Titania

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Salt la: Navigare, căutare
Titania
Titania (moon) color cropped.jpg
Descoperire
Descoperit de William Herschel
Data descoperirii 11 ianuarie 1787[1]
Denumiri
Adjective Titanian
Axa semimajoră 435 910 km[2]
Excentricitate 0,0011[2]
Înclinație 0,340° (față de ecuatorul lui Uranus)[2]
Satelit al lui Uranus
Caracteristici fizice
Raza medie 788,4 ± 0,6 km (0,1235 față de Pământ)[3]
Suprafață 7.820.000 km²[note 3]
Volum 2.065.000.000 km³[note 1]
Masă 3,527 ± 0,09 × 1021 kg (5,908 × 10−4 față de Pământ)[4]
Densitatea medie 1,711 ± 0,005 g/cm³[3]
Gravitația la suprafață la ecuator greacă 3.527 m/s²[note 4]
Viteza de ieșire 0,773 km/s[note 2]
Perioada de rotație presupusă sincronă[5]
Albedo 0,35 (geometric),
0,17 (legătură)[6]
Magnitudine aparentă 13,9[7]
Atmosfera
Presiunea atmosferică <10–20 nbar
Compoziție dioxid de carbon (?), azot (?), metan (?)

Titania este cel mai mare satelit al lui Uranus și al optulea satelit ca dimensiune din Sistemul Solar. Descoperit de William Herschel în 1787, Titania a primit numele după regina zânelor din Visul unei nopți de vară de Shakespeare. Orbita sa se află în interiorul magnetosferei lui Uranus.

Titania constă din cantități aproximativ egale de gheață și rocă, fiind separată într-un miez de rocă și un înveliș de gheață, cu un strat de apă lichidă prezent, probabil, la limita dintre cele două. Suprafața Titaniei, care este relativ închisă la culoare și ușor roșiatică pare a fi modelată atât de impacturi, cât și de procese endogene. Ea este acoperită cu numeroase cratere de impact cu diametrul de până la 326 km, dar mai puține decât în cazul celui mai îndepărtat satelit al lui Uranus, Oberon. Titania a suferit, probabil, fenomene endogene care au distrus vechea suprafață cu mai multe cratere. Suprafața Titaniei este brăzdată de un sistem de canioane și falii uriașe, rezultatul expansiunii interiorului său în decursul evoluției. Ca și ceilalți mari sateliți ai lui Uranus, Titania s-a format probabil dintr-un disc de acreție care a înconjurat planeta după formarea ei.

Analizele spectroscopice în infraroșu efectuate între 2001 și 2005 au relevat prezența gheții și dioxidului de carbon la suprafața Titaniei, ceea ce a sugerat că satelitul deține o atmosferă bogată în dioxid de carbon cu o presiune la suprafață de aproximativ 10 miimi de miliardimi de bar. Măsurătorile efectuate în timpul ocultației unei stele de către Titania au dat o limită superioară a presiunii posibilei atmosfere la 10–20 nbar.

Sistemul uranian a fost studiat îndeaproape o singură dată, de nava Voyager 2 în ianuarie 1986. Ea a realizat câteva imagini ale Titaniei, imagini ce au permis cartografierea a aproximativ 40% din suprafața sa.

Descoperirea și denumirea[modificare | modificare sursă]

Titania a fost descoperită de William Herschel la 11 ianuarie 1787, în aceeași zi în care el a descoperit și al doilea satelit ca dimensiune al lui Uranus, Oberon.[1][8] Ulterior, el a anunțat descoperirea a încă patru sateliți,[9] dar acestea s-au dovedit a fi niște greșeli.[10] Timp de aproape cincizeci de ani de la descoperire, Titania și Oberon nu au putut fi observați cu niciun alt instrument în afara celui al lui William Herschel,[11] deși satelitul poate fi văzut astăzi de pe Pământ chiar și cu telscoapele disponibile pentru amatori.[7]

Toți sateliții lui Uranus au fost botezați după personajele lui William Shakespeare sau Alexander Pope. Numele Titania provine de la regina zânelor din Visul unei nopți de vară.[12] Numele tuturor celor patru sateliți ai lui Uranus cunoscuți la acea vreme au fost alese la sugestia fiului lui Herschel John în 1852, la cererea lui William Lassell,[13] care i-a descoperit pe ceilalți doi, Ariel și Umbriel, cu un an în urmă.[14]

Titania a fost la început denumită „primul satelit al lui Uranus”, iar în 1848 a primit denumirea Uranus I de la William Lassell,[15] deși el a folosit o vreme numerotarea lui William Herschel (în care Titania și Oberon sunt II respectiv IV).[16] În 1851 Lassell a numerotat toți cei patru sateliți cunoscuți de el în ordinea distanței față de planetă, cu cifre romane, și de atunci Titania are numele de Uranus III.[17]

Orbita[modificare | modificare sursă]

Titania orbitează pe Uranus la o distanță de aproximativ 436.000 km, fiind al doilea ca distanță față de planetă între cei cinci sateliți majori ai acesteia.[note 5] Orbita Titaniei are o mică excentricitate și este înclinată foarte puțin în raport cu ecuatorul lui Uranus.[2] Perioada sa orbitală este de aproximativ 8,7 zile, aceeași cu cea de rotație. Cu alte cuvinte, Titania este pe orbită sincronă, având permanent aceeași față îndreptată spre Uranus.[5]

Orbita Titaniei se află în întregime în interiorul magnetosferei uraniene.[18] Emisferele posterioare a sateliților care orbitează în interiorul unei magnetosfere sunt lovite de plasma magnetosferică aflată în rotație sincronă cu planeta.[19] Acest bombardament poate duce la întunecarea emisferei posterioare, observată la toți sateliții uranieni cu excepția lui Oberon.[18]

Întrucât Uranus orbitează Soarele aproape culcat, iar sateliții săi îl orbitează în planul ecuatorial, aceștia (inclusiv Titania) sunt supuși unui ciclu sezonier extrem. Atât emisfera sudică, cât și cea nordică, petrec 42 de ani în întuneric total, și încă 42 de ani în lumină permanentă.[18] O dată la 42 de ani, când Uranus are un echinocțiu și planul său ecuatorial intersectează Pământul, sunt posibile ocultații reciproce ale sateliților lui Uranus. În 2007–2008 s-au observat mai multe astfel de evenimente, inclusiv două ocultații a lui Umbriel și a Titaniei la 15 august, respectiv la 8 decembrie 2007.[20]

Compoziția și structura internă[modificare | modificare sursă]

Această imagine a Titaniei realizată de Voyager 2 prezintă rifturi uriașe.

Titania este cel mai voluminos și mai masiv satelit uranian și al optulea ca masă dintre toți sateliții Sistemului Solar.[note 6] Densitatea sa de 1,71 g/cm³,[4] care este mult mai mare decât cea tipică pentru sateliții lui Saturn, arată că ea constă din proporții aproximativ egale de gheață și de alte componente dense;[22] cele din urmă ar putea fi rocă sau materiale ce conțin carbon, inclusiv compuși organici grei.[5] Prezența apei înghețate este susținută de observațiile spectroscopice în infraroșu efectuate în anii 2001–2005, care au relevat gheață cristalină la suprafața satelitului.[18] Liniile de absorbție ale gheții sunt puțin mai pronunțate la atmosfera frontală a Titaniei decât pe cea posterioară. Este situația opusă celei întâlnite la Oberon, unde emisfera posterioară prezintă mai multă gheață.[18] Nu se cunoaște cauza acestei asimetrii, dar poate fi legată de bombardarea cu particule încărcate electric din magnetosfera lui Uranus, mai puternică în emisfera posterioară (din cauza corotației plasmei).[18] Particulele încărcate cu energie tind să împrăștie gheața, să descompună metanul din ea și să întunece alți compuși organici, lăsând în urmă un reziduu negru, bogat în carbon.[18]

Cu excepția apei, singurul alt compus identificat la suprafața Titaniei prin spectroscopie în infraroșu este dioxidul de carbon, concentrat mai ales în emisfera posterioară.[18] Origiea dioxidului de carbon nu a fost clarificată. El ar putea fi produs local din carbonate sau din materialele organice sub influența radiațiilor solare ultraviolete sau a particulelor încărcate electric din magnetosfera lui Uranus. Acest din urmă proces ar explica asimetria distribuției, deoarece emisfera posterioară este supusă unei influențe magnetosferice mai intense decât cea frontală. O altă sursă posibilă ar fi emanația de CO2 primordial de sub gheață. Ieșirea de CO2 din interior ar putea fi legată de activitatea geologică din trecutul acestui satelit.[18]

Titania poate fi împărțită într-un miez stâncos înconjurat de un înveliș de gheață.[22] Dacă este așa, atunci raza miezului (520 km) este aproximativ 66% din raza satelitului, iar masa sa este de 58% din masa satelitului—acești parametri sunt dictați de compoziția sa. Presiunea din centrul Titaniei este de aproximativ 0,58 GPa (5,8 kbar).[22] Starea actuală a învelișului de gheață nu este cunoscută. Dacă gheața conține suficient amoniac sau alte substanțe care împiedica înghețul, Titania ar putea avea un strat de apă lichidă la limita între miez și înveliș. Grosimea acestui ocean, dacă există, este de până la 50 km iar temperatura sa este în jur de 190 K.[22] Structura internă actuală a Titaniei depinde mult de istoria sa termică, necunoscută.

Trăsăturile suprafeței[modificare | modificare sursă]

Trăsăturile de pe suprafaţa Titaniei

Între sateliții lui Uranus, Titania este unul mediu ca strălucire, între Oberon și Umbriel (mai întunecați) și Ariel și Miranda (mai strălucitori).[6] Suprafața sa prezintă efect de opoziție: reflectivitatea sa scade de la 35% la un unghi de fază de 0° (albedo geometric) la 25% la un unghi de 1°. Titania are un albedo de legătură de doar 17%.[6] Suprafața sa este în general roșiatică dar în mai puțină măsură decât suprafața lui Oberon.[23] Depozitele din impacturile mai recente sunt mai albastre, în timp ce câmpiile netede de pe emisfera frontală de lângă craterul Ursula și de-a lungul unor grabene sunt mai roșii.[23]<[24] Ar putea fi o asimetrie între emisferele frontală și posterioară;[25] cea din urmă pare a fi mai roșie cu 8% decât prima.[note 7] Această diferență este, însă, corelată cu câmpiile netede și ar putea fi accidentală.[23] Înroșirea suprafețelor rezultă probabil din bombardarea cu particule încărcate electric și cu micrometeoriți de-a lungul existenței Sistemului Solar.[23] Asimetria cromatică a Titaniei este, însă, cel mai probabil, cauzată de acreția de material roșiatic provenit din alte părți ale sistemului uranian, posibil din sateliți neregulați, material depus predominant pe emisfera frontală.[25]

Au fost identificate trei mari tipuri de trăsături geologice pe Titania: cratere, chasmata (canioane) și rupes (prăpastii).[26] Suprafața Titaniei prezintă mai puține cratere decât cele ale lui Oberon sau Umbriel, ceea ce înseamnă că este mult mai recentă.[24] Diametrele craterelor se înscriu de la câțiva kilometri până la 326 kilometri pentru cel mai mare crater cunoscut,[24] Gertrude.[27] Unele cratere (cum ar fi Ursula și Jessica) sunt înconjurate de materiale strălucitoare care radiază din ele, constând din gheață relativ proaspătă.[5] Toate craterele mari de pe Titania au baza plană și vârfuri în centru. Singura excepție este Ursula, care are în centru o groapă.[24] La vest de Gertrude se află o zonă cu un relief neregulat, așa-numitul „bazin fără nume”, care ar putea fi un bazin de impact profund degradat, cu diametrul de aproximativ 330 km.[24]

Suprafața Titaniei este intersectată de un sistem de falii enorme. În unele locuri, două falii paralele marchează depresiuni în scoarța satelitului,[5] formând grabene, denumite uneori „canioane”.[28] Cel mai mare canion al Titaniei este Chasma Messina, care are aproximativ 1500 km de la ecuator până aproape de polul sud.[26] Grabenele de pe Titania au lățimi de 20–50 km și o lărgime de aproximativ 2–5 km.[5] Faliile care nu sunt legate de canioane se numesc rupes, cum ar fi Rupes Rousillon lângă craterul Ursula.[26] Regiunile de-a lungul unor falii din apropierea lui Ursula par netede la rezoluția camerei de pe Voyager. Aceste câmpii netede au ieșit, probabil, la iveală în perioadele recente ale istoriei geologice ale Titaniei, după formarea majorității craterelor. Această apariție ar putea să fi fost fie de natură endogenă, implicând erupția de materiale lichide din interior (criovulcanism), fie cauzată de materialele de impact provenit dein cratere mari apropiate.[24] Grabenele sunt probabil cele mai recente trăsături geologice de pe Titania—ele intersectează toate craterele și chiar câmpiile netede.[28]

Geologia Titaniei a fost influențată de două forțe concurente: formarea craterelor de impact și factorii endogeni.[28] Primele au acționat în toată istoria satelitului și au influențat toate suprafețele. Procesele ulterioare au fost și ele globale, dar au activat mai mult într-o perioadă de după formarea satelitului.[24] Ele au înlăturat terenul plin de cratere din trecut, ceea ce explică numărul relativ mic de cratere de impact de pe suprafața actuală.[5] Ulterior au avut loc alte episoade de ieșire la suprafață care au dus la formarea de câmpii netede.[5] Aceste câmpii ar putea fi și pături de materiale aruncate din craterele de impact apropiate.[28] Cele mai recente procese endogene au fost mai ales de natură tectonică și au determinat formarea de canioane, crăpături uriașe ale scoarței de gheață.[28] Crăpăturile au fost cauzate de o explansiune globală a Titaniei cu aproximativ 0,7%.[28]

Chasma Messina—un mare canion de pe Titania
Trăsăturile de pe suprafața Titaniei[26][26] (Trăsăturile de pe Titania sunt denumite după personaje din operele lui Shakespeare)[29]
Trăsătura Denumită după Tip Lungime (diametru), km Coordonate
Chasma Belmont Belmont, Italia (Negustorul din Veneția) Chasma 238 8°30′S 32°36′E / 8.5°S 32.6°E / -8.5; 32.6
Chasma Messina Messina, Italia (Mult zgomot pentru nimic) 1,492 33°18′S 335°00′E / 33.3°S 335°E / -33.3; 335
Rupes Rousillon Roussillon, Franța (Totul e bine când se termină cu bine) Rupes 402 14°42′S 23°30′E / 14.7°S 23.5°E / -14.7; 23.5
Adriana Adriana (Comedia erorilor) Crater 50 20°06′S 3°54′E / 20.1°S 3.9°E / -20.1; 3.9
Bona Bona (Henric al VI-lea, Partea a treia) 51 55°48′S 351°12′E / 55.8°S 351.2°E / -55.8; 351.2
Calphurnia Calpurnia Pisonis (Julius Caesar) 100 42°24′S 291°24′E / 42.4°S 291.4°E / -42.4; 291.4 (Calphurnia crater)
Elinor Eleanora de Aquitainia (Viața și moartea regelui John) 74 44°48′S 333°36′E / 44.8°S 333.6°E / -44.8; 333.6
Gertrude Gertrude (Hamlet) 326 15°48′S 287°06′E / 15.8°S 287.1°E / -15.8; 287.1
Imogen Imogen (Cymbeline) 28 23°48′S 321°12′E / 23.8°S 321.2°E / -23.8; 321.2
Iras Iras (Antoniu și Cleopatra) 33 19°12′S 338°48′E / 19.2°S 338.8°E / -19.2; 338.8
Jessica Jessica (Negustorul din Veneția) 64 55°18′S 285°54′E / 55.3°S 285.9°E / -55.3; 285.9
Katherine Katherine (Henric al VIII-lea) 75 51°12′S 331°54′E / 51.2°S 331.9°E / -51.2; 331.9
Lucetta Lucetta (Doi gentlemeni din Verona) 58 14°42′S 277°06′E / 14.7°S 277.1°E / -14.7; 277.1
Marina Marina (Pericle, Prințul Tyrului) 40 15°30′S 316°00′E / 15.5°S 316°E / -15.5; 316
Mopsa Mopsa (Poveste de iarnă) 101 11°54′S 302°12′E / 11.9°S 302.2°E / -11.9; 302.2
Phrynia Phrynia (Timon of Athens) 35 24°18′S 309°12′E / 24.3°S 309.2°E / -24.3; 309.2
Ursula Ursula (Mult zgomot pentru nimic) 135 12°24′S 45°12′E / 12.4°S 45.2°E / -12.4; 45.2
Valeria Valeria (Coriolanus) 59 34°30′S 4°12′E / 34.5°S 4.2°E / -34.5; 4.2

Atmosfera[modificare | modificare sursă]

Prezența dioxidului de carbon la suprafață sugerează că Titania are o atmosferă rarefiată formată mai ales din CO2, similară cu cea a satelitului Calisto al lui Jupiter.[note 8][3] Prezența altor gaze, cum ar fi azotul sau metanul este improbabilă, deoarece gravitația slabă a satelitului nu le poate împiedica să se disipe în spațiu. La o temperatură maximă, care pe Titania la solstițiul de vară este de 89 K, presiunea vaporilor de dioxid de carbon este de aproximativ 3 nbar.[3]

La 8 septembrie 2001, Titania a ocultat o stea strălucitoare (HIP106829) cu o magnitudine aparentă de 7,2; aceasta a fost o ocazie de a preciza diametrul și efemeridele, precum și de a detecta atmosfera. Datele au arătat că presiunea atmosferică este de maxim 10–20 nanobari; dacă există, este mult mai rarefiată decât cea a lui Triton sau a lui Pluton.[3] Această limită superioară este totuși de câteva ori mai mare decât presiunea maximă posibilă a dioxidului de carbon, ceea ce înseamnă că măsurătorile nu pun constrângeri asupra parametrilor atmosferei.[3]

Geometria neobișnuită a sistemului uranian face ca polii sateliților să primească mai multă energie solară decât regiunile ecuatoriale.[18] Întrucât presiunea vaporilor de CO2 depinde foarte mult de temperatură,[3] aceasta poate duce la acumularea de dioxid de carbon în regiunile de joasă latitude ale Titaniei, unde poate exista stabil pe porțiunile cu albedo ridicat și pe regiunile umbrite ale suprafeței sub formă de gheață. Pe timp de vară, când temperaturile polare ajung la valori de 85–90 K,[3][18] dioxidul de carbon sublimează și migrează spre polul opus și spre regiunile ecuatoriale, dând naștere unui fel de ciclu al carbonului. Dioxidul de carbon acumulat sub formă de gheață poate fi eliminat din capcanele reci de particulele magnetosferice, care îl îndepărtează de suprafață. Se presupune că Titania și-a pierdut o cantitate semnificativă de dioxid de carbon de la formarea sa acum 4,6 miliarde de ani.[18]

Originea și evoluția[modificare | modificare sursă]

Se crede că Titania s-a format dintr-un disc de acreție sau dintr-o subnebuloasă; un disc de praf și gaze care fie a existat în jurul lui Uranus o vreme după formarea sa fie a fost creat de un impact violet care i-a dat lui Uranus oblicitatea sa.[30] Compoziția exactă a subnebuloasei nu se cunoaște, dar densitatea relativ mare a Titaniei și a altor sateliți uranian prin comparație cu sateliții lui Saturn arată că a fost relativ lipsit de apă.[note 9][5] 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.[30] Sateliții care s-au format într-o astfel de subnebuloasă ar conține mai puțină apă înghețată (cu CO și N2 sub formă de clatrat) și mai multă rocă, explicând densitatea mai mare.[5]

Acreția Titaniei a durat probabil timp de câteva mii de ani.[30] Impacturile care au însoțit acreția au determinat încălzirea stratului exterior al satelitului.[31] Temperatura maximă de aproximativ 250 K a fost atinsă la adâncimi în jur de 60 km.[31] După sfârșitul procesului de formare, stratul subsuperficial s-a răcit, în timp ce interiorul Titaniei s-a încălzit din cauza dezintegrării elementelor radioactive prezente în roci.[5] Răcirea stratului apropiat de suprafață s-a contractat, în timp ce interiorul s-a dilatat. Aceasta a dus la tensiuni în interiorul scoarței satelitului, tensiuni ce au dus la crăparea ei. Unele dintre canioanele actuale ar putea fi rezultate ale acestui proces, care a durat timp de aproximativ 200 de milioane de ani,[32] ceea ce ar însemna că orice activitate endogenă a încetat cu miliarde de ani în urmă.[5]

Încălzirea inițială combinată cu dezintegrarea continuă a elementelor radioactive au fost probabil suficient de puternice încât să topească gheața în prezența unei substanțe acceleratoare pentru acest proces, cum ar fi amoniacul (sub formă de hidrat de amoniu) sau sare.[31] Topirea ar fi putut duce chiar și la separarea gheții de stâncă și formarea miezului stâncos înconjurat de un înveliș de gheață. La limita miez-înveliș s-ar fi putut forma un strat de apă lichidă bogată în amoniac dizolvat.[22] Temperatura eutectică a acestui amestec este de 176 K.[22] 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.[24]

Explorarea[modificare | modificare sursă]

Deocamdată, singurele imagini de aproape cu Titania 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 Titania a fost de doar 365.200 km,[33] cele mai bune imagini cu acest satelit au rezoluția spațială de aproximativ 3,4 km.[24] Imaginile acoperă aproximativ 40% din suprafață, dar doar pentru 24% din suprafață sunt de calitate suficientă încât să permită extragerea de informații geologice. La momentul trecerii, emisfera sudică a Titaniei era îndreptată spre Soare, astfel că emisfera nordică (întunecată) nu a putut fi studiată.[5] Nicio altă sondă sau navă nu a mai vizitat Uranus (și Titania), și nu este planificată nicio misiune în viitorul apropiat.

Note explicative[modificare | modificare sursă]

  1. ^ Volum v calculat din raza r: 4πr3/3.
  2. ^ Viteza de ieșire calculată din masa m, constanta gravitațională G și raza r: Format:Radical.
  3. ^ Suprafața calculată din raza r: 4πr2.
  4. ^ Gravitația calculată din masa m, constanta gravitațională G și raza r: Gm/r2.
  5. ^ Cei cinci mari sateliți sunt Miranda, Ariel, Umbriel, Titania și Oberon.
  6. ^ Cei șapte sateliți mai masivi decât Titania sunt Ganymede, Titan, Callisto, Io, Luna, Europa și Triton.[21]
  7. ^ Culoarea este determinată de raportul albedourilor văzute prin filtrele verde (0,52–0,59 μm) și violet (0,38–0,45 μm) ale lui Voyager.[23][25]
  8. ^ Presiunea parțială de CO2 pe suprafața lui Callisto este de aproximativ 10 pbar.
  9. ^ De exemplu, satelitul saturnian Tethys are o densitate de 0,97 g/cm³, ceea ce sugereaza că el conține peste 90% apă.[18]

Note bibliografice[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. ^ a b c d Planetary Satellite Mean Orbital Parameters”. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem. Accesat la 6 octombrie 2009. 
  3. ^ a b c d e f g h Widemann, T. (2008). „Titania’s radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation” (PDF). Icarus 199: 458–476. doi:10.1016/j.icarus.2008.09.011. http://www.lesia.obspm.fr/perso/thomas-widemann/eprint/Widemann_etal2009.pdf. 
  4. ^ a b doi:10.1086/116211
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  5. ^ a b c d e f g h i j k l m 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
  6. ^ 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
  7. ^ 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 
  8. ^ 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. 
  9. ^ 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. 
  10. ^ 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.. 
  11. ^ 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. 
  12. ^ doi:10.1086/126146
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  13. ^ Lassell, W. (1852). „Beobachtungen der Uranus-Satelliten”. Astronomische Nachrichten 34: 325. http://adsabs.harvard.edu/abs/1852AN.....34..325.. Accesat la 18 decembrie 2008. 
  14. ^ 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. 
  15. ^ 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. 
  16. ^ 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. 
  17. ^ doi:10.1086/100198
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  18. ^ a b c d e f g h i j k l m 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
  19. ^ 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
  20. ^
  21. ^ Planetary Satellite Physical Parameters”. Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics). http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par. Accesat la 28 mai 2009. 
  22. ^ a b c d e f 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
  23. ^ a b c d e 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. 
  24. ^ 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
  25. ^ a b c 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
  26. ^ a b c d e Titania Nomenclature Table Of Contents”. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureTypes2.jsp?system=Uranus&body=Titania&systemID=7&bodyID=35&sort=AName&show=Fname&show=Lat&show=Long&show=Diam&show=Stat&show=Orig. Accesat la 3 iunie 2009. 
  27. ^ Titania: Gertrude”. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureNameDetail.jsp?feature=62319. Accesat la 3 iunie 2009. 
  28. ^ a b c d e f 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. 
  29. ^ 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. 
  30. ^ 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
  31. ^ a b c doi:10.1029/JB093iB08p08779
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  32. ^ doi:10.1029/91JE01401
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual
  33. ^ doi:10.1029/JA092iA13p14873
    Această referință va fi completată automat în următoarele minute. Puteți sări peste perioada de așteptare sau puteți extinde citarea manual