Umbriel (luna)
Luna de Urano

Umbriel
Un cuerpo esférico redondo con su mitad izquierda iluminada. La superficie es oscura y tiene poco contraste. Solo hay unas pocas manchas brillantes. El terminador está ligeramente a la derecha del centro y se extiende de arriba a abajo. Un gran cráter llamado Wunda con un anillo brillante en su fondo se puede ver en la parte superior de la imagen cerca del terminador. Un par de cráteres grandes con picos centrales brillantes se pueden ver a lo largo del terminador en la parte superior del cuerpo. La superficie iluminada está cubierta por una gran cantidad de cráteres.
Imagen en escala de grises de Umbriel tomada por la Voyager 2 en enero de 1986. La superficie de Umbriel está muy dañada; el brillante cráter Wunda se puede ver en la parte superior de la imagen.
Descubrimiento
Descubierto porWilliam Lassell
Fecha de descubrimiento24 de octubre de 1851
Designaciones
Designación
Urano II
Pronunciación/ ˈ ʌ m b r i ə l / [ 1]
AdjetivosUmbrielia
Características orbitales [2]
266 000  kilómetros
Excentricidad0,0039
4.144  días
4,67 km/s (calculado)
Inclinación0,128° (al ecuador de Urano)
Satélite deUrano
Características físicas
1.169,4 ± 5,6 kilómetros [3]
584,7 ± 2,8 km (0,092 Tierras) [3]
4 296 000  km 2 (0,008 Tierras) [a]
Volumen837 300 000  km 3 (0,0008 Tierras) [b]
Masa(1,2885 ± 0,0225) × 10 21  kg [5]
Densidad media
1,539 g/cm3 ( calculado)
0,195 m/s2 ( ~0,0257 g ) [c]
0,542 kilómetros por segundo [d]
presumiblemente sincrónico [6]
0 [6]
Albedo
  • 0,26 (geométrico)
  • 0,10 (enlace) [7]
Temperatura de la superficie .mín.significarmáximo
solsticio [8]?≈ 75  K85 mil
15.1 [9]
Atmósfera
Presión superficial
cero (se presume que es extremadamente bajo)

Umbriel ( / ˈʌmbriəl / ) es la tercera luna más grande de Urano . Fue descubierta el 24 de octubre de 1851 por William Lassell al mismo tiempo que la luna vecina Ariel . Recibió su nombre de un personaje del poema de Alexander Pope de 1712 The Rape of the Lock . Umbriel se compone principalmente de 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 formada 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 endógenamente que borró su superficie más antigua.

Cubierto por numerosos cráteres de impacto que alcanzan los 210 km (130 mi) de diámetro, Umbriel es el segundo satélite de Urano con más cráteres después de Oberón . La característica superficial 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 uraniano ha sido estudiado de cerca solo una vez, por la sonda espacial Voyager 2 en enero de 1986. Tomó varias imágenes de Umbriel, lo que permitió cartografiar 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 Oberón , afirmó a finales del siglo XVIII que había observado cuatro lunas adicionales de Urano, [12] sus observaciones no fueron confirmadas y ahora se piensa que esos cuatro objetos son espurios. [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 conocidos en ese momento fueron sugeridos por John Herschel en 1852 a pedido de Lassell, [14] aunque no se sabe con certeza si Herschel ideó los nombres o si Lassell lo hizo y luego solicitó el permiso de Herschel. [15] Umbriel es el "duende oscuro y melancólico" en La violación del mechón de Alexander Pope , [16] y el nombre sugiere el latín umbra , que significa sombra . La luna también se designa Urano II . [11]

Órbita

Umbriel orbita Urano a una distancia de aproximadamente 266.000 km (165.000 mi), siendo la tercera más alejada del planeta entre sus cinco lunas principales . [e] La órbita de Umbriel tiene una pequeña excentricidad y está inclinada muy poco en relación con el 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. [17] Este bombardeo puede provocar el oscurecimiento de los hemisferios posteriores, algo que se observa en todas las lunas de Urano, excepto Oberón (véase más abajo). [8] Umbriel también actúa como sumidero de las partículas cargadas magnetosféricas, lo que crea una caída pronunciada en el recuento de partículas energéticas cerca de la órbita de la luna, como observó la Voyager 2 en 1986. [18]

Debido a que Urano orbita alrededor del Sol casi de lado, y sus lunas orbitan en el plano ecuatorial del planeta, estas (incluida Umbriel) están sujetas a un ciclo estacional extremo. Tanto el polo norte como el 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 del hemisferio sur de 1986, cuando casi todo el hemisferio norte estaba sin iluminación. Una vez cada 42 años, cuando Urano tiene un equinoccio y su plano ecuatorial intersecta la Tierra, se vuelven posibles las ocultaciones mutuas de las lunas de Urano. Entre 2007 y 2008 se observaron varios eventos similares, incluidas dos ocultaciones de Titania por parte de Umbriel el 15 de agosto y el 8 de diciembre de 2007, así como de Ariel por parte de Umbriel el 19 de agosto de 2007. [19] [20]

Actualmente, Umbriel no está involucrada en ninguna resonancia orbital con otros satélites de Urano. Sin embargo, al principio de su historia, puede haber estado en una resonancia 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. [21] Debido a la menor oblatación de Urano y su menor tamaño 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 anómalamente alta), su excentricidad se habría amortiguado, apagando la fuente de calor. [22] [23]

Composición y estructura interna

Comparación del tamaño de la Tierra , la Luna y Umbriel.

Umbriel es la tercera luna más grande y la tercera más masiva de las lunas de Urano. Umbriel es la decimotercera luna más grande del Sistema Solar, y también es la decimotercera más masiva. La densidad de la luna es de 1,54 g/cm 3 , lo que indica que se compone principalmente de hielo de agua , con un componente denso no 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 cristalino 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] La causa de esta asimetría no se conoce, 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 hacer estallar el hielo de agua, descomponer el metano atrapado en el hielo como hidrato de clatrato y oscurecer otros compuestos orgánicos, dejando atrás un residuo oscuro rico en carbono . [8]

Aparte 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 energéticas que vienen 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 la 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 alrededor del 40% de la masa de la luna; los parámetros están dictados por 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 improbable 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. [25] Umbriel tiene un albedo de Bond muy bajo de solo un 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 oleada de oposición . La superficie de Umbriel es de color ligeramente azul, [26] mientras que los depósitos de impacto brillantes recientes (en el cráter Wunda , por ejemplo) [27] son ​​incluso más azules. Puede haber una asimetría entre los hemisferios delantero y trasero; el primero parece ser más rojo que el segundo. [28] El enrojecimiento de las superficies probablemente resulta de la erosión espacial por el bombardeo de partículas cargadas y micrometeoritos a lo largo de la edad del Sistema Solar . [26] Sin embargo, la asimetría de color de Umbriel probablemente sea causada por la acumulación de un material rojizo proveniente de partes externas del sistema uraniano, posiblemente, de satélites irregulares , lo que ocurriría predominantemente en el hemisferio principal. [28] La superficie de Umbriel es relativamente homogénea: no muestra una fuerte variación ni en el albedo ni en el color. [26]

Los científicos han reconocido hasta ahora sólo una clase de característica geológica en Umbriel : los cráteres . [29] La superficie de Umbriel tiene muchos más cráteres y de mayor tamaño que Ariel y Titania . Muestra la menor actividad geológica. [27] De hecho, entre las lunas de Urano sólo Oberón tiene más cráteres de impacto que Umbriel. Los diámetros de los cráteres observados varían desde unos pocos kilómetros en el extremo inferior hasta los 210 kilómetros del cráter más grande conocido, Wokolo. [27] [29] Todos los cráteres reconocidos en Umbriel tienen picos centrales, [27] pero ningún cráter tiene rayos . [6]

Cerca del ecuador de Umbriel se encuentra la característica superficial más prominente: el cráter Wunda, que tiene un diámetro de aproximadamente 131 km. [30] [31] Wunda tiene un gran anillo de material brillante en su fondo, que puede ser un depósito de impacto [27] o un depósito de hielo de dióxido de carbono puro, que se formó cuando el dióxido de carbono formado radiolíticamente migró de toda la superficie de Umbriel y luego quedó atrapado en Wunda relativamente frío. [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 los limbos 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 extienden de noreste a suroeste. [34] Sin embargo, no están reconocidos oficialmente debido a la mala resolución de las imágenes y la apariencia generalmente insulsa de esta luna, lo que dificulta el mapeo geológico . [27]

La superficie de Umbriel, con muchos cráteres, probablemente ha permanecido estable desde el Bombardeo Pesado Tardío . [27] Los únicos signos de la antigua actividad interna son cañones y polígonos oscuros, parches oscuros con formas complejas que miden de decenas a cientos de kilómetros de ancho. [35] Los polígonos se identificaron a partir de la fotometría precisa de las imágenes de la Voyager 2 y están distribuidos de manera más o menos uniforme 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 tiene una apariencia tan oscura y uniforme. 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. [f] [28] Alternativamente, la corteza de Umbriel puede estar compuesta completamente de material oscuro, lo que impidió la formación de características brillantes como los rayos de cráter. Sin embargo, la presencia de la característica brillante dentro de Wunda parece contradecir esta hipótesis. [6]

Cráteres con nombre en Umbriel [29] [g]
CráterCoordenadasDiámetro (km)AprobadoLlamado en honor aÁrbitro
Alberic33°36′S 42°12′E / 33.6, -33.6; 42.252.01988Alberich ( nórdico )WGPSN
Aleta37°24′S 44°18′E / 37.4, -37.4; 44.343.01988Fin ( Danés )WGPSN
Trozo12°42′S 27°48′E / 12.7, -12.7; 27.888.01988Gob ( pagano )WGPSN
Canaloa10°48′S 345°42′E / 10.8, -10.8; 345.786.01988Kanaloa ( Polinesio )WGPSN
Simulación22°54′S 13°54′E / 22.9, -22.9; 13.9164.01988Malingee ( mitología aborigen australiana )WGPSN
Minapa42°42′S 8°12′E / 42.7, 8.258.01988Minepa ( pueblo Makua de Mozambique )WGPSN
Peri9°12′S 4°18′E / 9.2, 4.361.01988Peri ( persa )WGPSN
Setibos30°48′S 346°18′E / 30.8, -30.8; 346.350.01988Setebos ( Patagonia )WGPSN
Cielo1°48′S 331°42′E / 1.8, -1.8; 331.772.01988Skynd ( en danés )WGPSN
Vuver4°42′S 311°36′E / 4.7, -4.7; 311.698.01988Vuver ( finlandés )WGPSN
Wokolo30°00′S 1°48′E / 30°S 1.8°E / -30; 1.8208.01988Wokolo ( pueblo Bambara de África Occidental)WGPSN
Wunda7°54′S 273°36′E / 7.9, -7.9; 273.6131.01988Wunda (mitología aborigen australiana)WGPSN
Zlyden23°18′S 326°12′E / 23.3, -23.3; 326.244.01988Zlyden ( eslavo )WGPSN

Origen y evolución

Cuerpo esférico de color azulado con su superficie cubierta de cráteres y polígonos. La parte inferior derecha es lisa.
Imagen en falso color de Umbriel que muestra polígonos

Se cree que Umbriel se formó a partir de un disco de acreción o subnebulosa; 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 . [37] No se conoce la composición precisa de la subnebulosa; sin embargo, la mayor densidad de lunas de Urano en comparación con las lunas de Saturno indica que puede haber sido relativamente pobre en agua. [h] [6] Es posible que haya habido cantidades significativas de nitrógeno y carbono en forma de monóxido de carbono (CO) y nitrógeno molecular (N 2 ) en lugar de amoníaco y metano. [37] Las lunas que se formaron en una subnebulosa de este tipo contendrían menos hielo de agua (con CO y N 2 atrapados como clatrato) y más roca, lo que explica la mayor densidad. [6]

La acreción de Umbriel probablemente duró varios miles de años. [37] Los impactos que acompañaron la acreción causaron el calentamiento de la capa exterior de la luna. [38] La temperatura máxima de alrededor de 180 K se alcanzó a una profundidad de unos 3 km. [38] Después del final de la formación, la capa del subsuelo se enfrió, mientras que el interior de Umbriel se calentó debido a la descomposición de los elementos radiactivos presentes en sus rocas. [6] La capa cercana a la superficie que se enfrió se contrajo, mientras que el interior se expandió. Esto causó fuertes tensiones de extensión en la corteza de la luna, que pueden haber provocado el agrietamiento. [39] 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 por acreción inicial junto con la desintegración continua de elementos radiactivos puede haber provocado la fusión del hielo [38] si estaba presente un anticongelante como el amoníaco (en forma de hidrato de amoníaco ) o algo de sal. [24] La fusión puede haber provocado la separación del hielo de las rocas y la formación de un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. [27] Una capa de agua líquida (océano) rica en amoníaco disuelto puede haberse formado en el límite núcleo-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 la menos sujeta a procesos de renovación de la superficie endógena, [27] aunque puede que, como otras lunas de Urano, haya experimentado un evento de renovación de la superficie muy temprano. [35]

Exploración

La nave espacial Voyager 2

Hasta ahora, las únicas imágenes de cerca 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 fue de 325.000 km (202.000 mi), [40] las mejores imágenes de esta luna tienen una resolución espacial de unos 5,2 km. [27] Las imágenes cubren alrededor del 40% de la superficie, pero sólo el 20% fue fotografiado con la calidad requerida para el mapeo geológico . [27] En el momento del sobrevuelo el hemisferio sur de Umbriel (como los de las otras lunas) estaba apuntando hacia el Sol, por lo que no se pudo estudiar el hemisferio norte (oscuro). [6]

Véase también

Notas

  1. ^ Área de superficie derivada del radio r  : . 4 π a 2 {\displaystyle 4\pi r^{2}}
  2. ^ Volumen v derivado del radio r  : . 4 π a 3 / 3 {\displaystyle 4\pi r^{3}/3}
  3. ^ Gravedad superficial derivada de la masa m , la constante gravitacional G y el radio r  : . GRAMO metro / a 2 Estilo de visualización Gm/r^{2}}
  4. ^ Velocidad de escape derivada de la masa m , la constante gravitacional G y el radio r  : . 2 GRAMO metro a {\displaystyle {\sqrt {\frac {2Gm}{r}}}}
  5. ^ Las cinco lunas principales son Miranda , Ariel , Umbriel, Titania y Oberón.
  6. ^ Si bien una población de partículas de polvo en coorbita es otra fuente posible de material oscuro, esto se considera menos probable porque otros satélites no se vieron afectados. [6]
  7. ^ Las características de la superficie de Umbriel reciben nombres de espíritus malignos u oscuros tomados de varias mitologías. [36]
  8. ^ 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

  1. ^ "Umbriel". Diccionario Merriam-Webster.com . Merriam-Webster.
  2. ^ ab "Parámetros orbitales medios de los satélites planetarios". Laboratorio de Propulsión a Chorro, Instituto Tecnológico de California.
  3. ^ ab Thomas, PC (1988). "Radios, formas y topografía de los satélites de Urano a partir de coordenadas de los limbos". Icarus . 73 (3): 427–441. Bibcode :1988Icar...73..427T. doi :10.1016/0019-1035(88)90054-1.
  4. ^ French, Richard G.; Hedman, Matthew M.; Nicholson, Philip D.; Longaretti, Pierre-Yves; McGhee-French, Colleen A. (15 de marzo de 2024). "El sistema de Urano a partir de observaciones de ocultación (1977-2006): anillos, dirección de los polos, campo gravitatorio y masas de Crésida, Cordelia y Ofelia". Icarus . 411 : 115957. arXiv : 2401.04634 . Bibcode :2024Icar..41115957F. doi :10.1016/j.icarus.2024.115957. ISSN  0019-1035.
  5. ^ Jacobson (2023), citado en French et al. (2024) [4]
  6. ^ abcdefghijklm Smith, BA; Soderblom, LA; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, JM; Brahic, A.; Briggs, GA; Brown, RH; Collins, SA (4 de julio de 1986). "Voyager 2 en el sistema de Urano: resultados de la ciencia de la imagen". Science . 233 (4759): 43–64. Bibcode :1986Sci...233...43S. doi :10.1126/science.233.4759.43. PMID  17812889. S2CID  5895824.
  7. ^ ab Karkoschka, Erich (2001). "Fotometría completa de los anillos y 16 satélites de Urano con el telescopio espacial Hubble". Icarus . 151 (1): 51–68. Bibcode :2001Icar..151...51K. doi :10.1006/icar.2001.6596.
  8. ^ abcdefghijk 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 a partir de observaciones IRTF/SpeX". Icarus . 184 (2): 543–555. arXiv : 0704.1525 . Código Bibliográfico :2006Icar..184..543G. doi :10.1016/j.icarus.2006.04.016. S2CID  12105236.
  9. ^ Andy Wilson (1 de diciembre de 2021). «El desafío del observador: las lunas de Urano». Asociación Astronómica Británica . Consultado el 1 de marzo de 2023 .
  10. ^ Lassell, W. (1851). "Sobre los satélites interiores de Urano". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 12 : 15–17. Bibcode :1851MNRAS..12...15L. doi : 10.1093/mnras/12.1.15 .
  11. ^ ab Lassell, William (diciembre de 1851). "Carta de William Lassell, Esq., al editor". Astronomical Journal . 2 (33): 70. Bibcode :1851AJ......2...70L. doi :10.1086/100198.
  12. ^ Herschel, William Sr. (1 de enero de 1798). "Sobre el descubrimiento de cuatro satélites adicionales del Georgium Sidus. Se anuncia el movimiento retrógrado de sus antiguos satélites y se explica la causa de su desaparición a ciertas distancias del planeta". Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 88 : 47–79. Bibcode :1798RSPT...88...47H. doi : 10.1098/rstl.1798.0005 .
  13. ^ Struve, O. (1848). "Nota sobre los satélites de Urano". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 8 (3): 44–47. Bibcode :1848MNRAS...8...43L. doi : 10.1093/mnras/8.3.43 .
  14. ^ Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten (en alemán). 34 : 325. Código Bib : 1852AN.......34..325.
  15. ^ Paul, Richard (2014). "Las lunas shakespearianas de Urano". folger.edu . Biblioteca Folger Shakespeare . Consultado el 25 de febrero de 2024 .
  16. ^ 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 . S2CID  119916925.
  17. ^ 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". Science . 233 (4759): 85–89. Bibcode :1986Sci...233...85N. doi :10.1126/science.233.4759.85. PMID  17812894. S2CID  43471184.
  18. ^ 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: plasma caliente y entorno de radiación". Science . 233 (4759): 97–102. Bibcode :1986Sci...233...97K. doi :10.1126/science.233.4759.97. PMID  17812897. S2CID  46166768.
  19. ^ Miller, C.; Chanover, NJ (marzo de 2009). "Resolución de parámetros dinámicos de las ocultaciones de Titania y Ariel de agosto de 2007 por Umbriel". Icarus . 200 (1): 343–346. Bibcode :2009Icar..200..343M. doi :10.1016/j.icarus.2008.12.010.
  20. ^ 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 .
  21. ^ Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (junio de 1990). "Evolución de las mareas de los satélites de Urano: III. Evolución a través de las conmensurabilidades de movimiento medio de Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3 y Ariel-Umbriel 2:1". Icarus . 85 (2): 394–443. Bibcode :1990Icar...85..394T. doi :10.1016/0019-1035(90)90125-S. hdl : 1721.1/57632 .
  22. ^ Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (marzo de 1989). "Evolución de las mareas de los satélites de Urano: II. Una explicación de la inclinación orbital anómalamente alta de Miranda". Icarus . 78 (1): 63–89. Bibcode :1989Icar...78...63T. doi :10.1016/0019-1035(89)90070-5. hdl : 1721.1/57632 .
  23. ^ Malhotra, Renu; Dermott, Stanley F. (junio de 1990). "El papel de las resonancias secundarias en la historia orbital de Miranda". Icarus . 85 (2): 444–480. Bibcode :1990Icar...85..444M. doi : 10.1016/0019-1035(90)90126-T . ISSN  0019-1035.
  24. ^ abcdef Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (noviembre de 2006). "Océanos subsuperficiales e interiores profundos de satélites de planetas exteriores de tamaño medio y grandes objetos transneptunianos". Icarus . 185 (1): 258–273. Bibcode :2006Icar..185..258H. doi :10.1016/j.icarus.2006.06.005.
  25. ^ "Parámetros físicos de los satélites planetarios". Laboratorio de Propulsión a Chorro (Dinámica del Sistema Solar) . Consultado el 28 de mayo de 2009 .
  26. ^ abc Bell, JF III; McCord, TB (1991). Una búsqueda de unidades espectrales en los satélites de Urano utilizando imágenes de relación de color . Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12–16, 1990 (Actas de la conferencia). Houston, TX, Estados Unidos: Lunar and Planetary Sciences Institute. pp. 473–489. Código Bibliográfico :1991LPSC...21..473B.
  27. ^ abcdefghijk Plescia, JB (30 de diciembre de 1987). "Historia de la formación de cráteres en los satélites de Urano: Umbriel, Titania y Oberón". Revista de investigación geofísica . 92 (A13): 14, 918–14, 932. Bibcode :1987JGR....9214918P. doi :10.1029/JA092iA13p14918. ISSN  0148-0227.
  28. ^ abc Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (marzo de 1991). "Mapas comparativos de albedo global y color de los satélites de Urano". Icarus . 90 (1): 1–13. Bibcode :1991Icar...90....1B. doi :10.1016/0019-1035(91)90064-Z. ISSN  0019-1035.
  29. ^ abc "Tabla de contenidos de la nomenclatura de Umbriel". Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Servicio Geológico de los Estados Unidos, Astrogeología . Consultado el 26 de septiembre de 2009 .
  30. ^ "Umbriel:Wunda". Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Servicio Geológico de los Estados Unidos, Astrogeología . Consultado el 8 de agosto de 2009 .
  31. ^ ab Hunt, Garry E.; Patrick Moore (1989). Atlas de Urano . Cambridge University Press. pág. 82. ISBN 978-0-521-34323-7. Cráter Umbriel Skynd.
  32. ^ Sori, Michael M.; Bautista, 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. Código Bib : 2017Icar..290....1S. doi :10.1016/j.icarus.2017.02.029.
  33. ^ Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S.; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (octubre de 2004). "Grandes características de impacto en satélites helados de tamaño medio" (PDF) . Icarus . 171 (2): 421–443. Bibcode :2004Icar..171..421M. doi :10.1016/j.icarus.2004.05.009.
  34. ^ Croft, SK (1989). Nuevos mapas geológicos de los satélites uranianos Titania, Oberon, Umbriel y Miranda . Actas de las Ciencias Lunares y Planetarias . Vol. 20. Instituto de Ciencias Lunares y Planetarias, Houston. p. 205C. Código Bibliográfico :1989LPI....20..205C.
  35. ^ abc Helfenstein, P.; Thomas, PC; Veverka, J. (marzo de 1989). "Evidencias de la fotometría de la Voyager II para la renovación temprana de la superficie de Umbriel". Nature . 338 (6213): 324–326. Bibcode :1989Natur.338..324H. doi :10.1038/338324a0. ISSN  0028-0836. S2CID  4260333.
  36. ^ 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.
  37. ^ abc Mousis, O. (2004). "Modelado de las condiciones termodinámicas en la subnebulosa de Urano: implicaciones para la composición regular de los satélites". Astronomía y Astrofísica . 413 : 373–380. Bibcode :2004A&A...413..373M. doi : 10.1051/0004-6361:20031515 .
  38. ^ abc 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. Bibcode :1988JGR....93.8779S. doi :10.1029/JB093iB08p08779. hdl : 2060/19870013922 .
  39. ^ Hillier, John; Squyres, Steven W. (agosto de 1991). "Tectónica de tensión térmica en los satélites de Saturno y Urano". Revista de investigación geofísica . 96 (E1): 15, 665–15, 674. Código Bibliográfico :1991JGR....9615665H. doi :10.1029/91JE01401.
  40. ^ Stone, EC (30 de diciembre de 1987). "El encuentro de la Voyager 2 con Urano" (PDF) . Journal of Geophysical Research . 92 (A13): 14, 873–14, 876. Bibcode :1987JGR....9214873S. doi :10.1029/JA092iA13p14873. ISSN  0148-0227.
Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Umbriel (luna) .
  • "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 canto!". Very Large Telescope . 23 de agosto de 2007. Consultado el 14 de enero de 2010 .
  • Página de Umbriel (incluye un mapa etiquetado de Umbriel) en Vistas del Sistema Solar
  • Nomenclatura de Umbriel del sitio web de nomenclatura planetaria del USGS
Obtenido de "https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Umbriel_(luna)&oldid=1251692273"