Oberon (satelit)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Salt la: Navigare, căutare
Oberon
Oberon fotografiat de Voyager 2
Descoperire
Descoperit de William Herschel
Data descoperirii 11 ianuarie 1787[1]
Denumiri
Adjective Oberonian[2]
Axa semimajoră 583.520 km[3]
Excentricitate 0,0014[3]
Înclinație 0.058° (față de ecuatorul lui Uranus)[3]
Caracteristici fizice
Raza medie 761,4 ± 2,6 km (0.1194 raza Pământului)[4]
Suprafață 7.285.000 km²[note 3]
Volum 1.849.000.000 km³[note 1]
Masă 3,014 ± 0.075 × 1021 kg (5.046 × 10−4 Pământ)[5]
Densitatea medie 1.63 ± 0.05 g/cm³[5]
Gravitația la suprafață la ecuator 3,014 ± 762 m/s2[note 4]
Viteza de ieșire 0,726 km/s[note 2]
Perioada de rotație presupus sincronă[6]
Albedo 0.31 (geometric),
0.14 (de legătură)[7]
Temperatură 70–80 K[8]
Magnitudine aparentă 14.1[9]
Atmosfera
Presiunea atmosferică zero
  1. ^ Volumul v calculat pe baza razei r: 4\pi r^3/3.
  2. ^ Calculată pe baza masei m, constantei gravitaționale G și a razei r: \sqrt \frac{2Gm}{r} .
  3. ^ Suprafață calculată de raza r: 4\pi r^2.
  4. ^ Gravitația la suprafață calculată din m, constanta gravitațională G și raza r: Gm/r^2.

Oberon (numit și Uranus IV) este numele celui mai îndepărtat satelit al planetei Uranus, al doilea ca mărime din cei 27 ai săi. A fost descoperit de către astronomul german Wilhelm Herschel la 11 ianuarie 1787. Numele a fost de fapt ales de fiul astronomului, Johann Herschel, care a botezat primii 4 mari sateliți drept Oberon, Titania, Ariel și Umbriel, după numele unor personaje din operele lui William Shakespeare și Alexander Pope. Oberon este regele zânelor din comedia Visul unei nopți de vară de Shakespeare, având-o ca soție pe Titania.

Oberon constă din cantități aproximativ egale de gheață și rocă, probabil separate într-un miez stâncos și un înveliș de gheață. Un strat de apă lichidă ar putea fi prezent la limita dintre miez și gheață. Suprafața lui Oberon, care este neagră și ușor roșiatică la culoare, pare a fi fost modelată mai ales de impactele cu asteroizi și cu comete. Ea este acoperită cu numeroase cratere de impact cu diametrul de până la 210 km. Oberon are și un sistem de canioane formate ca rezultat al expansiunii interiorului său în perioada incipientă a evoluției sale. Acest statelit s-a format probabil din discul de acreție care înconjura planeta Uranus imediat după formarea ei.

Sistemul uranian a fost studiat îndeaproape o singură dată: de nava Voyager 2 în ianuarie 1986. Ea a realizat câteva imagini cu Oberon, imagini care au permis cartografierea a aproximativ 40% din suprafața acestuia.

Descoperirea și denumirea[modificare | modificare sursă]

Oberon a fost descoperit de William Herschel la 11 ianuarie 1787; în aceeași zi, el a descoperit și cel mai mare satelit al lui Uranus, Titania.[1][10] Ulterior, el a prezentat descoperirea a încă alți patru sateliți,[11] deși aceștia s-au dovedit a nu exista.[12] Timp de aproape cincizeci de ani de la descoperirea lor, Titania și Oberon nu au putut fi observați cu niciun alt instrument decât cel al lui William Herschel,[13] deși astăzi ei pot fi văzuți de pe Pământ chiar și cu telescoapele folosite de amatori.[9]

Toți sateliții lui Uranus au fost botezați după personajele lui William Shakespeare sau Alexander Pope. Numele Oberon provine de la Oberon, regele zânelor din Visul unei nopți de vară.[14] Numele tuturor celor patru sateliți ai lui Uranus cunoscuți la acea vreme au fost date la sugestia fiului lui Herschel John în 1852, la cererea lui William Lassell,[15] care descoperise ceilalți doi sateliți, Ariel și Umbriel, cu un an în urmă.[16]

Oberon a fost denumit inițial „al doilea satelit al lui Uranus”, iar în 1848 a primit denumirea Uranus II de la William Lassell,[17] deși el folosea numerotarea lui William Herschel (în care Titania și Oberon erau II respectiv IV).[18] În 1851 Lassell a numerotat toți cei patru sateliți cunoscuți în ordinea distanței față de planetă cu numere romane, și de atunci Oberon este denumit și Uranus IV.[19]

Orbita[modificare | modificare sursă]

Oberon orbitează Uranus la o distanță de aproximativ 584.000 km, fiind cel mai îndepărtat de planetă dintre cei cinci mari sateliți.[note 1] Orbita lui Oberon are o mică excentricitate orbitală și o mică înclinație (relativă la ecuatorul lui Uranus).[3] Perioada sa orbitală este de aproximativ 13,5 zile, care coincide cu perioada sa de rotație. Cu alte cuvinte, Oberon este pe orbită sincronă, cu o față îndreptată în permanență spre planetă.[6] O mare parte din orbita lui Oberon este în afara magnetosferei uraniene.[20] Ca rezultat, suprafața sa este expusă direct vântului solar.[8] Emisferele posterioare ale sateliților aflați în interiorul unei magnetosfere sunt lovite de plasma magnetosferică aflată în rotație sincronă cu planeta.[20] Acest bombardament poate duce la întunecarea emisferelor posterioare, ceea ce se observă la toți sateliții lui Uranus cu excepția lui Oberon (vezi mai jos).[8] Întrucât Uranus orbitează Soarele în plan aproape perpendicular cu cel de rotație al său, iar sateliții săi orbitează în planul ecuatorial al planetei, aceștia (inclusiv Oberon) sunt supuși unui ciclu sezonier extrem. Ambele emisfere, sudică și nordică, se află timp de 42 de ani într-un întuneric total, și timp de alți 42 de ani în lumină solară permanentă.[8] O dată la 42 de ani, când Uranus are un echinocțiu și planul său ecuatorial îl intersectează Pământul, devin posibile ocultații reciproce ale sateliților lui Uranus. Un astfel de eveniment, care a durat aproximativ șase minute a fost observat la 4 mai 2007, când Oberon l-a oculatat pe Umbriel.[21]

Compoziția și structura internă[modificare | modificare sursă]

Oberon este cel mai mare și mai masiv satelit uranian după Titania, și al nouălea satelit ca masă din sistemul solar.[note 2] Densitatea lui Oberon de 1,63 g/cm³,[5] mai mare decât densitatea tipică a sateliților lui Saturn, indică faptul că el este format din proporții aproximativ egale de gheață și de o componentă densă diferită de aceasta.[23] Ultima ar putea fi făcută din rocă și materiale pe bază de carbon printre care și compuși organici grei.[6] Prezența apei înghețate este relevată de observațiile spectroscopice, care au arătat gheață cristalină la suprafața satelitului.[8] Benzile de absorbție ale gheții sunt mai puternice în emisfera posterioară a lui Oberon decât pe cea frontală. Acest fenomen este opus celui observat la alți sateliți uranieni, în care emisfera frontală prezintă linii ale gheții mai puternice.[8] Cauza acestei asimetrii nu se cunoaște, dar ar putea fi legată de crearea de sol prin impact, mai puternică în emisfera frontală.[8] Impactul meteoriților tinde să împrăștie gheața de pe suprafață, lăsând în urmă alte materiale.[8] Materialul întunecat poate fi format ca rezultat al procesării clatratelor metanului sub acțiunea radiațiilor sau înnegrirea altor compuși organici sub acțiunea radiațiilor.[6][24]

Oberon ar putea fi format dintr-un miez stâncos înconjurat de un înveliș de gheață.[23] Dacă este așa, raza miezului (480 km) este aproximativ 63% din raza satelitului, iar masa sa este de aproximativ 54% din masa satelitului—parametrii sunt dictați de compoziția satelitului. Presiunea în centrul lui Oberon este de aproximativ 0,5 GPa (5 kbar).[23] Starea actuală a învelișului de gheață nu este clară. Dacă gheața conține suficient amoniac sau alte substanțe care împiedică înghețul, Oberon ar putea conține un strat acvatic lichid la limita dintre miez și înveliș. Grosimea acestui strat, dacă există, ar putea fi de până la 40 km iar temperatura sa de aproximativ 180 K.[23] Structura internă a lui Oberon depinde semnificativ de istoricul termic al său, care nu este bine cunoscut încă.

Geologia și trăsăturile suprafeței[modificare | modificare sursă]

Imagine în culori artificiale a lui Oberon. Craterul cel mare cu baza întunecată (la dreapta faţă de centru) este Hamlet.

Singurul satelit al lui Uranus mai întunecat ca Oberon este Umbriel.[7] Reflectivitatea sa scade de la 31% la unghiul de fază de 0° (albedo geometric) la 22% la un unghi de aproximativ 1°.[7] Suprafața sa este în general de culoare roșie, cu excepția depunerilor din impactele recente, care sunt neutre sau ușor albastre.[25] Oberon este, de fapt, cel mai roșu dintre sateliții mari ai lui Uranus. Emisfera frontală și cea posterioară sunt asimetrice: cea de a doua este mult mai roșie decât prima, deoarece conține mai mult material roșu întunecat.[24] Înroșirea suprafețelor este adesea rezultatul bombardării suprafeței de particule încărcate electric și de micrometeoriți.[24] Asimetria cromatică a lui Oberon este, însă, cel mai probabil cauzată de acreția de material roșiatic adunat din alte părți ale sistemului uranian, posibil de la sateliți neregulați, acreție ce are loc predominant pe emisfera frontală.[26]

Oamenii de știință au identificat două clase de trăsături geologice pe Oberon: craterele și canioanele.[6] Vechea suprafață a lui Oberon este cea mai plină de cratere dintre toți sateliții uranieni, cu o densitate a craterelor aproape de saturație—când formarea de noi cratere este echilibrată de distrugerea celor vechi.[note 3][27] Diametrele craterelor se înscriu într-un interval de la câțiva kilometri până la 206 kilometri pentru cel mai mare crater cunoscut,[27] Hamlet.[28] Multe cratere mari sunt înconjurate de materiale de impact deschise la culoare formate din gheață relativ proaspătă.[6] Cele mai mari cratere, Hamlet, Othello și Macbeth, au bazele formate dintr-un material foarte întunecat depus după formarea lor.[27] Un vârf cu o altitudine de aproape 11 km a fost observat în unele imagini de la Voyager,[29] vârf ce poate fi vârful central al unui bazin de impact cu un diametru de aproximativ 375 km.[29] Suprafața lui Oberon este intersectată de un sistem de canioane care, însă, sunt mai puține decât cele găsite pe Titania.[6] Canioanele sunt probabil falii normale,[note 4] care pot fi de orice vârstă: faliile intersectează cele mai deschise depozite ale unor cratere mari, ceea ce indică faptul că s-au format înaintea acestora.[30] Cel mai cunoscut canion oberonian este canionul Mommur.[31]

Geologia lui Oberon a fost influențată de două forțe opuse: formarea craterelor de impact și procesele endogene.[30] Primele au acționat în toată istoria satelitului și sunt principalele răspunzătoare pentru aspectul său actual.[27] Cele din urmă au fost active o perioadă după formarea satelitului. Procesele endogene au fost în principal de natură tectonică și au dus la formarea canioanelor, care sunt de fapt mari crăpături ale stratului de gheață.[30] Canioanele au distrus părți ale suprafeței vechi.[30] Crăpăturile stratului exterior au fost cauzate de expansiunea lui Oberon cu aproximativ 0,5%,[30] expansiune desfășurată în două faze corespunzătoare canioanelor mai vechi, respectiv celor mai recente.

Natura petelor întunecate, care apar mai ales în emisfera frontală și în craterele interioare, nu este cunoscută. Unii cercetători presupun că ele sunt de origine criovulcanică (analogă mărilor lunare),[27] în vreme ce alții consideră că impactul a excavat material întunecat de sub stratul de gheață pură.[25] În cazul din urmă, Oberon ar trebui să fie cel puțin parțial separată, stratul de gheață fiind deasupra interiorului nediferențiat.[25]

Trăsăturile suprafeței lui Oberon[32] (denumite după personaje din operele lui Shakespeare)[33]
Trăsătura Numită după Tip Lungime (diametru), km Coordonate
canionul Mommur Mommur din folclorul englezesc Chasma 537 16°18′S 323°30′E / 16.3°S 323.5°E / -16.3; 323.5
Antoniu Marc Antoniu Crater 47 27°30′S 65°24′E / 27.5°S 65.4°E / -27.5; 65.4
Caesar Julius Caesar 76 26°36′S 61°06′E / 26.6°S 61.1°E / -26.6; 61.1
Coriolanus Coriolanus 120 11°24′S 345°12′E / 11.4°S 345.2°E / -11.4; 345.2
Falstaff Falstaff 124 22°06′S 19°00′E / 22.1°S 19.0°E / -22.1; 19.0
Hamlet Hamlet 206 46°06′S 44°24′E / 46.1°S 44.4°E / -46.1; 44.4
Lear Regele Lear 126 5°24′S 31°30′E / 5.4°S 31.5°E / -5.4; 31.5
MacBeth Macbeth 203 58°24′S 112°30′E / 58.4°S 112.5°E / -58.4; 112.5
Othello Othello 114 66°00′S 42°54′E / 66.0°S 42.9°E / -66.0; 42.9
Romeo Romeo 159 28°42′S 89°24′E / 28.7°S 89.4°E / -28.7; 89.4

Originea și evoluția[modificare | modificare sursă]

Se crede că Oberon s-a format dintr-un disc de acreție sau dintr-o subnebuloasă; un disc de gaz și praf care fie că a existat în jurul lui Uranus o vreme după formarea sa, fie că a fost creat de impactul uriaș care i-a dat lui Uranus o foarte mare înclinare a axei.[34] Compoziția exactă a subnebuloasei nu se cunoaște; densitatea relativ mare a lui Oberon și altor sateliți uranieni prin comparație cu sateliții lui Saturn arată că ar fi fost relativ lipsit de apă.[note 5][6] Cantități semnificative de azot și carbon ar fi putut fi prezente sub formă de monoxid de carbon și N2 în loc de amoniac și metan.[34] Sateliții formați într-o astfel de subnebuloasă ar conține mai puțină apă înghețată (cu CO și N2 sub formă de clatrat) și mai multă rocă, ceea ce ar explica densitatea mai mare.[6]

Acreția lui Oberon a durat probabil câteva mii de ani.[34] Impactul care a însoțit acreția a determinat încălzirea stratului exterior al satelitului.[35] Temperatura maximă de aproximativ 230 K a fost atinsă la adâncimea de aproximativ 60 km.[35] După terminarea formării sale, stratul subsuperficial s-a răcit, în vreme ce interiorul lui Oberon s-a încălzit din cauza dezintegrării elementelor radioactive prezente în roci.[6] Stratul apropiat de suprafață, răcindu-se, s-a contractat, în timp ce interiorul s-a dilatat. Aceasta a determinat tensiuni în scoarța satelitului, făcându-l să crape. Sistemul actual de canioane ar putea fi rezultatul acestui proces, care a durat aproximativ 200 de milioane de ani,[36] ceea ce ar implica și că orice activitate endogenă a încetat cu miliarde de ani în urmă.[6]

Încălzirea inițială de la acreție combinată cu dezintegrarea elementelor radioactive a fost probabil suficient de puternică încât să topească gheața[36] în prezența unui accelerator al topirii, cum ar fi amoniacul (sub formă de hidrat de amoniu) sau sarea.[23] Topirea ar fi putut conduce la separarea gheții de roci și la formarea unui miez stâncos înconjurat de un strat de gheață. Un strat de apă lichidă (ocean) bogat în amoniac dizolvat ar putea să se fi format la limita miez-înveliș.[23] Temperatura eutectică a acestui amestec este de 176 K.[23] Dacă temperatura ar fi sub această valoare, atunci oceanul este înghețat. Înghețarea apei a dus la dilatarea interiorului, care ar fi putut fi răspunzătoare pentru formarea canioanelor.[27]

Explorarea[modificare | modificare sursă]

Deocamdată, singurele imagini de aproape cu Oberon sunt cele provenite de la sonda Voyager 2, care a fotografiat acest satelit în timp ce trecea pe lângă Uranus în ianuarie 1986. Întrucât cea mai mică distanță dintre Voyager 2 și Oberon a fost de doar 470.600 km,[37] cele mai bune imagini cu acest satelit au rezoluția spațială de aproximativ 6 km.[27] Imaginile acoperă aproximativ 40% din suprafață, dar doar pentru 25% din suprafață sunt de calitate suficientă încât să permită extragerea de informații geologice. La momentul trecerii, emisfera sudică a lui Oberon era îndreptată spre Soare, astfel că emisfera nordică (întunecată) nu a putut fi studiată.[6] Nicio altă sondă sau navă nu a mai vizitat Uranus (și Oberon), și nu este planificată nicio misiune în viitorul apropiat.

Note explicative[modificare | modificare sursă]

  1. ^ Cei cinci mari sateliți sunt Miranda, Ariel, Umbriel, Titania și Oberon.
  2. ^ Cei opt sateliți cu masă mai mare decât a lui Oberon sunt Ganymede, Titan, Callisto, Io, Luna, Europa, Triton și Titania.[22]
  3. ^ Numărul mare de cratere de pe Oberon înseamnă că are cea mai veche suprafață dintre toți sateliții lui Uranus.[27]
  4. ^ Unele canioane de pe sunt grabene.[27]
  5. ^ De exemplu, Tethys, satelitul lui Saturn, are o densitate de 0,97 g/cm³, ceea ce înseamnă că are în proporție de 90% apă.[8]

Note[modificare | modificare sursă]

  1. ^ a b Herschel, William, Sr. (1787). „An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet”. Philosophical Transactions of the Royal Society of London 77: 125–129. doi:10.1098/rstl.1787.0016. http://www.jstor.org/pss/106717. 
  2. ^ Shakespeare, William (1935). A midsummer night's dream. Macmillan. p. xliv 
  3. ^ a b c d Planetary Satellite Mean Orbital Parameters”. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem. 
  4. ^ doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  5. ^ a b c doi:10.1086/116211
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  6. ^ a b c d e f g h i j k l doi:10.1126/science.233.4759.43
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  7. ^ a b c doi:10.1006/icar.2001.6596
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  8. ^ a b c d e f g h i doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  9. ^ a b Newton, Bill; Teece, Philip (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. p. 109. ISBN 9780521444927. http://books.google.ru/books?id=l2TNnHkdDpkC 
  10. ^ Herschel, William, Sr. (1788). „On George's Planet and its satellites”. Philosophical Transactions of the Royal Society of London 78: 364–378. doi:10.1098/rstl.1788.0024. http://adsabs.harvard.edu/abs/1788RSPT...78..364H. 
  11. ^ Herschel, William (1798). „On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus; The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained”. Philosophical Transactions of the Royal Society of London 88: 47–79. doi:10.1098/rstl.1798.0005. http://adsabs.harvard.edu/abs/1798RSPT...88...47H. 
  12. ^ Struve, O. (1848). „Note on the Satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 44–47. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1848MNRAS...8...43.. 
  13. ^ Herschel, John (1834). „On the Satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 3 (5): 35–36. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1834MNRAS...3Q..35H&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=45eb6e10af10464. 
  14. ^ doi:10.1086/126146
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  15. ^ Lassell, W. (1852). „Beobachtungen der Uranus-Satelliten”. Astronomische Nachrichten 34: 325. http://adsabs.harvard.edu/abs/1852AN.....34..325.. Accesat la 18 decembrie 2008. 
  16. ^ Lassell, W. (1851). „On the interior satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17. http://adsabs.harvard.edu/abs/1851MNRAS..12...15L. 
  17. ^ Lassell, W. (1848). „Observations of Satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 43–44. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1848MNRAS...8...43.&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=45eb6e10af10464. 
  18. ^ Lassell, W. (1850). „Bright Satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 10 (6): 135. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1850MNRAS..10..135L. 
  19. ^ doi:10.1086/100198
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  20. ^ a b doi:10.1126/science.233.4759.85
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  21. ^ Hidas, M.G. (2008). „An observation of a mutual event between two satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 384: L38–L40. doi:10.1111/j.1745-3933.2007.00418.x. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.384L..38H. 
  22. ^ Planetary Satellite Physical Parameters”. Jet Propulsion Laboratory, NASA. http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par. Accesat la 31 ianuarie 2009. 
  23. ^ a b c d e f g doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  24. ^ a b c Bell III, J.F.; McCord, T.B. (1991). „A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images” (Conference Proceedings). Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990. Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. pp. 473–489. http://adsabs.harvard.edu/abs/1991LPSC...21..473B. 
  25. ^ a b c Helfenstein, P. (1990). „Oberon: color photometry and its geological implications”. Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Sciences Institute, Hoston) 21: 489–490. http://adsabs.harvard.edu/abs/1990LPI....21..489H. 
  26. ^ doi:10.1016/0019-1035(91)90064-Z
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  27. ^ a b c d e f g h i doi:10.1029/JA092iA13p14918
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  28. ^ Oberon: Hamlet”. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureNameDetail.jsp?feature=62509. Accesat la 6 ianuarie 2009. 
  29. ^ a b doi:10.1016/j.icarus.2004.05.009
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  30. ^ a b c d e Croft, S.K. (1989). „New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda”. 20. Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. p. 205C. http://adsabs.harvard.edu/abs/1989LPI....20..205C. 
  31. ^ Oberon: Mommur”. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureNameDetail.jsp?feature=64127. Accesat la 6 martie 2009. 
  32. ^ Oberon Nomenclature Table Of Contents”. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureTypes2.jsp?system=Uranus&body=Oberon&systemID=7&bodyID=34&sort=AName&show=Fname&show=Lat&show=Long&show=Diam&show=Stat&show=Orig. Accesat la 23 mai 2009. 
  33. ^ Strobell, M.E. (1987). „New Features Named on the Moon and Uranian Satellites”. Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference 18: 964–65. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987LPI....18..964S. 
  34. ^ a b c doi:10.1051/0004-6361:20031515
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  35. ^ a b doi:10.1029/JB093iB08p08779
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  36. ^ a b doi:10.1029/91JE01401
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  37. ^ doi:10.1029/JA092iA13p14873
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual

Legături externe[modificare | modificare sursă]

Commons
Wikimedia Commons conține materiale multimedia legate de Oberon (satelit)