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 15 نوفمبر 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 [a]
الحجم 837300000 كيلومتر مكعب [b]
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 [c]
سرعة الإفلات 0.52 كم/ثا [d]
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. [e]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.[f] 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.[23] 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.[23] 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).[23] الحالة الراهنة للدثار الجليدي غير واضحة على الرغم من عدم قابلية احتمال وجود محيط تحت السطح.[23]

صفات السطح[عدل]

خريطة لأومبريل تظهر المضلعات.

سطح أومبريل هو الأكثر ظلمة بين أقمار أورانوس، ويعكس نسبة ضوء أقل من نصف الضوء الذي يعكسه أرييل، وهو قمر شقيق يشابهه في الحجم.[22] 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]

لم يتعرف العلماء حتى الآن سوى على نوع واحد فقط من الخصائص الجيولوجية على أومبريل وهي الفوهات.[27] يوجد على سطح أومبريل فوهات أكثر وأوسع من تلك التي توجد على سطح أرييل أو تيتانيا كما أنه يُظهر أقل نشاط الجيولوجي.[25] في الواقع، أوبيرون هو الوحيد بين أقمار أورانوس الذي لديه فوهات صدمية أكثر من أومبريل. تتراوح أقطار الفوهات التي تمت ملاحظتها من بضعة كيلومترات عند أقل حد حتى 210 كيلومتر لأكبر الفوهات المعروفة وهو وكولو.[25] [27] جميع الفوهات المُتعرف عليها على أومبريل لها قمم مركزية،[25] لكن لا توجد بها آشعة.[2]

يقع بالقرب من خط استواء أومبريل سمات السطح الأكر بروزاً وهو فوهة وندا حيث يبلغ قطرها حوالي 131 كيلومتر.[28] [29] يظهر على سطح وندا حلقة كبيرة من مادة لامعة، والتي تبدو كأنها رواسب صدمية.[25] يقع بالقرب منها على امتداد الحافة فوهات فوفر وسكايند، والتي تفتقر للحواف اللامعة لكن لديها قمم مركزيو لامعة.[2] [29] كشفت دراسة للتشكيلات الجانبية للحواف على أومبريل عن احتمال وجود فوهة صدمية كبيرة يبلغ قطرها حوالي 400 كيلومتر وعمق حوالي 5 كيلومتر.[30]

يتقاطع على سطح أومبريل، مثل العديد من أقمار أورانوس، نظام من الأخاديد الذي يمتد من الشمال الشرقي حتى الجنوب الغربي.[31] على الرغم من ذلك لم يتم التعرف عليهم رسمياً نظراً للافتقار لدقة التصوير، والمظهر الرقيق للقمر عموماً يعيق رسم الخرائط الجيولوجية.[25]

سطح أومبريل الملئ بالفوهات كان على الأرجح مستقراً منذ القصف الشديد المتأخر.[25] العلامات الوحيدة على النشاط الداخلي القديم هي الأخاديد والمضلعات المظلمة ـــ بقع مظلمة وأشكال معقدة تمتد من عشرات إلى مئات الكيلومترات.[32] تم التعرف على المضلعات من خلال القياس الدقيق لشدة الضوء لصور مسبار فوياجر 2 حيث تُوزع بشكل متجانس على سطح أومبريل وتمتد مش الشمال الشرقي إلى الجنوب الغربي. تتطابق بعض المضلعات مع المنخفضات في كون عمقها بضعة كيلومترات وربما تكون نشأت عن حادث مبكر لنشاط تكتوني.[32] لا يوجد تفسير حالياً للظلمة الشديدة على أومبريل أو المظهر الموحد له. قد يكون سطحه مُغطى بطبقة رقيقة نسبياً من مادة داكنة (تُسمى المواد المُظلمة)، وهي مستخرجة من أثر أو انبعثت من تفجير بركان ثائر.[g] [26] قد تكون أيضاً قشرة أومبريل تتكون من مادة داكنة، والتي حالت دون تكون مواد لامعة مثل آشعة فوهة البركان. ومع ذلك وجود الملامح اللامعة بداخل وندا يتعارض مع هذا الافتراض.[2]

أسماء الفوهات على أومبريل [25] [h]
الفوهات اشتق الاسم من الاحداثيات القطر (كم)
ألبريش أساطير اسكندنافية 33°36′S 42°12′E / 33.6°S 42.2°E / -33.6; 42.2 25.0
فين التراث الشعبي الدنماركي 37°24′S 44°18′E / 37.4°S 44.3°E / -37.4; 44.3 43.0
جوب جوب (وثني) 12°42′S 27°48′E / 12.7°S 27.8°E / -12.7; 27.8 88.0
كانالوا الأساطير البولينيزية 10°48′S 345°42′E / 10.8°S 345.7°E / -10.8; 345.7 86.0
مالينجي أساطير سكان أستراليا الأصليين 22°54′S 13°54′E / 22.9°S 13.9°E / -22.9; 13.9 164.0
مينيبا جماعة ماكوا في موزمبيق 42°42′S 8°12′E / 42.7°S 8.2°E / -42.7; 8.2 58.0
بيري أساطير فارسية 9°12′S 4°18′E / 9.2°S 4.3°E / -9.2; 4.3 61.0
سيتيبوس منطقة باتاغونيا 30°48′S 346°18′E / 30.8°S 346.3°E / -30.8; 346.3 50.0
سكايند الفلكلور الدنماركي 1°48′S 331°42′E / 1.8°S 331.7°E / -1.8; 331.7 72.0
فوفر ميثولوجيا فنلندية 4°42′S 311°36′E / 4.7°S 311.6°E / -4.7; 311.6 98.0
وكولو سكان بامبارا غرب أفريقيا 30°00′S 1°48′E / 30°S 1.8°E / -30; 1.8 208.0
وندا أساطير سكان أستراليا الأصليين 7°54′S 273°36′E / 7.9°S 273.6°E / -7.9; 273.6 131.0
زليدن الأساطير السلافية 23°18′S 326°12′E / 23.3°S 326.2°E / -23.3; 326.2 44.0

المنشأ والتطور[عدل]

يُعتقد أن أومبريل تشكل من قرص مزود أو سديم ثانوي؛ وهو عبارة عن حزام من الغاز والغبار الكوني الذي كان موجود حول أورانوس لبعض الوقت بعد تكوينه أو نشأ نتيجة الاصطدام الضخم، وهو في أغلب الأحيان السبب في الميل المحوري الكبير لأورانوس.[34] التركيب الدقيق للسديم الثانوي غير معروف، ومع ذلك اكثافة العالية لأقمار أورانوس بالمقارنة مع أقمار زحل تشير إلى أنه ربما يفتقر للماء نسبياً.[i] [2] من الممكن أن كميات كبيرة من الكربون والنتيتروجين كانت توجد على شكل أول أكسيد الكربون وغاز النيتروجين بدلاً من الميثان والأمونيا.[34] لذلك الأقمار التي تشكلت من هكذا سديم تحتوي على كميات أقل من ثلج الماء (مع أول أكسيد الكربون وغاز النيتروجين محبوس في صورة كلاثرات)، وكميات أكبر من الصخور مما يفسر الكثافة العالية.[2]

ربما استمرت عملية التراكم لآلاف السنين قبل اكتمال القمر.[34] تسببت الاصطدامات المصاحبة للتراكم في ارتفاع درجة حرارة الطبقات الخارجية لأومبريل.[35] وصلت درجة الحرارة العظمى إلى 180 كلفن وامتدت حتى عمق يصل إلى حوالي 3 كم.[35] بعد نهاية التكوين بردت الطبقات تحت السطحية في حين أن الطبقات العميقة زادت حرارتها بسبب اضمحلال العناصر المشعة الموجودة بداخل الصخور.[2] كما تقلصت الطبقات الباردة القريبة من السطح في حين تمددت الطبقات الداخلية. تسبب ذلك في اجهادات شد قوية في قشرة القمر، والتي قد تكون تسببت في تشققات.[36] ربما استمرت تلك العملية لحوالي 200 مليون سنة، مما يعني أن أي نشاط داخلي المنشأ توقف منذ بلايين السنين.[2]

يمكن أن يكون التنامي الحراري الأولي بالتزامن مع الاضحلال المستمر للعناصر المشعة أدى إلى إذابة الجليد [35]إذا وُجدت بعض مضادات الأمونيا (في صورة هيدرات الأمونيا) أو ملح.[23] يُمكن أن يكون الانصهار قد أدى إلى انفصال الجليد عن الصخور ويتشكل لب صخري محاط بالدثار الجليدي.[25] من الممكن أن تتشكل طبقة من الماء السائل (محيط) غنية بالأمونيا الذائبة في الطبقة الحدية بين النواة والدثار. درجة انصهار هذا المزيج تساوي 176 كلفن. يُعتقد كذلك أن المحيط تجمد منذ فترة طويلة.[23] أومبريل كان من بين أقمار أورانوس الأقل تعرضاً لعمليات التقشير داخلية المنشأ،[25] على الرغم من أنه يمكن أن يكون قد شهد حد التقشير المبكر كبقية أقمار أورانوس.[32]

الاستكشاف[عدل]

تم التقاط الصور الوحيدة القريبة من أومبريل بواسطة مسبار فوياجر 2، والتي صورت القمر أثناء تحليقه فوق أورانوس في يناير عام 1986. كانت أقرب مسافة بين فوياجر 2 وأومبريل 325000 كم (202000 ميل).[37] أفضل صور أومبريل كانت بدقة مكانية تصل لحوالي 5.2 كم.[25] تغطي الصور حوالي 40% من السطح، لكن 20% منها فقط تم تصويرها بالدقة المطلوبة للخرائط الجيولوجية.[25] في وقت التحليق كان النصف الجنوبي لأومبريل (مثل الأقمار الأخرى) مُتجهاً نحو الشمس لذلك كان النصف الشمالي مُظلم لا يمكن دراسته.[2] لا توجد أية مركبة فضائية أخرى قد زارت أورانوس في أي وقت مضى (وكذلك أومبريل)، ولا توجد خطة لإرسال أية بعثة إلى أورانوس وأقماره.

ملاحظات[عدل]

  1. ^ المساحة السطحية لكرة ذات نصف قطر r هي  4\pi r^2 .
  2. ^ حجم كرة نصف قطرها r هي  4\pi r^3/3 .
  3. ^ جاذبية السطح لكرة كتلتها m وثابت الجاذبية لها G ونصف قطرها r هي  Gm/r^2 .
  4. ^ سرعة الإفلات لكرة كتلتها m وثابت الجاذبية لها G ونصف قطرها r هي  \sqrt {2Gm/r} .
  5. ^ الأقمار الخمس الكبرى هي ميراندا وأرييل وأومبريل وتيتانيا وأوبيرون.
  6. ^ نظراً لأخطاء الملاحظة الحالية ليس مؤكداً حتى الآن ما إذا كان أرييل أكبر من أومبريل.[22]
  7. ^ في حين أن جزيئات الغبار الدائرة بكميات كبيرة هي مصدر محتمل آخر للمادة المظلمة، إلا أن ذلك أقل احتمالاً لأن الأقمار الأخرى لم تتأثر بذلك.[2]
  8. ^ أسماء السمات السطحية على أومبريل مشتقة من أسماء الأرواح الشريرة أو المظلمة من الأساطير المختلفة.[33]
  9. ^ على سبيل المثال، تثيس، وهو قمر تابع لزحل تبلغ كثافته 0.97 جم/سم3 مما يدل على أن أكثر من 90% منه من الماء.[8]

المراجع[عدل]

  1. ^ Umbriel Dictionary.com. Retrieved 2010-01-14.
  2. ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز س ش 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 ز 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 Planetary Satellite Physical Parameters Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics). Retrieved 2009-05-28.
  23. ^ أ ب ت ث ج ح 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
  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. ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز س 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 ت 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
  27. ^ أ ب "Umbriel Nomenclature Table Of Contents" Gazetteer of Planetary Nomenclature. United States Geological Survey, Astrogeology. Retrieved 2009-09-26.
  28. ^ "Umbriel:Wunda" Gazetteer of Planetary Nomenclature. United States Geological Survey, Astrogeology. Retrieved 2009-08-08.
  29. ^ أ ب Hunt, Garry E.; Patrick Moore (1989). Atlas of Uranus ISBN https://en.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/978-0-521-34323-7
  30. ^ Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S.; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (October 2004). [planets.oma.be/ISY/pdf/article_Icy.pdf "Large impact features on middle-sized icy satellites"] (PDF). Icarus 171 (2): 421–443. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..171..421M doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103504001666
  31. ^ Croft, S. K. (1989). "New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda" Proceeding of Lunar and Planetary Sciences 20 (Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston): 205C.
  32. ^ أ ب ت Helfenstein, P.; Thomas, P. C.; Veverka, J. (March 1989). "Evidence from Voyager II photometry for early resurfacing of Umbriel". Nature 338 (6213): 324–326. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Natur.338..324H doi http://www.nature.com/nature/journal/v338/n6213/abs/338324a0.html ISSN https://www.worldcat.org/title/nature/oclc/889377779
  33. ^ Strobell, M. E.; Masursky, H. (March 1987). "New Features Named on the Moon and Uranian Satellites". Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference 18: 964–965. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1987LPI....18..964S
  34. ^ أ ب ت Mousis, O. (2004). "Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition". Astronomy & Astrophysics 413: 373–380. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...413..373M doi http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2004/01/aa3475/aa3475.html
  35. ^ أ ب ت Squyres, S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). "Accretional Heating of the Satellites of Saturn and Uranus". Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8779–8794. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1988JGR....93.8779S doi http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/JB093iB08p08779/abstract;jsessionid=566DF8F3ADE31B8B038F697B6A65656A.f03t01
  36. ^ Hillier, John; Squyres, Steven W. (August 1991). "Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus". Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665–15,674. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR....9615665H doi http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/91JE01401/abstract
  37. ^ Stone, E. C. (December 30, 1987). "The Voyager 2 Encounter with Uranus". Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–14,876. Bibcode http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214873S doi http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/JA092iA13p14873/abstract;jsessionid=F8CD96B8CABF285A17805EBEB0367C26.f02t01 ISSN https://www.worldcat.org/title/journal-of-geophysical-research-f-earth-surface/oclc/66548916

وصلات خارجية[عدل]

  • ملف أومبريل موقع ناسا لاستكشاف النظام الشمسي بتاريخ 2009-10-10.