masa 1,172 ± 0,135 x 1021 kg (2 x 10−4 masas da Terra)[3]
Densidade media 1,39 ± 0,16 g/cm³[3]
Gravidade superficial 0,23 m/s2 (~0,023 g)[nota 3]
Velocidade de escape 0,52 km/s[nota 4]
Período de rotación sincrónica[4](asumida)
Oblicuidade da eclíptica 0[4]
Albedo 0,26(xeométrico),
0,10 (bond)[5]
Temperatura superficial ~75 K (temp. máxima 85 K) dentro do solsticio[6]
Magnitude 15,3 (banda-V, oposición)[7]

Umbriel é unha lúa do planeta Urano descuberta o 24 de outubro de 1851 por William Lassell. Foi descuberta ó mesmo tempo que Ariel e recibiu o nome dunha personaxe do poema de Alexander Pope, The Rape of the Lock.

Umbriel está composta principalmente de xeos e unha pequena pero destacable porcentaxe de rochas, podería existir unha estratificación dos compostos cun núcleo rochoso e un manto composto principalmente por xeos. A superficie de Umbriel, que é a máis escura entre as lúas de Urano, amosase chea de cráteres, tamén hai evidencias da existencia de canons resultantes de procesos endóxenos acontecidos nos primeiros tempos da evolución da lúa, este procesos internos tamén puideron ocasiona-la remodelación da vella superficie de Umbriel.

A lúa esta chea de cráteres, chegando estes a ter 210 km de diámetro, e a segunda lúa de Urano con máis cráteres despois de Oberón. De feito, o accidente xeolóxico máis prominente da superficie de Umbriel é o anel de materiais brillantes que existe no chan do cráter Wunda. Esta lúa, coma a meirande parte das lúas de Urano, formouse probablemente no disco de acrección que rodeaba ó planeta durante a súa formación.

Ata o 2009, o sistema de Urano só foi estudado de preto por unha sonda espacial, a Voyager 2, en xaneiro de 1986. Esta tomou moitas imaxes de Umbriel, o cal permitiu facer mapas do 40% da superficie da lúa.

Descubrimento e nomeamento[editar | editar a fonte]

Umbriel así coma outro dos satélites de Urano, Ariel, foron descubertos por William Lassell o 24 de outubro de 1851.[8][9] Débese citar que William Herschel, descubridor de Titania e Oberón, reclamou o descubrimento de catro satélites máis a finais do século XVIII,[10] as súas observacións non foron confirmadas e eses catro obxectos actualmente pensase que eran falsos.[11]

Tódalas lúas de Urano recibiron nomes de personaxes das obras de William Shakespeare ou Alexander Pope. O nome de "Umbriel" e os nomes dos outros catro grandes satélites de Urano foron suxeridos por John Herschel en 1852 a petición de Lassell.[12] Umbriel é un espírito melancólico da obra de Alexander Pope, The Rape of the Lock,[13] e o nome suxire a palabra latina umbra, sombra. Tamén foi designado coma Urano II.[9]

Órbita[editar | editar a fonte]

Umbriel orbita Urano unha distancia duns 266.000 km, sendo a terceira lúa máis afastada de Urano entre as cinco grandes lúas do planeta.[nota 5] A órbita de Umbriel ten unha excentricidade pequena e a súa inclinación respecto de ecuador de Urano é moi pequena.[1] O seu período orbital ronda os 4,1 días, o cal coincide co seu período rotacional; noutras palabras, Umbriel ten unha órbita sincrónica, cunha das súas cara apuntando permanentemente cara ó planeta.[4] A órbita de Umbriel descansa complemente dentro da magnetosfera de Urano.[6] Isto é importante, xa que os satélites orbitando dentro dunha magnetosfera son golpeados polo plasma magnetosférico, o cal rota co planeta.[14] 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.[6] Umbriel recibe a entrada de partículas cargadas da magnetosfera do planeta, o cal crea un pronunciado descenso da partículas cargadas de enerxía ó redor da órbita da lúa, observado este feito pola sonda espacial Voyager 2 no ano 1986.[15]

Coma Urano orbita ó redor do Sol de lado, e a súa lúas orbitan ó redor do plano ecuatorial do planeta, estas pois están (incluíndo a Umbriel) 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.[6] 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. No 2007–2008 ocorreron varios eventos desa índole, incluíndo dúas ocultación de Titania por parte de Umbriel o 15 de agosto 15 e o 8 de decembro 2007, así coma de Ariel por parte de Umbriel o 19 de agosto do 2007.[16]

Actualmente Umbriel non está involucrado en ningunha resonancia orbital con outros satélites de Urano. Pero no pasado posiblemente estivo nunha resonancia de 3:1 con Miranda, esta resonancia podería parcialmente se-la responsable de quecemento de Miranda.[17]

Composición e estrutura interna[editar | editar a fonte]

Umbriel é a terceira lúa en tamaño e a cuarta en masa entre as cinco grandes lúas de Urano.[nota 6] A densidade de Umbriel de 1,39 g/cm3,[3] indica que está principalmente composto por xeo de auga, mentres cos compoñentes que non son xeos constitúen o 40% da masa.[19] Os últimos incluirían tanto rochas coma compostos orgánicos pesados (coma as tolinas).[4] A presencia de auga esta referendada polas observacións do espectro infravermello, as cales revelan a existencia de xeo de auga cristalino na superficie da lúa.[6] A banda de absorción do xeo de auga é máis forte no hemisferio de vangarda que no hemisferio de "retagarda".[6] A causa desta asimetría é descoñecida, pero seguramente esta relacionada co bombardeo de partículas cargadas de enerxía procedentes da magnetosfera de Urano, o cal é moito máis intenso no hemisferio de retagarda, debido á rotación solidaria do plasma da magnetosfera de Urano coa rotación do propio planeta.[6] As partículas cargadas de enerxía tende a pulveriza-lo xeo de auga e descompoñe-los materiais orgánicos, tinguindo de negro os materiais con carbono.[6]

A parte da auga, so se puido identificar outro composto na superficie de Umbriel usando a espectroscopia infravermella, este composto é o dióxido de carbono, o cal está concentrado no hemisferio de retagarda.[6] Outros posibles candidatos a constituí-los materiais escuros da superficie serían as rochas, varios tipos de sales e diversos compostos orgánicos.[4] A orixe do dióxido de carbono non está completamente aclarada. Podería estar producido localmente polos carbonatos ou polos materiais orgánicos que están baixo o bombardeo das partículas cargadas de enerxía procedentes da magnetosfera de Urano ou da radiación ultravioleta procedente do Sol. Este primeiro fenómeno explicaría a asimetría da distribución deste composto na superficie da lúa, xa que o hemisferio de retagarda recibe máis bombardeo de partículas co hemisferio de vangarda. Outra posibilidade é a desgasificación do CO2 primordial atrapado nos xeos de Umbriel. A fuga de CO2 do interior da lúa podería estar relacionado coa actividade xeolóxica pasada da lúa.[6]

Umbriel podería ter un núcleo e un manto diferenciados.[19] Neste caso, o radio do núcleo sería (317 km) do redor do 54% do radio da lúa, e cunha masa que sería o 40% da masa total da lúa—os parámetros están baseados na composición da lúa. A presión no centro de Umbriel está ó redor de 0,24 GPa (2,4 kbar).[19] O estado actual do manto de xeo é pouco coñecido, e a existencia actualmente dun posible océano debaixo da superficie é considerada moi pouco probable.[19]

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

Mapa de Umbriel
Véxase tamén o artigo: Lista dos accidentes xeolóxicos da lúas de Urano.

A superficie de Umbriel é a máis escura de tódalas lúas de Urano, e reflicte menos da metade la luz que reflicte Ariel, a súa lúa irmá.[18] Umbriel ten un albedo de bond de só o 10% en comparación co 23% de Ariel.[5] A superficie da lúa amosa un marcado efecto de oposición: a súa refractividade decrece dende o 26% nun ángulo de fase de 0° (albedo xeométrico) ó 19% nun ángulo do redor 1°. De xeito contrario, se a lúa é observada dende outra da lúas escura de Urano, neste caso Oberón, esta tinguirase un pouco de azul,[20] e no caso de cráteres de impacto con material fresco (recente) (coma no caso do cráter Wunda),[21] este azul aínda sería máis intenso. Isto podería ser debido á asimetría entre o hemisferio de vangarda e o hemisferio de retagarda; o primeiro aparecería máis vermello có segundo.[22] O tinguido de vermello das superficies podería estar debido ó bombardeo por parte de partículas cargadas de enerxía e micrometeoritos ao longo de toda a existencia do Sistema Solar.[20] Con todo, a superficie de Umbriel é relativamente homoxénea e non está demostrada unha forte variación tanto do albedo coma da cor.[20]

Os científicos só recoñeceron oficialmente unha clase de accidente xeolóxico en Umbriel —os cráteres de impacto.[23] A superficie de Umbriel ten máis cráteres que en Ariel e Titania e tamén unha menor actividade xeolóxica[21](a cal hoxe en día é practicamente nula). De feito só Oberón posúe máis cráteres de impacto que Umbriel. O diámetro dos cráteres varía entre un rango duns poucos quilómetros ata os 210 km para o cráter máis grande, Wokolo.[21][23] Tódolos cráteres con nome oficial de Umbriel teñen picos centrais,[21] pero non hai cráteres con sistema de raios.[4]

O accidente xeolóxico máis visible de Umbriel é o cráter Wunda situado preto do ecuador da lúa, este cráter ten un diámetro duns 131 km.[24][25] Wunda ten un gran anel de material brillante no seu chan, que semella ser un deposito de material expulsado durante o impacto.[21] Preto do terminador están os cráteres Vuver e Skynd, o cales non posúen unha bordes brillantes pero posúen un pico central.[4][25] O estudo do perfil dos limbos de Umbriel revelan a posibilidade da existencia de grandes cráteres de impacto que terían diámetros de 400 km e 5 kms de profundidade.[26]

Coma outras lúas de Urano, a superficie de Umbriel está cortada por sistemas de canons que cruzan de nordeste–sudoeste.[27] Hai que dicir que non teñen nomes oficiais debido á baixa resolución da imaxes e o aspecto suave da lúa, o cal dificulta o seu mapeo xeolóxico.[21]

Umbriel ten unha superficie inzada de cráteres, pero esta debe ser estable dende o período do intenso bombardeo tardío. Os únicos signos de actividade xeolóxica son os canons e os bordes escuros dos polígonos—parches escuros con formas complexas e tamaños de decenas a centenares de quilómetros. Estes polígonos foron achados a través das precisas medicións fotométricas e están distribuídos máis ou menos uniformemente pola superficie de Umbriel en dirección nordeste–sudoeste. Algúns destes polígonos correspóndense a depresións dalgúns kms de profundidade e puideron formarse durante un episodio de actividade tectónica nos primeiros tempos da evolución da lúa.[28] Actualmente non hai unha explicación concreta e medianamente precisa de por que Umbriel é tan escura e aparentemente tan uniforme. A súa superficie está cuberta dunha capa relativamente delgada de material escuro, a cal puido ser creada por un evento de impacto ou unha explosión eruptiva volcánica.[22] A outra alternativa sería que a codia de Umbriel's fose enteiramente de material escuro, o cal implicaría que non se poderían formar cráteres con sistemas de raios, pero a presencia de accidentes xeolóxicos coma o cráter Wunda semellan contradicir esta hipótese.[4]

Orixe e evolución[editar | editar a fonte]

Pénsase que Umbriel 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.[29] 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 7][4] Poderían estar tamén presentes cantidades significativas de nitróxeno e carbono en forma de monóxido de carbono e N2 no canto de amoníaco e metano.[29] 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.[4]

O acrecentamento de Umbriel puido durar varios cento de anos.[29] Os impacto que acompañaron a acrección de material causaron o quecemento da superficie da lúa.[30] A temperatura máxima debeu acadar uns 180 K e alcanzar unha profundidade de 3 km.[30] Despois do remate da fase de formación, a capa interior da superficie arrefriouse, mentres co interior de Umbriel queceu debido á desintegración de elementos radioactivos presentes nas súas rochas.[4] O arrefriamento das capas próximas á superficie provocou á súa contracción mentres co interior expandiuse. Isto causou un forte tensión mecánica na superficie da lúa, a cal moi posiblemente fixo que esta rachase.[31] Os canons presentes na lúa poderían se-lo resultado deste proceso,[27] o cal puido durar ó redor de 200 millóns de anos, implicando cá actividade endóxena rematou hai miles de millóns de anos.[4]

O quecemento inicial durante a acrección de material xunto coa desintegración puido ocasiona-la fusión dos xeos, se estes estaban mesturados con compostos con propiedades anticonxelantes coma o amoníaco.[30] O quecemento dos xeos puido implica-las separación dos xeos e as rochas, facendo así un posible núcleo rodeado dun manto de xeos.[21] Tamén cabe a posibilidade de que se formase unha capa de auga líquida rica en amoníaco entre o núcleo e o manto da lúa. A temperatura eutéctica desta mestura é de 176 K. Este océano con todo, parece ser que leva xa moito conxelado.[19] Entre as grandes lúas de Urano, Umbriel foi seguramente das que estivo suxeita a un proceso endoxénico de reestruturación da súa superficie,[21] este proceso (como posiblemente noutras lúas de Urano) tivo lugar nas primeiras etapas da evolución da lúa.[28]

Exploración[editar | editar a fonte]

As imaxes tomadas máis de preto de Umbriel 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 Umbriel foi de 325.000 km,[32] as mellores imaxes da lúa teñen unha resolución do redor de 5,2 km.[21] As imaxes cobren case o 40% da superficie, pero só o 20% foi fotografada coa resolución necesaria para facer un mapeo xeolóxico. Durante o sobrevoo, o hemisferio sur de Umbriel (coma o do resto das outras lúas) estaba apuntando cara ó Sol, así pois o hemisferio norte non puido ser estudado.[4] Ningunha outra sonda espacial (de momento) foi enviada a Urano (e Umbriel), 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 extraída 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 extraída 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. Debido ó actual rango de posible erro nas observacións, aínda non se coñece con exactitude se Ariel é máis masiva que Umbriel.[18]
  7. 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%.[6]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 ="Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem.
  2. 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.
  3. 3,0 3,1 3,2 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.
  4. 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 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.
  5. 5,0 5,1 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.
  6. 6,00 6,01 6,02 6,03 6,04 6,05 6,06 6,07 6,08 6,09 6,10 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.
  7. Arlot, J.-E.; Dumas, C.; Sicardy, B. (2008). "Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT". Astronomy and Astrophysics 492: 599–602. DOI:10.1051/0004-6361:200810134. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A&A...492..599A.
  8. 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.
  9. 9,0 9,1 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.
  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. Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten 34: 325. http://adsabs.harvard.edu/abs/1852AN.....34..325.. Consultado o 18-12-2008.
  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. 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.
  15. Krimigis, S.M.; Armstrong, T.P.; Axford, W.I.; e o seu equipo. (1986). "The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment". Science 233: 97–102. DOI:10.1126/science.233.4759.97. PMID 17812897. http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...97K.
  16. Miller, C.; Chanover, N. J. (2009). "Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel". Icarus 200 (1): 343–6. DOI:10.1016/j.icarus.2008.12.010. http://adsabs.harvard.edu/abs/2009Icar..200..343M.
  17. Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (1990). "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". Icarus 85 (2): 394–443. DOI:10.1016/0019-1035(90)90125-S. http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...85..394T.
  18. 18,0 18,1 "Planetary Satellite Physical Parameters". Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics). http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par. Consultado o 28-05-2009.
  19. 19,0 19,1 19,2 19,3 19,4 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.
  20. 20,0 20,1 20,2 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.
  21. 21,0 21,1 21,2 21,3 21,4 21,5 21,6 21,7 21,8 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.
  22. 22,0 22,1 Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (1991). "Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites". Icarus 90: 1–13. DOI:10.1016/0019-1035(91)90064-Z. http://adsabs.harvard.edu/abs/1991Icar...90....1B.
  23. 23,0 23,1 "Umbriel Nomenclature Table Of Contents". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureTypes2.jsp?system=Uranus&body=Umbriel&systemID=7&bodyID=36&sort=AName&show=Fname&show=Lat&show=Long&show=Diam&show=Stat&show=Orig. Consultado o 26-09-2009.
  24. "Umbriel:Wunda". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureNameDetail.jsp?feature=66756. Consultado o 08-08-2009.
  25. 25,0 25,1 Garry E. Hunt; Patrick Moore (1989). Atlas of Uranus. Cambridge University Press.. ISBN 9780521343237. http://books.google.com/books?id=DTc9AAAAIAAJ&pg=PA82&lpg=PA82&dq=Umbriel+crater+Skynd&source=bl&ots=FYmQGEGSFu&hl=en&ei=6OGtSo7bEIKwsgPKjbyUBQ&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=4#v=onepage&q=Umbriel%20crater%20Skynd&f=false.
  26. 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.
  27. 27,0 27,1 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.
  28. 28,0 28,1 Helfenstein, P.; Thomas, P. C.; Veverka, J. (1989). "Evidence from Voyager II photometry for early resurfacing of Umbriel". Nature 338: 324–326. DOI:10.1038/338324a0. http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Natur.338..324H.
  29. 29,0 29,1 29,2 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.
  30. 30,0 30,1 30,2 Squyres, Steven W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). "Accretional heating of satellites of Saturn and Uranus". Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8,779–94. DOI:10.1029/JB093iB08p08779. http://adsabs.harvard.edu/abs/1988JGR....93.8779S.
  31. 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.
  32. 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]