Umbriel / ʌ m b r i ə l / es una luna de Urano descubrió el 24 de octubre de 1851, por William Lassell . Fue descubierto al mismo tiempo que Ariel y recibió su nombre de un personaje del poema de Alexander Pope The Rape of the Lock . Umbriel consiste principalmente en hielo con una fracción sustancial de roca y puede diferenciarse en un núcleo rocoso y un manto helado.. La superficie es la más oscura entre las lunas de Urano y parece haber sido moldeada principalmente por impactos. Sin embargo, la presencia de cañones sugiere procesos endógenos tempranos, y la luna puede haber sufrido un evento de resurgimiento temprano impulsado por endógenos que borró su superficie más antigua.
Descubrimiento | |||||||||
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Descubierto por | William Lassell | ||||||||
Fecha de descubrimiento | 24 de octubre de 1851 | ||||||||
Designaciones | |||||||||
Designacion | Urano II | ||||||||
Pronunciación | / Ʌ m b r i ə l / [1] | ||||||||
Adjetivos | Umbrielian | ||||||||
Características orbitales [2] | |||||||||
Semieje mayor | 266 000 kilometros | ||||||||
Excentricidad | 0,0039 | ||||||||
Periodo orbital | 4.144 d | ||||||||
Velocidad orbital media | 4,67 km / s (calculado) | ||||||||
Inclinación | 0,128 ° (al ecuador de Urano) | ||||||||
Satélite de | Urano | ||||||||
Características físicas | |||||||||
Radio medio | 584,7 ± 2,8 km (0,092 Tierras) [3] | ||||||||
Área de superficie | 4 296 000 kilometros 2 (0,008 Tierras) [a] | ||||||||
Volumen | 837 300 000 km 3 (0,0008 Tierras) [b] | ||||||||
Masa | (1.275 ± 0.028) × 10 21 kg [4] | ||||||||
Densidad media | 1,39 ± 0,16 g / cm 3 [5] | ||||||||
Gravedad superficial | 0,2 m / s 2 (~ 0,023 g ) [c] | ||||||||
Velocidad de escape | 0,52 km / s [d] | ||||||||
Período de rotación | presunto sincrónico [6] | ||||||||
Inclinación axial | 0 [6] | ||||||||
Albedo |
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Magnitud aparente | 14,5 (banda V, oposición) [9] | ||||||||
Atmósfera | |||||||||
Presión superficial | cero (se presume que es extremadamente bajo) |
Cubierto por numerosos cráteres de impacto que alcanzan 210 km (130 millas) de diámetro, Umbriel es el segundo satélite de Urano con más cráteres después de Oberón . La característica de la superficie más prominente es un anillo de material brillante en el suelo del cráter Wunda . Esta luna, como todas las lunas de Urano, probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta justo después de su formación. El sistema de Urano ha sido estudiado de cerca solo una vez, por la nave espacial Voyager 2 en enero de 1986. Tomó varias imágenes de Umbriel, lo que permitió mapear aproximadamente el 40% de la superficie de la luna.
Descubrimiento y nombre
Umbriel, junto con otro satélite uraniano, Ariel , fue descubierto por William Lassell el 24 de octubre de 1851. [10] [11] Aunque William Herschel , el descubridor de Titania y Oberon , afirmó a fines del siglo XVIII que había observado cuatro lunas adicionales de Urano, [12] sus observaciones no fueron confirmadas y ahora se cree que esos cuatro objetos son falsos. [13]
Todas las lunas de Urano llevan el nombre de personajes creados por William Shakespeare o Alexander Pope . Los nombres de los cuatro satélites de Urano entonces conocidos fueron sugeridos por John Herschel en 1852 a pedido de Lassell. [14] Umbriel es el "duende oscuro y melancólico" en The Rape of the Lock de Alexander Pope , [15] y el nombre sugiere el latín umbra , que significa sombra . La luna también se designa como Urano II . [11]
Orbita
Umbriel orbita a Urano a una distancia de unos 266.000 km (165.000 millas), siendo la tercera más lejana del planeta entre sus cinco lunas principales . [e] La órbita de Umbriel tiene una pequeña excentricidad y está muy poco inclinada con respecto al ecuador de Urano. [2] Su período orbital es de alrededor de 4.1 días terrestres, coincidente con su período de rotación . En otras palabras, Umbriel es un satélite sincrónico o bloqueado por mareas , con una cara siempre apuntando hacia su planeta padre. [6] La órbita de Umbriel se encuentra completamente dentro de la magnetosfera de Urano . [8] Esto es importante, porque los hemisferios posteriores de los satélites sin aire que orbitan dentro de una magnetosfera (como Umbriel) son golpeados por plasma magnetosférico , que co-rota con el planeta. [16] Este bombardeo puede llevar al oscurecimiento de los hemisferios posteriores, que en realidad se observa en todas las lunas de Urano excepto en Oberón (ver más abajo). [8] Umbriel también sirve como un sumidero de partículas cargadas magnetosféricas, lo que crea una caída pronunciada en el recuento de partículas energéticas cerca de la órbita de la luna como lo observó la Voyager 2 en 1986. [17]
Debido a que Urano orbita al Sol casi de lado y sus lunas orbitan en el plano ecuatorial del planeta, ellas (incluida Umbriel) están sujetas a un ciclo estacional extremo. Los polos norte y sur pasan 42 años en completa oscuridad y otros 42 años en luz solar continua, con el Sol saliendo cerca del cenit sobre uno de los polos en cada solsticio . [8] El sobrevuelo de la Voyager 2 coincidió con el solsticio de verano de 1986 del hemisferio sur, cuando casi todo el hemisferio norte estaba sin iluminación. Una vez cada 42 años, cuando Urano tiene un equinoccio y su plano ecuatorial se cruza con la Tierra, las ocultaciones mutuas de las lunas de Urano se vuelven posibles. En 2007-2008 se observaron varios eventos de este tipo, incluidas dos ocultaciones de Titania por Umbriel el 15 de agosto y 8 de diciembre de 2007, así como de Ariel por Umbriel el 19 de agosto de 2007. [18] [19]
Actualmente Umbriel no está involucrado en ninguna resonancia orbital con otros satélites uranianos. Al principio de su historia, sin embargo, pudo haber estado en una resonancia de 1: 3 con Miranda . Esto habría aumentado la excentricidad orbital de Miranda, contribuyendo al calentamiento interno y la actividad geológica de esa luna, mientras que la órbita de Umbriel se habría visto menos afectada. [20] Debido al menor achatamiento y tamaño de Urano en relación con sus satélites, sus lunas pueden escapar más fácilmente de una resonancia de movimiento medio que las de Júpiter o Saturno . Después de que Miranda escapara de esta resonancia (a través de un mecanismo que probablemente resultó en su inclinación orbital anormalmente alta), su excentricidad se habría amortiguado, apagando la fuente de calor. [21] [22]
Composición y estructura interna
Umbriel es la tercera más grande y la cuarta más masiva de las lunas de Urano. [f] La densidad de la luna es de 1,39 g / cm 3 , [5] lo que indica que se compone principalmente de hielo de agua , con un componente denso sin hielo que constituye alrededor del 40% de su masa. [24] Este último podría estar hecho de roca y material carbonoso , incluidos compuestos orgánicos pesados conocidos como tolinas . [6] La presencia de hielo de agua está respaldada por observaciones espectroscópicas infrarrojas , que han revelado hielo de agua cristalina en la superficie de la luna. [8] Las bandas de absorción de hielo de agua son más fuertes en el hemisferio anterior de Umbriel que en el hemisferio posterior. [8] Se desconoce la causa de esta asimetría, pero puede estar relacionada con el bombardeo de partículas cargadas de la magnetosfera de Urano , que es más fuerte en el hemisferio posterior (debido a la co-rotación del plasma). [8] Las partículas energéticas tienden a escupir agua helada, descomponen el metano atrapado en el hielo como clatrato hidratado y oscurecen otras sustancias orgánicas, dejando un residuo oscuro rico en carbono . [8]
A excepción del agua, el único otro compuesto identificado en la superficie de Umbriel por la espectroscopia infrarroja es el dióxido de carbono , que se concentra principalmente en el hemisferio posterior. [8] El origen del dióxido de carbono no está completamente claro. Podría producirse localmente a partir de carbonatos o materiales orgánicos bajo la influencia de las partículas cargadas de energía provenientes de la magnetosfera de Urano o la radiación ultravioleta solar . Esta hipótesis explicaría la asimetría en su distribución, ya que el hemisferio posterior está sujeto a una influencia magnetosférica más intensa que el hemisferio anterior. Otra posible fuente es la desgasificación del CO 2 primordial atrapado por el hielo de agua en el interior de Umbriel. El escape de CO 2 del interior puede ser el resultado de una actividad geológica pasada en esta luna. [8]
Umbriel puede diferenciarse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado . [24] Si este es el caso, el radio del núcleo (317 km) es aproximadamente el 54% del radio de la luna, y su masa es aproximadamente el 40% de la masa de la luna; los parámetros los dicta la composición de la luna. La presión en el centro de Umbriel es de aproximadamente 0,24 GPa (2,4 kbar ). [24] El estado actual del manto helado no está claro, aunque se considera poco probable la existencia de un océano subterráneo. [24]
Características de la superficie
La superficie de Umbriel es la más oscura de las lunas de Urano y refleja menos de la mitad de la luz que Ariel, un satélite hermano de tamaño similar. [23] Umbriel tiene un albedo de Bond muy bajo de solo alrededor del 10% en comparación con el 23% de Ariel. [7] La reflectividad de la superficie de la luna disminuye del 26% en un ángulo de fase de 0 ° ( albedo geométrico ) al 19% en un ángulo de aproximadamente 1 °. Este fenómeno se llama aumento de oposición . La superficie de Umbriel es de color ligeramente azul, [25] mientras que los depósitos de impacto brillantes frescos (en el cráter de Wunda , por ejemplo) [26] son aún más azules. Puede haber una asimetría entre los hemisferios anterior y posterior; el primero parece más rojo que el segundo. [27] El enrojecimiento de las superficies probablemente se deba a la meteorización espacial por el bombardeo de partículas cargadas y micrometeoritos durante la era del Sistema Solar . [25] Sin embargo, la asimetría de color de Umbriel es probablemente causada por la acumulación de un material rojizo proveniente de las partes externas del sistema uraniano, posiblemente, de satélites irregulares , que ocurrirían predominantemente en el hemisferio principal. [27] La superficie de Umbriel es relativamente homogénea, no muestra una fuerte variación ni en el albedo ni en el color. [25]
Cráter | Lleva el nombre de | Coordenadas | Diámetro (km) |
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Alberich | Alberich ( nórdico ) | 33 ° 36′S 42 ° 12′E / 33,6 ° S 42,2 ° E / -33,6; 42,2 | 52,0 |
Aleta | Fin ( danés ) | 37 ° 24′S 44 ° 18′E / 37,4 ° S 44,3 ° E / -37,4; 44,3 | 43,0 |
Trozo | Gob ( pagano ) | 12 ° 42′S 27 ° 48′E / 12,7 ° S 27,8 ° E / -12,7; 27,8 | 88,0 |
Kanaloa | Kanaloa ( polinesio ) | 10 ° 48′S 345 ° 42′E / 10,8 ° S 345,7 ° E / -10,8; 345,7 | 86,0 |
Malingee | Malingee ( mitología aborigen australiana ) | 22 ° 54′S 13 ° 54′E / 22,9 ° S 13,9 ° E / -22,9; 13,9 | 164,0 |
Minepa | Minepa ( pueblo Makua de Mozambique ) | 42 ° 42′S 8 ° 12′E / 42,7 ° S 8,2 ° E / -42,7; 8.2 | 58.0 |
Peri | Peri ( persa ) | 9 ° 12′S 4 ° 18′E / 9.2 ° S 4.3 ° E / -9,2; 4.3 | 61,0 |
Setibos | Setebos ( Patagónico ) | 30 ° 48′S 346 ° 18′E / 30,8 ° S 346,3 ° E / -30,8; 346,3 | 50,0 |
Skynd | Skynd ( danés ) | 1 ° 48′S 331 ° 42′E / 1.8 ° S 331.7 ° E / -1,8; 331,7 | 72,0 |
Vuver | Vuver ( finlandés ) | 4 ° 42′S 311 ° 36′E / 4,7 ° S 311,6 ° E / -4,7; 311,6 | 98,0 |
Wokolo | Wokolo ( pueblo Bambara de África Occidental) | 30 ° 00′S 1 ° 48′E / 30 ° S 1.8 ° E / -30; 1.8 | 208,0 |
Wunda | Wunda (mitología aborigen australiana) | 7 ° 54′S 273 ° 36′E / 7,9 ° S 273,6 ° E / -7,9; 273,6 | 131,0 |
Zlyden | Zlyden ( eslavo ) | 23 ° 18′S 326 ° 12′E / 23,3 ° S 326,2 ° E / -23,3; 326,2 | 44,0 |
Hasta ahora, los científicos han reconocido solo una clase de característica geológica en Umbriel: los cráteres . [28] La superficie de Umbriel tiene muchos más cráteres que los de Ariel y Titania . Muestra la menor actividad geológica. [26] De hecho, entre las lunas de Urano, solo Oberon tiene más cráteres de impacto que Umbriel. Los diámetros de cráter observados van desde unos pocos kilómetros en el extremo inferior hasta 210 kilómetros para el cráter más grande conocido, Wokolo. [26] [28] Todos los cráteres reconocidos en Umbriel tienen picos centrales, [26] pero ningún cráter tiene rayos . [6]
Cerca del ecuador de Umbriel se encuentra la característica de superficie más prominente: el cráter Wunda, que tiene un diámetro de unos 131 km. [30] [31] Wunda tiene un gran anillo de material brillante en su piso, que puede ser un depósito de impacto [26] o un depósito de hielo de dióxido de carbono. [32] Cerca, vistos a lo largo del terminador , están los cráteres Vuver y Skynd , que carecen de bordes brillantes pero poseen picos centrales brillantes. [6] [31] El estudio de los perfiles de las extremidades de Umbriel reveló una posible característica de impacto muy grande con un diámetro de aproximadamente 400 km y una profundidad de aproximadamente 5 km. [33]
Al igual que otras lunas de Urano, la superficie de Umbriel está cortada por un sistema de cañones que se dirigen de noreste a suroeste. [34] Sin embargo, no se reconocen oficialmente debido a la mala resolución de la imagen y la apariencia generalmente insípida de esta luna, lo que dificulta el mapeo geológico . [26]
La superficie llena de cráteres de Umbriel probablemente se ha mantenido estable desde el Bombardeo Pesado Tardío . [26] Los únicos signos de la antigua actividad interna son los cañones y los polígonos oscuros, parches oscuros con formas complejas que miden de decenas a cientos de kilómetros de diámetro. [35] Los polígonos fueron identificados a partir de una fotometría precisa de las imágenes de la Voyager 2 y están distribuidos más o menos uniformemente en la superficie de Umbriel, con una tendencia noreste-suroeste. Algunos polígonos corresponden a depresiones de unos pocos kilómetros de profundidad y pueden haber sido creados durante un episodio temprano de actividad tectónica. [35] Actualmente no hay explicación de por qué Umbriel es tan oscura y uniforme en apariencia. Su superficie puede estar cubierta por una capa relativamente delgada de material oscuro (el llamado material umbral ) excavado por un impacto o expulsado en una erupción volcánica explosiva. [h] [27] Alternativamente, la corteza de Umbriel puede estar compuesta por completo de material oscuro, lo que impidió la formación de características brillantes como rayos de cráter. Sin embargo, la presencia de la característica brillante dentro de Wunda parece contradecir esta hipótesis. [6]
Origen y evolución
Se cree que Umbriel se formó a partir de un disco o subnebulosa de acreción ; un disco de gas y polvo que existió alrededor de Urano durante algún tiempo después de su formación o fue creado por el impacto gigante que probablemente le dio a Urano su gran oblicuidad . [36] Se desconoce la composición precisa de la subnebulosa; sin embargo, la mayor densidad de lunas de Urano en comparación con las lunas de Saturno indica que pudo haber sido relativamente pobre en agua. [i] [6] Es posible que hayan estado presentes cantidades significativas de nitrógeno y carbono en forma de monóxido de carbono (CO) y nitrógeno molecular (N 2 ) en lugar de amoníaco y metano. [36] Las lunas que se formaron en tal subnebulosa contendrían menos hielo de agua (con CO y N 2 atrapados como clatrato) y más roca, lo que explica la mayor densidad. [6]
La acumulación de Umbriel probablemente duró varios miles de años. [36] Los impactos que acompañaron a la acreción provocaron el calentamiento de la capa exterior de la luna. [37] La temperatura máxima de alrededor de 180 K se alcanzó a una profundidad de unos 3 km. [37] Después del final de la formación, la capa subsuperficial se enfrió, mientras que el interior de Umbriel se calentó debido a la desintegración de los elementos radiactivos presentes en sus rocas. [6] La capa de enfriamiento cercana a la superficie se contrajo, mientras que el interior se expandió. Esto provocó fuertes tensiones extensionales en la corteza lunar, que pueden haber provocado el agrietamiento. [38] Este proceso probablemente duró unos 200 millones de años, lo que implica que cualquier actividad endógena cesó hace miles de millones de años. [6]
El calentamiento de acumulación inicial junto con la desintegración continua de los elementos radiactivos puede haber llevado al derretimiento del hielo [37] si estuviera presente un anticongelante como el amoníaco (en forma de hidrato de amoníaco ) o algo de sal. [24] El derretimiento puede haber provocado la separación del hielo de las rocas y la formación de un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. [26] Es posible que se haya formado una capa de agua líquida (océano) rica en amoníaco disuelto en el límite entre el núcleo y el manto. La temperatura eutéctica de esta mezcla es de 176 K. Sin embargo, es probable que el océano se haya congelado hace mucho tiempo. [24] Entre las lunas de Urano, Umbriel fue menos sometida a procesos de resurgimiento endógeno, [26] aunque puede que, al igual que otras lunas de Urano, hayan experimentado un evento de resurgimiento muy temprano. [35]
Exploración
Hasta ahora, las únicas imágenes de primer plano de Umbriel han sido de la sonda Voyager 2 , que fotografió la luna durante su sobrevuelo de Urano en enero de 1986. Dado que la distancia más cercana entre la Voyager 2 y Umbriel era de 325.000 km (202.000 millas), [39 ] las mejores imágenes de esta luna tienen una resolución espacial de unos 5,2 km. [26] Las imágenes cubren aproximadamente el 40% de la superficie, pero solo el 20% fue fotografiado con la calidad requerida para el mapeo geológico . [26] En el momento del sobrevuelo, el hemisferio sur de Umbriel (como los de las otras lunas) apuntaba hacia el Sol, por lo que no se pudo estudiar el hemisferio norte (oscuro). [6] Ninguna otra nave espacial ha visitado Urano o sus lunas.
Ver también
- Lista de satélites naturales
Notas
- ^ Superficie derivada del radio r :.
- ^ Volumen v derivado del radio r :.
- ^ Gravedad superficial derivada de la masa m , la constante gravitacional G y el radio r :.
- ^ Velocidad de escape derivada de la masa m , la constante gravitacional G y el radio r :.
- ↑ Las cinco lunas principales son Miranda , Ariel , Umbriel, Titania y Oberon.
- ↑ Debido al error de observación actual, aún no se sabe con certeza si Ariel es más masivo que Umbriel. [23]
- ↑ Las características de la superficie de Umbriel llevan el nombre de espíritus malignos u oscuros tomados de varias mitologías. [29]
- ^ Si bien una población de partículas de polvo en órbita conjunta es otra posible fuente del material oscuro, esto se considera menos probable porque otros satélites no se vieron afectados. [6]
- ↑ Por ejemplo, Tetis , una luna de Saturno, tiene una densidad de 0,97 g / cm 3 , lo que sugiere que más del 90% de su composición es agua. [8]
Referencias
- ^ "Umbriel" . Diccionario Merriam-Webster .
- ^ a b "Parámetros orbitales medios del satélite planetario" . Laboratorio de propulsión a chorro, Instituto de Tecnología de California.
- ^ Thomas, PC (1988). "Radios, formas y topografía de los satélites de Urano a partir de coordenadas de extremidades". Ícaro . 73 (3): 427–441. Código bibliográfico : 1988Icar ... 73..427T . doi : 10.1016 / 0019-1035 (88) 90054-1 .
- ^ RA Jacobson (2014) 'Las órbitas de los satélites y anillos de Urano, el campo de gravedad del sistema de Urano y la orientación del polo de Urano'. El diario astronómico 148: 5
- ^ a b Jacobson, RA; Campbell, JK; Taylor, AH; Synnott, SP (junio de 1992). "Las masas de Urano y sus principales satélites a partir de los datos de seguimiento de la Voyager y los datos de los satélites uranianos basados en la Tierra". El diario astronómico . 103 (6): 2068-2078. Código bibliográfico : 1992AJ .... 103.2068J . doi : 10.1086 / 116211 .
- ^ a b c d e f g h yo j k l m Smith, BA; Soderblom, LA; Beebe, A .; Bliss, D .; Boyce, JM; Brahic, A .; Briggs, GA; Marrón, RH; Collins, SA (4 de julio de 1986). "Voyager 2 en el sistema de Urano: resultados de la ciencia de imágenes" . Ciencia . 233 (4759): 43–64. Código Bibliográfico : 1986Sci ... 233 ... 43S . doi : 10.1126 / science.233.4759.43 . PMID 17812889 . S2CID 5895824 .
- ^ a b Karkoschka, Erich (2001). "Fotometría completa de los anillos y 16 satélites de Urano con el telescopio espacial Hubble". Ícaro . 151 (1): 51–68. Código bibliográfico : 2001Icar..151 ... 51K . doi : 10.1006 / icar.2001.6596 .
- ^ a b c d e f g h yo j k Grundy, WM; Young, LA; Spencer, JR; Johnson, RE; Young, EF; Buie, MW (octubre de 2006). "Distribuciones de hielos de H 2 O y CO 2 en Ariel, Umbriel, Titania y Oberon de observaciones IRTF / SpeX". Ícaro . 184 (2): 543–555. arXiv : 0704.1525 . Código bibliográfico : 2006Icar..184..543G . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.04.016 . S2CID 12105236 .
- ^ "Parámetros físicos del satélite planetario" . NASA / JPL . Consultado el 6 de junio de 2010 .
- ^ Lassell, W. (1851). "Sobre los satélites del interior de Urano" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 12 : 15-17. Código bibliográfico : 1851MNRAS..12 ... 15L . doi : 10.1093 / mnras / 12.1.15 .
- ^ a b Lassell, William (diciembre de 1851). "Carta de William Lassell, Esq., Al editor". Revista astronómica . 2 (33): 70. Bibcode : 1851AJ ...... 2 ... 70L . doi : 10.1086 / 100198 .
- ^ Herschel, William Sr. (1 de enero de 1798). "Sobre el descubrimiento de cuatro satélites adicionales del Georgium Sidus. Se anunció el movimiento retrógrado de sus antiguos satélites; y se explicó la causa de su desaparición a ciertas distancias del planeta" . Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres . 88 : 47–79. Código Bibliográfico : 1798RSPT ... 88 ... 47H . doi : 10.1098 / rstl.1798.0005 .
- ^ Struve, O. (1848). "Nota sobre los satélites de Urano" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 8 (3): 44–47. Código bibliográfico : 1848MNRAS ... 8 ... 43L . doi : 10.1093 / mnras / 8.3.43 .
- ^ Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten (en alemán). 34 : 325. Código Bibliográfico : 1852AN ..... 34..325.
- ^ Kuiper, GP (1949). "El quinto satélite de Urano". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 61 (360): 129. Bibcode : 1949PASP ... 61..129K . doi : 10.1086 / 126146 .
- ^ Ness, Norman F .; Acuña, Mario H .; Behannon, Kenneth W .; Burlaga, Leonard F .; Connerney, John EP; Lepping, Ronald P .; Neubauer, Fritz M. (julio de 1986). "Campos magnéticos en Urano". Ciencia . 233 (4759): 85–89. Código Bibliográfico : 1986Sci ... 233 ... 85N . doi : 10.1126 / science.233.4759.85 . PMID 17812894 . S2CID 43471184 .
- ^ Krimigis, SM; Armstrong, TP; Axford, WI; Cheng, AF; Gloeckler, G .; Hamilton, DC; Keath, EP; Lanzerotti, LJ; Mauk, BH (4 de julio de 1986). "La Magnetosfera de Urano: Ambiente de Radiación y Plasma Caliente". Ciencia . 233 (4759): 97–102. Código Bibliográfico : 1986Sci ... 233 ... 97K . doi : 10.1126 / science.233.4759.97 . PMID 17812897 . S2CID 46166768 .
- ^ Miller, C .; Chanover, Nueva Jersey (marzo de 2009). "Resolución de parámetros dinámicos de las ocultaciones de Titania y Ariel de agosto de 2007 por Umbriel". Ícaro . 200 (1): 343–346. Código Bibliográfico : 2009Icar..200..343M . doi : 10.1016 / j.icarus.2008.12.010 .
- ^ Arlot, J. -E .; Dumas, C .; Sicardy, B. (diciembre de 2008). "Observación de un eclipse de U-3 Titania por U-2 Umbriel el 8 de diciembre de 2007 con ESO-VLT" . Astronomía y Astrofísica . 492 (2): 599–602. Bibcode : 2008A & A ... 492..599A . doi : 10.1051 / 0004-6361: 200810134 .
- ^ Tittemore, William C .; Wisdom, Jack (junio de 1990). "Evolución de las mareas de los satélites uranianos: III. Evolución a través de las conmensurabilidades de movimiento medio Miranda-Umbriel 3: 1, Miranda-Ariel 5: 3 y Ariel-Umbriel 2: 1". Ícaro . 85 (2): 394–443. Código Bibliográfico : 1990Icar ... 85..394T . doi : 10.1016 / 0019-1035 (90) 90125-S . hdl : 1721,1 / 57632 .
- ^ Tittemore, William C .; Wisdom, Jack (marzo de 1989). "Evolución de las mareas de los satélites uranianos: II. Una explicación de la inclinación orbital anormalmente alta de Miranda". Ícaro . 78 (1): 63–89. Código Bibliográfico : 1989Icar ... 78 ... 63T . doi : 10.1016 / 0019-1035 (89) 90070-5 . hdl : 1721,1 / 57632 .
- ^ Malhotra, Renu; Dermott, Stanley F. (junio de 1990). "El papel de las resonancias secundarias en la historia orbital de Miranda". Ícaro . 85 (2): 444–480. Bibcode : 1990Icar ... 85..444M . doi : 10.1016 / 0019-1035 (90) 90126-T . ISSN 0019-1035 .
- ^ a b "Parámetros físicos del satélite planetario" . Laboratorio de Propulsión a Chorro (Dinámica del Sistema Solar) . Consultado el 28 de mayo de 2009 .
- ^ a b c d e f Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (noviembre de 2006). "Océanos subsuperficiales e interiores profundos de satélites de planetas exteriores de tamaño mediano y grandes objetos transneptunianos" . Ícaro . 185 (1): 258-273. Código bibliográfico : 2006Icar..185..258H . doi : 10.1016 / j.icarus.2006.06.005 .
- ^ a b c Bell, JF, III; McCord, TB (1991). Una búsqueda de unidades espectrales en los satélites de Urano utilizando imágenes de proporción de color . Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria, 21, 12 al 16 de marzo de 1990 (Actas de la conferencia). Houston, TX, Estados Unidos: Instituto de Ciencias Planetarias y Lunares. págs. 473–489. Código Bibliográfico : 1991LPSC ... 21..473B .
- ^ a b c d e f g h yo j k Plescia, JB (30 de diciembre de 1987). "Historia de los cráteres de los satélites de Urano: Umbriel, Titania y Oberon". Revista de Investigación Geofísica . 92 (A13): 14, 918-14, 932. Bibcode : 1987JGR .... 9214918P . doi : 10.1029 / JA092iA13p14918 . ISSN 0148-0227 .
- ^ a b c Buratti, Bonnie J .; Mosher, Joel A. (marzo de 1991). "Mapas comparativos de color y albedo global de los satélites de Urano". Ícaro . 90 (1): 1–13. Bibcode : 1991Icar ... 90 .... 1B . doi : 10.1016 / 0019-1035 (91) 90064-Z . ISSN 0019-1035 .
- ^ a b c "Tabla de contenido de la nomenclatura de Umbriel" . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Servicio Geológico de los Estados Unidos, Astrogeología . Consultado el 26 de septiembre de 2009 .
- ^ Strobell, ME; Masursky, H. (marzo de 1987). "Nuevas características nombradas en la Luna y los satélites de Urano". Resúmenes de la Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria . 18 : 964–965. Código Bibliográfico : 1987LPI .... 18..964S .
- ^ "Umbriel: Wunda" . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Servicio Geológico de los Estados Unidos, Astrogeología . Consultado el 8 de agosto de 2009 .
- ^ a b Hunt, Garry E .; Patrick Moore (1989). Atlas de Urano . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 82 . ISBN 978-0-521-34323-7.
Cráter Umbriel Skynd.
- ^ Sori, Michael M .; Bapst, Jonathan; Bramson, Ali M .; Byrne, Shane; Landis, Margaret E. (2017). "¿Un mundo lleno de Wunda? Depósitos de hielo de dióxido de carbono en Umbriel y otras lunas de Urano". Ícaro . 290 : 1-13. Bibcode : 2017Icar..290 .... 1S . doi : 10.1016 / j.icarus.2017.02.029 .
- ^ Moore, Jeffrey M .; Schenk, Paul M .; Bruesch, Lindsey S .; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (octubre de 2004). "Características de gran impacto en satélites helados de tamaño medio" (PDF) . Ícaro . 171 (2): 421–443. Código bibliográfico : 2004Icar..171..421M . doi : 10.1016 / j.icarus.2004.05.009 .
- ^ Croft, SK (1989). Nuevos mapas geológicos de los satélites uranianos Titania, Oberon, Umbriel y Miranda . Actas de Ciencias Lunares y Planetarias . 20 . Instituto de Ciencias Planetarias y Lunares, Houston. pag. 205C. Código bibliográfico : 1989LPI .... 20..205C .
- ^ a b c Helfenstein, P .; Thomas, PC; Veverka, J. (marzo de 1989). "Evidencia de la fotometría de la Voyager II para el rejuvenecimiento temprano de Umbriel". Naturaleza . 338 (6213): 324–326. Código Bibliográfico : 1989Natur.338..324H . doi : 10.1038 / 338324a0 . ISSN 0028-0836 . S2CID 4260333 .
- ^ a b c Mousis, O. (2004). "Modelado de las condiciones termodinámicas en la subnebulosa de Urano - Implicaciones para la composición regular del satélite" . Astronomía y Astrofísica . 413 : 373–380. Bibcode : 2004A & A ... 413..373M . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20031515 .
- ^ a b c Squyres, SW; Reynolds, Ray T .; Summers, Audrey L .; Shung, Felix (1988). "Calentamiento por acreción de los satélites de Saturno y Urano". Revista de Investigación Geofísica . 93 (B8): 8779–8794. Código bibliográfico : 1988JGR .... 93.8779S . doi : 10.1029 / JB093iB08p08779 . hdl : 2060/19870013922 .
- ^ Hillier, John; Squyres, Steven W. (agosto de 1991). "Tectónica de estrés térmico en los satélites de Saturno y Urano". Revista de Investigación Geofísica . 96 (E1): 15, 665-15, 674. Bibcode : 1991JGR .... 9615665H . doi : 10.1029 / 91JE01401 .
- ^ Stone, EC (30 de diciembre de 1987). "El encuentro de la Voyager 2 con Urano" (PDF) . Revista de Investigación Geofísica . 92 (A13): 14, 873-14, 876. Bibcode : 1987JGR .... 9214873S . doi : 10.1029 / JA092iA13p14873 . ISSN 0148-0227 .
enlaces externos
- "Perfil de Umbriel" . Exploración del sistema solar de la NASA. Archivado desde el original el 26 de agosto de 2009 . Consultado el 10 de octubre de 2009 .
- Lassell, Herrn W. (1852). "Entdeckung von 2 neuen Uranus Trabanten" . Astronomische Nachrichten (en alemán). 33 (17): 259–262. Código Bibliográfico : 1851AN ..... 33..259L . doi : 10.1002 / asna.18520331707 .
- "¡De borde!" . Telescopio muy grande . 23 de agosto de 2007 . Consultado el 14 de enero de 2010 .
- Página de Umbriel (incluido un mapa etiquetado de Umbriel ) en Vistas del sistema solar
- Nomenclatura Umbriel del sitio web de Nomenclatura planetaria del USGS