أومبريل (قمر)

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث

إحداثيات: 33°36′S 42°12′E / 33.6°S 42.2°E / -33.6; 42.2

أومبريل
صورة معبرة عن الموضوع أومبريل (قمر)
صورة عالية الدقة ملتقطة لأوبيرون بواسطة فوياجر 2 سنة 1986
الإكتشاف
المكتشف وليام لاسيل
التسميات
اللفظ تلفظ بالإنگليزية: // [1]
الأسماء البديلة أورانوس الثاني
خصائص المدار[3]
الدهر 2 سبتمبر 2014
نصف المحور الرئيسي 266000 كم
الشذوذ المداري 0.0039
فترة الدوران 4.144 يوم [2]
الميل المداري 0.128° (بالنسبة لخط استواء أورانوس)
تابع إلى أورانوس
الخصائص الفيزيائية
متوسط نصف القطر 584.7 ± 2.8 كم (0.092 الأرض)[7]
مساحة السطح 4296000 كيلومتر مربع
الحجم 837300000 كيلومتر مكعب
الكتلة 1.172 ± 0.135 (بالإسبانية: 21) كيلوغرام [4]
متوسط الكثافة 1.39 ± 0.16 غرام/سم مكعب [4]
جاذبية السطح 0.23 م/ثا2
سرعة الإفلات 0.52 كم/ثا
سرعة الدوران متزامنة فرضاً [2]
بياض 0.26 بياض هندسي [5]
حرارة السطح
- كلفن
-
الدنيا
؟
المتوسطة
75 كلفن
القصوى
85 كلفن [8]
القدر الظاهري 14.5 [6]
الغلاف الجوي
الضغط السطحي 0 بار

أومبريل هو أحد أقمار أورانوس اكتشف في 24 أكتوبر سنة 1851 على يد ويليام لاسيل واكتشف في نفس وقت اكتشاف أرييل. واشتق اسمه من مسرحية اغتصاب خصلة شعر لألكسندر بوب. يتكون أومبريل بشكل أساسي من الجليد مع وجود جزء كبير من الصخور. ومن المحتمل أن تكون نواته صخرية يحيط بها دثار جليدي. ويعتبر سطحه السطح الأكثر عتمة من بين أسطح اقمار أورانوس. كما يبدو على سطحه أثار الفوهات الصدمية. وبسبب وجود الأخاديد يعتقد أنه تعرض لعمليات داخلية المنشأ. ومن الممكن أنه تعرض فيما بعد إلى عمليات خارجية المنشأ فيما بعد أدت إلى طمس المعالم الأساسية.

يعتبر أومبريل ثاني كواكب أورانوس من حيث كثافة الفوهات الصدمية على سطحه بعد أوبيرون ويقارب قطر هذه الفوهات إلى 210 كم. من أبرز التضاريس على سطح أومبريل هو وجد حلقة من مادة مشعة على أرضية فوهة ووندا. يعتقد أن هذا القمر قد تشكل من القرص المزود الذي كان محيط بأورانوس في بداية تشكله.تمت دراسة كوكب أورانوس لمرة واحدة عن قرب بواسطة مركبة الفضاء فوياجر 2 في يناير 1986. التقطت المركبة صور عديدة لأومبريل، مما سمح بعمل خريطة لحوالي 40% من سطح القمر.

الاكتشاف والتسمية[عدل]

اكتشف ويليام لاسيل أومبريل، بالإضافة إلى كوكب أورانوسي آخر وهو أرييل في 24 أكتوبر عام 1851.[9] [10] على الرغم من أن ويليام هيرشيل ،مُكتشف تيتانيا وأوبيرون، ادعى في نهاية القرن الثامن عشر ملاحظته لأربع أقمار إضافية لأورانوس،[11] إلا أن ملاحظاته لم يتم التأكد منها، ويُعتقد الآن أن تلك الأقمار الأربعة زائفة.[12]

سُميت أقمار أورانوس على أسماء شخصيات أبدعها ويليام شكسبير أو أليكسندر بوب. اقترح جون هيرشيل الأربعة أقمار التابعة لأورانوس المعروفة حينها عام 1852 بناءاً على طلب لاسيل.[13] أومبريل هو "الشبح الحزين المعتم" في قصيدة أليكسندر بوب "اغتصاب خصلة شعر"،[14] ويعود الاسم أيضاً على الكلمة اللاتينية أومبرا التي تعني الظل. يُلقب أومبريل أيضاً بأورانوس الثاني.[10]

المدار[عدل]

يدور أومبريل حول أورانوس على بعد حوالي 266000 كم (165000 ميل)، وهو القمر الثالث من حيث بعده عن الكوكب من بين الأقمار الخمس الرئيسة. الانحراف المداري لأومبريل قليل، وزاوية ميلانه قليلة جداً بالنسبة لخط استواء أورانوس.[3] تستغرق دورته المدارية حوالي 4.1 يوم أرضي، وهي متوافقة مع فترة الدوران الذاتي للقمر. بمعنى آخر، أومبريل قمر ذو تقييد تزامني أو مدي، حيث يظل وجه واحد للقمر مواجهاً للكوكب الأم.[2] يقع مدار أومبريل بالكامل ضمن المجال المغناطيسي لأورانوس.[8] هذا هام لأن كلا قطبي القمر يقعا بشكل كامل داخل الغلاف المغناطيسي، مما يؤدي إلى حدوث صدمات مع بلازما الغلاف المغناطيسي التي تدور حول الكوكب.[15] قد يؤدي هذا الاصطدام إلى حدوث الظلام في كلا قطبي القمر، وهو ما لوحظ في جميع أقمار أورانوس ما عدا أوبيرون.[8] يعمل أومبريل بمثابة حوض للجسيمات المشحونة مغناطيسياً، مسبباً تراجع واضح في عدد الجسيمات المشحونة بالقرب من مدار القمر كما لوحظ من مسبار فوياجر 2 عام 1986.[16]

يدور أورانوس حول الشمس غالباً على إحدى جانبيه، وتدور أقماره بمحاذاة الخط الاستوائي للكوكب لذلك هي عرضة للدورات الموسمية القصوى. يقضي القطبين الشمالي والجنوبي 42 عام في ظلام دامس، و42 سنة أخرى في نهار دائم عند ارتفاع الشمس بالقرب من سمت الرأس فوق أحد القطبين عند كل انقلاب شمسي.[8] تزامن تحليق مسبار فوياجر 2 مع الانقلاب الشمسي لنصف الكرة الجنوبي عام 1986 عندما كان نصف الكرة الشمالي مظلم بالكامل تقريباً. عندما يقترب أورانوس من التعادلين ويتقاطع خطه الاستوائي مع الأرض – مرة كل 42 عام – تزداد إمكانية حدوث الاحتجابات المتبادلة بين أقمار أورانوس. طرأ عدد من تلك الأحداث في عامي 2007-2008 بما في ذلك الاحتجابان اللذان حدثا لتيتانيا بواسطة أومبريل في 15 أغسطس و8 ديسمبر عام 2007، بالإضافة إلى الاحتجاب الذي حدث لأرييل بواسطة أومبريل في 19 أغسطس 2007.[17] [18]

لا يقع أومبريل حالياً في أي رنين مداري مع أقمار أورانوس الأخرى. مع ذلك يمكن أن يكون قد وقع في الماضي في رنين مداري بنسبة 1:3 مع ميراندا. هذا من شأنه زيادة الانحراف المداري لميراندا، والمساهمة في الحرارة الداخلية والنشاط الجيولوجي لهذا القمر، بينما مدار أومبريل سيكون أقل تأثراً.[19] بسبب انخفاض درجة تفلطح أورانوس وصغر الحجم بالنسبة لأقماره، تستطيع أقماره الهروب بسهولة من رنين الحركة الوسطى أكثر من أقمار المشترى وزحل. بعد هروب ميراندا من هذا الرنين ( من خلال آلية ربما أدت إلى ارتفاع مفاجئ في الميل المداري) سيقل الانحراف ويتوقف مصدر الحرارة.[20] [21]

التكوين والتركيب الداخلي[عدل]

يحتل أومبريل المركز الثالث من حيث الحجم، والرابع من حيث الكتلة بين أقمار أورانوس. تبلغ كثافة القمر 1.39 جم/سم3،[4] مما يشير إلى أنه يتكون أساسياً من جليد الماء بالإضافة إلى عنصر غير جليدي ذو كثافة يشكل حوالي 40% من كتلته.[22] يتكون العنصر الثاني من الصخور والمواد الكربونية بما في ذلك مركبات عضوية ثقيلة تُعرف باسم الثولينات.[2] دعمت ملاحظات الآشعة المطيافية تحت الحمراء وجود جليد الماء، كما أنها أظهرت تبلور الجليد على سطح القمر.[8] نطاقات امتصاص الجليد على النصف الكروي القائد لأومبريل أقوى منه على النصف الكروي التابع.[8] سبب هذا التباين غير معروف،لكن من الممكن أن يعود ذلك إلى انفجار الجسيمات المشحونة من الغلاف المغناطيسي لأورانوس وهو أقوى على النصف الكروي التابع (نتيجة للدوران المشترك مع البلازما).[8] تميل الجسيمات النشطة إلى تفل الجليد وتحليل الميثان العالق في الجليد إلى هيدرات الغاز ومواد عضوية داكنة أخرى مُخلفة ورائها بقايا داكنة غنية بالكربون.[8]

العنصر الآخر الوحيد الذي تم تحديده على سطح القمر بواسطة الآشعة المطيافية تحت الحمراء –فيما عدا الماء- هو ثاني أكسيد الكربون، والذي يتركز بصفة أساسية في النصف الكروي التابع.[8] لا توجد رؤية واضحة بالكامل عن نشأة ثاني أكسيد الكربون. يمكن أن يكون أُنتج محلياً من الكربونات أو المواد العضوية تحت تأثير الجسيمات النشطة المشحونة القادمة من الغلاف المغناطيسي لأورانوس أو الآشعة الفوق بنفسجية الشمسية. تُفسر هذه النظرية التباين في التوزيع لأن النصف الكروي التابع أكثر عرضة لتأثير الغلاف المغناطيسي بطريقة أكثر حدة من النصف الكروي القائد. مصدر آخر محتمل هو تغزية النويدات الابتدائية لغاز ثاني أكسيد الكربون المحتبس في الجليد بداخل أومبريل. من المحتمل أن يكون تحرر ثاني أكسيد الكربون من الداخل ذو صلة بالنشاط الجيولوجي الماضي على هذا القمر.[8]

من الممكن أن يكون داخل أومبريل في تباين حيث يتكون من جوهر صخري مُحاط بدثار جليدي.[22] إذا كانت هذه النظرية صحيحة فإن نصف قطر النواة (317 كم) يبلغ حوالي 54% من نصف قطر القمر، وتبلغ كتلته حوالي 56% من كتلة القمر_ حُددت البارامترات بناءً على تكوين القمر. يبلغ الضغط بداخل أومبريل حوالي 0.24 باسكال (2.4 بار).[22] الحالة الراهنة للدثار الجليدي غير واضحة على الرغم من عدم قابلية احتمال وجود محيط تحت السطح.[22]

صفات السطح[عدل]

سطح أومبريل هو الأكثر ظلمة بين أقمار أورانوس، ويعكس نسبة ضوء أقل من نصف الضوء الذي يعكسه أرييل، وهو قمر شقيق يشابهه في الحجم.[23] مقدار بياض أرييل منخفض جداً حيث يبلغ حوالي 10% مقارنةً بأرييل الذي يبلغ 23%.[5] يُظهر سطحه طفرة عند المقابلة حيث انخفضت نسبة الانعكاسية من 26% (درجة البياض هندسياً) لزاوية طور درجتها 0 إلى 19% لزاوية طور درجتها حوالي 1. سطح أومبريل هو سطح ذو لون أزرق قليلاً،[24] في حين أن المنحدرات بها تأثير ضوئي أكثر تركيزاً وزرقة (مثل فوهة وندا على سبيل المثال)[25]. قد يكون هناك تباين بين النصفين الكرويين القائد والتابع، حيث يبدو أن الأول أكثر احمراراً من الثاني.[26] احمرار الأسطح ربما يكون ناتج عن التجوية الفضائية بسبب انفجار الجسيمات المشحونة والجسيمات النيزكية الدقيقة عبر عصر النظام الشمسي.[24] ومع ذلك تباين اللون على سطح أومبريل ناتج عن تراكم المواد الحمراء القادمة من الفضاء الخارجي حول نظام أورانوس، ربما من الأقمار غير النظامية، والذي يحدث غالباً في النصف الكروي القائد.[26] سطح أومبريل هو سطح متجانس نسبياً، فهو لا يدل على تباين سواء في مقدار البياض أو اللون.[24]

المراجع[عدل]

  1. ^ Umbriel Dictionary.com. Retrieved 2010-01-14.
  2. ^ أ ب ت ث 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 July 1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science 233 (4759): 43–64. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...43S doi https://en.wikipedia.org/wiki/PubMed#PubMed_identifier PMID https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/17812889
  3. ^ أ ب "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. 
  4. ^ أ ب ت Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. (June 1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal 103 (6): 2068–2078. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103.2068J doi http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1992AJ....103.2068J
  5. ^ أ ب Erich,Karkoschka (2001). "Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope". Icarus 151 (1): 51–68. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..151...51K doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103501965960
  6. ^ "Planetary Satellite Physical Parameters" NASA/JPL. Retrieved June 6, 2010.
  7. ^ Thomas, P. C. (1988). "Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates". Icarus 73 (3): 427–441. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1988Icar...73..427T doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0019103588900541
  8. ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر Grundy, W. M.; Young, L. A.; Spencer, J. R.; Johnson, R. E.; Young, E. F.; Buie, M. W. (October 2006). "Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations". Icarus 184 (2): 543–555. arXiv http://arxiv.org/abs/0704.1525 Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..184..543G doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103506001564
  9. ^ Lassell, W. (1851). "On the interior satellites of Uranus Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1851MNRAS..12...15L
  10. ^ أ ب Lassell, William (December 1851). "Letter from William Lassell, Esq., to the Editor". Astronomical Journal 2 (33): 70. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1851AJ......2...70L doi http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1851AJ......2...70L
  11. ^ Herschel, William, Sr. (1 January 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. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1798RSPT...88...47H doi http://rstl.royalsocietypublishing.org/content/88/47
  12. ^ Struve, O. (1848). "Note on the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 44–47. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1848MNRAS...8...43.
  13. ^ Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten (in German) 34: 325. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1852AN.....34..325.
  14. ^ Kuiper, G. P. (1949). "The Fifth Satellite of Uranus". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360): 129. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1949PASP...61..129K doi http://www.jstor.org/stable/10.1086/126146
  15. ^ Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E. P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (July 1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science 233 (4759): 85–89. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...85N doi http://www.sciencemag.org/content/233/4759/85 PMID https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/17812894
  16. ^ 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 July 1986). "The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment". Science 233 (4759): 97–102. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...97K doi http://www.sciencemag.org/content/233/4759/97 PMID https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/17812897
  17. ^ Miller, C.; Chanover, N. J. (March 2009). "Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel". Icarus 200 (1): 343–346. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/2009Icar..200..343M doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103508004363
  18. ^ Arlot, J. -E.; Dumas, C.; Sicardy, B. (December 2008). "Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT". Astronomy and Astrophysics 492 (2): 599–602. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A&A...492..599A doi http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2008/47/aa10134-08/aa10134-08.html
  19. ^ Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (June 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. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...85..394T doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/001910359090125S
  20. ^ Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (March 1989). "Tidal evolution of the Uranian satellites: II. An explanation of the anomalously high orbital inclination of Miranda". Icarus 78 (1): 63–89. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Icar...78...63T doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0019103589900705
  21. ^ Malhotra, Renu; Dermott, Stanley F. (June 1990). "The role of secondary resonances in the orbital history of Miranda". Icarus 85 (2): 444–480. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...85..444M doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/001910359090126T ISSN https://www.worldcat.org/title/icarus/oclc/80627986
  22. ^ أ ب ت ث Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (November 2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus 185 (1): 258–273. Bibcode doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103506002016
  23. ^ Planetary Satellite Physical Parameters Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics). Retrieved 2009-05-28.
  24. ^ أ ب ت Bell, J. F., III; McCord, T. B. (1991). "A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images". Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12–16, 1990 (Conference Proceedings). Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. pp. 473–489. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1991LPSC...21..473B
  25. ^ Plescia, J. B. (December 30, 1987). "Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon". Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,918–14,932. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214918P doi http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/JA092iA13p14918/abstract;jsessionid=D4CD26312C48018E0017CAEB20DD3D17.f02t03
  26. ^ أ ب Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (March 1991). "Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites". Icarus 90 (1): 1–13. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1991Icar...90....1B doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/001910359190064Z ISSN https://www.worldcat.org/title/icarus/oclc/80627986